La “fontana” che mette a nudo Venere

La spessa coltre di nuvole che circonda Venere impedisce di vedere la superficie del cosiddetto “gemello bollente” della Terra. Fortunatamente, sembra che le stesse nubi permettano di ricreare una mappa di ciò che rimane celato sotto di loro. Utilizzando le osservazioni raccolte dal 2006 al 2012 dal satellite dell’ESA Venus Express, un gruppo di scienziati ha dimostrato per la prima volta come alcuni schemi meteorologici osservati negli strati di nubi venusiane siano direttamente collegati alla topografia della superficie sottostante. La scoperta è statarecentemente pubblicata sulla rivista Journal of Geophysical Research: Planets. Venere è un pianeta particolarmente caldo, a causa di un estremo effetto serra che riscalda la superficie a temperature fino a 450 gradi Celsius. Oltre ad essere rovente, la superficie è buia, sempre a causa del manto di nubi che avvolge completamente il pianeta. Inoltre, i venti a livello del suolo non contribuiscono a mitigare la calura, soffiando alla modesta velocità di circa 1 metro al secondo. Le nubi venusiane formano uno strato spesso 20 km, situato tra i 50 e i 70 km al di sopra del suolo, con temperature tipiche attorno ai -70 gradi Celsius, simili a quelle riscontrabili nelle formazioni nuvolose più esterne dell’atmosfera terrestre. Nello strato superiore delle nubi soffiano venti centinaia di volte più veloci rispetto a quelli sulla superficie, addirittura più rapidi della rotazione stessa di Venere (un fenomeno chiamato super-rotazione). Ora, grazie ai dati ottenuti sonda Venus Express, un gruppo internazionale di scienziati, guidati daJean-Loup Bertaux del francese LATMOS (Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observations Spatiales), è riuscito a migliorare notevolmente la conoscenza della mappa climatica di Venere, esplorandone tre aspetti principali: quanto velocemente circolano i venti su Venere; quanta acqua è contenuta all’interno delle nubi; quanto brillanti risultano le nuvole, in particolare nella luce ultravioletta (UV).«I nostri risultati hanno mostrato che tutti questi aspetti – i venti, il contenuto di acqua e la composizione della nube – sono in qualche modo collegati alle proprietà della superficie di Venere stessa», spiega Bertaux. «Avendo la possibilità di utilizzare osservazioni di Venus Express che abbracciano un periodo di sei anni, abbiamo potuto studiare i modelli climatici a lungo termine del pianeta». Anche se Venere risulta assai secca per gli standard terrestri, la sua atmosfera contiene vapore d’acqua, in particolare al di sotto dello strato di nuvole. I ricercatori hanno calcolato quanta acqua è presente e dove è localizzata, trovando un punto di maggiore accumulo nei pressi dell’equatore venusiano. Questa zona “umida” si trova esattamente sopra una catena montuosa alta fino a 4 mila metri, denominata Aphrodite Terra. Siccome il fenomeno è presumibilmente causato da una colonna d’aria ricca di acqua, spinta dalle zone basse dell’atmosfera verso l’alto in corrispondenza dei rilievi montuosi, i ricercatori lo hanno soprannominato “fontana di Afrodite”. «Questa “fontana” rimane fissa all’interno di un vortice di nubi che scorrono da est a ovest nell’atmosfera venusiana», dice uno degli autori, Markiewicz Wojciech dell’Istituto Max-Planck per la ricerca sul sistema solare, a Gottinga, in Germania. «La prima domanda a cui abbiamo cercato di rispondere è come mai tutta quest’acqua resti bloccata proprio in quel punto». I ricercatori hanno anche trovato che le nuvole attorno alla “fontana” riflettono meno luce ultravioletta che altrove e che i venti sopra la regione montuosa di Aphrodite Terra sono circa il 18 percento più lenti rispetto alle regioni circostanti. Secondo Bertaux e colleghi, questi tre fattori possono essere spiegati contemporaneamente da un singolo meccanismo: le onde di gravità atmosferiche. «Quando i venti s’inoltrano lentamente attraverso le pendici montuose sulla superficie, generano qualcosa di noto come onde di gravità», aggiunge Bertaux. «Naturalmente non hanno nulla a che fare con le onde gravitazionali, che sono increspature nello spazio-tempo. Le onde di gravità sono invece un fenomeno atmosferico che possiamo vedere normalmente in zone montuose della superficie terrestre. In breve, si formano quando l’aria in movimento incontra dei rilievi, propagandosi in verticale e crescendo progressivamente di ampiezza, fino a rompersi appena sotto la cima delle nubi, come onde del mare su un litorale». La presenza di rilievi sulla superficie innesca dunque queste pompe d’aria i cui effetti sono misurabili dall’esterno del pianeta, sulla superficie delle nuvole. Oltre ad aiutarci a “intravedere” la superficie di Venere, la constatazione che la topografia superficiale può significativamente influenzare la circolazione atmosferica ha conseguenze anche per la comprensione del fenomeno di super-rotazione planetaria e del clima in generale. «Questa scoperta mette certamente alla prova i nostri attuali modelli di circolazione atmosferica globale», dice Håkan Svedhem dell’ESA, responsabile scientifico di Venus Express. «Mentre i nostri modelli riconoscono una connessione tra topografia e clima, solitamente essi non producono schemi meteorologici persistenti connessi a caratteristiche della superficie topografiche. Questa è la prima volta che questa connessione è stato chiaramente individuata su Venere: un risultato importante». Venus Express è stata operativa attorno a Venere dal 2006 fino al 2014, quando ha concluso la propria missione calandosi nella stessa mortifera coltre di nubi che la sonda ha studiato per anni. Mentre i dati ottenuti da Venus Express continuano a riservare sorprese, con la recente entrata in orbita della missione giapponese Akatsuki – che aveva mancato il bersaglio 5 anni prima –  gli autori dello studio si augurano che i propri risultati possano essere confermati e ampliati da questa nuova arrivata. «Questo studio, come anche molti altri che verranno ancora, dimostra l’enorme ricchezza scientifica che ci ha lasciato Venus Express come eredità alla fine della sua vita operativa», commenta a Media INAF Giuseppe Piccioni dell’INAF-IAPS di Roma, principal investigator dello spettrometro VIRTIS a bordo di Venus Express. «Questa eredità è destinata a durare ancora per molti anni, in quanto solo parzialmente intaccata dalla missione giapponese Akatsuki, l’unica al momento operativa a Venere ma con strumentazione limitata alle sole camere. In realtà un vero successore di Venus Express non è ancora nato, sebbene ci siano in studio varie proposte di missione con lancio previsto nel corso del prossimo decennio, ma niente ancora di definitivo. I dati prodotti da Venus Express resteranno quindi, ancora per molto, un punto di riferimento importante per tutta la scienza di Venere».
di Stefano Parisini (INAF)

