Introduzione

Disegno del pianeta al telescopio

 

Avuta un’idea della complessa struttura dell’atmosfera di Venere e della natura dei fenomeni che intervengono al suo interno e al tetto dello strato visibile di nubi, viene spontaneo chiedersi che cosa può aspettarsi di osservare l’astrofilo con i mezzi a sua disposizione. Un osservatore alle prime esperienze in campo planetario, dotato di un telescopio anche modesto ma di buona qualità ottica, alla prima frettolosa occhiata potrà riconoscere soltanto il disco in fase, fulgidissimo e privo di ombreggiature. Utilizzando un filtro che smorzi il bagliore del pianeta (è già sufficiente un filtro neutro, assai diffuso in quanto è fornito a corredo di molti telescopi commerciali come filtro lunare), in condizioni di calma atmosferica e con un minimo di esperienza, potrà distinguere le calotte brillanti (se presenti), l’ombreggiatura al terminatore, il lembo illuminato e avere qualche sospetto di ombreggiature, vaghe e indistinte, sul disco.

Di tutti i pianeti Venere è ritenuto il più difficile da osservare: i suoi particolari sono poco contrastati, diffusi e notoriamente difficili da disegnare. Eppure l’osservazione di Venere, contrariamente a quanto viene comunemente affermato, se eseguita con un minimo di tecnica e conoscenza osservativa di base, non solo può essere effettuata con profitto per mezzo di una strumentazione modesta ma risulta anche divertente e gratificante. L’atmosfera presenta un’ampia casistica di fenomeni alla portata di strumenti di modesta apertura, trattandosi prevalentemente di particolari a grande scala.

Da qualche anno la possibilità di riprendere Venere col CCD nel violetto e nell’ultravioletto ottenendo immagini molto dettagliate e con una buona definizione ha circoscritto l’osservazione visuale all’ambito di quei dettagli che rientrano nell’intervallo di sensibilità dell’occhio umano, come le calotte e le macchie brillanti, le irregolarità del terminatore e naturalmente la fase, mentre lo studio delle strutture nuvolose dell’atmosfera superiore, i cosiddetti “UV-markings”, risulta molto più efficace e affidabile se condotta coi sensori elettronici.

Nonostante i suoi limiti l’osservazione visuale rimane uno strumento fondamentale per garantire la continuità e la confrontabilità delle osservazioni moderne con quelle effettuate nei secoli passati.

Metodi Osservativi

Per osservare Venere non occorrono grandi telescopi in quanto i dettagli della coltre nuvolosa sono in genere grandi e diffusi, anche se visibili su un disco che può scendere sotto i 10 secondi d’arco nei mesi a cavallo della congiunzione superiore. In linea di massima 9 – 10 cm di apertura sono sufficienti per effettuare osservazioni utili, meglio ancora sarebbe disporre di un telescopio tra i 15 e 25 cm di diametro, in particolare per l’osservazione coi filtri blu e violetti che assorbono molta luce; tuttavia osservatori esperti riescono a fare disegni dettagliati anche con rifrattori da 76 – 80 mm, purché ben corretti, e persino con cannocchiali da 60 mm è possibile riconoscere le calotte quando sono presenti. Strumenti più grandi di 25 cm non offrono alcun vantaggio significativo nell’osservazione visuale mentre sono invece raccomandati per l’imaging digitale.

Gli oculari devono essere ben corretti al centro del campo, con un trattamento e un’opacizzazione che abbattano efficacemente la luce diffusa che nelle osservazioni diurne è particolarmente deleteria. E’ bene prediligere oculari con poche lenti come gli Huygens (H o HM), i Kellner e gli ortoscopici di Plossl e di Abbe, soprattutto se per raggiungere gli ingrandimenti voluti è necessario impiegare le lenti di Barlow. Assai vantaggiosi risultano gli oculari di Ramsden (R o SR): utilizzati con strumenti di rapporto focale pari ad almeno f/8 permettono di posizionare l’immagine del pianeta nel punto del campo visivo in cui l’aberrazione cromatica dell’oculare compensa quella dell’atmosfera e di osservare perciò il pianeta privo di colori spuri.

