VENERE

Caratteristiche generali
Visto dalla Terra, Venere è l'oggetto più brillante del cielo dopo il Sole e la Luna, infatti Dante o descrive così: "lo bel pianeta che ad amar conforta, faceva tutto ridere l'oriente" (Purgatorio, Canto I); il suo splendore, oltre che alla sua vicinanza alla Terra e al Sole, è dovuto al suo altissimo potere riflettente, il più alto fra i pianeti del Sistema Solare, albedo pari a 0.76. Inoltre la massima elongazione di Venere è di 46.3o e in una fase prossima a questa, all'elongazione di 39.7o, il pianeta raggiunge il suo massimo splendore, che è di magnitudine -4.8.
É il pianeta che assomiglia di più alla nostra Terra per raggio, massa e struttura interna, rispettivamente 0.949 e 0.815 quelli terrestri; tuttavia non si può dire che sia il pianeta gemello della Terra a causa della superficie, del pressochè inesistente campo magnetico e della densa atmosfera, in quanto si è evoluto in modo del tutto diverso dal nostro.
Il famoso quadro del Botticelli La nascita di Venere
Foto di Venere del 2006 nella banda visuale, presa dalla sonda Mariner 10 Studi recenti hanno suggerito che, pur essendo oggi estremamente secco, circa 4 miliardi di anni fa l'atmosfera fosse più simile a quella terreste e che vi fossero distese d'acqua, probabilmente abbondanti, sulla superficie. Questo perchè la luminosità del Sole era allora inferiore del 30%, così come era inferiore l'effetto serra. Successivamente il pianeta, a causa dell'evaporazione dell'acqua, deve aver subito un effetto serra "galoppante", che ne ha cambiato il clima, portando la superficie a temperature oltre i 400o C; infatti la mancanza di un campo magnetico efficente ha permesso al vento solare di disperdere nello spazio l'idrogeno del vapore acqueo, dissociato dalla radiazione solare, mentre l'ossigeno ha ossidato i metalli superficiali e il carbonio, formando l'anidride carbonica che ha prodotto un aumento dei gas serra nell'atmosfera, accelerando il "prosciugamento" della superficie. Gli studiosi ritengono che l'acqua sia stata presente sulla superficie di Venere per un periodo che va da 600 milioni a 2 miliardi di anni; ma sicuramente non nell'ultimo miliardo di anni.
Venere si trova ad una distanza media dal Sole di 0.723332 UA, pari a 108.21 milioni di km, attorno a cui orbita in 224.7 giorni terrestri (periodo di rivoluzione Pri), con una inclinazione sull'eclittica di 3.39471o, inferiore solo a quella di Mercurio.
Essendo un pianeta inferiore, cioè con l'orbita interna alla Terra, presenta evidentissimo il fenomeno delle fasi, scoperto da Galileo nel 1610 e che fu un importante conferma della teoria eliocentrica del Sistema Solare. Il fenomeno è facilmente osservabile nelle sere in cui il pianeta si sta avvicinando alla congiunzione inferiore, quando appare come una falce sottile.
A differenza della Luna il diametro angolare di Venere è molto variabile: da 10" in vicinanza della congiunzione superiore, fino a 64" nella congiunzione inferiore.
I transiti di Venere sul disco solare sono eventi piuttosto rari, che si ripetono secondo la sequenza di 8, 105.5, 8, 121.5, 8, 105.5 anni; l'ultimo transito si è verificato l'8 giugno 2004, mentre il prossimo dovrebbe avvenire il 6 giugno 2012.
Sequenza di fasi decrescenti di Venere
Filmato della NASA del transito di Venere avvenuto l'8 giugno 2004 I passaggi di Venere sul disco solare hanno contribuito all'indagine della sua atmosfera, che appare come un anello brillante intorno alla macchia nera del pianeta.
Venere è privo di satelliti, tuttavia esistono moltissimi asteroidi citerosecanti (dal termine citerea, uno degli attributi della dea greca Afrodite, la romana Venere), cioè asteroidi la cui orbita interseca quella del pianeta: 69230 Hermes, 4581 Asclepius, l'Aten 3753 Cruithne, 3200 Phaeton, il corpo progenitore dello sciame meteorico delle Geminidi di dicembre ed anche 1566 Icarus, un asteroide NEAR di 1 km di diametro, che si avvicina alla Terra ogni 15-20 anni. Sono considerati citerosecanti anche gli asteroidi che hanno l'orbita che rasenta internamente o esternamente quella di Venere; due di questi ultimi, 2002 VE68 e 2001 CK32, sono considerati quasi-satelliti di Venere, essendo la loro orbita centrata sul Sole.
