Utente:Harlock81/Prova5

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Venere[modifica | modifica wikitesto]

Osservazione di Venere[modifica | modifica wikitesto]

Incipit[modifica | modifica wikitesto]

Venere è il terzo oggetto per luminosità del cielo, dopo il Sole e la Luna, con una magnitudine apparente copmpresa tra -3,5 e -4,5. Appare sempre molto vicino al Sole, manifestandosi prima dell'alba o dopo il tramonto, compatibilmente con la sua posizione. Ad occhio nudo, appare come una stella lucentissima di colore giallo-biancastro.

Gia un piccolo telescopio permette di apprezzarne le fasi, per la prima volta osservate da Galileo Galilei nel 1610. Con strumenti più potenti e filtri ultraviopletti è possibile discernere carrateristiche del manto nuvoloso.

L'osservazione di Venere è condotta sin dall'Antichità ed acquisì grande importanza nelle culture mesopotamiche e mesoamericane.

Osservazione ad occhio nudo[modifica | modifica wikitesto]

Venere e Giove sullo sfondo del cielo stellato.

Venere appare ad occhio nudo come una stella lucentissima di colore giallo-biancastro di magnitudine compresa tra -3,5 e -4,5.[1] Poiché è interno all'orbita della Terra, appare sempre molto vicino al Sole, manifestandosi prima dell'alba o dopo il tramonto, compatibilmente con la sua posizione. Per questo è detto anche stella del mattino, Lucifero, e stella della sera, Vespero.

Alla sua elongazione massima, di circa 48°, precede l'alba o segue il tramonto di crca 3 ore, che corrispondono al massimo periodo di visibilità in una notte. Periodicamente passa davanti o dietro al Sole entrando quindi in congiunzione ed è allora non visibile, offuscato dal bagliore solare.

In rare occasioni, può essere visto al mattino (prima dell'alba) e alla sera (dopo il tramonto) nello stesso giorno.[2] Questo avviene quando è alla massima separazione dall'eclittica e nello stesso momento alla congiunzione inferiore; il fenomeno si ripete con un ciclo di otto anni.[3]

Immagine di Venere di giorno alle 17 nell'emisfero sud - dicembre 2005.

Visibilità diurna[modifica | modifica wikitesto]

Venere è facilmente visibile durante le eclissi di Sole, ma può essere osservato anche in pieno giorno,[4] soprattutto quando il pianeta è alla sua massima magnitudine.[5] Schermare il Sole con l'ombra di un edificio o con un rilievo all'orizzonte, può favorirne l'osservazione ad occhio nudo o attraverso l'uso di un binocolo, in modo da evitare che lo strumento possa essere puntato erroneamente verso il Sole, provocando gravi danni alla vista. Se si ricorre a strumenti ottici dotati di supporto orientabile, è possibile posizionarli in modo da inquadrare direttamente Venere.[6]

L'individuazione di Venere può essere facilitata dall'occorrenza di particolari configurazioni celesti, quali congiunzioni con la Luna.[7]

Ciclo di Venere[modifica | modifica wikitesto]

Un osservatore dalla Terra vede Venere completare una rivoluzione intorno al Sole apparentemente in 583,92 giorni,[8] periodo sinodico[9] del pianeta. Quando Venere è alla minima distanza dal nostro pianeta, si trova controsole e risulta pertanto invisibile. È infatti alla congiunzione inferiore, cioè una delle due posizioni orbitali in cui il pianeta si trova sulla congiungente Terra-Sole. Venere diviene visibile dalla Terra quando raggiunge una distanza angolare di circa 10° dal Sole. A tale condizione corrisponde la levata eliaca di Venere, ovvero la (prima) comparsa del pianeta subito prima dell'alba. Con il procedere di Venere sulla sua orbita, aumenta progressivamente la distanza angolare di Venere dal Sole e conseguentemente l'anticipo del suo sorgere rispetto al sorgere del Sole. Ciò prosegue per circa nove settimane quando Venere raggiunge l'elongazione massima occidentale, cui corrisponde una distanza angolare di circa 47° dal Sole e un periodo di visibilità di circa 3 ore antecendente l'alba.

