Le nubi di Venere nell’ultravioletto

 

 

Come è stato già detto, nella banda ottica Venere appare come una sfera bianca di luminosità quasi uniforme e con pochissimi dettagli percepibili. Per questo motivo la misura del periodo di rotazione del pianeta ha richiesto molto tempo. Per fortuna lo strato superiore di nubi che circonda Venere mostra delle strutture se è osservato nel blu o nell’UV vicino. Queste strutture furono scoperte a Monte Wilson nel giugno-luglio 1927 da Frank Ross, pioniere della fotografia planetaria attraverso filtri monocromatici. Per le osservazioni Ross usò riflettori da 150 e 250 cm di apertura. Le strutture nelle nubi riprese da Ross erano ben visibili nelle lastre riprese nell’UV fra 340 e 380 nm (1 nm è pari a un miliardesimo di metro), meno contrastate (ma comunque visibili), nelle lastre riprese nel violetto fra 380 e 400 nm. Dallo studio delle immagini, Ross non riuscì ad individuare un periodo di rotazione ben preciso e stimò un valore di circa 30 giorni. La misura del periodo di rotazione delle nubi riuscì, nel 1957, ad un amatore francese: Charles Boyer.

Boyer osservava dall’Africa equatoriale (Brazzaville, -4° lat.) con un riflettore Newton da 25 cm di diametro (primario Texereau). Essendo il sito prossimo all’equatore i pianeti potevano raggiungere ottime altezze sull’orizzonte, inoltre il luogo era caratterizzato da un eccellente seeing. Come filtro Boyer usò un Wratten 34, in grado di trasmettere la radiazione al di sotto dei 450 nm. Dalle immagini riprese su pellicola, Boyer dedusse un periodo di rotazione di 4 giorni. La scoperta di Boyer fu accettata lentamente (non mancarono derisioni da parte della comunità astronomica) anche perché nessuno riusciva a riprodurre il suo risultato. Inoltre, nel 1962, le osservazioni radio mostrarono che il corpo solido di Venere ruota in 243 giorni, un valore 60 volte superiore a quello trovato da Boyer. Come poteva l’atmosfera superiore di Venere ruotare 60 volte più velocemente della superficie? La conferma si ebbe solo nel 1974, quando le riprese UV del Mariner 10 confermarono il periodo di 4 giorni ottenuto da Boyer e la cosiddetta superrotazione dell’atmosfera superiore venusiana. 

Le nubi scure nell’UV dell’atmosfera di Venere sono generalmente disposte parallele all’equatore, ma non sono a lunga durata: si formano e si dissolvono in continuazione. La formazione globale più frequente è quella a “Y” rovesciata (con i due bracci che partono dai poli per congiungersi verso l’equatore), ma si possono avere altre geometrie come la “Psi”. Occasionalmente, gli osservatori visuali hanno segnalato un sistema di nubi radiali, meglio visibile nel rosso, che si diparte dal punto subsolare di Venere (ma manca una documentazione fotografica). La nubi a grande scala, comprese fra ±45° di latitudine, hanno una vita media superiore ai 4 giorni e si muovono a velocità confrontabili con quelle equatoriali. Le nubi più piccole hanno una durata minore, con vite medie comprese fra 1,5 e 4 giorni.

Il contrasto delle nubi oscure nell’UV con le nubi chiare circostanti è circa 0,2. Il contrasto aumenta leggermente al diminuire dell’angolo di fase e diminuisce a mano a mano che ci si sposta dai 350 ai 450 nm di lunghezza d’onda. Le ricerche sulla natura del composto (o dei composti), in grado di assorbire l’UV su Venere indicano che potrebbe trattarsi di anidride solforosa (SO2) più altre specie molecolari non ancora ben identificate.

Se si passa dall’UV all’IR l’immagine tende a diventare la negativa della precedente: le nubi scure diventano chiare e viceversa. I dettagli nell’IR però hanno un contrasto inferiore a quelli nell’UV. Questo fenomeno di inversione è stato scoperto da “Chick” Capen negli anni ’60 del secolo scorso. Probabilmente, questo comportamento è dovuto al fatto che il materiale che assorbe l’UV si trova ad una quota più bassa rispetto allo strato di nubi esterne. Passando dall’UV all’IR le nubi più basse sono quelle a temperatura maggiore e quindi sono più luminose dello strato esterno. Si spiega così l’inversione di intensità.

Gli strumenti per l’UV

Veniamo ora agli strumenti utilizzabili per le riprese delle nubi di Venere nel violetto o nell’UV vicino. I favoriti sono naturalmente i riflettori puri, cioé i Newton, i Cassegrain e i loro derivati, ma in alternativa si possono ugualmente considerare gli Schmidt-Cassegrain e i Maksutov-Cassegrain con cui si sono ottenute immagini CCD molto belle e dettagliate. I rifrattori acromatici sono invece inadeguati in quanto poco corretti alle piccole lunghezze d’onda, alle quali mostrano una perdita di definizione apprezzabile oltre all’assorbimento dovuto al flint, mentre risultati discreti sono stati ottenuti con rifrattori apocromatici costruiti con vetri trasparenti all’UV.