Il primo, scoperto all'Osservatorio Lowell, all'interno del programma LONEOS, è di tipo Aten, ha un'orbita a ferro di cavallo, un periodo di rivoluzione di 224.8495 giorni ed un diametro di circa 300 m, sembra inoltre che orbiti attorno a Venere da soli 7000 anni e che sia destinato ad allontanarsi definitivamente dal pianeta fra 500 anni, diventando in un prossimo futuro potenzialmente pericoloso la Terra.

Particolarità
Venere è l'unico pianeta del Sistema Solare a portare un nome femminile, quello della dea romana della bellezza e dell'amore, madre di Enea.
Venere ruota su sè stesso in 243 giorni (giorno siderale gsi) con moto retrogrado ed è pari a 2/3 del periodo di rivoluzione della Terra; è probabile che questa frazione semplice sia dovuta ad un fenomeno di risonanza. La velocità di rotazione di Venere è molto bassa, 1.81 m/s; si pensa sia la conseguenza dell'impatto di un asteroide, che ha invertito il senso della rotazione. La lentezza della rotazione spiega anche l'assenza di schiacciamento ai poli. L'asse di rotazione del pianeta è inclinato sul piano dell'orbita di soli 2.6o, quindi su Venere mancano le stagioni.
Avendo i moti di rotazione e di rivoluzione direzione opposta, il giorno solare venusiano (gso) è più corto di gsi: dalla formula: 1/gso=1/gsi+1/Pri si deduce che il giorno venusiano ha una durata di 116.8 giorni terrestri. Poichè la congiunzione inferiore di Venere col Sole vista dalla Terra avviene ogni 584 giorni terrestri, cioè il periodo sinodico è pari a 5 giorni venusiani, Venere, in congiunzione inferiore, volge sempre lo stesso lato alla Terra.
Disegno e animazione che mostrano la rotazione di Venere

Atmosfera
Foto dell'atmosfera di Venere presa nella banda UV dal Pioneer Venus nel 1979; la forma a v delle nubi Ŕ dovuta alla maggiore velocitÓ dei venti equatoriali Moltissime informazioni sull'atmosfera di Venere ci sono giunte dalle numerose sonde inviate tra il 1961 e il 1976, che è molto spessa, avendo una massa 93 volte superiore a quella terrestre, e secca. Il gas predominante è la CO2, 96.5%, che nell'atmosfera terrestre è molto scarsa perché è precipitata sotto forma di carbonati nei fondali degli oceani, con una reazione di scambio con il quarzo. È anche presente N2, 3.5% circa ed in piccole quantità SO2, 0.015% , probabilmente emessa dai vulcani, He, 0.0012%, Ar, 0.007%, CO, 0.0017%, H2, 0.002%, Ne, 0.0007% e tracce di solfuro di carbonile, acido cloridrico e fluoridrico. Gli elementi leggeri: H2, O+, H+ ed He+ "evaporano" a causa del vento solare, che penetra profondamente nell'atmosfera. La prova dell'evaporazione dell'idrogeno è evidente consideranto la quantità media di deuterio presente nell'atmosfera: D/HVenere=0.025 contro D/HTerra=1.6 x 10-4.
Nell'ottobre 2007, dai dati pervenuti dalla sonda Venus Express, si è dedotto che uno degli atomi di ossigeno della CO2 è l'isotopo O18, cosa che insieme all'abbondanza della CO2, accomuna l'atmosfera di Venere a quella di Marte. Sempre la Venus Express ha dimostrato l'esistenza di lampi atmosferici, che contribuiscono all'equilibrio chimico dell'atmosfera, essendo in grado di spezzare le molecole dei gas nelle loro componenti.
L'atmosfera di Venere può essere suddivisa nei seguenti strati: troposfera, mesosfera, termosfera, esosfera, molto diversi fra loro.