Il pianeta inizia quindi il percorso inverso che lo porta progressivamente a riavvicinarsi al Sole e che dura all'incirca sei mesi e mezzo. Quando è nuovamente raggiunta una distanza angolare occidentale di circa 10° dal Sole, Venere scompare nel bagliore della stella. Questo evento corrisponde all'ultima apparizione del pianeta nel cielo dell'alba (tramonto eliaco[10]). Il periodo di invisibilità successivo ha una duarata di circa cinquanta giorni, nel corso dei quali si verifica la congiunzione superiore: Venere viene nuovamente a posizionarsi sulla congiungente Terra-Sole ma, questa volta, oltre la stella.

Quando il pianeta raggiunge una distanza angolare orientale di circa 10° dal Sole, si verifica la prima comparsa di Venere nel cielo della sera (levata vesperina o acronica[10]), subito dopo il tramonto del Sole oltre l'orizzonte. Inizia quindi una fase di progressivo allontanamento prospettico di Venere dal Sole, che perdura per i seguenti sei mesi e mezzo, che culminano nell'elongazione massima orientale, cui corrisponde il massimo periodo di visibilità di Venere nel cielo serale. Nelle seguenti nove settimane, il pianeta si riavvicina progressivamente al Sole e scompare alla vista quando raggiunge nuovamente una distanza angolare di circa 10° dal Sole, cui corrisponde l'ultima apparizione di Venere al tramonto (tramonto vesperino). Il periodo di invisibilità in corrispondenza della congiunzione inferiore è di circa 8 giorni, trascorsi i quali il pianeta riappare nel cielo dell'alba e il ciclo si ripete.[11][12][13][14][10]

Il ciclo descritto è tuttavia complicato dal fatto che la Terra e Venere sono in moto relativo tra loro, su orbite ellittiche e non complanari; configurazioni simili si ripetono dopo 5 o 8 volte il periodo sinodico di Venere (corrispondenti ad 8 e 12,8 anni). Inoltre, le albe ed i tramonti del Sole sono regolati dal moto di rotazione della Terra.[15]

Al ciclo di Venere sono direttamente correlati sia la lenta variabilità nella luminosità apparente di Venere sia il fenomeno delle fasi, descritti nella sezione seguente.

Fasi[modifica | modifica wikitesto]

Fasi di Venere

Ogni corpo celeste che percorre un'orbita interna rispetto quella dell'osservatore presenta delle fasi e Venere non fa eccezione quando osservata dalla Terra. Diversamente rispetto a quanto accade per la Luna, tuttavia, le fasi di Venere in generale non possono essere osservate ad occhio nudo,[16] ma è necessario almeno un piccolo telescopio.

Il pianeta è in una fase "piena" (tutto il disco illuminato) quando è prossimo alla congiunzione superiore, e pertanto invisibile. Inoltre, la distanza dalla Terra è massima (1,72 UA) e il suo diametro apparente di soli 9,9". È visibile un "quarto" del pianeta quando è alla sua elongazione massima. In tale posizione, molto più vicina alla Terra, il diametro apparente di Venere è di 37,7". La fase "nuova" si verifica, invece, alla congiunzione inferiore: Venere è a 0,28 UA dalla Terra ed il suo diametro appare di 64,5", sei volte e mezzo più grande che alla congiunzione inferiore.[1]

Fasi di Venere e evoluzione del suo diametro apparente.

Proprio perché variano contestualmente le dimensioni dell'area apparente di Venere (a causa della variazione della distanza relativa tra il pianeta e la Terra) e la porzione del disco illuminato osservabile dalla Terra (per il fenomeno delle fasi), si verifica una lenta variazione della magnitudine apparente del pianeta, che varia tra -3,5 e -4,5. La massima luminosità è raggiunta circa 36 giorni prima la massima elongazione occidentale e circa 36 giorni dopo la massima elongazione orientale, quando il 28% del suo disco è illuminato e il suo diametro apparente è di 39,0".[1]

Anomalia della fase di Venere[modifica | modifica wikitesto]

La presenza dell'atmosfera venusiana complica, tuttavia, il fenomeno delle fasi rispetto al caso più familiare della Luna, che ne è priva. Già nel 1793 l'astronomo tedesco Johann Hieronymus Schröter aveva notato che la fase osservata non corrisponde esattamente a quella prevista geometricamente.[17][18] Il fenomeno - che è stato indicato come anomalia della fase di Venere o effetto Schröter - si visualizza più facilmente quando il pianeta è alla sua massima elongazione e dovrebbe presentare la fase di un quarto: la linea del terminatore che dovrebbe essere rettilinea, manifesta invece una leggera concavità.