Per ottenere il campionamento più idoneo alla ripresa digitale è necessario aumentare la focale equivalente, il che si può fare tramite una lente negativa posta tra l’obiettivo e il sensore. Ideale è l’utilizzo di una singola lente divergente in vetro “UV-grade”, perfettamente trasparente all’ultravioletto, di focale attorno a -50/-100 mm. Lenti di questo tipo si possono reperire a un costo accettabile nel mercato dei componenti ottici per l’industria, singole o già montate in celle con attacco T2 o C (per informazioni contattare il Coordinatore). Altrimenti si può usare una Barlow a doppietto preferibilmente del tipo “ED”, in quanto meno assorbente nell’ultravioletto rispetto alle Barlow classiche crown/flint. Da evitare, invece, le Barlow a tripletto e quadrupletto.

Il diametro minimo da considerare per il telescopio è di 15 cm, ma quello ideale sarebbe di 18 – 20 cm visto che i filtri UV assorbono parecchia luce. Osservando alle brevi lunghezze d’onda si ha il vantaggio che il potere risolutivo (Pr) del telescopio aumenta del 30%, quindi, se per un’apertura di 200 mm di diametro il Pr è normalmente di 0,6 secondi d’arco, nel violetto si arriva a circa 0,4 secondi d’arco.

Purtroppo c’è il rovescio della medaglia. I fotoni blu-violetti hanno un indice di rifrazione maggiore di quelli verdi o rossi quindi, nel violetto (e a maggior ragione nell’UV), il seeing è sempre peggiore che nel rosso. Di conseguenza il disco planetario sarà più turbolento e diventa difficile la ripresa di buone immagini. Gli atomi dell’atmosfera terrestre diffondono in modo più efficiente i fotoni solari blu di quelli rossi (scattering di Rayleigh), quindi la ripresa UV di Venere durante il giorno è ostacolata da un’onnipresente “nebbia” di fotoni UV solari. Per questo motivo è preferibile riprendere Venere in UV durante i crepuscoli, quando il Sole è al di sotto dell’orizzonte ma con il pianeta molto alto in cielo. Queste condizioni però si possono avere solo durante le elongazioni più favorevoli, quando Venere può tramontare (sorgere) fino a 3 ore o più dopo il (prima del) Sole, altrimenti è meglio sfruttare il transito del pianeta al meridiano. Infine, l’atmosfera assorbe tutti gli UV al di sotto dei 200 nm: per le osservazioni da terra si può usare, al più, la finestra che va dai 400 ai 200 nm.

Per l’imaging digitale si raccomanda di seguire quanto indicato nelle pagine sulle tecniche e gli standard di ripresa.

I sensori

Come rivelatore è consigliabile l’utilizzo di dispositivi CCD. Anche se la sensibilità al blu-violetto non è eccezionale e le immagini sono più rumorose di quelle in altre regioni dello spettro, rispetto alle osservazioni con l’occhio all’oculare il salto è notevole benché i dettagli osservabili non siano esattamente gli stessi, e diventa possibile un monitoraggio più affidabile. Se si usano le webcam, che una volta erano normalmente impiegate per le riprese in alta risoluzione, per minimizzare gli artefatti si può procedere con la modalità RAW, cioè priva di compressione (vedi Nuovo Orione n.146, luglio 2004). In modalità RAW (con guadagno zero) una webcam ha una risposta che tende ad essere più lineare, quindi adatta per misure quantitative di intensità. L’alternativa alle webcam (ormai in gran parte obsolete) sono le camere CMOS, sufficientemente sensibili, con sensori monocromatici (nelle riprese UV il colore non ha importanza). Maggiore la qualità della camera impiegata, minore il rumore di fondo nelle immagini, più facile la ripresa delle nubi.

Riprese di Venere eseguite nei giorni 6 (destra) e 7 ottobre 2004 da Tiziano Olivetti con un Maksutov-Cassegrain da 18 cm di diametro + camera CCD KC381. Come filtro è stato usato un W47 abbinato ad un IR-Cut. Le immagini, a 24h di distanza, mettono in evidenza la rotazione dell’atmosfera di Venere. Per il giorno 7 (a sinistra) la configurazione a “Y” è ben evidente

 

 