La troposfera si estende da 0 km a 65 km al di sopra superficie, è la parte più densa, contenendo il 99% della massa atmosferica, di cui il 90% si trova nei primi 28 km di altitudine; viene suddivisa in bassa atmosfera, 0-48 km, relativamente trasparente, coltre di nubi, 31-68 km, che ricopre l'intero pianeta, in strati di densità diversi, e l'alta atmosfera, 68-90 km, estremamente limpida, in cui il c'è la percentuale più elevata di deuterio: 1.5 volte superiore al valore medio. A 50 km di altezza si trova la tropopausa.
La mesosfera si estende da 65 km a 120 km di altitudine; nella parte bassa la temperatura resta costante attorno ai -43 C, mentre nella parte alta cala fino a raggiungere i -108 C in prossimità della mesopausa.
La termosfera si estende da 120 km a 220 km di altitudine, con i suoi -173 C è la zona più fredda del pianeta, denominata anche criosfera.
Fotografia delle nuvole vorticose di Venere scattata nel 1973 dal Mariner 10
Una delle foto in falsi colori dell'atmosfera e delle nuvole di Venere, scattata dalla Galileo nel 1990 La ionosfera è la parte di atmosfera che contiene le particelle altamente ionizzate, e si estende da 120 km a 300 km di altitudine, sovrapponendosi alla termosfera e in parte all'esosfera; esiste solo nella parte illuminata del pianeta, in quanto nella parte buia non ci sono particelle ionizzate. La ionopausa si trova tra 220 km e 375 km e separa l'atmosfera dalla spazio e dal vento solare.
L'esosfera inizia a 220 km di altitudine e sfuma nello spazio; convenzionalmente la si fa terminare a 350 km di altitudine, dove le particelle non collidono più tra loro.
Le nubi contenenti acido solforico si trovano generalmente al di sotto dei 68 km di altitudine, ma la sonda Venus Express ha potuto rilevare che nell'emisfero illuminato lo strato nuvoloso raggiunge l'altitudine di 65 km, mentre nella parte buia può raggiungere i 90 km; ci sono fondate ipotesi che lo zolfo dell'acido solforico che costituisce le nubi sia il prodotto di eruzioni vulcaniche.
L. Esposito dell'Università del Colorado, usando l'Hubble Space Telescope, ha studiato in luce ultravioletta le nubi venusiane ed ha scoperto che fra il 1980 e il 1995 la concentrazione di SO2 è diminuita di un fattore 4.
Tra le formazioni vulcaniche di Venere, il Maat Mons è il più probabile responsabile della gigantesca eruzione, che avrebbe causato il brusco aumento di SO2 nell'atmosfera del pianeta nel 1980, con un fenomeno analogo all'eruzione del vulcano terrestre Krakatoa del 1883.
Nell'atmosfera sono presenti dei forti venti, la cui velocità varia dai 360 km/h nell'esosfera ai 2 km/h al suolo, comportando per la spessa coltre atmosferica un periodo di rotazione di appena 4.2 giorni terrestri in direzione est-ovest, una "superrotazione"; si pensa che la velocità dei venti vari non solo con l'altitudine, ma anche con la latitudine, risultando massima all'equatore per annullarsi ai poli.
Questa superrotazione, associandosi al naturale moto convettivo atmosferico, è quasi sicuramente responsabile della formazione dei vortici polari, le 2 strutture anticicloniche che sono stati osservati al di sopra dei due poli; si tratta di tempeste, simili a giganteschi uragani terrestri, 4 volte più grandi.
La loro particolarità è di avere un "doppio occhio", cioè 2 centri, attorno a cui ruotano in direzione est-ovest in circa 3 giorni, formando una "S".
Il vortice fotografato dalla Venus Express al Polo Sud
Filmato del movimento di uno degli occhi del vortice del Polo Sud, ripreso dalla sonda Venus Express In essi i venti hanno una velocità di 35-50 m/s al bordo esterno e nulla al centro; la temperatura del bordo superiore delle nuvole dei vortici è di circa -23o C. Sembra che tali vortici si estendano in profondità nell'atmosfera, all'interno della coltre di nuvole, a circa 65 km di altitudine, o meno.