Nel diciannovesimo secolo, il manifestarsi dell'anomalia è stato registrato anche da Wilhelm Beer, Johann Heinrich von Mädler e Francesco de Vico. Gli studi sono ripresi poi all'inizio del Novecento, soprattutto per opera della British Astronomical Association (BAA).[19] Osservazioni sistematiche hanno innanzitutto permesso di misurare il fenomeno: la dicotomia, ovvero la data in cui è illuminata solo una metà di Venere,[20] si manifesta con un anticipo (per l'elongazione orientale) o posticipo (per l'elongazione occidentale) di 7,3 giorni - secondo Sohl e Weber[21] - o 4 giorni - secondo Mallama[17] - rispetto alla data attesa. Questa però non può che esere una stima approssimata, perché i dati osservativi, soprattutto se precedenti all'avvento di strumenti fotografici, sono affetti da imprecisioni derivanti dalla possibile suggestione degli osservatori.[22]

Mallama ha spiegato il fenomeno come dovuto alla diffusione della luce nell'alta atmosfera venusiana.[17] Schmude e Dutton lo hanno confermato[22] e individuato un secondo contributo offerto dall'atmosfera: la linea del terminatore risulta frastagliata per le profonde ombre gettate dalle strutture nuvolose presenti nell'atmosfera stessa.[23] È l'insieme dei due fenomeni a determinare l'anomalia nella fase del pianeta.

Transiti[modifica | modifica wikitesto]

Lo stesso argomento in dettaglio: Transito di Venere.
Transito di Venere sul Sole

Un transito avviene quando Venere si trova esattamente tra la Terra e il Sole, ed è un evento astronomico raro. La prima osservazione avvenne il 4 dicembre 1639 da Jeremiah Horrocks e William Crabtree, mentre nel 1761 venne osservato da Mikhail Lomonosov che fornì la prima prova dell'esistenza di una atmosfera. I transiti del XIX secolo permisero, attraverso la parallasse di calcolare precisamente la distanza della Terra dal Sole.

Questo fenomeno può avvenire solo all'inizio di giugno o all'inizio di dicembre, quando il pianeta incrocia l'eclittica (il piano orbitale terrestre), e si presenta a coppie di eventi a distanza di otto anni. La distanza tra una coppia di transiti e la successiva ha invece un periodo superiore ad un secolo: l'ultima è avvenuta nel 2004 e nel 2012, la precedente si è verificata nel 1874 e nel 1882.

Cenni storici[modifica | modifica wikitesto]

La periodicità nel moto dei pianeti è stata oggetto di approfondito studio da parte di tutte le principali culture dell'Antichità[24] ed il ciclo di Venere ha ricevuto particolare attenzione da parte delle culture mesopotamiche e mesoamericane.

Epoca Antica[modifica | modifica wikitesto]

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Epoca scientifica[modifica | modifica wikitesto]

Galileo Galilei condusse le prime osservazioni telescopiche di Venere nel 1610, rilevando sia il fenomeno delle fasi, sia notando i cambiamenti nel diametro visibile del pianeta dovuti alla rivoluzione attorno al Sole. Tali scoperte convinsero definitivamente lo scienziato pisano della correttezza della descrizione eliocentrica di Niccolò Copernico del sistema solare.[25][26][27]

I Babilonesi hanno visto le fasi di Venere?[32]

Venere è più brillante quando il 25% circa del suo disco è illuminato, tipicamente 37 giorni prima (nel cielo serale) o dopo (nel cielo mattutino) la sua congiunzione inferiore. L'elongazione maggiore avviene approssimativamente 70 giorni prima e dopo la sua congiunzione inferiore, quando è illuminato a metà, e appare al telescopio illuminato leggermente inferiore alla metà a causa dell'effetto Schröter, notato nel 1793 e spiegato nel 1996 come un effetto della sua atmosfera. Tra questi due intervalli il pianeta è visibile durante il giorno, se si sa esattamente dove guardare. Il periodo di moto retrogrado è di 20 giorni su entrambi i lati della congiunzione inferiore.

