ALLA SCOPERTA DEI MISTERI DI VENERE
di Giuseppe Badalucco
per Edicolaweb
 

Negli ultimi anni diverse missioni spaziali che hanno avuto esiti positivi, portando nuove conoscenze sui pianeti del sistema solare e sulla struttura e caratteristiche delle comete e delle fasce esterne del nostro sistema; missioni che hanno riacceso l’interesse per la corsa all’esplorazione spaziale che porterà a nuove e importanti esplorazioni nel prossimo futuro.

Tra quelle che nell’immediato hanno suscitato notevole interesse nell’opinione pubblica e nel mondo della scienza possiamo annoverare la missione della sonda "Venus Express", partita nel novembre 2005, con lo scopo di raggiungere e studiare con moderne tecnologie l’atmosfera e la superficie del pianeta Venere, già più volte oggetto di missio\ni americane e sovietiche negli anni '60 e '70.
Analizziamo brevemente le caratteristiche più importanti di Venere prima di soffermarci sulla missione organizzata dall’Agenzia spaziale europea (ESA) e che ha portato nuove importanti conoscenze su questo strano e misterioso pianeta che, per dimensioni e struttura, assomiglia molto al nostro.

VENERE
È il secondo pianeta in ordine di distanza dal Sole ed è anche quello che più si avvicina alla Terra durante il suo moto orbitale intorno alla nostra stella, raggiungendo la minima distanza di 40 milioni di km, circa cento volte la distanza Terra-Luna.
Poiché l’orbita di Venere è interna a quella della Terra, questo pianeta presenta il fenomeno delle fasi (similmente alla Luna).
Venere presenta, come gli altri pianeti del sistema solare, un moto di rotazione sul proprio asse e un moto di rivoluzione orbitale intorno al Sole. A differenza però degli altri pianeti che ruotano da ovest verso est (moto diretto) Venere presenta un moto di rotazione da est verso ovest, nello stesso senso in cui si compie il moto di rivoluzione (moto retrogrado), fenomeno a cui non è stata data a tutt’oggi una spiegazione concreta dalla scienza.
Venere presenta un moto di rotazione su se stesso molto lento, che si compie in 243 giorni terrestri, mentre il periodo di rivoluzione intorno al Sole si compie in 224,68 giorni, per cui Venere è l’unico pianeta del sistema solare ad avere il giorno siderale maggiore del suo anno.
Per molto tempo Venere è stato considerato un pianeta gemello della nostra Terra, a causa delle sue dimensioni simili e ad alcune delle caratteristiche relative alla sua densità media e alla massa, ma a dire il vero queste similarità sono molto ridotte, se si considera la composizione chimica dell’atmosfera dei due pianeti.
L’atmosfera di Venere è composta per il 96% circa da anidride carbonica (CO₂) a cui si aggiunge l’azoto, il monossido di carbonio, l’acido solforico, il vapore acqueo, l’anidride solforica, l’argon, l’elio e l’ossigeno (quindi tossica per la vita umana); mentre l’atmosfera terrestre è composta per il 78% di azoto, per il 20% di ossigeno e in misura minore dai cosiddetti gas nobili come l’argon, l’elio ecc.
Gli studi condotti sulla Terra hanno dimostrato che il differente sviluppo dell’atmosfera terrestre rispetto a quella venusiana ha avuto origine dal ruolo che ebbero gli oceani che estrassero quasi tutta l’anidride carbonica presente nell’atmosfera imprigionandola nella crosta terrestre, mentre questo fenomeno fu impedito sulla superficie di Venere poiché l’alta temperatura media superficiale (+480°C) impedì la formazione degli oceani oppure ne favorì l’evaporazione.
Le analisi effettuate in passato dalle sonde americane e sovietiche, che hanno studiate Venere negli anni '60 e '70, hanno dimostrato che Venere presenta un’atmosfera molto densa, che raggiunge al suolo una pressione di circa 90 Atmosfere (paragonabile alla pressione dell’acqua a circa 1 km di profondità).
La parte superiore dell’atmosfera venusiana è composta da tre strati di nubi comprese tra un’altitudine di 48 e 67 km.
Nello strato superiore la temperatura registrata è di circa -33°C, mentre nello strato medio si aggira intorno ai 20°C per poi giungere nello strato più basso alla temperatura di 200°C.
