Caratteristiche fisiche dell’atmosfera

Al telescopio Venere mostra soltanto la sommità di una spessa coltre di nubi che avvolge in modo totale il corpo roccioso, le cui dimensioni non si discostano molto da quelle della Terra. Fin dalle più antiche osservazioni l’ aspetto omogeneo ed il colore chiaro della superficie visibile avevano indotto ad ipotizzare la presenza di un’ atmosfera molto riflettente. La prima prova dell’esistenza dell’ atmosfera venusiana risale probabilmente al 1761 e fu ottenuta dall’astronomo russo Lomonosov. Questi, osservando il transito del pianeta davanti al disco del Sole (evento ripetutosi nel 2004 e nel 2012), notò l’esistenza di un perimetro nebuloso e sfumato, tutt’ altro che netto come sarebbe dovuto apparire se il pianeta fosse stato privo di atmosfera. Tuttavia, poco era dato sapere circa lo spessore di tale strato di nubi, e per decenni gli osservatori si prodigarono nel vano tentativo di scorgere qualche particolare che fosse attribuibile alla superficie sottostante e non al mutevole aspetto della coltre nuvolosa. I polemici scambi epistolari tra W. Herschel e J.H. Schroeter circa la possibilità o meno di scorgere la vetta di alte montagne in grado di superare la sommità dello strato nuvoloso divisero ed animarono la comunità astronomica nella seconda metà del ‘700. L’importanza di tale argomentazione consisteva non tanto nella possibilità di valutare l’entità dello spessore atmosferico quanto di poter determinare il periodo di rotazione del pianeta sul proprio asse. Se poco si conosceva delle proprietà fisiche dell’atmosfera ancor più sconosciuta risultava la composizione chimica. I primi dati attendibili risalgono al 1932 quando per mezzo di metodi spettroscopici, Adams e Dunham (Mount Wilson) individuarono un forte assorbimento della radiazione infrarossa attribuibile al diossido di carbonio (CO2). Un grande impegno venne profuso per determinare la quantità di acqua, la cui presenza o meno avrebbe fatto propendere le teorie evolutive per un ambiente “umido” o per condizioni di aridità. Un pioniere di questi studi è stato A. Dollfus che negli anni ’50 effettuò studi spettrometrici da un osservatorio situato a 3500 metri nel gruppo dello Jungfrau sulle Alpi svizzere. Egli riuscì a determinare le interferenze dovute all’acqua, contenuta abbondantemente nell’atmosfera terrestre, studiando il contenuto di vapore acqueo in una sezione verticale di atmosfera in condizioni simili a quelle del sito di osservazione, facendosi portare a 14000 metri di quota da un grappolo di palloni gonfiati con idrogeno. L’esito di queste ricerche fu la determinazione di un contenuto molto basso di acqua nell’atmosfera venusiana. Studi successivi effettuati da Terra consentirono di ipotizzare anche la presenza di acido cloridrico (HCL), acido fluoridrico (HF), monossido di carbonio (CO) e di quantitativi insospettatamente bassi di ossigeno (O2). Il quadro si venne sempre meglio delineando negli anni ’60 e ’70 grazie al contributo delle sonde Mariner e Venera soprattutto.

L’atmosfera di Venere è composta principalmente di diossido di carbonio (CO2, 93-97%), azoto, (N2, 2-5%) ed ossigeno (O2, 0.7%). Sono presenti tracce di monossido di carbonio (CO), acido cloridrico (HCL), acido fluoridrico (HF), acqua (H2O), anidride solforosa (SO2) ed acido solforico (H2SO4). La presenza dei principali gas che caratterizzano le emanazioni gassose in aree vulcaniche attive, unitamente alle prove (indirette) fornite dalle sonde spaziali di un’attività vulcanica ancora in atto, fanno propendere per un origine dell’ atmosfera (analogamente a quanto ipotizzato per la Terra) dovuto a degassamento planetario in uno stadio successivo all’accrescimento.  Le attuali marcate differenze tra le atmosfere di Venere e della Terra sono riconducibili alle diverse storie evolutive in cui la costante solare deve aver giocato un ruolo dominante. L’assenza di CO2 nell’atmosfera terrestre si spiega con l’azione degli oceani che hanno intrappolato nelle rocce l’anidride carbonica in forma di carbonati, cosa che non è mai potuta avvenire su Venere dove grandi masse d’acqua, la cui presenza in passato è suggerita da recentissimi studi effettuati sui dati forniti dalla sonda Magellano, devono essere evaporate in brevissimo tempo. L’elevata quantità di diossido di carbonio (anidride carbonica) nell’atmosfera venusiana, gas che risulta trasparente alle radiazioni solari nel visibile ma opaco alle radiazioni infrarosse riemesse dalla superficie rocciosa, ha invece determinato un drammatico effetto serra responsabile di un forte accumulo di calore, tale da determinare una temperatura in prossimità del suolo di 750 K (480 °C). Lo spessore totale della densa coltre atmosferica e` mediamente di 80 km ed in prossimità del suolo sono state registrate pressioni estremamente elevate (90 atmosfere). Nella descrizione che segue viene presentato un quadro semplificato della struttura atmosferica venusiana. Tale schematizzazione ci sarà utile per tentare di gettare un ponte tra la complessa realtà chimico-fisica del pianeta ed i fenomeni atmosferici osservabili da Terra.