Nel XIX secolo molti osservatori dichiararono che il pianeta ha un periodo di rotazione di circa 24 ore, ed il primo a calcolare una rotazione molto superiore (vicina a quella delle rivoluzione siderale) fu Giovanni Schiaparelli, ipotizzando che Venere fosse sincronizzato con il Sole (lo pensava anche di Mercurio), individuando quindi una stima ragionevolmente accurata: di fatto la prima misurazione del periodo di rotazione di Venere (243 giorni ca.) venne effettuata durante la congiunzione del 1961, al radio osservatorio inglese Jodrell Bank, a Goldstone, in California e in Unione Sovietica a Eupotoria (Crimea). Durante le congiunzioni successive le misure vennero raffinate e nel 1964 fu confermata il moto retrogrado della rotazione.

Prima delle osservazioni radio negli anni sessanta, si credeva che Venere possedesse un ambiente simile a quello terrestre. Questa ipotesi era sostenuta dai dati sulla dimensione del pianeta e dal raggio orbitale, che suggerivano una somiglianza con la Terra, e si immaginava la presenza di foreste e oceani. Tuttavia, le misurazioni nella lunghezza d'onda delle microonde effettuate da C. Mayer indicarono una fonte di temperatura elevata (circa 600 K).

The first recorded observation of a transit of Venus was made by Jeremiah Horrocks on 4 December 1639 (24 November under the Julian calendar in use at that time), along with his friend, William Crabtree, at each of their respective homes.[33]

Galileo's discovery that Venus showed phases (while remaining near the Sun in our sky) proved that it orbits the Sun and not the Earth


The atmosphere of Venus was discovered in 1761 by Russian polymath Mikhail Lomonosov.[34][35] Venus's atmosphere was observed in 1790 by German astronomer Johann Schröter. Schröter found when the planet was a thin crescent, the cusps extended through more than 180°. He correctly surmised this was due to scattering of sunlight in a dense atmosphere. Later, American astronomer Chester Smith Lyman observed a complete ring around the dark side of the planet when it was at inferior conjunction, providing further evidence for an atmosphere.[36] The atmosphere complicated efforts to determine a rotation period for the planet, and observers such as Italian-born astronomer Giovanni Cassini and Schröter incorrectly estimated periods of about 24 hours from the motions of markings on the planet's apparent surface.[37]

Little more was discovered about Venus until the 20th century. Its almost featureless disc gave no hint what its surface might be like, and it was only with the development of spectroscopic, radar and ultraviolet observations that more of its secrets were revealed. The first UV observations were carried out in the 1920s, when Frank E. Ross found that UV photographs revealed considerable detail that was absent in visible and infrared radiation. He suggested this was due to a very dense, yellow lower atmosphere with high cirrus clouds above it.[38]

Spectroscopic observations in the 1900s gave the first clues about the Venusian rotation. Vesto Slipher tried to measure the Doppler shift of light from Venus, but found he could not detect any rotation. He surmised the planet must have a much longer rotation period than had previously been thought.[39] Later work in the 1950s showed the rotation was retrograde. Radar observations of Venus were first carried out in the 1960s, and provided the first measurements of the rotation period, which were close to the modern value.[40]

Radar observations in the 1970s revealed details of the Venusian surface for the first time. Pulses of radio waves were beamed at the planet using the 300 m (980 ft) radio telescope at Arecibo Observatory, and the echoes revealed two highly reflective regions, designated the Alpha and Beta regions. The observations also revealed a bright region attributed to mountains, which was called Maxwell Montes.[41] These three features are now the only ones on Venus that do not have female names.[42]

