INAFIl Passaggio di Venere
 
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Il passaggio di Venere nel 2004

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Le mappe di Venere dalle sonde spaziali

Topografia, geologia e storia planetaria di Venere

La maggior parte delle informazioni in nostro possesso sulla topografia delle dense nuvole che coprono la superficie di Venere fu ottenuta dalle missioni Sovietiche Venera 15 e Venera 16 e dalle sonde Americane Pioneer-Venus e Magellano nel periodo che va dal 1978 al 1994. Attualmente possediamo informazioni riguardanti circa il 98 per cento dell'intera superficie.

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Immagine di Venere in luce visibile ottenuta dalla sonda Galileo
nel febbraio del 1990 (in alto) e l'emisfero settentrionale in un'immagine
elaborata al computer dalle osservazioni radar
della sonda Magellano (in basso). (NASA)

Caratteristiche della superficie

Sulla superficie di Venere la mappatura radar ha rivelato un terreno vario con montagne, pianure, altipiani elevati, canyon, vulcani, catene montuose e crateri da impatto. In generale Venere ha una superficie piuttosto pianeggiante. Non sono presenti grandi differenze in altitudine, solamente 2 o 3 km, tranne nel caso di poche regioni montagnose. I continenti sono più alti rispetto al resto del terreno di soltanto 10 km, mentre su Marte ad esempio sono presenti differenze di 25 km e sulla Terra di 20 km. Solamente circa il 10 per cento della superficie si estende sopra i 10 km, mentre invece circa il 30 per cento della superficie terrestre supera i 10 km di altitudine, misure considerate a partire dal fondo dei bacini oceanici.

Dal momento che su Venere non sono presenti oceani e quindi non si può fare riferimento al livello del mare per misurare l'altitudine del terreno, i planetologi hanno adottato come riferimento il raggio medio misurato dal centro del pianeta, che corrisponde a 6.051 km. La superficie di Venere è coperta per il 20% da bassopiani, per il 70% da terreno collinare non molto elevato e per il 10 % da montagne.

Le zone settentrionali e meridionali di Venere sono notevolmente diverse tra di loro. La parte settentrionale è montagnosa, con altipiani non segnati da crateri, che nell'aspetto ricordano i continenti terrestri. La parte meridionale presenta un terreno ondulato relativamente poco elevato che sembra consistere di vaste pianure laviche.

Le montagne e i continenti

Montagne elevate sono presenti solamente in due aree. Il continente più esteso, chiamato Aphrodite Terra, si trova vicino all'equatore di Venere, ed ha dimensioni simili a quelle del Sud America. Un altro vasto continente alla latitudine di 70° N si chiama Ishtar Terra, e misura circa 1.000 km per 1.500 km. E' dunque più vasto della più grande area montuosa della Terra, la catena dell'Himalaya. Questo grande altipiano potrebbe essersi formato da flussi di lava stratificatisi sopra un'area corrugata della crosta più antica. La zona interna del continente è stata chiamata Lakshmi Planum.

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Ishtar Terra

Catene montuose si trovano sul bordo del continente Ishtar ad Est, Nordovest e a Nord. Una di queste catene è stata chiamata Maxwell Montes e comprende le montagne più alte di tutto il pianeta, con un'altitudine che raggiunge i 12 chilometri, e quindi maggiore del Monte Everest. Un cono vulcanico presente vicino al centro della catena Maxwell conferma la presenza di attività vulcanica in questa zona. In confronto a tutti gli altri pianeti del Sistema Solare, su Venere è presente il numero maggiore di vulcani. Venere ha più vulcani di tutti gli altri pianeti del Sistema solare.

I vulcani

Sono conosciuti oltre 1.500 tra vulcani di grandi dimensioni o zone con evidenti caratteristiche vulcaniche, ma potrebbero essere presenti fino ad un milione di vulcani di minori dimensioni. La maggior parte sono vulcani a scudo simili a Hawaii o Olympus Mons come ad esempio Sif Mons, ma ci sono anche molte zone dalla struttura complessa. Attualmente non si conosce nessuna zona attiva, anche se notevoli variazioni nel contenuto di anidride solforosa dell'atmosfera possono indicare che alcuni vulcani sono ancora attivi. Più di 1.000 tra vulcani singoli o aree vulcaniche presentano dimensioni superiori ai 20 chilometri.

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Sif Mons (NASA)

Contrariamente a quanto avviene sulla Terra, i vulcani sono distribuiti in maniera piuttosto regolare sulla superficie di Venere. La maggior parte della sua superficie è costituita da pianure vulcaniche punteggiate da decine di migliaia di coni e scudi vulcanici. Rilievi vulcanici con la sommità rotondeggiante conosciuti come coni a frittella si sono formati probabilmente in seguito a eruzioni di lava estremamente viscosa.

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Coni vulcanici a frittella (NASA)

Un'altra caratteristica di questi rilievi vulcanici è propria soltanto di Venere, ed è la corona. Questa conformazione del terreno, del diametro di centinaia di chilometri, è formata da un solco profondo circolare che circonda una zona pianeggiante più elevata il cui diametro può raggiungere anche diverse centinaia di chilometri. Sembra essersi formata da coni vulcanici crollati sopra vaste camere magmatiche. La corona potrebbe essersi formata da aree con temperature più elevate, cioè sollevamenti del mantello che si sono espansi fino a formare dei rilievi tondeggianti. Quando la lava smise di fluire il rilievo sprofondò formando un anello di montagne.