Gli strati superiori di nubi nell’atmosfera venusiana presentano una notevole velocità di rotazione, che aumenta all’aumentare dell’altitudine e alla sommità dell’atmosfera ruotano ad una velocità di circa 360 km/h, impiegando 4 giorni a compiere un giro completo del pianeta.
Il ruolo delle nubi sull’evoluzione del clima di Venere è molto importante, poiché le nuvole riflettono la luce solare per circa il 70%, per cui la composizione chimica dell’atmosfera venusiana (96% anidride carbonica) incide sulla formazione di un fortissimo effetto serra che ha portato la superficie del pianeta ad avere una temperatura di 480°C.
La radiazione solare che giunge all’altezza della superficie venusiana viene riflessa sotto forma di radiazione infrarossa e catturata dalla cappa di nuvole composte da anidride carbonica che tengono imprigionato tale calore all’interno dell’atmosfera stessa, per cui il surriscaldamento dell’atmosfera è tale per cui la temperatura media del globo venusiano è uguale in ogni punto del pianeta.
Per quanto riguarda la sua superficie e morfologia per molto tempo vi sono state difficoltà a studiare la struttura di Venere a causa della spessa coltre di nubi che rendeva invisibile la parte superficiale del pianeta e solo con gli studi realizzati negli anni '70 e '80, grazie all’utilizzo delle tecniche radar, è stato possibile mappare quasi il 97% della sua superficie.
Si è così scoperto che Venere presenta delle grandi pianure laviche con svariate depressioni e alcune catene montuose. In particolare vi sono due regioni molto grandi, chiamate rispettivamente "Terra di Ishtar", grande all’incirca come l’Australia (situata nell’emisfero boreale) e l’altra chiamata "Terra di Afrodite" situata nell’emisfero australe, più grande dell’Africa.
Per quanto concerne il campo magnetico di Venere e la sua struttura interna si suppone che la sua somiglianza con il nostro pianeta possa riguardare anche il nucleo interno di ferro fuso che genera il campo stesso. Tuttavia nel caso di Venere gli scienziati ritengono che il decadimento radioattivo interno si trasferisca all’esterno sotto forma di piccole eruzioni vulcaniche o formazioni di crosta venusiana sottili e a forma di guglie che indicherebbero la sua ancora recente attività geologica in alcune zone limitate.
Tuttavia il debolissimo campo magnetico registrato su Venere (un centomillesimo di quello terrestre) dipenderebbe dal fatto che la bassa velocità di rotazione del pianeta impedirebbe il meccanismo di dinamo autoalimentata da parte del nucleo di ferro fuso interno, che genera il campo magnetico.

PARAMETRI E DATI ASTRONOMICI DI VENERE
Questi sono i più importanti dati che gli studi condotti in passato hanno permesso di rilevare sul secondo pianeta del sistema solare:

- Distanza media dal Sole: 108,2 milioni di km (0,723 U.A.)
- Distanza minima dal Sole (perielio): 107,4 milioni di km (0,718 U.A.)
- Distanza massima dal Sole (afelio): 109 milioni di km (0,728 U.A.)
- Diametro equatoriale: 12 104 km
- Densità media: 5,25 g/cm³ (acqua =1 g/cm³)
- Massa: 4,869x10²⁴ kg (pari a 0,8147 masse terrestri)
- Volume: 0,857 (Terra = 1)
- Gravità: 0,88 (Terra = 1)
- Velocità di fuga all’equatore: 10,36 km/s
- Temperatura media sopra le nuvole: - 33°C
- Temperatura media alla superficie: +480°C
- Pressione alla superficie: 90 atm. = 91 170 hPa
- Periodo di rotazione attorno al proprio asse: 243,0187 giorni (retrograda)
- Inclinazione dell’asse di rotazione: 178°
- Periodo di rivoluzione attorno al Sole: 224,701 giorni
- Inclinazione del piano orbitale: 3° 23' 24"
- Eccentricità dell’orbita (forma dell’orbita): 0,0068
- Velocità orbitale media: 35,02 km/s
- Diametro apparente dalla Terra: minimo 10 arcsec. massimo 64 arcsec.
- Albedo: 0,65
- Magnitudine apparente: da -4 a -4,6
- Satelliti: attualmente nessuno noto

L’ESPLORAZIONE DI VENERE
Essendo un pianeta di tipo terrestre, con superficie rocciosa e con caratteristiche che la rendevano simile alla terra, Venere attrasse l’interesse degli scienziati sin dagli albori dell’esplorazione spaziale, a partire dagli anni '60. L’inizio dell’esplorazione spaziale coincise da un lato con l’interesse per i pianeti di tipo terrestre e dall’altro con motivazioni di carattere politico e militare che spingevano le grandi superpotenze, USA e URSS, a gareggiare anche a costo di grossi fallimenti nella corsa all’esplorazione della nuova frontiera.