Il primo vortice ad essere scoperto fu quello al Polo Nord, osservato dalla Pioneer Venus nel 1978; quello al Polo Sud fu scoperto nel 2006 dalla sonda Venus Express.
Oltre al vento anche la temperatura e la pressione subiscono notevoli variazioni con l'altitudine, infatti alla sommità delle nubi più alte, ad una quota di 80 km, la temperatura si aggira sui -50 C e la pressione è appena 5 millesimi di atmosfera, a quote più basse entrambe aumentano rapidamente, raggiungendo al suolo rispettivamente 460 C e 90 atmosfere. Questa alta temperatura è dovuta in gran parte all'elevatissimo effetto serra, pari a 500 C; infatti, a causa dell'alto albedo delle nubi, la superficie è meno illuminata e riscaldata di quella terrestre: la temperatura al suolo dovrebbe essere di -44 C e a mezzogiorno la luminosità superficiale è quella che sulla Terra si ha in un giorno molto nuvoloso, con il Sole praticamente invisibile.
L'alto effetto serra si spiega in quanto le nubi più alte sono relativamente trasparenti per la radiazione solare e opache per l'infrarosso, quindi i raggi solari che giungono al suolo sono solo il 2% di quelli incidenti, mentre il 22% viene assorbito dall'atmosfera, che si riscalda e non riesce a reirradiare il calore verso lo spazio sotto forma di raggi infrarossi, perché questi sono bloccati dai gas che producono l'effetto serra.
L'alta temperatura superficiale è anche responsabile del fenomeno denominato virga, infatti tra i 48 km e i 58 km di altitudine ci sono frequenti pioggie di acido solforico, che però non raggiungono mai la superficie, in quanto le gocce di pioggia evaporano a circa 30 km dalla superficie, dove la temperatura è quella di evaporazione dell'acido solforico, circa 300 C.
Foto in 3D di uno dei centri del vortice presente al Polo Sud  presi dallo strumento VIRTIS della Venus Express e filmato dell'ESA che mostra il vortice a S del Polo Nord in 3D e che spiega come si forma

Superficie
Foto dei crateri d'impatto Piaf, Stuart e filmato del sorvolo dei crateri d'impatto Darilova, in primo piano, Aglaonice Saskja, e della Eisla Regio, dove si trova il terzetto A causa della spessa coltre di nubi che avvolge Venere, non è possibile analizzare la superficie direttamente da Terra, tuttavia, tramite osservazioni radar da sonde spaziali, si è potuta fare una mappa dettagliata della superficie, soprattutto grazie alla sonda Magellano lanciata il 4 maggio 1989, che ha fornito splendide immagini con un potere risolutivo di poche decine di metri, che mostrano un pianeta privo di mari, dove le pianure, tormentate da fratture, crateri e canali, occupano la maggior parte della superficie.
Dagli ultimi dati raccolti si è capito che l'attuale superficie di Venere non può avere più di 500 milioni di anni; si tratta quindi di un terreno geologicamente giovane, soggetto ad episodi parossistici di vulcanesimo globale, in grado di rinnovare completamente la crosta; questo fatto spiega l'assenza di grandi crateri, presenti invece sulla Luna, su Mercurio e su Callisto, i quali, avendo una superficie molto più antica, conservano il ricordo della fase iniziale della formazione di crateri ad opera di asteroidi più grandi; inoltre sono stati scoperti solo un migliaio di piccoli crateri da impatto, come l'Aminata Crater e il Piaf Crater, in quanto l'azione della densa atmosfera distrugge i meteoriti con diametro inferiore ai 30 m, prima che possano arrivare al suolo.
La tettonica a placche su Venere non esiste, se non come fenomeno strettamente locale, infatti la sua superficie è rimasta geologicamente tranquilla nelle ultime centinaia di milioni di anni, come si può notare dal fatto che le strutture vulcaniche non sono allineate lungo catene come sulla Terra, ma sono distribuite in modo abbastanza uniforme; infatti l'alta temperatura superficiale rende plastica la litosfera e le tensioni nella crosta non si accumulano, impedendo la formazione di grandi placche.