Destinazione Venere…10 anni dopo (missione conclusa a dicembre 2014)

Sono passati 10 anni da quel 9 novembre 2005 quando venne lanciata la sonda dell’ESA Venus Express, missione con una forte partecipazione INAF e il supporto finanziario dell’ASI. La sonda, arrivata su Venere l’11 aprile 2006, è stata per otto anni il nostro “inviato speciale” all’interno del Sistema solare fino a metà del dicembre 2014, quando la missione è stata dichiarata conclusa (pensate che sarebbe dovuta durare solo 500 giorni!). Venus Express è stata una missione di fondamentale importanza perché per prima ha esplorato “in lungo e in largo” il secondo pianeta del Sistema solare. È la seconda missione interplanetaria dell’ESA dopo Mars Express. Il veicolo spaziale ha raccolto negli anni una grande quantità di dati sul pianeta, sull’atmosfera e sulla sua superficie. L’Italia e l’INAF, come detto, sono presenti con gli strumenti VIRTIS (una camera iperspettrale nel visibile e nell’infrarosso ideata dallo IAPS di Roma) e PFS (uno spettrometro), con una importante partecipazione su ASPERA-4 (dedicato allo studio del plasma). Di particolare interesse per gli scienziati proprio l’atmosfera di Venere, la più densa di tutto il Sistema solare e composta per la maggior parte da anidride carbonica. Venere è anche avvolto da uno spesso strato di nuvole composte da acido solforico. Questa combinazione di gas con lo strato di nubi perenne ha portato ad un riscaldamento serra enorme, portando la temperatura superficiale di Venere poco oltre i 450ºC. Ma soprattutto la densità di nuvole e atmosfera ha da sempre nascosto ai nostri occhi il pianeta, impenetrabile dai telescopi a terra. Particolare fenomeno è quello dei venti che soffiano più in alto delle nuvole soffiano a 400 chilometri orari, quindi 60 volte più veloce della rotazione planetaria, con fenomeni quali i famosi vortici polari. Nel corso degli anni la sonda Venus Express ha dimostrato che i vortici polari di Venere sono tra i più variabili del Sistema solare. Questa serie di immagini riprende proprio i venti che soffiano al polo sud del pianeta e sono state scattate da VIRTIS da febbraio 2007 (in alto a sinistra) ad aprile 2008 (in basso a destra). La forma dell’ “occhio” del vortice, che spesso va dai 2000 ai 3000 chilometri, cambia repentinamente per cause ancora non totalmente chiare. Proprio l’anno scorso la sonda è stata spinta fino agli strati più bassi dell’atmosfera, un’operazione molto rischiosa, ma sempre effettuata in sicurezza, con un rischio aggiuntivo dovuto alla ridotta quantità di carburante rimasto disposizione: nel luglio scorso, alla fine, Venus Express nella sua ultima missione estrema ha raggiunto l’altitudine di soli 129,2. Difficile – poi in effetti impossibile – è stata la fase di risalita, perché la sonda non è riuscita a riprendere l’altezza corretta a causa dell’esaurimento del combustibile dei suoi razzi di manovra. Da quel momento l’inizio della fine di una missione straordinaria. Su Media INAF il commento di Giuseppe Piccioni, dell’INAF-IAPS di Roma, principal investigator di VIRTIS. È un giorno da celebrare: «Abbiamo “spremuto” per lungo e per largo la sonda con tutti gli strumenti a bordo per avere veramente il massimo in termini di ritorno scientifico. I tantissimi ed importanti risultati scientifici ottenuti sulla comprensione del pianeta “gemello” sono ormai parte della storia scientifica e dell’esplorazione spaziale. Di sicuro il nostro lavoro non è ancora terminato». Piccioni ha aggiunto: «La missione Venus Express è ormai da tutti considerata a livello internazionale un solido riferimento per la scienza venusiana e da cui partire per le future auspicabili prossime esplorazioni. Non da meno, ha sicuramente contribuito a rinnovare un interesse internazionale per il pianeta “dimenticato” ed un appetibile obiettivo di missione spaziale per vari paesi emergenti».
Redazione Media Inaf

 