Accessori particolarmente utili nell’osservazione di Venere sono i filtri colorati poichè, come vedremo più avanti, l’uso di filtri selettivi a diverse lunghezze d’onda consente di evidenziare diverse caratteristiche dell’atmosfera. Un set di base, consigliato per chi voglia intraprendere una campagna osservativa del pianeta, può essere costituito da:

 

Filtro

  Codice   

Apertura del telescopio

Filtro giallo

W12

< 150 mm

 

W15

> 150 mm

Filtro blu

W80A

< 150 mm

 

W38A

> 150 mm

Filtro rosso

W23A

< 150 mm

 

W25

> 150 mm

Filtro verde

W56

< 150 mm

 

W58

> 150 mm

Al “set” di base l’osservatore evoluto potrebbe aggiungere inoltre il blu-viola (W47), il porpora e il magenta, questi ultimi ricavandoli eventualmente da filtri per fotografia non essendo disponibili nella versione per gli oculari astronomici.

Un filtro molto utile per trovare il pianeta durante il giorno “staccandolo” dal fondo del cielo e per effettuare le stime di fase è lo Skyglow (o Neodymium).

Altri filtri utili sono quelli neutri che possono venire utilizzati da soli o accoppiati a filtri colorati al fine di ottimizzare la quantità di luce trasmessa durante le osservazioni crepuscolari (di giorno risultano superflui). Lo stesso scopo, ma in maniera controllata, si raggiunge per mezzo di due filtri polarizzatori accoppiati: in tal modo è possibile “chiudere” a piacere la trasmissione di luce con la possibilità di centrare la luminosità ideale per scorgere i tenui dettagli atmosferici.

Un accessorio molto particolare, utilizzato solamente per l’osservazione della luce cinerea di Venere, è la barra di occultazione. Questa consiste in una lamina sagomata posta nel fuoco dell’oculare che consente di occludere la parte di disco illuminato del pianeta al fine di individuare meglio, se presente, la debole luminescenza detta luce cinerea (di cui parleremo più avanti). Poichè tale accessorio non esiste in commercio, dovrà necessariamente essere autocostruito. In alternativa si può ricorrere ad un oculare ben corretto e di campo apparente modesto, come il monocentrico o l’Abbe, nascondendo la parte illuminata del pianeta dietro il diaframma di campo.

Prima di procedere all’osservazione si raccomanda la lettura di queste note esplicative

Alcune regole pratiche per l’ osservazione

L’osservazione di Venere può trarre notevoli vantaggi dall’applicazione di alcuni semplici accorgimenti. Il primo è già stato suggerito e riguarda l’uso dei filtri. Un secondo accorgimento consiste nell’evitare di osservare il pianeta in condizioni di totale oscurità: bisogna cercare di osservarlo prima dell’inizio del crepuscolo, o addirittura in pieno giorno. L’osservazione diurna comporta il vantaggio di trarre profitto della diminuzione di contrasto tra fondo cielo e superficie illuminata, cosa che si traduce in una migliore percezione dei deboli contrasti e delle ombreggiature. Inoltre vi è l’opportunità di fruire di una maggiore altezza dell’astro sull’orizzonte, con possibili vantaggi nella stabilità dell’immagine nonostante il seeing diurno sia generalmente meno favorevole di quello notturno. Durante le elongazioni occidentali (mattutine) i momenti migliori sono le prime due o tre ore dopo il sorgere del Sole, mentre nelle elongazioni orientali (serali) occorre osservare col Sole all’orizzonte e subito dopo il tramonto mentre il cielo è ancora molto chiaro. Fa eccezione l’osservazione della luce cinerea, di cui si dirà.