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ a b c Lawrence Colin, p. 25, 1983.
  2. ^ (EN) Fred Schaaf, The 50 Best Sights in Astronomy and How to See Them: Observing Eclipses, Bright Comets, Meteor Showers, and Other Celestial Wonders, John Wiley & Sons, 2007, p. 206, ISBN 9780470128312.
  3. ^ (EN) David M. F. Chapman, Venus moves from the Evening Sky to the Morning Sky, su 365daysofastronomy.org, 365 Days of Astronomy, 23 marzo 2009. URL consultato l'11 marzo 2013.
  4. ^ Peter Grego, p. 234-234, 2008.
  5. ^ (EN) Ellis, E.L., Naked-eye observations of Venus in daylight, in Journal of the British Astronomical Association, vol. 105, n. 6, 1995, pp. 311-312.
  6. ^ Fred W. Price, pp. 125-126, 2000.
  7. ^ (EN) Geoff Gaherty, Planet Venus Visible in Daytime Sky Today: How to See It, in Space.com, TechMediaNetwork.com, 26 marzo 2012. URL consultato l'11 marzo 2013.
  8. ^ (EN) Williams, David R., Venus Fact Sheet, su nssdc.gsfc.nasa.gov, NASA, 15 aprile 2005. URL consultato il 26 gennaio 2013.
  9. ^ Il periodo sinodico è il tempo che impiega un oggetto, osservato dalla Terra, per ritornare nella stessa posizione del cielo, rispetto al Sole. È il periodo orbitale apparente (visto dalla Terra) dell'oggetto.
  10. ^ a b c Leonardo Magini, pp. 44-45, 2003.
  11. ^ Lawrence Colin, pp. 23-26, 1983.
  12. ^ Anthony F. Aveni, pp. 84-87, 2001.
  13. ^ John North, pp. 40-43, 2006.
  14. ^ Franco Foresta Martin, pp. 47-50, 1988.
  15. ^ Lawrence Colin, pp. 20-22, 1983.
  16. ^ Alcuni osservatori dotati di una vista superiore alla media potrebbero riuscire a scorgere Venere come una sottile falce in prossimità della congiunzione inferiore.
  17. ^ a b c (EN) Mallama, A., Schroeter's Effect and the twilight model for Venus, in Journal of the British Astronomical Association, vol. 106, n. 1, 1996, pp. 16-18. URL consultato il 9 marzo 2013.
  18. ^ Errore nelle note: Errore nell'uso del marcatore <ref>: non è stato indicato alcun testo per il marcatore Dedalo51
  19. ^ (EN) McCue, J., Nichol, J.R., The unacceptable phase of Venus, in Journal of the British Astronomical Association, vol. 94, n. 3, 1984, pp. 104-108. URL consultato il 9 marzo 2013.
  20. ^ R. W. Schmude, Jr.; J. Dutton, p. 19, 2001.
  21. ^ (EN) Sohl, F., Weber, H., Schroeter's Effect and the phase anomaly of Venus, in Journal of the British Astronomical Association, vol. 103, n. 6, 1993, pp. 305-308. URL consultato il 9 marzo 2013.
  22. ^ a b R. W. Schmude, Jr.; J. Dutton, p. 22, 2001.
  23. ^ R. W. Schmude, Jr.; J. Dutton, p. 23, 2001.
  24. ^ David H. Kelley, p. 42, 2011.
  25. ^ Fasi di Venere, su catalogo.museogalileo.it, Museo Galileo - Istituto e Museo di Storia della Scienza. URL consultato il 28 luglio 2013.
  26. ^ Jim Quinn, Stargazing with Galileo, in Night Sky, maggio/giugno 2006, p. 44. Accessibile sul sito della rivista: Sky & Telescope. URL consultato il 2 marzo 2013.
  27. ^ (EN) Stillman Drake, Galileo at Work: His Scientific Biography, Courier Dover Publications, 2003, p. 164, ISBN 9780486495422.
  28. ^ Fred W. Price, pp. 112-114, 2000.
  29. ^ Fred W. Price, pp. 114-118, 2000.
  30. ^ Fred W. Price, p. 119, 2000.
  31. ^ Fred W. Price, pp. 119-120, 2000.
  32. ^ (EN) David Lance Goines, Inferential Evidence fore the Pre-Telescopic Sighting of the Crescent Venus, su goines.net, 18 ottobre 1995. URL consultato il 2 marzo 2013.
  33. ^ Nicholas Kollerstrom, William Crabtree's Venus transit observation (PDF), in Proceedings IAU Colloquium No. 196, 2004, International Astronomical Union, 2004. URL consultato il 10 May 2012.
  34. ^ Mikhail Ya. Marov, Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit, Preston, U.K., Cambridge University Press, 2004, pp. 209–219.
  35. ^ Mikhail Vasilyevich Lomonosov, in Britannica online encyclopedia, Encyclopædia Britannica, Inc. URL consultato il 12 luglio 2009.
  36. ^ H. N. Russell, The Atmosphere of Venus, in Astrophysical Journal, vol. 9, 1899, pp. 284–299, DOI:10.1086/140593.
  37. ^ T. Hussey, On the Rotation of Venus, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 2, 1832, pp. 78–126.
  38. ^ F. E. Ross, Photographs of Venus, in Astrophysical Journal, 68–92, 1928, DOI:10.1086/143130.
  39. ^ V. M. Slipher, A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus, in Astronomische Nachrichten, vol. 163, 3–4, 1903, DOI:10.1002/asna.19031630303.
  40. ^ Goldstein, R. M.; Carpenter, R. L., Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements, in Science, vol. 139, n. 3558, 1963, pp. 910–911, DOI:10.1126/science.139.3558.910.
  41. ^ Campbell, D. B.; Dyce, R. B.; Pettengill G. H., New radar image of Venus, in Science, vol. 193, n. 4258, 1976, pp. 1123–1124, DOI:10.1126/science.193.4258.1123.
  42. ^ Carolynn Young, Chapter 8, What's in a Name?, in The Magellan Venus Explorer's Guide, NASA/JPL, August 1990. URL consultato il 21 luglio 2009.
  • (EN) Trouvelot, M., Observations of Venus, in Monthly Notices of the Royal Astronmocal Society, vol. 53, 1893, pp. 280-281. URL consultato il 26 gennaio 2013. Accessibile anche presso l'Open Library.