I punti caldi di Venere: prove di attività vulcanica

Esaminando i dati raccolti dall’ESA durante la missione Venus Express, un team internazionale di scienziati ha trovato picchi variabili di temperatura in diversi punti della superficie del pianeta. Questi cosiddetti hotspot, che sono stati visti apparire e scomparire nel giro di pochi giorni, sembrano essere generati da flussi di lava attivi sulla superficie. La ricerca, pubblicata online su Geophysical Research Letters, si aggiunge a precedenti scoperte che, nel loro insieme, indicano che Venere continua a essere vulcanicamente e tettonicamente attivo anche ai giorni nostri.
«Siamo riusciti a ottenere prove evidenti del vulcanismo di Venere e del fatto che sia attualmente in attività, e quindi geologicamente attivo» afferma James W. Head, geologo alla Brown University e coautore del nuovo studio. «E’ una scoperta importante, che ci aiuterà a capire l’evoluzione di pianeti come il nostro».
Gli hotspot sono apparsi nelle immagini termiche riprese dalla Venus Monitoring Camera a bordo della sonda Venus Express. I dati hanno mostrato picchi di temperatura di svariate centinaia di gradi in zone di dimensioni variabili da 1 a 200 kilometri quadrati.
Le macchie erano raggruppate in una grande depressione tettonica chiamata Ganiki Chasma. Depressioni tettoniche come queste si formano a causa dell’allungamento della crosta provocato da forze interne e dal magma caldo che risale verso la superficie. Head e il suo collega russo Mikhail Ivanov avevano precedentemente mappato la regione come parte di una carta geologica globale di Venere, prodotta dalla missione sovietica Venera degli anni ‘80 e dalla missione americana Magellan degli anni ‘90. Il processo di mappatura aveva mostrato che Ganiki Chasma era relativamente giovane, geologicamente parlando, ma, fino a oggi, non era stato possibile definire quanto fosse giovane.
«Sapevamo che Ganiki Chasma era il risultato di un vulcanismo recente, in termini geologici, ma non sapevamo se si fosse formato ieri o un miliardo di anni fa» ha dichiarato Head. «Le anomalie attive rilevate da Venus Express coincidono esattamente con la mappatura di questi depositi relativamente giovani e suggeriscono un’attività ininterrotta».
L’ultimo rinvenimento è coerente con gli altri dati ricevuti da Venus Express che suggeriscono un’attività vulcanica molto recente. Nel 2010, immagini ad infrarossi di diversi vulcani sembravano indicare colate di lava vecchie di migliaia o pochi milioni di anni (vedi qui su Media INAF). Qualche anno dopo, gli scienziati hanno riscontrato saltuari picchi di anidride solforosa nell’atmosfera più esterna di Venere (qui il relativo articolo), un altro ipotetico segnale di vulcanismo attivo.
«Queste scoperte degne di nota sono il risultato della cooperazione tra diversi stati nel corso di svariati anni, e sottolineano l’importanza di collaborazioni internazionali nell’esplorazione del nostro sistema solare e nel capire come si evolve», conclude Head.
di Martina Fantini e Federico Scutti (INAF)

 

La misteriosa fascia calda di Venere

Anche se Venus Express, la sonda europea che ha scrutato il “gemello bollente” della Terra per 8 anni, ha cessato definitivamente l’attività lo scorso dicembre, i dati raccolti durante il suo onorato servizio continuano a riservare sorprese. L’ultima in ordine di tempo è svelata sulle pagine di Planetary and Space Science da un gruppo internazionale di scienziati, guidati dall’italiana Arianna Piccialli del LATMOS (Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observations Spatiales) di Guyancourt, in Francia.
Durante la compilazione di una mappa termica della parte alta dell’atmosfera nel lato “notturno” di Venere, gli scienziati hanno scoperto uno strato di aria calda nell’atmosfera del pianeta, la cui natura risulta, al momento, ancora sconosciuta.
«Abbiamo misurato le temperature ad altitudini variabili tra 90 e 140 km», spiega uno degli autori dello studio, Denis Belyaev dell’Istituto di ricerche spaziali dell’Accademia russa delle Scienze. «Sul lato non illuminato del pianeta le temperature normalmente tendono ad abbassarsi con l’altitudine, ma noi abbiamo notato un picco nel grafico in corrispondenza della fascia tra 90 e 100 km. Qui l’atmosfera era di 20-40°C più calda di quanto ci aspettassimo».
«Non sappiamo ancora che cos’è che provoca questo riscaldamento», prosegue Belyaev, «ma lo strato di ozono di Venere si trova proprio a questa altitudine, quindi è possibile che ci sia una qualche connessione. Non possiamo affatto escludere che questo fenomeno possa essere spiegato da reazioni chimiche, cioè dalla decomposizione dell’ozono quando viene a contatto con sostanze a base di cloro. Reazioni che sarebbero in grado di rilasciare calore».
«C’è anche un’altra possibile spiegazione per la presenza dello strato di aria calda», aggiunge Piccialli. «Può essere il risultato del riscaldamento adiabatico dovuto alla subsidenza dell’aria – il movimento discendente di una massa d’aria che provoca un riscaldamento per compressione – sul lato notturno del pianeta».
Piccialli e colleghi hanno analizzato i dati ottenuti dallo strumento SPICAV (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus), uno spettrometro per l’indagine sulle caratteristiche dell’atmosfera di Venere installato a bordo della sonda Venus Express.
La temperature atmosferica viene misurata grazie al canale sensibile agli ultravioletti (UV) di cui è equipaggiato SPICAV, con il metodo dell’occultazione stellare, dove lo spettrometro cattura la luce emessa da una stella proprio quando passa dietro al pianeta. La luce della stella passa attraverso l’atmosfera di Venere, portando con sé le informazioni sulle sue caratteristiche, leggibili dagli esperti nella scomposizione spettrale che SPICAV effettua sulla luce della stella.
E’ un lavoro che richiede pazienza. Prima gli scienziati selezionano le stelle che brillano di più nelle lunghezze d’onda dell’ultravioletto, il campo di lavoro dello spettrometro. Poi durante l’occultazione, che dura pochi minuti prima che la stella scompaia dietro l’orizzonte del pianeta, lo spettrometro esegue una rilevazione ogni secondo. Successivamente gli scienziati determinano la composizione, la densità e la temperatura dell’atmosfera a diverse quote. Dal giugno 2006 al febbraio 2013 sono stati ottenute ben 587 di queste istantanee dall’atmosfera, che hanno fornito una panoramica praticamente completa dell’emisfero non illuminato di Venere.
«In quasi tutte le sessioni di questi sette anni abbiamo rilevato uno strato a 90-100 km di altezza che è di ben 20-40 gradi più caldo di quello che dovrebbe essere, con temperature attorno ai 220-240 gradi Kelvin (tra -53 e -33 gradi Celsius, ndr), mentre dovrebbero risultare anche inferiori a 200° K», ribadisce Belyaev.
I ricercatori hanno inoltre scoperto un’altra peculiarità dell’alta atmosfera di Venere. Venere è un pianeta unico, che non ruota nella direzione del suo movimento lungo l’orbita circumsolare, ma nella direzione opposta, a causa del suo asse di rotazione inclinato di 177 gradi. In più, ruota molto lentamente, impiegando 243 giorni terrestri per una rotazione completa. Tuttavia, proprio a causa del moto retrogrado combinato allo spostamento sull’orbita, tra un’alba e l’altra trascorrono “soltanto” 117 giorni terrestri.
Durante la lunga notte venusiana, la parte superiore dell’atmosfera si raffredda, quindi l’alba venusiana dovrebbe essere più fredda rispetto al tramonto. Invece i ricercatori hanno scoperto che la temperatura atmosferica è di 20 gradi più calda al mattino presto rispetto alla sera, proprio il contrario di quanto si aspettavano.
«Questo è probabilmente dovuto alla circolazione globale dell’atmosfera», commenta Belyaev, «nella quale, ad un’altitudine di circa 100 chilometri, si osserva una transizione dove si sovrappongono due diversi regimi di circolazione: si passa dalla super-rotazione, osservata nella bassa mesosfera, alla circolazione solare-antisolare. In questa zona, sul lato notturno, la massa d’aria scende fino a 70 km, il che può portare al riscaldamento adiabatico dell’atmosfera».
di Stefano Parisini (INAF)