Una caratteristica interessante del suolo citereo è il diverso grado di intensità del segnale radar riflesso, nelle immagini radar infatti appaiono più chiare le zone corrugate e più scure le zone lisce; ma ad una quota superiore a 3.5 km la riflettività delle rocce è molto superiore a quella attesa in relazione alla rugosità del terreno. Questo fenomeno può essere spiegato mediante due teorie, per la prima l'alta riflettività sarebbe dovuta alla presenza della pirrotite, un solfuro di ferro che deriva da processi chimici di trasformazione del magma vulcanico, possibili solo alla temperatura e alle condizioni ambientali esistenti su Venere al di sopra di 4 km di altezza; la seconda ipotesi, partendo dal fatto che anche i terreni non vulcanici mostrano questa riflettività, sostiene che essa sia dovuta a sali metallici di cloro, fluoro e zolfo emessi dai vulcani. Queste sostanze volatili tendono a salire verso l'alto e, attorno a 4 Km, finiscono per depositarsi in forma condensata in un leggero strato dotato di altissima riflettività radar.
Foto di un emisfero di Venere e mappa dell'intera superficie
Il vulcano Sapas Mons, di 217 km di diametro e alto 1.5 km; si trova nella Atla Regio In base a questa ipotesi tutto quello che ad una certa quota dovesse mostrare bassa riflettività deve essere geologicamente molto giovane; è il caso di Cleopatra, il grande cratere dei monti Maxwell, e del monte Maat. Lo studioso di atmosfere Greenspun, considerado la riflettività di alcuni picchi montuosi di Venere, afferma che su di essi potrebbe esserci abbondante il tellurio sottoforma di neve metallica.
Le immagini prese dalle sonde della superficie mostrano un terreno desertico,totalmente privo d'acqua e ricco di graniti e basalti, infatti circa 85% della superficie è costituita da colate laviche solidificate; preso come riferimento il valore medio del raggio planetario di 6051.84 km, sono state evidenziate molte strutture geologiche del pianeta e tutte, o quasi, portano il nome di figure femminili storiche, mitologiche di dee delle varie culture, o anche nomi femminili comuni; le uniche eccezioni sono i Monti Maxwell, e le due regioni Alpha Regio e Beta Regio.
Sulla superficie venusiana è possibile distinguere diverse strutture geologiche suddivisibili in tre categorie: le terre basse, 30%, le pianure ondulate, 65%, e le terre alte, 5%, altopiani che occupano regioni con dimensioni tipiche di un continente terrestre e che sono denominate terrae; tra esse l'Aphrodite Terra, appena a sud dell'equatore è ricoperta da un intrico di fratture e di faglie, l'Isthar Terra, nell'emisfero nord, che si estende per 1000 km di lunghezza e 1500 km di larghezza, ove si trovano le montagne più alte di tutto il pianeta, compresi i Monti Maxwell.
A causa dell'altissima pressione la superficie di Venere non presenta grandi dislivelli, mediamente 2 km; il massimo dislivello del pianeta è di 15 Km e si ha fra il culmine dei Monti Maxwell e il fondo della Diana Chasma, nella Aphrodite Terra.
Sulla superficie è possibile distinguere moltissime fratture e creste (undae, lineae, rupes, dorsa, fossae, fluctus, chasmata), 1 solo labyrinthus, il Radunitsa, molte valles, moltissime di planitiae, solo 4 Plana e molte regiones.
Depositi di materiali causati dalla presenza di un vulcano del diametre di 5 km  che frena il vento a causa della sua altezza I rilievi presenti su Venere sono di due tipi, alcune piccole colline, o zone leggermente sopraelevate, dette colles e molti Montes, concentrati nei due grandi continenti Aphrodite Terra, Ishtar Terra, con diametri che variano dai 40 km del Skadi Mons ai 920 km del Metis Mons, anche se la maggior parte non supera i 500 km di diametro.
Le ceneri vulcaniche e il materiale espulso durante gli impatti meteorici vengono trasportati dal vento e rinnovamno continuamente la superficie erodendola e venendo spostati come i ruscelli della Terra. Nelle zone coperte da tali depositi sono state identificate 3 strutture legate a questo processo, delle dune di forma ondulate, delle strisce di materiale di colore diverso formate dal materiale deposto dal vento quando incontra un ostacolo, e infine delle linee strette scavate nel terreno, simili alle scie prodotte da un aratro, dovute alla frantumazione di materiale fragile da parte del vento.