Altre conformazioni della superficie

Simili nella forma ma generalmente di dimensioni inferiori alle corone, nonché uno dei tratti più caratteristici e notevoli di Venere sono i cosiddetti aracnoidi (ragni). Come il nome stesso suggerisce, gli aracnoidi sono conformazioni del terreno formate da anelli concentrici e da una complessa rete di fratture che si estende verso l'esterno. Gli aracnoidi hanno un diametro che può andare da 50 a 230 chilometri. Potrebbero essere i precursori della formazione delle corone.

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Gli aracnoidi

Sulla superficie sono presenti anche conformazioni che sembrano proprio fiumi. Colate di lava fluida hanno creato lunghi canali sinuosi che si estendono per centinaia di chilometri. Uno di questi, della lunghezza di quasi 7.000 chilometri, è stato chiamato Hildr ed ha una lunghezza maggiore del Nilo.

Un altro tipo di cratere che punteggia la superficie di Venere è meno numeroso ma ha dimensioni maggiori, ed è quindi indicatore di una superficie relativamente giovane con un'età geologica inferiore agli 800 milioni di anni. Questi crateri sono stati formati da impatto di meteoriti, e la maggior parte non presenta deformazioni, dando così un'altra indicazione che la superficie di Venere deve essere giovane poiché l'erosione, i fenomeni vulcanici e le forze di origine tettonica dovrebbero deformare i crateri. Processi di riformazione della superficie frequentemente possono coprire crateri antichi e perciò di conseguenza tutti i crateri visibili sono giovani. In genere i crateri mostrano picchi centrali, pareti a terrazzamenti, zone d'urto e basi coperte da lava. Non ci sono crateri di dimensioni maggiori di 1,5 - 2 km perché nella densa atmosfera le meteoriti si disgregano bruciando.

Cratere da impatto su Venere

Anche se non sono presenti piogge, oceani o forti venti che potrebbero plasmare la superficie, fenomeni di erosione sono comunque presenti. Sulla superficie di Venere soffiano venti leggeri, ad una velocità non superiore a pochi chilometri all'ora, che sono però abbastanza forti da muovere granelli di sabbia, e infatti immagini radar della superficie mostrano strie del vento sul terreno e dune di sabbia. L'atmosfera corrosiva potrebbe anche modificare le rocce con un'azione chimica.

La struttura interna

Le dimensioni della Terra e di Venere sono quasi simili e quindi si pensa che l'interno di Venere abbia un nucleo metallico di Ferro del raggio di circa 3.000 km e un mantello di roccia fusa che copre la maggior parte del pianeta. Diversamente dalla Terra, il campo magnetico di Venere è molto piccolo, a parte quello indotto dall'effetto del vento solare. Le analisi compiute dai moduli sovietici Venera hanno rivelato che il materiale che costituisce la superficie di Venere è simile al granito e al basalto presenti sulla Terra.

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Sezione della struttura interna di Venere (UCAR)

La storia evolutiva di Venere

La storia geologica dei pianeti e dei satelliti si ricostruisce in larga parte dalla loro età e dalla distribuzione delle rocce superficiali ed in base alla nostra conoscenza delle caratteristiche del loro interno. In modo simile agli altri pianeti terrestri del Sistema Solare, si pensa che Venere si sia formata circa 4,6 miliardi di anni fa dall'accrezione di oggetti di piccole dimensioni. La crosta primordiale fu bombardata in modo massiccio e si formarono numerosissimi crateri. Durante la fase di bombardamento della crosta si sviluppò abbastanza calore da sciogliere l'intero protoplaneta.

Dopo un certo periodo di raffreddamento dalla massa fusa si formarono la crosta, il mantello ed un nucleo centrale. Movimenti convettivi del mantello provocati dal riscaldamento interno, dovuto a compressione gravitazionale, decadimento radioattivo e altro, provocarono deformazioni della crosta esterna che presenta uno spessore sottile nelle aree dei bassipiani, che sulla Terra corrispondono ai mari, e uno spessore maggiore nelle aree dei rilievi, corrispondenti ai continenti sulla Terra. Le regioni con alte montagne si formarono per sollevamento e a causa di flusso di materiale dall'interno verso l'esterno.

Le montagne su Ishtar Terra si formarono in seguito al sollevamento dell'altipiano e alla formazione delle montagne di Maxwell. Le zone pianeggianti e i crateri furono riempiti dalla lava. Lo scudo nella regione detta Beta Regis si formò prima delle catene montuose presenti lungo la frattura che spezzò la superficie stessa dello scudo.

Il basso numero di crateri da impatto su Venere suggerisce che una vasta area della sua crosta fu distrutta nella fase iniziale della storia del pianeta da eruzioni laviche, da movimenti tettonici o da depositi sedimentari. La causa più probabile sembrano essere i flussi lavici perché sulla superficie del pianeta sono presenti un grande numero di vulcani, di crateri vulcanici e colate laviche.

L'aspetto più misterioso della storia di Venere è l'origine della sua atmosfera. Sembra che le atmosfere della Terra e di Venere possano essere messe a confronto dal momento che i due pianeti presentano delle somiglianze. L'evoluzione delle due atmosfere fu però molto diversa, portando alla formazione della meno densa atmosfera della Terra, ricca di Azoto e di Ossigeno ed alla densa atmosfera di Venere, ricca di Carbonio.

Dunque la grande differenza tra Venere e la Terra ci riporta alla formazione degli oceani sul nostro pianeta. La nostra conoscenza della storia geologica di Venere rimarrà frammentaria finché non sarà intrapresa una ricerca globale e completa che copra tutti i vari aspetti.


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

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