In passato (dalla fine del secolo scorso a meta del '900) tutti gli studi su Venere erano stati compiuti con l’ausilio dei telescopi spaziali che avevano permesso di studiarne le caratteristiche sulla base di osservazioni effettuate dalla Terra, che permisero di stimare i parametri fisici e orbitali del pianeta, elaborando una serie di ipotesi su quelli che potevano essere parametri fisici come la temperatura media in superficie, la velocità di rotazione e rivoluzione ecc.
Tuttavia i maggiori progressi nella scienza astronomica, e in particolare nello studio del sistema solare, sono stati resi possibili proprio dallo sviluppo della tecnologia aerospaziale nonché della tecnologia elettronica che hanno permesso di raggiungere quel grado di conoscenze che nemmeno il più grande degli astrofisici e degli astronomi avrebbe potuto solamente immaginare.
È proprio grazie all’esplorazione spaziale che abbiamo acquisito quelle conoscenze che ci permettono di analizzare un pianeta disponendo dei suoi dati fisici e astronomici che in passato si potevano solo supporre.
La storia dell’esplorazione di Venere ebbe inizio con la sonda americana "Mariner 2" che si avvicinò per la prima volta all’orbita di Venere il 14 dicembre 1962. Durante il sorvolo ravvicinato alla distanza "minima" di 35.000 km la sonda americana raccolse importanti dati che suscitarono grande interessa presso il grande pubblico e la comunità scientifica mondiale, confermando alcune misurazioni che riguardavano la temperatura media in superficie, dimostrando che si aggira intorno ai 480°C.
Da allora sia gli americani che i sovietici finanziarono diverse missioni spaziali per raggiungere e studiare la superficie e l’atmosfera di Venere.
Il 1° marzo 1966 la sonda russa "Venera 3" raggiunse Venere ma non si ottenne alcun risultato.
Un anno più tardi la sonda "Venera 4" raggiunse il pianeta e trasmise dati sull’atmosfera e sulla superficie di Venere per circa due ore, poi fu distrutta dall’enorme pressione esistente nell’atmosfera venusiana senza neanche raggiungere il suolo.
Si dovette aspettare il dicembre del 1970 per disporre di una sonda in grado di resistere alla pressione atmosferica venusiana. La sonda "Venera 7" raggiunse la superficie di Venere e trasmise dati sul suolo venusiano per circa un’ora prima di essere distrutta, inviando anche le prime immagini che provenivano da un altro pianeta.
Successivamente vi fu la "Venera 8", che raggiunse Venere nel luglio del 1972; questa sonda trasmise immagini e dati sulla superficie di Venere dimostrando una composizione morfologica più lineare rispetto a quella del paesaggio lunare. Inoltre la sonda permise di verificare che mediamente nel giorno venusiano l’illuminazione al suolo è simile a quella presente sulla terra alle prime luci dell’alba.
Nelle successive missioni "Venera 8" e "Venera 9" si riuscì ad analizzare con maggiori dettagli il suolo e la morfologia venusiana.
A queste missioni fecero seguito quelle denominate "Vega 1" e "Vega 2", le quali inviarono nell’atmosfera venusiana dei palloni sonda che trasportati dai forti venti in quota trasmisero dati per circa due giorni prima di disintegrarsi nell’atmosfera del pianeta.
Negli anni successivi anche gli USA tornarono a studiare Venere in particolare con la missione "Pioneer Venus 1", caratterizzata dal lancio di due moduli a distanza di alcuni giorni l’uno dall’altro e che fornì il maggior numero di dati sulla composizione dell’atmosfera venusiana.