La grande Y nell’atmosfera di Venere

Venere è ricoperta da una densa coltre di nubi che, a prima vista, non mostra alcuna struttura degna di nota. Tuttavia, se la guardiamo nell’ultravioletto, presenta svariate striature scure. La più grande, che copre praticamente l’intero pianeta, ha la forma di una “Y” ed è rimasta un mistero a partire dalla sua scoperta, circa mezzo secolo fa. Uno studio recente, guidato da astronomi dell’Istituto di Astrofisica dell’Andalusia, in collaborazione con l’Università dei Paesi Baschi e l’Istituto di Astrofisica e delle Scienze Spaziali del Portogallo, ha descritto il meccanismo che sostiene la struttura ed è riuscito per la prima volta a riprodurne l’evoluzione nell’arco di un mese.

venere-nubi-Y
Appena scoperta, la struttura ad “Y” era considerata dagli astronomi un semplice gruppo di nubi spostate dal vento. Nel 1973 i dati della missione Mariner 10 della NASA hanno mostrato non solo che la struttura si muoveva come una singola entità, ma anche che aveva una velocità differente dal resto dell’atmosfera. “La conclusione fu che poteva trattarsi soltanto di un’onda o un’alterazione periodica di variabili atmosferiche, anche se non sapevamo quali”, dice Javier Peralta, ricercatore presso l’Istituto di Astrofisica dell’Andalusia e responsabile dello studio che ha ottenuto la copertina della rivista Geophysical Research Letters ed è stato segnalato da Science.
Queste strutture scure hanno rivelato la presenza massiccia di un composto ancora sconosciuto che assorbe la radiazione ultravioletta e oscura la regione in cui è concentrato. Tracciando questo composto si è scoperta la natura della “super-rotazione” dell’atmosfera di Venere: mentre il pianeta impiega 243 giorni a ruotare attorno al proprio asse, l’atmosfera ruota attorno al pianeta in appena 4 giorni. “Una struttura a forma di Y deve giocare un ruolo cruciale nello spiegare perché l’atmosfera ruota sei volte più rapidamente della superficie, perciò era fondamentale comprenderne la natura”, dice Peralta.
Lo studio di Peralta e dei suoi collaboratori ha confutato l’ipotesi, accettata per decadi, che la struttura ad Y dovesse avere una natura simile alle onde equatoriali presenti sulla Terra. Gli scienziati hanno considerato un nuovo tipo di onde atmosferiche, compatibili con la rotazione estremamente lenta di Venere, che spiega con grande semplicità i numerosi enigmi posti dalla “Y”. Il suo colore scuro, ad esempio, è dovuto al fatto che l’onda spinge verso l’alto e concentra i misteriosi assorbitori ultravioletti.
La struttura è confinata non solo nella zona equatoriale ma anche a quote dove i venti raggiungono le loro massime intensità, il che spiega anche perché la “Y” si può osservare solo nella sottile regione delle altitudini maggiori delle nubi di Venere.
Tuttavia, il risultato più interessante di questo studio è la prova che la struttura ad Y è dovuta alla distorsione causata dai venti sull’onda. “I forti venti che soffiano verso ovest su Venere sono più o meno costanti dall’equatore fino alle medie latitudini. Dal momento che alle alte latitudini il raggio della circonferenza è minore, i venti si muovono attorno al pianeta più rapidamente di quanto accade all’equatore, e questo distorce l’onda”, spiega Javier Peralta. “È stato affascinante vedere come la nuova onda di dimensioni planetarie assume la forma di Y sotto l’effetto dei venti che la distorcono”.
di Elisa Nichelli (INAF)