Bibliografia[modifica | modifica wikitesto]

  • (EN) Lawrence Colin, Basic Facts, in Donald M. Hunten (a cura di), Venus, Vol. 1, University of Arizona Press, 1983, pp. 10-26, ISBN 9780816507887. URL consultato il 2 marzo 2013.
  • Franco Foresta Martin, Sbirciando tra le nubi di Venere, in Laboratorio Di Astronomia, Edizioni Dedalo, 1988, pp. 47-52, ISBN 9788822045256.
  • (EN) Fred W. Price, The Planet Observer's Handbook, 2a, Cambridge University Press, 2000, ISBN 9780521789813.
  • (EN) Anthony F. Aveni, Skywatchers, 2a, University of Texas Press, 2001, ISBN 9780292705029.
  • (EN) Schmude, Richard W., Jr., Dutton, James, Photometry and Other Characteristics of Venus, in Journal of the Association of Lunar & Planetary Observers, The Strolling Astronomer, vol. 43, n. 4, 2001, pp. 17-26. URL consultato il 9 marzo 2013.
  • Leonardo Magini, Astronomía etrusco-romana, L'Erma di Bretschneider, 2003, ISBN 9788882652487. Consultare pagime: pp. 44-49 Cap. 8: Il moto di Venere. (Pentragramma 48-49)
  • (EN) John North, Cosmos: An Illustrated History of Astronomy and Cosmology, University of Chicago Press, 2008, ISBN 9780226594415.
  • (EN) Peter Grego, Venus and Mercury, and How to Observe Them, Springer, 2008, ISBN 9780387742861. consultare pagine 229 e seguenti
  • Martin Mobberley, Imaging Planetario: Guida All'uso Della Webcam, Springer, 2008, ISBN 9788847007208.
  • David H. Kelley, Exploring Ancient Skies, Springer, 2011, ISBN 9781441976246.

Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]

Schema[modifica | modifica wikitesto]

Description

The diagram shows phenomena related to visibility of Venus from Earth in one synodic period of Venus.