La sonda "Orbiter" fu lanciata nel maggio 1978 e raggiunse Venere il 4 dicembre, mentre l’altro componente detto "Multiprobe" partì nell’agosto del 1978 per giungere in prossimità di Venere il 9 dicembre. Il vettore principale trasportava una sonda grande e tre più piccole che furono sganciate quando il vettore entrò nell’orbita del pianeta; la sonda principale fu posta su un’orbita fortemente ellittica, in modo tale da raggiungere la minima distanza a circa 150-200 km dal suolo (periastro) mentre la massima distanza (apoastro) fu raggiunta a 67.000 km di distanza. Nel momento in cui veniva raggiunto il punto di minima distanza gli strumenti di bordo della sonda principale poterono registrare importanti dati sulla ionosfera e l’alta atmosfera venusiana, mentre nel punto di massima distanza la sonda poté effettuare studi e scattare foto dello spazio circostante il pianeta. Le sonde più piccole invece furono immesse in un’orbita che permise loro di studiare l’atmosfera venusiana a diverse latitudini e contemporaneamente dal lato esposto al Sole e dall’emisfero notturno.
La corsa all’esplorazione di Venere continuò anche da parte dell’URSS che inviò nel 1983 le sonde "Venera 15" e "Venera 16" che, dotate di potenti radar, studiarono la superficie di Venere con l’elaborazione di immagini con dettagli di 1 km; risoluzione ritenuta sufficiente per studiare la morfologia del pianeta ma non ancora sufficiente per capire a fondo i meccanismi geologici che avevano modellato sua superficie.
Con queste missioni fu possibile mappare circa il 25% della superficie di Venere e molte delle strutture note oggi furono scoperte con queste esplorazioni, ma la mancanza di una mappatura globale del pianeta spinse gli americani ad organizzare una nuova importante missione che partì nel maggio del 1989, quella della sonda "Magellano".
La sonda americana raggiunse Venere nell’agosto del 1990 entrando in un’orbita che aveva un periastro di circa 250 km ed un apoastro di circa 8100 km.
La sonda Magellano era dotata di un potente sistema radar ad apertura sintetica (SAR) che permise di effettuare misurazioni altimetriche e di elaborare immagini radar tridimensionali della superficie del pianeta.
L’antenna radar di Magellano aveva una dimensione di 3,7 metri di diametro e fu utilizzata anche per misurazioni radiometriche; le emissioni radio della superficie venusiana permisero di stimare la temperatura superficiale con un margine d’errore di 2°C.
Le osservazioni radar furono effettuate con una lunghezza d’onda di 12,6 centimetri e permisero di elaborare immagini con particolari delle dimensioni di 120 metri, elaborazioni che furono effettuate di volta in volta con l’acquisizione dei dati su una striscia di superficie di 25 km, con un margine d’errore sull’altezza di circa 30 metri. Fu inoltre il campo gravitazionale del pianeta sulla base delle perturbazioni provocate sull’orbita della sonda dovute ad anomalie gravitazionali del pianeta.
La missione fu divisa in quattro periodi corrispondenti all’anno venusiano, terminato l’ultimo dei quali la sonda fu posta su un’orbita circolare che permise di ottenere dati gravimetrici delle zone polari del pianeta.
I risultati della missione Magellano furono considerati strabilianti dagli scienziati e dalla comunità scientifica in genere. Fu mappato il 98% della superficie di Venere con particolari dell’ordine di grandezza di 100 metri circa e studiato i meccanismi di natura geologica e geofisica che hanno inciso sulla storia geologica del pianeta.
Ancora oggi i dati raccolti dalla missione Magellano vengono studiati con attenzione dalla comunità scientifica mentre sono in corso le nuovi missioni che porteranno a sempre nuove conoscenze sul pianeta gemello della Terra.

LA MISSIONE "VENUS EXPRESS"
La missione europea "Venus Express", l’ultima in ordine di tempo che ha riguardato il pianeta Venere, ha avuto avvio il 9 novembre 2005 con il lancio dal cosmodromo di Baikonur in Kazakhistan della sonda omonima.
Dopo aver compiuto un viaggio di 400 milioni di km la sonda ha raggiunto l’atmosfera di Venere il 10 aprile 2006 posizionandosi in un’orbita ellittica con un apoastro di 67.000 km ed un periastro di 250 km.
Nello stesso spirito di continuità delle missioni precedenti, dopo il completamento della mappatura del pianeta, la comunità scientifica punta sulla conoscenza dei meccanismi di natura chimico-fisica che regolano il funzionamento della atmosfera venusiana e il suo effetto serra, la cui conoscenza, anche nei termini della sua evoluzione "storica" permetterà di meglio capire meccanismi simili in relazione al nostro pianeta, o quantomeno di giungere ad una migliore comprensione del fenomeno.