Nuvole di acido solforico e una temperatura di oltre 460°C

Venere è il secondo pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole con un’orbita quasi circolare che lo porta a compiere una rivoluzione in 224,7 giorni terrestri. Prende il nome dalla dea romana dell’amore e della bellezza.  È l’oggetto naturale più luminoso nel cielo notturno, dopo la Luna, con una magnitudine apparente di -4,6, e per questo motivo è conosciuto fin dall’antichità. Venere raggiunge la sua massima brillantezza poco prima dell’alba o poco dopo il tramonto e per questa ragione è spesso stato chiamato da popoli antichi la “Stella del Mattino” o la “Stella della Sera”, fino a quando Pitagora identificò in Venere il responsabile di entrambe le apparizioni. Classificato come un pianeta terrestre, a volte è definito il “pianeta gemello” della Terra poiché i due mondi sono molto simili per quanto riguarda dimensioni e massa. Tuttavia, è stato dimostrato che per altri aspetti è piuttosto differente dal nostro pianeta. La sua atmosfera è costituita principalmente da anidride carbonica ed è molto più densa di quella terrestre, con una pressione in superficie pari a 92 atmosfere. La densità e la composizione dell’atmosfera creano un imponente effetto serra sulla sua superficie, che lo rende il pianeta più caldo del sistema solare. Venere è avvolto da uno spesso strato di nubi altamente riflettenti, composte principalmente da acido solforico, che impediscono la visione in luce visibile della superficie dallo spazio. Il pianeta non è dotato di satelliti o anelli e ha un campo magnetico debole, rispetto a quello terrestre.
Osservazioni
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 a 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, di gran lunga più brillante di qualsiasi altra stella nel firmamento. L’osservazione al telescopio è migliore quando non è completamente immerso nell’oscurità ma piuttosto nelle luci del crepuscolo o in pieno giorno, in quanto il contrasto col fondo cielo è minore e consente una migliore percezione dei deboli dettagli e delle ombreggiature dell’atmosfera, inoltre il pianeta in questi casi è più alto sull’orizzonte e la stabilità dell’immagine è migliore, in quanto meno disturbata dal riverbero dell’atmosfera terrestre. Particolarmente utili nell’osservazione telescopica di Venere è l’uso di filtri colorati per selezionare la luce a diverse lunghezze d’onda, o di filtri neutri e polarizzatori per ottimizzare la quantità di luce nelle osservazioni crepuscolari, permettendo di evidenziare maggiormente le tenui caratteristiche dell’atmosfera venusiana. L’orbita del pianeta è interna rispetto a quelle della Terra, quindi lo vedremo muoversi alternativamente a est e a 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, e può arrivare fino a 47°. Le variazioni della sua elongazione massima sono dovute più alla variazione della distanza tra Terra e Sole che alla forma dell’orbita di Venere e quando l’elongazione è ampia Venere può restare visibile per diverse ore. Periodicamente passa davanti o dietro al Sole entrando quindi in congiunzione: quando il passaggio avviene dietro si ha una congiunzione superiore, mentre quando avviene davanti si ha una congiunzione inferiore e la faccia illuminata del pianeta non è visibile dalla Terra in nessun momento del giorno. Il diametro apparente di Venere durante una congiunzione inferiore è di circa 64 secondi d’arco. 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 × 106 km e raggiungere un’inclinazione di circa 8° sull’eclittica avendo un forte effetto sulla sua visibilità. A parte il Sole, la Luna e (con difficoltà) Giove, Venere è l’unico corpo celeste che è visibile a occhio nudo anche di giorno, sia pure a condizione che la sua elongazione dal Sole non sia troppo piccola e che il cielo sia abbastanza terso.
Transiti
Un transito di Venere è un evento molto raro, ed avviene quando il pianeta si interpone fra la Terra e il Sole, oscurandone una piccola parte del disco. Solo gli ultimi due transiti, quelli del 2004 e del 2012, sono stati osservati con strumenti scientifici moderni e con le conoscenze attuali del pianeta dopo l’esplorazione delle sonde spaziali. Tuttavia in passato i transiti di Venere furono considerati molti importanti per diversi fattori, tra cui quello della esatta misurazione della distanza Terra-Sole. I transiti avvengono a coppie, con un intervallo di otto anni da un transito all’altro di ciascuna coppia, e intervalli di 121,5 e 105,5 anni tra una coppia e un’altra. C’è qualche menzione di transiti di Venere sul Sole in epoche antiche, come quella dello scienziato persiano Avicenna, che nel 1032 riporta di aver osservato Venere come una macchia che passava sopra il Sole, concludendo che il pianeta fosse più vicino al Sole di quanto lo sia la Terra. L’astronomo spagnolo Ibn Bajja menzionò anch’esso di un transito Mercurio e Venere sul Sole nel XII secolo, tuttavia studi storici di Bernard R. Goldstein e altri nel XX secolo non hanno confermato tali transiti che sarebbero stati osservati ad occhio nudo, concludendo che molto probabilmente essi avevano osservato delle macchie solari. La prima previsione di un transito di Venere fu di Keplero nel 1631, anche se nessuno all’epoca riuscì ad osservarlo perché non visibile dall’Europa. Keplero non aveva previsto il transito che avvenne 8 anni dopo, cosa che fece il giovane astronomo britannico Jeremiah Horrocks, che nel 1639 osservò per primo un transito di Venere davanti al Sole. Da Horrocks in poi sono stati osservati solo altri sei transiti nel corso della storia, tra cui quello del 1761 che permise all’astronomo russo Lomonosov di predire l’esistenza di un’atmosfera su Venere. In quegli anni però lo studio di diversi astronomi era diretto alla stima della distanza Terra-Sole, su suggerimento di Halley avvenuto agli inizi del XVIII secolo e diretto ai giovani astronomi dell’epoca, che avrebbero potuto essere ancora in vita in occasione dei transiti del 1761 e del 1769. Molti astronomi di diverse nazioni viaggiarono per vari luoghi del mondo, da dove sarebbero stati visibili i transiti previsti. Particolarmente sfortunato fu l’astronomo francese Guillaume Le Gentil, che dopo aver perso il transito del 1761 visibile in India perché a bordo di una nave in movimento, perse quello di otto anni dopo perché quel giorno il cielo si rannuvolò. Tornato in Francia ebbe anche la brutta sorpresa di trovarvi la moglie risposata mentre lui era stato dato per morto dalle autorità. Il famoso navigatore britannico James Cook fece il suo primo viaggio diretto a Tahiti perché mandato dalla Royal Society a studiare un transito di Venere. Nel 1771 un altro astronomo francese, Jérôme Lalande, utilizzando i dati dei transiti precedenti, stimò in 153 milioni di chilometri la distanza della Terra dal Sole, distanza poi corretta nel secolo successivo da Simon Newcomb in 149,67 milioni di km, grazie alle osservazioni dei transiti del 1874 e del 1882.
