INAFIl Passaggio di Venere
 
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Il passaggio di Venere nel 2004

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... Scheda informativa D3

L'orbita e la visibilità di Venere - il giorno, la notte e le stagioni

Con una distanza media di circa 108 milioni di chilometri che corrispondono a 0,71 AU (Unità Astronomiche), Venere è il secondo pianeta più vicino al Sole, ed è anche il pianeta più vicino alla Terra. Per compiere un'orbita completa attorno al Sole impiega circa 225 giorni, e la sua distanza dal Sole corrisponde a circa tre quarti di quella della Terra.

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Venere e la sua posizione nel Sistema solare

Il pianeta gemello della Terra orbita attorno alla nostra stella lungo un'orbita ellittica che è la più circolare tra quelle di tutti i pianeti. La differenza tra l'afelio (il punto dell'orbita più distante dal Sole) e il perielio (il punto dell'orbita dove un corpo celeste è più vicino al Sole) è di soltanto 1,5 milioni di chilometri. Queste misure danno alla sua orbita un'eccentricità (in un'ellisse l'eccentricità è il rapporto tra la distanza tra i fuochi dell'ellisse e la lunghezza dell'asse maggiore) di 0,007, la più piccola tra tutti i pianeti del Sistema Solare. Per avere un termine di paragone, l'eccentricità dell'orbita terrestre è di 0,0167. L'inclinazione dell'orbita di Venere sul piano dell'Eclittica (l'Eclittica è la proiezione dell'orbita terrestre sulla sfera celeste), è di circa 3°24'.

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L'inclinazione delle orbite dei pianeti rispetto all'Eclittica

Venere ha una velocità orbitale di circa 35 km/s (quella della Terra è di 30 km/s), e i periodi di rivoluzione siderale e sinodico sono rispettivamente di circa 225 e 584 giorni. Il termine "periodo siderale" si riferisce al tempo impiegato da un corpo per completare una rivoluzione attorno ad un altro corpo facendo riferimento alle stelle; il termine "periodo sinodico" si riferisce all'intervallo di tempo necessario perché Venere sia nuovamente nella stessa posizione relativa al Sole, vista dalla Terra. L'orbita di Venere, che si trova all'interno dell'orbita terrestre, porta Venere vicino alla Terra più di qualsiasi altro pianeta, e questo è il motivo per cui Venere si può vedere molto facilmente. E' spesso chiamata anche Stella del Mattino oppure Stella della Sera, ed è uno di corpi celesti più brillanti del cielo, ad eccezione del Sole e della Luna. Al massimo della sua brillantezza raggiunge magnitudine -4,7, un valore di gran lunga superiore a quello degli altri pianeti.

Le fasi di Venere

Come tutti gli altri pianeti, compresa la Luna, Venere risplende di luce solare riflessa. Inoltre, dal momento che orbita all'interno dell'orbita della Terra, Venere mostra delle fasi che sono molto simili a quelle della Luna. Galileo Galilei fu il primo astronomo a scoprire il fenomeno con un telescopio e questo lo aiutò a trovare conferma del fatto che i pianeti sono corpi simili alla Terra. Il succedersi delle fasi venusiane non poteva venire spiegato sulla base della sistema tolemaico che poneva la Terra al centro. La principale differenza consiste nel fatto che a causa della variazione della distanza tra la Terra e Venere, la sua dimensione apparente cambia molto più di quella della Luna.

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Le fasi di Venere

Un'altra differenza tra le fasi di Venere e quelle lunari consiste nel fatto che dalla Terra non è possibile osservare Venere nella fase "piena", perché quando è in questa fase si trova dall'altra parte del Sole, alla congiunzione superiore, ed è anche molto vicina al Sole stesso. Venere è al massimo della sua brillantezza quando appare come una falce. E' in questa fase quando la vediamo nel cielo serale e sembra muoversi dal suo punto di massima distanza, detta "elongazione maggiore", nuovamente verso il Sole. Quando appare nel cielo della mattina è maggiormente luminosa prima dell'elongazione maggiore.

Le configurazioni di Venere

Venere è il pianeta più vicino alla Terra quando si trova alla congiunzione inferiore, cioè ad una distanza di 42 milioni di chilometri. Il termine "congiunzione inferiore" si riferisce alla configurazione che si ottiene quando un pianeta interno passa tra il Sole e la Terra. Venere appare in cielo davanti al Sole e a volte può accadere che passi davanti al disco stesso del Sole. Questo è però un fenomeno raro, perché avviene solo quando Venere si trova alla congiunzione inferiore in prossimità di uno dei suoi nodi (si veda la scheda "Qual è l'importanza del passaggio di Venere?").

Alla sua congiunzione superiore Venere si trova al lato opposto del Sole e quindi a quasi 257 milioni di chilometri dalla Terra. Questa grande differenza tra le sue distanze dalla Terra sono alla base delle notevoli variazioni della sua grandezza apparente. Quando si trova alla congiunzione superiore il diametro apparente di Venere è di circa 10", mentre alla congiunzione inferiore è di circa 64".

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Le configurazioni di Venere

L'elongazione massima di Venere è di circa 47 gradi. Nel cielo notturno Venere è certamente un oggetto spettacolare quando è al massimo della brillantezza, 35 giorni prima o dopo la congiunzione inferiore, e un terzo della superficie visibile è illuminato. In condizioni atmosferiche favorevoli è anche possibile distinguere la sua falce con un binocolo.