Più in particolare le finalità ultime della missione "Venus Express" sono quelle di chiarire o quantomeno dare un contributo importante alla spiegazione di diversi fenomeni ancora misteriosi riguardanti il pianeta.
I dati raccolti dalla sonda dovrebbero chiarire la dinamica evolutiva dell’atmosfera venusiana dalle sue origini ad oggi, origini che probabilmente la vedevano simile alla Terra, e inoltre potrebbero permettere di comprendere le ragioni dell’altissima temperatura superficiale (circa 480°C), dell’elevata pressione al suolo (90 Atm), il fenomeno dell’effetto serra e il fenomeno della superrotazione.
In dettaglio, la sonda sta realizzando:
- l’analisi della composizione della bassa atmosfera venusiana (Monossido di carbonio, biossido di azoto, vapore acqueo ecc.), con particolare riguardo alle sue variazioni rispetto alla composizione notturna;
- l’analisi della struttura delle nubi venusiane, con particolare riguardo al loro potenziale di scattering (dispersione);
- l’analisi e la tracciatura delle nubi di Venere nella regione dell’UV (circa 70 km) e dell’IR (circa 50 km);
- l’analisi e la misurazione della temperatura con la mappatura dei venti nella regione compresa fra 100 km e 60 km di altitudine (nel lato notturno);
- l’analisi di possibili fenomeni elettrici a livello atmosferico (nel lato notturno);
- l’analisi e lo studio di eventuali fenomeni di transizione tra la troposfera e la termosfera;
- la ricerca di fenomeni vulcanici e sismici sulla superficie del pianeta, accompagnata alla sua mappatura termica.
Per raggiungere questi risultati la sonda spaziale è stata dotata di strumenti tecnici d’avanguardia che possono contare sui grandi sviluppi della tecnica moderna; la sonda è infatti dotata di uno spettrometro (Virtis) sensibile all’ultravioletto, al visibile e all’infrarosso, che permette di studiare l’atmosfera a diverse altitudini e quindi è in grado di operare a diverse lunghezze d’onda. Inoltre la sonda è dotata di un potente dispositivo fotografico che permette di fornire immagini nell’ultravioletto e nell’infrarosso (Venus Monitoring Camera) e di altri strumenti come SpicaV e Soir che permettono di studiare la composizione chimico-fisica dell’atmosfera venusiana. È presente anche uno strumento, detto Aspera (Analyzer of Space Plasma and Energetic Atoms), che permette di studiare i fenomeni di interazione chimica e atmosferica tra l’energia solare e i gas presenti nell’atmosfera venusiana.
Tali obiettivi dimostrano come la comunità scientifica riponga in questa missione una grande fiducia sulla possibilità di chiarire diversi aspetti non ancora del tutto intelligibili relativi alle conoscenze disponibili sulle caratteristiche fisiche e chimiche dell’atmosfera e del suolo venusiano.

RISULTATI DELLA MISSIONE "VENUS EXPRESS"
I risultati raggiunti dalla missione di esplorazione "Venus Express" sono, a distanza di pochi mesi dal suo avvio, già stati definiti "storici" dalla comunità scientifica e in particolare dagli scienziati dell’ESA.
Conclusa la fase iniziale (avviata ai primi di maggio) nella quale sono state effettuate prove tecniche relative al funzionamento della strumentazione di bordo, si è passati alla vera e propria raccolta di informazioni tecniche relative alla composizione chimica dell’atmosfera venusiana e alla morfologia della stessa, con risultati che hanno destato stupore.
Le prime immagini e i primi dati giunti dal pianeta hanno messo in luce caratteristiche della composizione chimica e della struttura dell’atmosfera venusiana mai viste prima.
La prima scoperta ha riguardato l’enorme vortice polare presente nell’atmosfera venusiana in corrispondenza del polo sud del pianeta la cui struttura a doppio occhio ha catturato l’attenzione degli scienziati i quali hanno potuto verificare l’enorme complessità della struttura di tale vortice atmosferico, che a prima vista non era apparsa tale.
Dalle prime analisi realizzate sulla base dei dati ricevuti a terra è risultato che l’estensione e la forma del vortice polare venusiano cambia a seconda dell’altitudine dello stesso. Sembra come se venissero osservate, lungo la verticale del vortice, strutture differenti che si intersecano nei diversi strati dell’atmosfera venusiana.