Parametri orbitali
L’orbita di Venere è quasi circolare, con un’eccentricità orbitale inferiore all’1% e una distanza media dal Sole di 108 milioni di chilometri. Venere è il pianeta che maggiormente si avvicina alla Terra e in occasione delle congiunzioni inferiori la distanza media tra Venere e la Terra è di circa 41 milioni di chilometri. Essendo l’orbita di Venere quasi circolare la vicinanza minima tra la Terra e Venere avviene quando il nostro pianeta si trova al perielio e la sua distanza dal Sole è di 147 milioni di chilometri circa. In queste occasioni quando Venere è in congiunzione inferiore si avvicina a meno di 40 milioni di chilometri, e nei periodi di massima eccentricità orbitale dell’orbita terrestre, la distanza minima di Venere dalla Terra è di 38,2 milioni di chilometri. Con una velocità orbitale di 35 km/s, Venere impiega 224,7 giorni a compiere una rivoluzione attorno al Sole, mentre il periodo sinodico, ossia il periodo nel quale si ritrova nella stessa posizione nel cielo terrestre rispetto al Sole, è di 584 giorni.  La rotazione di Venere, rimasta sconosciuta fino alla seconda metà del XX secolo, avviene secondo il moto retrogrado (in senso orario), cioè al contrario di come avviene normalmente per la maggior parte degli altri pianeti del sistema solare. La rotazione è molto lenta, infatti un giorno dura circa 243 giorni terrestri, superiore al periodo di rivoluzione attorno al Sole, con una velocità all’equatore di appena 6,5 km/h. Alcune ipotesi sostengono che la causa sia da ricercarsi nell’impatto con un asteroide di dimensioni ragguardevoli. All’inizio del 2012, analizzando i dati della sonda Venus Express, si è scoperto che la rotazione di Venere sta ulteriormente rallentando, con un periodo di rotazione che è stato misurato in 243,0185 giorni, 6 minuti e mezzo superiore alla precedente misurazione di 16 anni prima effettuata dalla sonda Magellano. 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 a est. Poiché il pianeta impiega 225 giorni terrestri 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.
Caratteristiche fisiche
Venere è uno dei quattro pianeti terrestri del sistema solare. Questo significa che, come la Terra, è un corpo roccioso. In dimensioni e massa è molto simile alla Terra ed è spesso descritto come il suo “gemello”. 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, un uomo di 70 kg che misurasse il proprio peso su Venere, mediante un dinamometro tarato sull’accelerazione di gravità terrestre, registrerebbe un valore pari a circa 62 kg (utilizzando come unità di misura i chilogrammi forza). 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 più densa tra tutti i pianeti terrestri: l’atmosfera di Venere, infatti, è costituita per il 96,5% da anidride carbonica, mentre il restante 3,5% è composto soprattutto da azoto. 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 a causa dell’assenza di una magnetosfera, il leggero 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 dovuta per la maggior parte al biossido di carbonio e ad altri gas serra. Il pianeta è inoltre ricoperto da un opaco strato di nuvole di acido solforico, altamente riflettenti, che insieme alle nubi dello strato inferiore impediscono la visione della superficie 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. La mappatura della sua superficie è stata possibile attraverso i dati forniti dalla sonda Magellano tra il 1990 e il 1991. Ne è risultato un suolo con evidenze di estensivo vulcanismo; anche la presenza di zolfo nell’atmosfera poteva essere un indizio di eruzioni recenti. Però l’assenza di flussi lavici accanto alle caldere visibili rimane un problema. Il pianeta mostra pochi crateri da impatto, il che depone a favore di una superficie relativamente giovane, sui 300-600 milioni di anni. La mancata evidenza di attività tettonica viene collegata alla notevole viscosità della crosta, dovuta all’assenza dell’effetto lubrificante provocato dall’acqua, il che rende più difficile la subduzione. Ci può tuttavia essere una perdita di calore interno in seguito a importanti eventi periodici di affioramento.
Struttura interna
Anche se vi sono poche informazioni dirette sulla sua struttura interna e la geochimica venusiana a causa della mancanza di dati sismici e della conoscenza del suo momento di inerzia 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. Si ritiene che il nucleo venusiano, come quello della Terra, sia almeno parzialmente liquido dal momento che i due pianeti hanno avuto un processo di raffreddamento simile. Le dimensioni leggermente inferiori di Venere suggeriscono che le pressioni siano significativamente più basse al suo interno rispetto a quelle terrestri. La differenza principale tra i due pianeti è l’assenza di tettonica delle placche su Venere dovuta probabilmente alla diversa composizione della litosfera e del mantello venusiani (assenza di acqua = viscosità maggiore = grado di accoppiamento maggiore litosfera/mantello) rispetto a quelli terrestri. L’omogeneità della crosta di Venere determina una minore dispersione di calore dal pianeta, che infatti presenta un flusso di calore con valori di circa la metà inferiori a quelli terrestri. L’assenza di un campo magnetico potrebbe essere legata all’assenza di un nucleo solido all’interno del pianeta. Si ritiene che Venere sia soggetto 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.
Superficie