  • 1 Inferior conjunction
  • 2 Heliacal rising
  • 3 Maximum western elongation
  • 4 Heliacal setting
  • 5 Superior conjunction
  • 6 Acronychal rising
  • 7 Maximum eastern elongation
  • 8 Acronychal setting


Descrizione

Il diagramma mostra i fenomeni correlati alla visibilità del pianeta Venere dalla Terra.

Per semplicità si è assunto che le orbite della Terra e di Venere siano circolari e complanari.[1] Il diagramma è tracciato in un sistema di riferimento polare che ha origine nel centro del Sole e che adotta la congiungente Sole-Terra come asse di riferimento. Rispetto a tale sistema, il Sole e la Terra sono punti fissi, mentre Venere completa una circonferenza attorno al Sole e in senso antiorario in 583,92 giorni, periodo sinodico del pianeta.

  • Il punto 1 individua la congiunzione inferiore, cioè la posizione orbitale in cui Venere si trova sulla congiungente Sole-Terra. In questa posizione, Venere è alla minima distanza dal nostro pianeta, ma trovandosi controsole risulta invisibile.
  • Il punto 2 individua la prima visibilità di Venere nel cielo dell'alba, cui corrisponde la levata eliaca del pianeta.
  • Il punto 3 individua l'elongazione massima occidentale di Venere, cui corrisponde il massimo periodo di visibilità (circa 3 ore) antecendente l'alba.
  • Il punto 4 individua l'ultima visibilità di Venere nel cielo dell'alba, indicata tramonto eliaco.
  • Il punto 5 individua la congiunzione superiore, cioè la posizione orbitale in cui Venere si trova sulla congiungente Sole-Terra, oltre il Sole. In questa posizione, Venere è alla massima distanza dal nostro pianeta.
  • Il punto 6 individua la prima visibilità di Venere nel cielo della sera, subito dopo la il tramonto del Sole oltre l'orizzonte, indicata come levata vesperina o acronica
  • Il punto 7 individua l'elongazione massima orientale di Venere, cui corrisponde il massimo periodo di visibilità (circa 3 ore) nel cielo serale.
  • Il punto 8 individua l'ultima visibilità di Venere nel cielo della sera, il cosiddetto tramonto vesperino.

Nei 265 giorni impiegati da Venere per percorrere lo spazio compreso tra i punti 2-4, il pianeta è visibile nel cielo antecedente l'alba. Scompare alla vista per cinquanta giorni quando raggiunge il punto 4 perché troppo vicini angolarmente al Sole e ricompare poi nel punto 6, la sera, quando raggiunge una distanza angolare di circa 10° dal Sole. Impiega quindi altri 265 giorni per raggiungere il punto 8 e sparire nuovamente alla vista per altri otto giorni, dopo i quali il ciclo si ripete.

Note
  1. ^ L'inclinazione orbitale di Venere rispetto al piano dell'eclittica - piano dell'orbita terrestre - è di circa 3,4°. L'eccentricità orbitale è rispettivamente di 0,006756 per Venere e di 0,01671123 per la Terra. Ciò determina solo lievissime oscillazioni per i valori delle fase, del diametro apparente e della magnitudine apparente di Venere dalla Terra rispetto a quelli calcolati utilizzando le semplificazioni adottate (che sono quindi accettabili); risultano invece eccessive nello studio dei fenomeni di transito.
References
  • (English) Lawrence Colin, Basic Facts, in Donald M. Hunten (a cura di), Venus, University of Arizona Press, 1983, pp. 23-26, ISBN 9780816507887. URL consultato il 2 marzo 2013. Lingua sconosciuta: English (aiuto)
  • (English) Anthony F. Aveni, Skywatchers, 2ª ed., University of Texas Press, 2001, pp. 84-87, ISBN 9780292705029. Lingua sconosciuta: English (aiuto)
  • (Italian) Leonardo Magini, Astronomía etrusco-romana, L'Erma di Bretschneider, 2003, pp. 44-45, ISBN 9788882652487. Lingua sconosciuta: Italian (aiuto)
  • (English) John North, Cosmos: An Illustrated History of Astronomy and Cosmology, University of Chicago Press, 2008, pp. 40-43, ISBN 9780226594415. Lingua sconosciuta: English (aiuto)
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