Disegno della superficie

Malgrado gli sviluppi tecnologici di cui si è detto più volte, il disegno del disco di Marte rimane ancor oggi un importante mezzo d’indagine. Quanto detto assume particolare significato in quanto i migliori risultati fotografici e CCD si ottengono ad elevate lunghezze d’onda (rosso), col risultato di non essere del tutto omogenei rispetto ai record storici. Circa l’ esecuzione dei disegni non vi è molto da aggiungere rispetto alle tecniche di base, salvo precisare che, considerata la velocità di rotazione ed in costanza di seeing, non è conveniente eseguire un nuovo disegno prima di un’ora dal precedente. Nel caso si registrino eventi indiziati di essere soggetti a rapida evoluzione, tipici i casi delle tempeste di polvere o delle nubi polari, può essere vantaggioso eseguire numerosi disegni limitatamente alle regioni interessate.

 

Punti di riferimento terrestri per un osservatore rivolto a Sud.

Geometria del disco marziano

Per eseguire correttamente l’osservazione e il disegno di Marte, è necessario predisporre un “blank” (si può usare per questo il modulo proposto dalla Sezione) secondo i valori delle effemeridi per le osservazioni fisiche. Questa operazione può essere fatta ogni dieci giorni circa, considerando i valori medi della decade.

L’ uso dei punti cardinali si presta a qualche confusione, ed opportuno distinguere tra quelli “terrestri” – che servono unicamente a preparare il blank – e quelli “marziani”, a cui si far riferimento nel trascrivere e discutere le osservazioni.

 

La Figura del riquadro A mostra l’orientamento per un osservatore che guardi Marte a occhio nudo (dall’emisfero Nord della Terra), al momento della culminazione. Come noto il telescopio astronomico inverte completamente l’immagine, dunque il globo di Marte risulta orientato come in figura B. E’ a questo schema che si fa riferimento per la costruzione del blank.

     

Per individuare la posizione dell’Asse polare o di rotazione, le effemeridi riportano la grandezza P, angolo di posizione dell’ estremità Nord dell’ asse stesso. L’angolo di posizione, una nozione classica in Astronomia, si misura a partire dal Nord in direzione Est. Posto ad esempio P = 340° , la direzione dell’ Asse polare risulta come in D.

Angolo di massimo difetto di fase (Q).

 

Si osservi che i poli sono individuati dalle intersezioni dell’ Asse polare con la superficie del pianeta, e che la proiezione dell’ asse sul disco visualizza il Meridiano Centrale.

L’ esatta posizione dei poli (e dell’ Equatore) si ricava dalla grandezza Dt, Latitudine del punto sub-terrestre, ovvero del centro del disco. Il suo valore assoluto indica anche l’ inclinazione del Polo Nord (se Dt e’ positiva) o del Polo Sud (se negativa) verso la Terra. Posta Dt = -25°, la Figura seguente (C) mostra come si determina la posizione del Polo Sud e la semi-ellisse che indica l’ Equatore.

Disegno del blank marziano.

 

Benchè pianeta “esterno”, Marte mostra un effetto fase spesso tutt’altro che trascurabile. Al riguardo le effemeridi forniscono i valori:

  • PK = rapporto tra area illuminata e area totale
  • Theta = angolo di posizione del punto Q di maggior difetto di illuminazione, da cui si ricava anche (+/- 90 gradi ) la linea delle cuspidi;
  • q = distanza in secondi d’arco di Q dalla circonferenza del disco.

Quando K < 0,98 bisogna disegnare la fase, ovvero la linea che separa il giorno dalla notte (terminatore). Essa e’ data dalla semi-ellisse passante per le cuspidi e Q. Posto K = 0,94 e Theta = 246° , ancora nella Figura precedente è mostrata la costruzione del terminatore. Si noti che la distanza q si puo’ ricavare immediatamente da K osservando che, nel disco standard di 50mm, un punto percentuale equivale a 0,5 mm.

Opportunamente “ripulito”, e ruotato in modo da porre l’asse di rotazione sulla verticale (operazione consigliata ma non necessaria), il blank si presenta come in e. Il puntino che indica il polo visibile sarà appena accennato a matita.