All’ interno della spessa atmosfera sono distinguibili, sulla base di densità e dimensioni, tre strati principali di particelle; alcuni simili a nubi vere e proprie, altri più somiglianti a foschie. E’ ipotizzabile che tali tipologie di nubi differiscano anche per composizione, benché fino ad oggi le uniche particelle identificate siano goccioline di acido solforico diluito in acqua. Prima di passare a descrivere la struttura verticale dell’atmosfera di Venere è importante premettere che in essa intervengono variazioni molto significative passando dall’emisfero notturno a quello illuminato, variazioni che si esplicano con mutamenti di volume, di pressione e quindi di velocità dei venti, e che pertanto le quote degli strati nuvolosi qui di seguito riportate sono riferite ai valori medi.

La sezione verticale tipo dell’atmosfera venusiana si presenta come segue:

 

  • uno strato di foschie superiori, prevalentemente particelle di piccole dimensioni (~ 1 m), che si estende in media tra gli 80 ed i 65 km;
  • uno strato di nubi principale in cui le particelle costituenti sono caratterizzate da dimensioni nettamente maggiori (~ 10-30 um) e che si colloca a quote comprese tra 60-65 km e 50 km;
  • uno strato di foschie inferiore con particelle nuovamente di piccole dimensioni (~ 1 m) la cui densità varia da un massimo al tetto che si trova a circa 50 km di quota, dove è paragonabile a quella dello strato di nubi soprastante, rapidamente decrescente verso la base.
  • una regione caratterizzata da elevatissima pressione e densità atmosferica ma sgombra da nubi e foschie, compresa tra la superficie solida del pianeta ed i 30 km di quota dove inizia lo strato di foschie inferiore.

Struttura verticale dell’atmosfera di Venere

 

Le particelle costituenti le nubi e le foschie di Venere sono composte da una miscela di acido solforico, acqua e finissime particelle di zolfo che conferiscono alle nubi la caratteristica colorazione giallognola. Mentre le componenti più fini sembrano riconducibili ad un aerosol di acido solforico, le particelle di dimensioni maggiori rinvenute nel corpo nuvoloso principale sembrano da mettere in relazione con aggregati colloidali di acido solforico e cristallini di zolfo. Come tendenza generale, all’interno degli strati nuvolosi, le goccioline risultano meno concentrate al diminuire della quota. Questa osservazione sembra dar ragione ad un modello secondo il quale al tetto dello strato di nubi più importante (ad una quota di circa 55 km) esiste una sorgente di solfuri ed acido solforico. A questa quota i raggi ultravioletti provenienti dal Sole innescano una serie di reazioni fotochimiche che, coinvolgendo il diossido di zolfo (anidride solforosa), ossigeno ed acqua presenti nell’atmosfera portano alla formazione (come ultimo prodotto di una lunga serie di passaggi intermedi) di un aerosol di acido solforico. Un simile processo è evidentemente attivo solamente nell’emisfero illuminato del pianeta. L’aerosol di acido solforico, per aggregazione progressiva tende a formare goccioline sempre più grosse, con conseguente caduta ad opera della gravità. E’ perciò ipotizzabile che quando le dimensioni superano una certa soglia limite si verifichino precipitazioni simili alle piogge sulla Terra. Durante la caduta le gocce di acido solforico, in conseguenza della mutata temperatura, tendono a dissociarsi nuovamente ed una parte delle sostanze originate dalla suddetta dissociazione (SO3, SO2 ed H2O) trova a circa 45 km di quota le condizioni adatte per ricondensare, dando origine allo strato di foschie inferiore.