Considerato il periodo di rotazione di 4 giorni, la durata dei filmati di ripresa può arrivare anche a 5 minuti senza pericoli di mosso. Infatti, mettiamoci nella condizione più sfavorevole e supponiamo che il disco del pianeta abbia il diametro apparente massimo di 60”. Una nube posta sull’equatore si muove di 360° in 4 giorni, con una velocità angolare massima di soli 4 secondi d’arco l’ora. Riprendere per 5 minuti significa avere un mosso al più di 0,33 secondi d’arco, pari al potere risolutivo di un telescopio da 36 cm di diametro. Se si usa un frame rate di 5 fps (come quello usato per le riprese RAW), con 5 minuti di ripresa si possono avere a disposizione 1500 frame. Andranno sommati fra di loro i frame meno deteriorati dal seeing. Anche se il seeing medio è scarso, ci possono essere sempre momenti in cui migliora, e si può sperare di ottenere un discreto numero di frame nitidi da sommare. In questo modo si riesce ad aggirare, almeno parzialmente, il problema della turbolenza atmosferica (cosa che non era possibile con la fotografia su pellicola). Vale la regola che maggiore è il numero di frame che sono sommati (diciamo almeno 500), migliore il rapporto segnale/rumore dell’immagine finale. Un leggero unsharp masking completerà l’opera. Attenzione che un uso eccessivo della maschera sfuocata porta alla comparsa di artefatti ai bordi del disco planetario. Per essere maggiormente sicuri di avere ripreso dei dettagli reali è meglio ottenere più immagini a distanza di 20-30 minuti l’una dall’altra e confrontarle. Se i dettagli sono reali dovranno comparire in entrambe le riprese. Con immagini a distanza di 24h il movimento delle nubi dovrebbe essere evidente visto che c’è una rotazione in longitudine di ben 90°.

I filtri

I filtri di base con cui partire nella ripresa UV di Venere sono due: il Wratten 38A e il Wratten 47, in particolare il secondo. Il W47 è un filtro che trasmette su due bande. La prima è fra i 360 e i 520 nm, con un massimo del 50% a 440 nm. La seconda è dai 720 nm in poi. Questa finestra di trasmissione nell’infrarosso va eliminata con un filtro IR-Cut, in grado di sopprimere la radiazione dai 700 nm in poi. In questo modo resta solo la finestra di trasmissione con picco a 440 nm e si può sperare di riprendere qualche dettaglio delle nubi di Venere, almeno i più contrastati. Si presti attenzione a che l’IR-Cut tagli solo l’infrarosso lasciando intatta la parte violetta e UV dello spettro, altrimenti si corre il rischio di attenuare i contrasti delle immagini.

Oltre ai due Wratten, diversi brands (Baader, Astrodon, ecc.) propongono filtri specifici per l’imaging di Venere reperibili presso i rivenditori di materiale astronomico. Questi filtri trasmettono nella regione compresa tra 300 e 420 nm, con picchi intermedi attorno a 355 nm, e il loro uso è ormai consolidato da parte di chi si dedica all’imaging venusiano. E’ anche possibile impiegare il W18A, la cui prima banda di trasmissione è nell’UV fra 300 e 400 nm (massimo a 360 nm), mentre la seconda è fra 700 e 840 nm (massimo a 740 nm). Come per il W47, l’uso del W18A con un IR-Cut è d’obbligo per impedire che il segnale nell’IR si sovrapponga a quello nell’UV.

Alle riprese in UV si possono affiancare anche quelle nell’IR tramite filtri IR-pass (particolarmente efficaci quelli che trasmettono a partire da 800 nm), ma come detto più sopra il contrasto che si ottiene è inferiore, e spesso nel tentativo di evidenziare qualcosa a tutti i costi su un’immagine altrimenti “pulita” si finisce per creare artefatti che vengono confusi per dettagli reali. In questo tipo di lavoro è particolarmente consigliabile fare più riprese ed elaborarle singolarmente, assicurandosi che i dettagli siano identici. Come  ulteriore controllo, è possibile ruotare la camera planetaria tra una ripresa e l’altra, i dettagli reali ruoteranno nella medesima direzione mentre gli artefatti tenderanno a manifestarsi casualmente. 

Le classiche composizioni RGB, tanto efficaci quando si riprendono i pianeti esterni, nel caso di Venere hanno interesse minore a causa dell’aspetto del pianeta nel visibile, che come detto è piuttosto avaro di dettagli. In condizioni di ottimo seeing, è comunque possibile evidenziare le ombreggiature venusiane con una tricromia RGB oppure con una camera a colori, che appaiono di colore giallognolo e assai poco contrastate. 

Le bicromie IR-(IR+UV)-UV che combinano una ripresa in infrarosso e una in UV come canale rosso e blu rispettivamente, impiegando come canale verde una miscela sintetica di questi due, sono invece di scarso interesse scientifico nonché di discutibile valore estetico. Tecnicamente, possono essere considerate come riprese in falsi colori, ma sarebbe sempre meglio riprendere i canali IR e UV singolarmente ed analizzarli come tali.