Nel testo si è fatto uso delle effemeridi come compaiono nell’ Almanacco UAI, con l’ aggiunta della simbologia usata per le grandezze analoghe nell’Handbook della British Astronomical Association, assai diffuso tra gli osservatori planetari di vari Paesi. Altre effemeridi, ad es. quelle del Nautical Almanac, possono presentarsi in modo diverso, ma il loro uso corretto non può che condurre allo stesso risultato.

Tornando al blank ormai familiare, noti il Nord e il Sud, non resta che ricondurre al posto dovuto l’ Est e l’ Ovest (reali), come nella Figura seguente.

Punti di riferimento sul blank marziano

 

In essa figurano alcuni termini di riferimento di uso frequente:

  • Meridiano Centrale – Linea immaginaria che biseca il disco passando per i poli. La longitudine del MC in un determinato momento, calcolata come descritto nella pagina relativa, individua su una mappa areografica quali regioni sono visibili;
  • Punto Sub-Terrestre – Corrisponde evidentemente al centro geometrico del disco. La sua latitudine (Dt) precisa ulteriormente l’ aspetto del Pianeta visibile rispetto alle mappe;
  • Rotazione – Essa avviene per definizione da W verso E. Gli aggettivi precedente (preceding) e seguente (following) si riferiscono appunto al senso di rotazione. Le loro abbreviazioni “p” ed “f” sono usate di perferenza rispetto a E-W o destra-sinistra nelle descrizioni del disco;
  • Terminatore – Linea che separa il giorno dalla notte. Si noti che prima dell’Opposizione esso si trova nella parte precedente, ed indica il tramonto, mentre dopo l’Opposizione interessa la parte seguente del disco ed indica l’ alba;
  • Lembo – Contorno illuminato del disco. E’ opposto al terminatore col quale viene in pratica a coincidere intorno all’Opposizione.

Filtri utili

Un rilevante potenziamento dell’indagine telescopica è dato dall’uso di filtri colorati. Osservazioni e disegni eseguiti in luci deverse mettono in evidenza gli eventi legati alla metereologia. In particolare, procedendo in ordine crescente di lunghezza d’onda trasmessa, si scandaglia l’atmosfera del Pianeta a partire dagli strati più esterni. Facendo riferimento alla serie di filtri della Kodak, si delinea il quadro seguente:

  • W47 (violetto) – mette in evidenza le nubi d’alta quota, i veli polari e al lembo, la fascia di nubi equatoriali (EBC);
  • W80A, 44A (blu) – mettono in evidenza le nubi bianche discrete e le nebbie serali e mattutine;
  • W58, W57 (verde) – rafforza la visione dei ghiacci polari, delle brinate e delle nebbie ghiacciate superficiali;
  • W15 (giallo) – cancella quasi completamente i fenomeni atmosferici, rischiara le regioni desertiche evidenziando i particolari di minor contrasto e più in generale le configurazioni scure, mette in evidenza le tempeste di polvere che appaiono come macchie brillanti;
  • W25, W29 (rosso) – offrono il massimo contrasto delle macchie di albedo e dei contorni delle tempeste di polvere.

Misure di intensità e di posizione

In generale queste misure si effettuano esattamente come descritto nella sezione di Tecniche Visuali (Posizione dei dettagli e Stime di intensità)

Tuttavia, mentre le stime di intensità trovano su Marte un perfetto campo di applicazione, quelle di posizione risultano di scarsa utilità. In particolare il metodo dei transiti al MC risulta poco preciso a causa della lenta rotazione e dell’effetto fase. D’altra parte la presenza di moltissimi punti di riferimento sostanzialmente fissi, consente di definire le coordinate di ogni punto della superficie mediante l’uso delle mappe. In pratica le misure di posizione realmente significative per gli standard attuali prevedono l’ uso di immagini.

Può succedere che la presenza di un particolare “nuovo” , magari lontano da sicuri punti di riferimento, richieda un’ immediata determinazione delle coordinate, anche approssimative. In tal caso si può ricorrere alla tecnica dei transiti, o derivarle direttamente da un disegno ben eseguito. A tal scopo si utilizzano apposite griglie precostruite. Sovrapponendo al disegno la griglia appropriata (rispetto a Dt), ed essendo nota la longitudine del MC al momento del disegno, la lettura dei valori cercati è immediata.