La rotazione di Venere

Il suo periodo di rotazione rimase sconosciuto per molto tempo. Gli osservatori del passato riuscivano a vedere tenui tracce della struttura sulle nuvole, che potevano indicare la rotazione delle nuvole attorno al pianeta in circa 4 giorni, con un moto invertito rispetto a quello della rivoluzione orbitale. Finalmente nel 1962 si penetrò attraverso le nuvole con onde radar e le misurazioni rivelarono che il periodo di rotazione è di 243 giorni, in direzione opposta a quella degli altri pianeti. Questa rotazione contraria viene definita "rotazione retrograda" per distinguerla da quella tipica che avviene in senso antiorario per un osservatore che guardi dal Polo Nord dell'Eclittica o del pianeta.

Il pianeta ruota da Est a Ovest invece che da Ovest verso Est come la Terra; per questo motivo su Venere il Sole, per quanto non sia visibile attraverso le nuvole, sorge ad Ovest e tramonta ad Est. Questa lenta rotazione retrograda ha come risultato che il giorno solare venusiano dura 117 giorni terrestri. La lenta rotazione della superficie solida contrasta con la rotazione rapida delle nuvole, che ruotano nello stesso senso della superficie di Venere ma più rapidamente di essa, una volta ogni 4 giorni. (si veda la Scheda "Le nuvole di Venere"!). L'asse di rotazione, con un'inclinazione di 177 gradi, è quasi perpendicolare al piano orbitale.

Agli astronomi il fatto che la rotazione di Venere sia retrograda sembra molto strano, perché i pianeti orbitano attorno al Sole in un'unica direzione e quasi tutti i pianeti e i satelliti ruotano attorno al proprio asse con la stessa direzione. Per questo motivo è difficile dare una spiegazione del perché Venere giri nel modo "sbagliato". Una possibilità potrebbe essere che quando Venere si trovava nella fase di formazione i planetesimi formarono ammassi di diversa grandezza, e forse l'ammasso secondo in dimensioni colpì il più grande con un angolo tale da causare la rotazione antioraria dell'aggregato così formatosi. Un'altra ipotesi è che successivamente nella vita di Venere una cometa, un asteroide oppure un grande corpo celeste l'abbia investita causando l'inversione del verso di rotazione. Queste ipotesi però non sono sostenute da nessuna prova scientifica valida e rimane dunque strano e inspiegabile che Venere abbia finito col ruotare lentamente in senso contrario invece di trovarsi in una posizione coricata ad un angolo casuale come Urano.

Si pensa dunque generalmente che nel caso dei pianeti terrestri con atmosfere dense come Venere una causa dello svilupparsi di una rotazione retrograda a partire da una rotazione diretta (nella stessa direzione degli altri pianeti) potrebbe essere la frizione tra il nucleo e il mantello all'interno del pianeta, associato a maree atmosferiche, e l'angolo di obliquità tra l'equatore del pianeta e il piano della sua orbita attorno al Sole.

Esistono stagioni su Venere?

Una delle caratteristiche importanti della Terra è la presenza dei cicli stagionali, cioè il susseguirsi di inverno, primavera, estate e autunno. Questo ciclo provoca cambiamenti nella vegetazione, in modo particolare alle latitudini medie. Ogni pianeta del Sistema Solare ha delle stagioni, in quanto le stagioni dipendono da due fattori: l'inclinazione del proprio asse e la variazione della sua distanza dal Sole a causa dell'eccentricità dell'orbita. L'orbita terrestre è quasi circolare e questo influenza scarsamente le stagioni, mentre il fattore prevalente è l'inclinazione dell'asse terrestre, che è dunque alla base di quasi tutti i cambiamenti stagionali. Quando il Polo Nord è inclinato verso il Sole nell'emisfero settentrionale si susseguono la primavera e l'estate, mentre sei mesi dopo quando il Polo Nord è inclinato lontano dal Sole a settentrione siamo in autunno e in inverno.

Sia Venere che Giove hanno un'inclinazione dell'asse molto piccola se paragonata a quella della Terra che è di 23,5 gradi. Di conseguenza su questi due pianeti anche i cambiamenti delle stagioni sono di piccola entità. Su Venere la primavera non è molto diversa dall'autunno. L'atmosfera densa e acida provoca un notevolissimo effetto serra (si veda la Scheda "Le nuvole di Venere") che mantiene la superficie alla temperatura di 500 gradi centigradi per tutto l'anno, una temperatura tanto elevata da riuscire a far fondere il Piombo.

Le stagioni su Venere, Terra, Giove e Marte

      Equinozio di primavera Solstizio d'estate Equinozio d'autunno Solstizio d'inverno
PIANETA e (eccentricità orbitale) Inclinazione dell'asse di rotazione [°] Inizio della primavera Inizio dell'estate Inizio dell'autunno Inizio dell'inverno
Venere 0,01 3 24 Feb 2000
19:30 UT
01 Apr 2000
16:00 UT
28 Mag 2000
04:00 UT
22 Lug 2000
18:00 UT
Terra 0,02 23,5 20 Mar 2000
07:35 UT
21 Giu 2000
01:48 UT
22 Set 2000
17:27 UT
21 Dic 2000
13:37 UT
Marte 0,09 24 31 Mag 2000
16 Dic 2000
12 Giu 2001 02 Nov 2001
Giove 0,05 3 Ago 1997 Mag 2000 Mar 2003  


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Traduzione: G. Schiulaz - Supervisione: M. Messerotti - INAF-OATs

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