La superficie di Venere mostrata dalle sonde Venera appariva costituita principalmente da rocce di basalto, ed è stata successivamente mappata in dettaglio alla fine del XX Secolo; la sonda Magellano ha elencato circa un migliaio di crateri di meteoriti: un numero basso se confrontato a quello della Terra. La scarsa presenza di crateri e il fatto che essi siano relativamente grandi, oltre i 3 km di diametro, si spiega con la densa atmosfera venusiana che impedisce l’arrivo in superficie dei meteoriti più piccoli, disgregandoli prima dell’impatto al suolo. Circa l’80% della superficie di Venere è formata da pianure vulcaniche che per il 70% mostrano dorsali da corrugamento, e per il 10% sono proprio lisce. Il resto è costituito da due altopiani definiti continenti, uno nell’emisfero nord e l’altro appena a sud dell’equatore. Il continente più a nord è chiamato Ishtar Terra, dalla dea babilonese dell’amore Ishtar, e ha circa le dimensioni dell’Australia. I Monti Maxwell, il più alto massiccio montuoso su Venere, si trovano su Ishtar Terra. La superficie di Venere è, rispetto a quella della Terra e di Marte, generalmente pianeggiante, in quanto solo il 10% della superficie si estende oltre i 10 km d’altezza, contro i 30 chilometri de separano invece i fondi oceanici terrestre dalle montagne più alte. 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. Venere è senza dubbio il pianeta del sistema solare con la maggior quantità di vulcani: ne sono stati individuati in superficie circa 1500 di dimensioni medio-grandi, ma potrebbero esserci fino a un milione di vulcani minori. Alcune strutture vulcaniche sono peculiari di Venere, come quelle chiamate farra (a forma di focaccina), 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 che 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. 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 o 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 l’attuale sistema fosse adottato dall’Unione Astronomica Internazionale, l’ente che controlla la nomenclatura dei pianeti.
Atmosfera
L’atmosfera di Venere è molto diversa da quella della Terra, sia in composizione che in densità: è costituita infatti al 96,5% di anidride carbonica, mentre il 3,5% restante è azoto. La massa dell’atmosfera venusiana è circa 93 volte quella dell’atmosfera terrestre, mentre la pressione sulla superficie del pianeta è circa 92 volte quella della Terra, equivalente alla pressione presente a circa mille metri di profondità in un oceano terrestre. La densa atmosfera composta essenzialmente di CO2, insieme alle nubi di diossido di zolfo, genera il più forte effetto serra del sistema solare, portando la temperatura della superficie del pianeta a valori di oltre 460 °C. Questo rende la superficie di Venere più calda di quella di Mercurio, e quindi di qualunque altro pianeta del sistema solare. Questo nonostante Venere sia due volte più distante dal Sole e riceva quindi solo il 25% dell’irraggiamento rispetto al pianeta più interno. A causa dell’assenza di acqua su Venere non vi è umidità sulla superficie, che a causa di temperatura e condizioni atmosferiche è stata spesso descritta come “infernale”. Gli studi hanno evidenziato come, all’inizio del sistema solare, l’atmosfera di Venere fosse probabilmente molto più simile a quella terrestre, e che vi fosse una presenza abbondante di acqua sulla superficie. Il progressivo aumento della radiazione solare causò un aumento dell’evaporazione, e siccome il vapore acqueo è un potente gas serra, si innescò un processo di feedback positivo. Tale processo diventò sempre più rapido, fino a diventare incontrollabile: come risultato gli oceani di Venere evaporarono completamente, e le temperature al suolo raggiunsero valori di 1500 K. In seguito la radiazione solare ha progressivamente fotodissociato il vapore acqueo in idrogeno e ossigeno. L’idrogeno tuttavia non può essere trattenuto efficacemente da Venere, ed è stato progressivamente perso tramite processi di fuga atmosferica, mentre l’ossigeno rimasto si è ricombinato con il carbonio, portando alla composizione atmosferica odierna. Sebbene non sia possibile la vita sulla superficie di Venere, alcuni scienziati ipotizzano che essa potrebbe esistere negli strati di nubi a 50-60 chilometri d’altezza, dove i valori di temperatura e pressione atmosferica sono simili a quelli terrestri. Venere è un mondo con una situazione climatica estrema e 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. L’ inclinazione assiale del pianeta è di 177,36° il che determina l’apparente rotazione inversa del pianeta. L’angolo è comunque molto prossimo a 180° e contribuisce a rendere poco evidenti i cambiamenti stagionali. 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. Secondo alcuni scienziati 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 esercitano una notevole forza contro gli ostacoli e sono in grado di spostare polvere e pietre sulla superficie. Basterebbe solo questo a rappresentare un ostacolo al movimento di un uomo sulla superficie anche se il calore e la pressione non fossero già 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. Questi venti si muovono a velocità che sono fino a 60 volte la velocità di rotazione del pianeta, mentre sulla terra i venti più forti soffiano solo al 10% o 20% della velocità di rotazione terrestre. Al di sopra del denso strato di CO2 si trovano spesse nubi costituite prevalentemente di biossido di zolfo e da goccioline di acido solforico. Queste 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 vicino 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. Le nubi di Venere sono soggette a frequenti scariche elettriche (fulmini) e la loro composizione ne favorisce la formazione più frequentemente che 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 e nel 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, almeno la metà di quello sulla Terra. Venere non ha satelliti naturali, sebbene l’asteroide 2002 VE68 attualmente mantenga una relazione quasi orbitale col pianeta e una ricerca del 2006 di Alex Alemi e David Stevenson del California Institute of Technology, sui modelli del Sistema Solare primordiale, faccia ipotizzare che Venere avesse inizialmente almeno una luna creata da un gigantesco evento da impatto, come similmente si ipotizza per la formazione della luna terrestre. Questo satellite si sarebbe inizialmente allontanato per via delle interazioni mareali, allo stesso modo della Luna, ma un secondo gigantesco impatto avrebbe rallentato, se non invertito la rotazione di Venere, portando la luna venusiana a riavvicinarsi e infine collidere col pianeta. Una spiegazione alternativa alla mancanza di satelliti è costituita dai forti effetti mareali del Sole che potrebbero destabilizzare grossi satelliti orbitanti attorno ai pianeti terrestri interni.