La circolazione atmosferica su Venere è originata dal forte disequilibrio termico esistente tra il punto subsolare (punto del pianeta in cui il Sole si trova allo Zenit) e le regioni polari. In assenza di una efficiente circolazione atmosferica la regione equatoriale tenderebbe a surriscaldarsi mentre in prossimità dei poli si verificherebbe un forte raffreddamento. Poiché ciò non è stato riscontrato dalle sonde spaziali, che hanno invece rilevato temperature e pressioni al suolo ovunque costanti, è ipotizzabile che esistano degli efficaci meccanismi di scambio termico tra le diverse regioni del pianeta. I meccanismi che influenzano la circolazione atmosferica sono piuttosto complessi e qui di seguito è esposta una descrizione molto semplificata, comunque utile per comprendere l’evoluzione delle formazioni nuvolose osservabili al telescopio. In una fascia localizzata in corrispondenza del punto subsolare, spessa circa 20° in latitudine ed allungata longitudinalmente per circa un quinto della lunghezza dell’equatore, è stata riscontrata la presenza costante di un’area perturbata. Al suo interno sono state riconosciute strutture nuvolose di forma poligonale associabili a celle di convezione responsabili della risalita di masse di atmosfera calda dalla superficie verso le regioni più elevate. Tali masse atmosferiche, dopo la risalita in corrispondenza dell’area perturbata, vengono richiamate verso i poli (che agiscono da inghiottitoi) sotto l’azione di due cellule di Hadley distinte e simmetriche rispetto all’equatore. A causa di una componente longitudinale di cui diremo soltanto, per ragioni di brevità, che è originata dal lento moto di rivoluzione del pianeta attorno al Sole, il movimento di tali masse verso le regioni polari non è diretto bensì spiraleggiante . Tale ipotesi è stata suggerita dalla conformazione delle strutture atmosferiche a grande scala, documentate dalle sonde spaziali, e dalla individuazione di vortici polari più o meno permanenti.

Conformemente alla rotazione del pianeta solido, l’atmosfera di Venere si muove di moto retrogrado ed i venti spirano generalmente da Est lungo direttrici orientate secondo i paralleli. Ciò si traduce, in termini pratici, in una migrazione delle conformazioni nuvolose da sinistra verso destra per un osservatore che osserva il pianeta al telescopio. La velocità dei venti risulta diversa a seconda dell’emisfero considerato e soprattutto a seconda della quota. Mentre in prossimità della superficie sono state misurate ovunque velocità molto basse (circa 1 m/sec), al crescere della quota tali valori crescono rapidamente per raggiungere velocità medie di 50 m/sec alla base dello strato di nubi principale. Al di sopra sono state misurate velocità dei venti variabili, talora elevatissime, con punte di 100 m/sec. Velocità così elevate sembrano in grado di giustificare la super-rotazione degli strati più elevati dell’atmosfera che, a partire dagli anni ’60, è stata rilevata dal rapido spostamento delle formazioni nuvolose scure documentato in luce ultravioletta. Autori della scoperta furono C. Boyer (astrofilo, usò per le sue ricerche un telescopio Newton da 250 mm), H. Camichel e P. Guerin, che studiando con sistematicità un certo numero di fotografie in ultravioletto, determinarono una rotazione atmosferica retrograda con un periodo di soli 4 giorni. E’ immaginabile, anche alla luce dei dati forniti dalle sonde, che la super-rotazione interessi solamente gli strati più esterni dell’atmosfera venusiana e che esistano delle velocità differenti a seconda della quota delle nubi considerata.