La comunità scientifica si è dichiarata d’accordo sulla necessità di approfondire lo studio del fenomeno per il quale già si stanno realizzando i primi modelli 3D allo scopo di chiarire i primi misteri emersi da questa strabiliante scoperta, almeno nel tentativo di comprendere quali possano essere le forze che modellano la forma del vortice meridionale venusiano.
Oltre all'importante scoperta vi sono altri particolari che riguardano la composizione della chimica atmosferica venusiana e la morfologia della sua struttura a strati di nubi.
Dalle prime immagini giunte dalla sonda e dai primi dati raccolti risulta l’enorme complessità degli strati di nuvole che compongono l’alta e bassa atmosfera venusiana, caratterizzata da complessi di strisce molto sottili spesso molto allungate. Alcuni di questi strati di nuvole presentano strutture ondulate la cui causa va ricercata in variazioni locali di temperatura e di pressione nonché alla presenza di forze di tipo mareale.
Lo studio e l’analisi della composizione delle nuvole venusiane sarà molto importante poiché, a causa del loro importante assorbimento, incidono sul bilancio termico complessivo del pianeta, mentre il loro studio a diverse latitudini del pianeta permette agli scienziati di giungere alla conoscenza e alla mappatura dei venti atmosferici.
Altri dati raccolti riguardano invece la composizione degli strati bassi dell’atmosfera, soprattutto con riferimento al Monossido di carbonio, in modo da spiegarne la sua estensione su scala planetaria.
Importante lo studio sull’enorme estensione della copertura nuvolosa che nell’atmosfera venusiana arriva tra i 65 km e i 90 km (nell’emisfero notturno); lo spessore della coltre nuvolosa si estende anche fino a 105 km sotto forma di una nebbia completamente opaca che poi man mano diventa meno intensa.
Ciò che lascia stupefatti gli studiosi è come possa essere così ampia l’estensione della coltre nebbiosa; la sua origine si pensa possa essere legata alla condensazione di acqua in cristalli di ghiaccio.
Gli scienziati hanno notato che sia nell’atmosfera terrestre che in quella venusiana, oltre i 20 km di altitudine, è possibile la formazione di gocce di acido solforico che potrebbero avere origine vulcanica, ma nell’atmosfera venusiana queste formano nubi molto spesse per cui si sta cercando di capire se anche su Venere possono avere origine di questa natura e se l’attività vulcanica sia ancora in corso.
Soddisfazione anche per la scoperta nell’atmosfera venusiana di molecole di acqua "pesante" (molecole di massa maggiore). Gli scienziati, studiando la quantità di molecole pesanti presenti nell’atmosfera venusiana, riusciranno a capire quanta acqua possa essere esistita in passato su Venere e quanta ne possa essere andata persa.
Dalle prime stime effettuate studiando la quantità di vapore acqueo rinvenuto su Venere si è accertato che tale quantità sarebbe sufficiente per coprire l’intero pianeta di uno strato di acqua liquida alto 3 centimetri, mentre in passato si presume che la quantità di acqua presente sulla superficie di Venere potesse essere tale da riempire degli oceani con una profondità di qualche centinaio di metri.
Le analisi condotte fin ora hanno permesso di mettere in luce che quantità enormi di gas atmosferici venusiani si sono dispersi nello spazio, per cui nello studio della storia climatica di Venere assumono grande importanza i fenomeni di "fuga" atmosferica dei componenti presenti originariamente nella sua struttura.
Gli strumenti di bordo hanno registrato la fuga di enormi quantità di ossigeno nonché tracciato la traiettoria di altri elementi come l’elio.
Secondo gli studiosi questi fenomeni sono senz’altro correlati all’interazione esistente tra l’energia solare incidente e l’atmosfera venusiana, a dimostrazione che il vento solare (cioè il flusso di particelle cariche emesse dal sole) incide sulla composizione della chimica atmosferica venusiana, considerando inoltre il fatto che il pianeta non dispone di un campo magnetico che possa schermarlo dall’azione del vento solare stesso.
I risultati raggiunti in questi mesi hanno già modificato, anche se solo in parte, le conoscenze di cui disponevamo sul secondo pianeta del sistema solare e la comunità scientifica spera di trarre da questa missione, che durerà ancora a lungo, tutti i dati che permettano di ricostruire la dinamica dell’evoluzione geologica e climatica dei pianeti di tipo terrestre, nella speranza che queste conoscenze possano essere utili anche per capire quale sarà lo stesso tipo di evoluzione sul nostro pianeta e quindi il futuro che ci attende.