VENERE
VENERE
. È il secondo pianeta in ordine di distanza dal Sole, ben noto fino dalla più remota antichità.
Esso era osservato regolarmente dagli astronomi babilonesi certo fino dal sec. X a. C., ma non è da escludersi che qualcuna delle osservazioni di Venere, scritte sulle tavolette assire attualmente conservate al British Museum, possa rimontare al sec. XVII a. C.
Prima della scoperta del cannocchiale, nulla si conosceva intorno alle apparenze del pianeta Venere. Il Galilei fu il primo a scoprirne le fasi nel dicembre 1610. Nei mesi di novembre e dicembre 1645 e di gennaio 1646, l'astronomo napoletano Francesco Fontana osservò qualche macchia oscura sul pianeta Venere (l'osservazione è però molto dubbia), e altre ne furono pure vedute nel 1665 da Giovanni Domenico Cassini, il quale, dal loro esame, dedusse che il pianeta rotava intorno al suo asse in un periodo di circa 23 giorni. La determinazione del periodo rotatorio di Venere fu poi tentata da Giacomo Cassini (figlio del precedente) il quale trovò il valore di 24 ore e 20 minuti.
Più tardi, Francesco Bianchini il quale osservò il pianeta Venere in Roma e in Albano negli anni 1726 e 1727, giunse alla conclusione che il periodo di rotazione di Venere era di 24 giorni, valore questo poco diverso da quello trovato da G. D. Cassini. Egli raccolse la discussione delle sue osservazioni nel libro: Hesperi et Phosphori nova Phaenomena (Roma 1728). In seguito, J. H. Schroeter fece conoscere che alcune osservazioni da lui eseguite al principio del sec. XIX sul pianeta Venere lo portavano a ritenere che il periodo di rotazione fosse di 23 ore e 21 minuti, valore questo che parve confermato dalle osservazioni fatte all'osservatorio del Collegio Romano, fra il 1839 e il 1843, dal padre F. De Vico, il quale trovò la durata di 23 ore e 21 minuti.
La concordanza delle conclusioni di Giacomo Cassini, Schroeter e De Vico fece generalmente ritenere che la rotazione di Venere si compisse in un tempo poco differente da quella terrestre. Ma ecco che, nel 1890, G. V. Schiaparelli annunziò che nessuno dei periodi fino allora assegnati era ammissibile e che, secondo le sue osservazioni, il pianeta ruota intorno all'asse con moto lentissimo, il quale è molto probabilmente eguale al periodo rivolutivo del pianeta intorno al Sole, cioè di giorni 225. Questa conclusione non fu da tutti accettata, e J. L. N. Niesten, E.- L. Trouvelot, L. Brenner, G. Lais e altri la respinsero, dichiarando che la durata più probabile rimaneva quella di 24 ore. La difficoltà del problema e la diversità delle soluzioni dipendono dalla natura delle macchie di Venere, le quali non sono stabili e di forma ben definita come, per es., in Marte, ma vaghe e fugaci, così che la loro identificazione non è sempre sicura.
Il metodo spettroscopico per la determinazione delle velocità radiali (principio di Doppler) non ha dato conclusioni più sicure, in quanto la velocità che interviene nel fenomeno è molto piccola.
Senza qui fare la storia completa delle varie determinazioni del periodo rotatorio di Venere, ricorderemo ancora che recentemente (nel 1928) R. Jarry-Desloges sembra concludere per un periodo di circa 23 ore, e che l'americano F.E: Ross (nel 1928), mediante ricerche fotografiche eseguite con filtri selettori di varia trasmissione spettrale, propende per una rotazione di una trentina di giorni, la quale verrebbe ad avvicinarsi a quella di Gian Domenico Cassini (23 giorni) e di Fr. Bianchini (24 giorni). La rotazione lenta di 225 giorni sembra dunque quanto mai discutibile e incerta.
Venere possiede un'atmosfera molto alta, la quale è probabilmente avvolta da un denso e profondo strato di nubi bianche che impedisce di scorgere la superficie del pianeta. Ciò che noi vediamo non è quindi che la parte superiore di questo strato di nuvole; quasi nulla conosciamo della "geografia" di Venere.
L'atmosfera di questo pianeta è costituita in massima parte di acido carbonico: nel solo strato superiore sembra trovarsene una quantità 10 mila volte più grande di quella che si trova in tutta l'atmosfera terrestre. Non si hanno prove di esistenza di vapor d'acqua e di ossigeno; di questo gas è possibile che al di sopra dello strato visibile costituito da nubi se ne trovi 1 millesimo della quantità che ne esiste nell'atmosfera terrestre. Ciò però non vuol dire che la presenza di ossigeno e di vapor d'acqua sia del tutto da escludersi, essendo le nostre osservazioni limitate a quella parte dell'atmosfera che è al di sopra dello strato di nuvole.
Stante il fatto che l'orbita di Venere è compresa dentro l'orbita della Terra, e giace quasi nello stesso piano con questa, Venere, come pure Mercurio, appare sempre a fianco del Sole, o da un lato o dall'altro (con un massimo di elongazione di 48°), e appare al mattino o la sera, raggiungendo talvolta uno splendore eguale a sei volte quello di Giove e quindici volte quello di Sirio, che è la stella più luminosa. In tali occasioni, non è raro che esso si possa vedere di pieno giorno, cioè parecchie ore dopo il nascere del Sole e parecchie ore prima del tramonto.
Venere dista dal Sole 108 milioni di km., e compie la sua rivoluzione in 224,7 giorni. L'orbita è inclinata di 3° 23′ 38″ rispetto a quella della Terra, e ha un'eccentricità eguale a 0,00681. Venere ha un diametro di 12.370 km., ossia 97 centesimi di quello della Terra. Il suo volume è 9/10 del volume della Terra, e la sua massa 82/100 della massa terrestre. La sua densità media è di 9/10 di quella della Terra (= 5,0 volte la densità dell'acqua).
Il movimento combinato della Terra e di Venere nelle loro rispettive orbite dà luogo a passaggi di Venere innanzi al Sole. Il fenomeno è visibile a occhio nudo. Gli ultimi passaggi furono i seguenti: 6 dicembre 1631; 4 dicembre 1639; 5 giugno 1761; 3 giugno 1769; 8 dicembre 1874; 6 dicembre 1882; i futuri passaggi, fino a tutto il sec. XXIV accadranno alle seguenti date: 7 giugno 2004; 5 giugno 2012; 10 dicembre 2117; 8 dicembre 2125; 11 giugno 2247; 8 giugno 2255; 12 dicembre 2360; 10 dicembre 2368. Fino alla scoperta del pianetino Eros, l'osservazione dei passaggi di Venere fu rivolta specie alla determinazione della parallasse solare: il passaggio del 1882 diede il valore di 8″,80 (v. sole).