Cosa possiamo ottenere

Nel corso del tempo l’osservazione di Marte si è evoluta di pari passo con le conoscenze che via via si sono accumulate. Riassumendo quanto detto nei paragrafi precedenti, è possibile elencare una serie di obiettivi che nel loro insieme definiscono lo scopo dell’osservazione moderna del Pianeta Rosso.

Cambiamenti stagionali e secolari

La dinamica delle variazioni di intensità e di aspetto delle macchie d’albedo di origine stagionale è abbastanza nota, pur se suscettibile di continui raffinamenti. Il più classico esempio è quello della cosiddetta “onda di annerimento” che, a partire dai confini della Calotta Polare S. in fase di contrazione, si propaga via via verso le latitudini temperate durante la primavera australe. Anche la Syrtis Major, Pandorae Fretum, Hellespontus, Solis Lacus, Aonius Sinus, Candor-Tharsis, Elysiun-Trivium Charontis e molte altre regioni sono soggette a modificazioni stagionali la cui documentazione è resa possibile dalle sistematiche stime d’ intensità. Le variazioni secolari sembrano invece del tutto casuali e imprevedibili. Nel corso degli ultimi decenni si è assistito al drammatico affievolimento di Nepenthes-Thoth (Nodus Alcyonius), Nodus Lacoontis-Amenthes e Trivium Charontis, e alla contrazione del Mare Sirenum; al contrario Ganges e Nilokeras (Achillis Fons) hanno mostrato un sensibile rafforzamento; anche la tormentata regione del Solis Lacus è stata luogo di importanti mutamenti. In questo contesto si pone la “riapparizione” di antichi dettagli più minuti: un caso recente (1988) è quello del “canale” Phasis, documentato solo nelle mappe d’inizio secolo.

 

Le calotte polari

Il mutevole aspetto delle calotte marziane offre all’ osservatore uno spettacolo affascinante e ricco d’interesse. Il progressivo ritirarsi dei ghiacci sotto l’incalzare della “bella stagione” avviene in modo complesso, mostrando indentazioni, fratture (rimae) e il distaccamento di ampie plaghe che si dissolvono autonomamente. La registrazione di questi particolari, e la misura dell’estensione delle calotte, costituisce un primario obiettivo dell’osservazione. In modo molto schematico, e limitatamente ai particolari più stabili, la Figura seguente mostra l’aspetto delle calotte (la meridionale a sinistra, la settentrionale a destra) durante la regressione, con le principali strutture osservabili.

Di particolare interesse è la frattura boreale “Rima Tenuis”, scoperta da Schiaparelli nel 1888, è riapparsa nel 1979 dopo circa 30 anni di (presunta) invisibilità. Questo fatto sembra dar credito a una certa micro-variabilità del clima polare, argomento peraltro controverso.

Da accurati disegni (ed ancor meglio da immagini) è possibile rilevare la Latitudine del bordo delle calotte. Tali valori, correlati al tempo espresso in Ls (vedi Caratteristiche fisiche), producono le ben note curve di regressione, introdotte da Antoniadi già alla fine degli anni ’20. Il calcolo della Latitudine secondo il metodo descritto fornisce però il valore relativo alla Longitudine del punto misurato (quello al MC). Si è anche visto come il processo di regressione sia caratterizzato da rilevanti irregolarità locali, e per conseguenza ogni singola misura è inadeguata a descrivere l’ estensione della calotta nel suo insieme.

Misura della calotta sui disegni – vedere testo per le spiegazioni.

 

Un diverso metodo di calcolo permette di minimizzare questo inconveniente, pur introducendo errori di altra natura. Ammettendo però che essi siano sostanzialmente costanti, ed avendo quindi presente che la misura si riferisce a una estensione “convenzionale”, è possibile ottenere risultati consistenti con una significativa descrizione dell’andamento complessivo della regressione dei ghiacci. Il metodo consiste nel determinare l’ampiezza dell’arco BC (vedi Figura). In condizioni di geometria del disco non esasperate la Latitudine si ricava direttamente dalla formula:

B = Arccos ( BC / D )

dove D è il diametro del pianeta.