L’ultima missione di Venus Express

Dopo otto anni di onorato servizio e quasi al termine della sua missione, la sonda europea Venus Express ha portato a compimento di recente un nuovo obiettivo, dopo aver studiato già ampiamente l’atmosfera e le nuvole venusiane. I ricercatori dell’Agenzia spaziale europea, infatti, hanno deciso di correre un nuovo, calcolato, rischio cercando di studiare l’alta atmosfera del secondo pianeta del Sistema solare. I primi risultati sono stati presentati all’ultimo convegno American Astronomical Society’s Division for Planetary Sciences. La sonda Venus Express è attualmente il solo veicolo spaziale in orbita intono al nostro più vicino pianet ed è arrivata sull’orbita polare ellittica della durata di 24 ore l’11 aprile 2006. Da allora, la sonda ha già raccolto una grande quantità di dati sul clima del pianeta e sulla sua superficie. Venus Express è la seconda missione interplanetaria dell’ESA dopo Mars Express e il lancio è avvenuto il 9 Novembre 2005. Alla missione europea contruibuisce l’Agenzia Spaziale Italiana che ha finanziato lo spettrografo VIRTIS (una camera iperspettale tra 3 e 5 micron) ideato dall’INAF – IASP, il PFS (uno spettrometro nel range tra 0.9 e 50um) e ha una importante partecipazione su ASPERA-4 (per lo studio del plasma). La missione, come detto, è quasi arrivata al termine viste anche le ridotte quantità di carburante rimasto. Nonostante ciò gli esperti hanno deciso di inviare l’orbiter in zone più profonde di quelle studiate finora. A giugno di quest’anno sono iniziate le manovre di aerofrenaggio che hanno consentito alla sonda di effettuare una sorta di “tuffo” alla cieca nella densa atmosfera di Venere (quasi impedisce la visione della superficie). L’obiettivo era quello di scendere fino a 130 chilometri, da dove la sonda europea avrebbe avuto una visuale unica verso l’alta atmosfera, una regione – a detta degli esperti – difficile da studiare usando sensori remoti. Il target era conoscere le condizioni attuali e studiare le condizioni di radiazione solare riferite a Venere. Manovre di aerofrenaggio sono state già effettuate in passato nell’ambito di altre missioni per controllare la velocità di un veicolo spaziale risparmiando carburante (come per i moduli Apollo di ritorno dalla Luna e per le sonde in arrivo su Marte). La manovra pone, però, la sonda davanti a un enorme stress perché gli strati esterni si riscaldano velocemente. Era stata prevista al momento del via alla missione, nel caso di mancato inserimento orbitale, ma non è mai stata necessaria. Tra maggio e giugno la sonda è passata da 190 a 140 chilometri di altitudine. Da quel momento l’orbita ha subito maggiormente l’effetto del campo gravitazionale di Venere, passando poi un intero mese tra i 131 e il 135 chilometri. Nel luglio scorso, alla fine, la sonda ha raggiunto l’altitudine di 129,2 chilometri. La manovra è stata possibile ruotando i pannelli solari in modo da subire meno frizione atmosferica possibile. Ad ogni tuffo nell’atmosfera la velocità di Venus Express si è ridotta di circa 1 m/s: metri che sommati con la resistenza opposta dagli strati più bassi dell’atmosfera hanno portato il periodo orbitale da 24 a 22 ore e 20 minuti. Il tutto è terminato il 12 luglio scorso, dopodiché la sonda è stata riportata all’altitudine iniziale in una nuova orbita tramite 15 spinte propulsive. «Sotto 155 km, gli accelerometri di bordo hanno fornito delle misurazioni dirette della velocità di decelerazione, che è direttamente proporzionale alla densità dell’atmosfera», ha spiegato Håkan Svedhem, scienziato dell’ESA per Venus Express. E’ stato così, quindi, che i ricercatori hanno potuto aggiornare i loro dati sulla densità atmosferica locale: «Con nostra grande sorpresa – ha aggiunto – abbiamo visto che l’atmosfera sembrava essere più variabile di quanto si pensasse a questa altitudine». Quello che hanno scoperto è che l’atmosfera è 1000 volte più densa tra il 165 e i 130 chilometri di altitudine. Il ricercatore ha sottolineato che «abbiamo notato numerose variazioni e picchi di diversa entità». Perché questo? «Una delle possibili spiegazioni è che abbiamo rilevato onde atmosferiche, che si generano quando i venti ad alta velocità viaggiano su delle catene montuose. Le onde si propagano poi verso l’alto. Tuttavia, in precedenza tali onde non erano mai stati rilevate a queste altitudini». Gli esperti hanno inoltre evidenziato che la densità cambia notevolmente dal giorno alla notte, come si suol dire: durante il giorno venusiano è anche 4 volte più densa rispetto alla notte. Analisi più approfondite sul campo magnetico e sulle particelle energetiche verranno effettuate nei prossimi mesi. «Da luglio il pericentro dell’orbita è diminuito e per la fine di novembre cercheremo di sollevarlo ancora una volta», ha detto Svedhem. «Purtroppo, non sappiamo quanto carburante rimane nei suoi serbatoi, ma abbiamo intenzione di continuare il processo di up-down più a lungo possibile, fino a quando il propellente non si esaurisce». Quello che resta da decidere è se controllare la discesa a terra fino allo schianto o lasciare precipitare la sonda nell’atmosfera in modo naturale e lasciarla bruciare.
di Eleonora Ferroni (INAF)

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