L’atmosfera del pianeta appare quasi uniforme in luce integrale e solo con un po’ di allenamento è possibile scorgervi quelle macchie a grande scala che la caratterizzano. Tali aree scure risultano più evidenti quando si osserva il pianeta mediante filtri colorati, particolarmente in luce blu-violetta. Secondo alcuni autori queste zone scure delle nubi di Venere sono dovute a sostanze capaci di assorbire i raggi ultravioletti. Poichè l’aeroosol di acido solforico ed il diossido di carbonio riflettono quasi interamente la radiazione ultravioletta, è stato suggerito che questi “assorbitori di UV” (UV markings) consistano in grosse particelle (10-30 micrometri) di solfuri elementari mescolate ad acido solforico. Tali particelle formerebbero uno strato “nebbioso” a quote comprese tra 35 e 60 km. I particolari scuri sarebbero quindi un effetto del contrasto tra le regioni in cui l’acido solforico ed il diossido di carbonio riflettono completamente la radiazione ultravioletta e quelle in cui essa è assorbita dai solfuri elementari. Quando lo strato assorbente “viene a galla” rispetto al limite superiore delle nubi, un’alta percentuale di radiazione viene assorbita ed una minor percentuale rimandata nello spazio dal soprastante strato impoverito delle due componenti citate. La natura delle variazioni tonali osservabili visualmente in luce blu e violetta, ma anche in luce integrale, sembra dipendere dal livello che questi assorbitori di UV occupano rispetto allo strato di nubi riflettente. A causa dei movimenti atmosferici, sia verticali che orizzontali questo strato di “assorbitori di UV” può emergere evidenziando per contrasto la conformazione della coltre nuvolosa. La presenza in atmosfera di tali elementi assume la funzione di un tracciante in grado di delineare le strutture atmosferiche che altrimenti sarebbero indistinguibili. Le grandi dimensioni delle particelle costituenti gli “assorbitori di UV” rende anche ragione della effimera osservabilità delle configurazioni nuvolose oscure. Queste infatti, ricadendo per gravità verso le quote più basse, sprofondano rapidamente (nell’arco di qualche giorno) all’interno delle foschie riflettenti di acido solforico ed anidride carbonica con conseguente diminuzione del loro effetto assorbente nei confronti degli UV.

La superficie di Venere

Sebbene già nei primi anni ’60 le sonde spaziali fossero giunte a contatto del suolo di Venere, la natura geologica del pianeta ed i connotati topografici salienti sono rimasti sconosciuti fino all’inizio degli anni ’80 a causa della impenetrabilità, alle lunghezze d’onda “ottiche”, della coltre nuvolosa. Nel 1979 la sonda americana Pioneer Venus, coadiuvata da ricerche effettuate da Terra mediante il radiotelescopio di Arecibo, consentì la prima mappatura radar del pianeta. La superficie appariva topograficamente monotona nel complesso, con il 90% della superficie coperta da grandi pianure e con tre sole regioni rilevate (Terra di Aphrodite, Terra di Ishtar e Regione Beta). Le nostre conoscenze circa le caratteristiche geologiche del pianeta si stanno rapidamente evolvendo alla luce dell’enorme messe di dati prodotta dalla sonda Magellano, che ha raggiunto il pianeta nel 1990. La missione Magellano ha recentemente consentito la mappatura mediante un radar ad apertura sintetica (SAR) della quasi totalità della superficie, con una risoluzione al suolo di circa 300 m. Il pianeta appare geologicamente giovane, con una superficie non più vecchia di 1 miliardo di anni (età stimata sulla base del grado di craterizzazione), ringiovanita dalla fuoriuscita di colate laviche associate agli impatti meteorici e soprattutto all’attività vulcanica. Su Venere non sono stati individuati indizi di tettonica a placche, soffocata probabilmente dalle proibitive condizioni climatiche. Ad una temperatura superficiale di circa 500 centigradi, infatti, non esiste un contrasto di densità sufficiente, tra le rocce crostali ed il mantello, affinché si instauri un moto convettivo che porti alla subduzione di porzioni di litosfera. E’ probabile quindi che il vulcanismo di Venere sia dovuto piuttosto alla risalita localizzata di magmi subcrostali in zone caratterizzate da elevata anomalia termica (“hot spots”).

Su Venere la nostra neve (formata da cristalli di ghiaccio d’acqua), non potrebbe esistere ma, dai dati radar ottenuti dalla Magellan, si è scoperto che, al di sopra dei 4000 metri, le cime sono ricoperte da un materiale che riflette in modo molto efficiente le onde radar. La natura del materiale è sconosciuta. L’ipotesi più probabile è che si tratti di un sottile strato di pirite, condensata dall’atmosfera in virtù della “bassa” temperatura che si trova ad alta quota (circa 440 °C). Venere, nonostante abbia le stesse dimensioni della Terra, è priva di un campo magnetico che protegga il pianeta dal vento solare, probabilmente a causa del lungo periodo di rotazione attorno al proprio asse.

Esistono molte evidenze, geomorfologiche e geochimiche che il vulcanismo su Venere sia ancora in atto e probabilmente molto intenso. Informazioni indirette circa l’attività vulcanica del pianeta possono essere ricavate dall’attenta e sistematica sorveglianza della sua atmosfera, soprattutto dallo studio dell’effetto Schroeter (anomalia di fase) di cui si dirà nel paragrafo dedicato all’osservazione visuale. In tempi recenti, l’evoluzione della tecnica ha reso accessibile la superficie del pianeta anche agli amatori, che può essere ripresa direttamente con l’ausilio di un filtro infrarosso da 1 micron.