 

Le nubi

Si è detto della possibilità di esplorare l’atmosfera marziana per mezzo di filtri colorati, e della loro attitudine a fornire indicazioni circa la natura e la quota di questi eventi. Come si è visto la distinzione fondamentale concerne le nubi bianche o blu (da volatili) e quelle gialle (da polvere). Quanto alle prime, il confronto tra la visione mediante filtri che vanno dal violetto al verde, consente di assegnar loro la quota (ovvero la categoria di appartenenza) a seconda che risultino più brillanti o meglio visibili con l’uno piuttosto che con l’altro filtro. La rilevazione del luogo dove si manifestano permette di tracciare un quadro dinamico della metereologia marziana. Si riconoscono gli eventi stagionali che saturano l’interno dei grandi bacini da impatto (Hellas, Argyre, Edom-Schiaparelli) e i grandi sistemi nuvolosi di origine orografica (Tharsis, Nix Olimpica-Olimpus Mons, Elysium). Altre località (Electris-Eridania, Aethiopis, Isidis Regio, Aeria, Aram, Tempe-Arcadia, Ophir-Candor) rivelano una spiccata attitudine ad esser teatro di frequenti manifestazioni secondo una statistica che le osservazioni non potranno che migliorare.

 

“Violet clearing”

Le incertezze sulla natura, se non sull’esistenza stessa del fenomeno del “violet clearing”, non possono che essere risolte per via sperimentale, mediante l’analisi statistica di molte osservazioni. Queste sono estremamente semplici, e dovrebbero andare a corredo di ogni seduta. Ispezionando il disco marziano col filtro violetto W47, un filtro che assorbe molta luce e richiede un’apertura di almeno 15-20 cm, la visibilità delle macchie di albedo viene descritta mediante la codifica seguente:

   0: nessun particolare osservabile
   1: alcune configurazioni visibili con difficoltà
   2: configurazioni visibili e identificabili facilmente
   3: i particolari sono definiti come in luce integrata 

Ai fini dell’indagine statistica, le osservazioni negative hanno assolutamente pari valore di quelle positive.

Le tempeste di polvere

La tipica macchia dai contorni ben definiti, gialla-brillante, ben contrastata anche sullo sfondo delle regioni desertiche, risulta immediatamente evidente all’osservatore familiare con la superficie marziana. Tuttavia la certezza dell’evento è data dal confronto per mezzo dei filtri. La brillanza relativa aumenta nel giallo e nel rosso, e praticamente svanisce nel blu: l’esatto contrario di quanto avviene per le nubi bianche.

Una volta riconosciuta, la tempesta deve essere seguita con la maggiore assiduità possibile. Posto che si tratti di un evento rilevante, non destinato a dissolversi nel giro di qualche giorno, esso è caratterizzato da un’evoluzione assai rapida, e le osservazioni tendono appunto alla costruzione del maggior numero di mappe sinottiche, a documentazione delle varie fasi di insorgenza, espansione, maturità e decadimento.

Le statistiche sulla frequenza e la stagionalità degli eventi maggiori non è ancora del tutto soddisfacente; più affidabile sembra quella dei luoghi favoriti d’insorgenza, che comprendono Hellas NW, Hellespontus-Noachis, Solis Lacus e Chryse. Tuttavia anche altre regioni sono state teatro di eventi importanti, e vi è pure qualche indizio di variabilità non casuale circa l’attitudine di varie regioni di favorirne l’insorgenza.

I planetologi attribuiscono grande importanza alle tempeste di polvere quale fattore in grado di interagire col clima marziano nel suo complesso. Di qui l’importanza di un continuo controllo, il cui valore è riconosciuto dall’annuncio della scoperta sulle Circolari dell’ Unione Astronomica Internazionale.

Esempio di un report da osservazione visuale, utilizzando i nuovi moduli della Sezione Nazionale Pianeti UAI scaricabili nella sezione Risorse del Sito.