Il massiccio montuoso più alto del pianeta, 10.7 km sopra il l'altezza media del pianeta è formato dai Maxwell Montes, che si trovano nell'Ishtar Terra e che portano il nome dell'omonimo fisico scozzese, unica formazione venusiana a portare un nome maschile; ha un diametro di 797 km e sul versante occidentale presenta delle spaccature lunghe 60-120 km e larghe 10-40 km, che sembrano avallare l'ipotesi che si sia formato per compressione della crosta. Alle osservazioni radar risulta estremammente luminoso, facendo ipotizzare che sia ricco di pirite. Nel versante orientale si trova il Cleopatra Crater, un cratere d'impatto a doppio anello, di circa 100 km di diametro e 2.5 km di profondità, che, a causa delle colate laviche che si trovano sul suo fondo e che da esso raggiungono la Fortuna Tessera, inizialmente venne considerato un cratere vulcanico; probabilmente ha solo qualche decina di milioni d'anni, essendo stato poco deformato dall'attività orogenetica dei Maxwell Montes. Foto ddello Skadi Mons, nei Monti Maxwell, con la Fortuna Tessera a sinistra e del Cratere Cleopatra a destra
Fenomeni Vulcanici
Immagini e filmato del vulcano Monte Idunn, uno dei 3 vulcani che sembrano ancora attivi; a sinistra una immagine della sonda MESSENGER, a destra l'immagine termica ottenuta con lo strumento VIRTIS della Venus Express nel 2010 La caratteristica fondamentale dei fenomeni del vulcanesimo su Venere è che essi producono dei flussi di lava senza eruzioni esplosive, a causa della elevata pressione atmosferica. Non ci sono prove che l'attività vulcanica sia tuttora presente, se non in alcuni punti della superficie: l'ultimo evento che ha rinnovato completamente la crosta risale ad 500 milioni di anni fa, tuttavia all'inizio del 2010 Smrekar ha annunciato che è altamente probabile che Venere sia ancora geologicamente attivo, in quanto la sonda Venus Express, grazie allo strumento Virtis, ha scoperto dei flussi di lava prodotti negli ultimi centinaia di migliaia di anni e 3 vulcani che sembrano ancora attivi.
I vulcani sono più di 1600, e il 70% di quelli scoperti si "addensano" nelle regioni Atla, Beta e Themis (BAT), che insieme coprono il 30% della superficie di Venere; questo, dunque, è un gigantesco punto caldo, da cui Venere emette la maggior parte del suo calore interno.
I vulcani possono essere distinti, a seconda delle dimensioni, in vulcani grandi e vulcani intermedi; i primi si suddividono in caldere, grosse cavità circolari che mancano di edificio vulcanico, in un numero incredibile di coronae, cupole tettoniche collassate su grandi camere magmatiche e in aracnoidi, strutture rotondeggianti, situate soprattutto nell'emisfero nord, nelle regioni pianeggianti interessate in passato da compressione della crosta, costituite da ovali concentrici circondati da un sistema di fratture disposte a raggiera, lunghe fino 200 km; sono circa 250, formatasi dalla fuoriuscita del magma dall'interno del pianeta. La maggior parte di loro sono delle coronae o delle paterae, ma c'è anche un tholus: il Mentha Tholus.
Tra i vulcani intermedi, invece, si identificano gli anemoni, caratterizzati da colate laviche simmetriche attorno alla caldera, le novae, caratterizzate da una serie di fessurazioni a forma di stella e di canali lasciati dalla lava quando è fuoriuscita sulla superficie, lunghi centinaia di km, causati dal collasso della camera magmatica; infine le zecche, delle cupolette circondate da molte gambe, che si pensa si siano formate come le novae, ma che probabilmente hanno subito delle frane, in quanto alcuni hanno dei depositi di detriti che li circondano.
Insieme di mmagini di aracnoidi, della Sacajewa Patera, della corona Idem-Kuva, della tessera della Ishtar Terra e di una nova della Guinevere Planitia
Foto e simulazione 3D di tre farrae situate nell'Eisla Regio e nell'Alpha Regio Solo su Venere si trovano dei piccoli vulcani piatti e circolari detti vulcani a focaccia, farra o pancakes, larghi 20-50 km e alti da 100-1000 m, che sono distribuiti su tutto il pianeta e spesso sono in gruppo; si formano quando la lava particolarmente viscosa risale da bocche apertesi in zone pianeggianti, formando una struttura a panettone.
Generalmente i pancakes si trovano vicino alle tesserae, 5 grandi regioni di terreno non troppo elevato, fortemente deformato, ripiegato e fratturato in maniera irregolare, che sembra formare un mosaico e probabilmente originato dalla compressione della crosta; tale tipo di terreno si trova inoltre nell'Aphrodite Terra, nell'Alpha Regio, e nella Tellus Regio.
Il vulcano più alto di tutto il pianeta è il Maat Mons, alto 8 km e largo 395 km, si trova nella Atlas Regio, all'interno della Afrodite Terra Da quanto rilevato si pensa che il vulcano abbia subito in passato almeno due cedimenti su vasta scala, al momento presenta alla sommità una caldera di 28 x 31 km di diametro, al cui interno sono rilevabili almeno 5 crateri delle dimensioni di 10 km di diametro. Una serie di piccoli crateri, diametro 3-5 km, sono presenti per 40 km sulla sua parete sudoccidentale e poichè la sonda Magellano non ha rilevato traccia di colate laviche, si pensa siano dovuti a cedimenti della crosta. Le analisi radar della sonda Magellano hanno rilevato tracce di attività vulcanica relativamente recente, in particolare, la sonda meccanica ha individuato della cenere vulcanica presso la sommità delle striature recenti di lava, che potrebbero essere la testimonianza di un'eruzione avvenuta nell'arco degli ultimi venti anni. Anche se la variazione di concentrazione di metano e anidride solforosa rilevata nell'atmosfera dalla sonda Pioneer Venus nell'ultimo ventennio del XX secolo potrebbe essere spiegata con una gigantesca eruzioni pliniane del monte Maat, non ci sono ancora prove definitive che portino ad affermare che attualmente il vulcano è attivo. Due immagini 3d del Maat Mons, in quella in alto Ŕ stata alterata l'altezza per vedere i flussi di lava fuoriusciti

La struttura interna di Venere
Struttura interna
La densità del pianeta è di 5.24 g/cm3 ed anche la struttura interna è analoga a quella terrestre, è costituita infatti da un nucleo, da un mantello e da una crosta.
Il nucleo di ferro e nichel si estende per circa 3000 km e contiene il 30% della massa totale del pianeta; si pensa sia diviso in due parti: il nucleo esterno sarebbe costituito di ferro e nichel liquidi, con piccole percentuali di zolfo, e rappresenterebbe il 30% del raggio di Venere, mentre il nucleo interno sarebbe costituito di ferro e nichel solido e costituirebbe il 17% del raggio del pianeta.
Il mantello è formato da silicati ed ossidi che si estende per 2900 km.
La crosta di silicati ha uno spessore di circa 50 km, circa lo 0.34% del raggio del pianeta, e, dai dati delle sonde Venera, sembra formato da granito e basalto, come la superficie.

Campo magnetico
Nel 1980 la sonda Pioneer Venus scoprì che il pianeta ha un campo magnetico debolissimo, quasi inesistente, che sembra venire prodotto, piuttosto che da una dinamo presente nel nucleo ferroso del pianeta, dall'interazione tra la ionosfera e il vento solare. Venere possiede una magnetosfera indotta, identificabile dalla curvatura delle linee di forza del campo magnetico solare; in essa è presente un bow shock (shock di prua) dove, a causa dell'impatto con la ionosfera, il vento solare rallenta fino a fermarsi sulla magnetopausa. Nel 2007 si è potuto calcolare che durante i periodi di quiete solare il bow shock inizia 1900 km al di sopra della superficie venusiana, mentre la magnetopausa si trova solo a circa 300 km dalla superficie, subito al di sopra della ionopausa.
La "coda" della magnetosfera si estende opposta al Sole per una distanza superiore a 10 volte il raggio venusiano.
Disegno della magnetosfera di Venere e animazione dell'ESA di come il vento solare le scorre sopra

 

Tabella riassuntiva sul Sistema Solare

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© Loretta Solmi, 2011