L’osservazione diurna presenta come unica difficoltà quella di rintracciare il pianeta facendo uso dei cerchi graduati del telescopio, ma tale difficoltà è per la verità solo apparente. Disponendo di uno strumento stazionato in modo onesto, anche con i cerchi non tarati sul tempo siderale, basta puntare lo strumento sul Sole (senza guardare nell’oculare o nel cercatore per evitare danni irreparabili alla vista) e muovere il telescopio della differenza in declinazione e ascensione retta tra Sole e Venere. Così facendo il pianeta dovrebbe essere rintracciabile in un oculare di 2 o 3 gradi di campo. Prima di mettere l’occhio all’oculare o al cercatore occorre accertarsi che la distanza angolare tra il Sole e il pianeta non sia tale da far entrare il primo nel campo visivo. L’uso di una montatura con GOTO è ovviamente auspicabile in quando permette di ottimizzare il tempo di osservazione, soprattutto quando il pianeta si avvicina al Sole prima e dopo le congiunzioni.

Un’ultima importante regola riguarda l’ingrandimento da utilizzare. E’ estremamente importante non cedere alla tentazione di effettuare osservazioni a basso ingrandimento (meno di 100 X) neppure con piccoli strumenti e in condizioni di seeing mediocre. L’osservazione a basso ingrandimento non consente stime di fase sufficientemente accurate e tende a confondere i particolari reali nel riverbero del disco creando le premesse per la percezione di dettagli illusori. Un ingrandimento attorno a 200x si può considerare ottimale nella maggior parte delle condizioni.

Particolari atmosferici osservabili: le calotte e i collari

 

Caratteristiche dell’atmosfera di Venere

 

L’atmosfera di Venere mostra un’ampia casistica di fenomeni osservabili, certi ricorrenti e legati alle principali caratteristiche circolatorie a scala globale, altri transitori e più o meno rari. Qui di seguito verranno trattati quelli più importanti e comuni. A fianco è riportata la suddivisione convenzionale del disco di Venere e la relativa nomenclatura.

In prossimità delle cuspidi (dette anche “corni” quando il pianeta è in fase falcata) sono talvolta presenti aree più chiare rispetto alla tonalità media del disco che assumono l’aspetto di calotte (da cui il termine inglese “cusp-caps”, letteralmete calotte alle cuspidi) anche se nulla hanno a che vedere con le “calotte polari” della Terra e di Marte trattandosi di dettagli atmosferici. La loro natura fisica sembra essere in relazione con la circolazione vorticosa permanente che è stata osservata in prossimità dei poli. L’utilizzo di filtri verdi (W56, W58) rende questi particolari più contrastati. Le calotte si presentano come aree più o meno brillanti, spesso delimitate da bordi di materia scura che prendono il nome di collari (“cusp-collars”, collari alle cuspidi). La visibilità dei collari è facilitata dall’uso di filtri blu (W80A, W38A) o blu-violetto (W47), cosa che fa propendere per una loro reale esistenza fisica come controparti ottiche degli UV-markings e non come semplice effetto di contrasto tra aree a diversa tonalità. Le calotte alle cuspidi sono soggette a variazioni, talvolta molto rapide (settimane o giorni) in intensità e brillantezza. E’ probabile che le variazioni a più lungo periodo siano da imputare a variazioni nell’estensione dell’attività vorticosa polare, mentre quelle a più breve periodo potrebbero essere originate da una disposizione eccentrica della calotta rispetto al polo.

Estensione delle cuspidi

Quando il pianeta è in fase non è raro osservare delle differenze (asimmetrie) tra le due cuspidi. Esse possono estendersi oltre la metà del disco ma non è infrequente osservarle tronche. La condizione più favorevole per riconoscere tali fenomenologie si presenta quando Venere è prossima alla dicotomia ed il terminatore costituisce un riferimento preciso. In alcune occasioni, rare in verità, si può osservare il corno non troncato ma semplicemente interrotto.

Questi fenomeni sono probabilmente imputabili a variazioni locali dello spessore delle nubi, ad effetti ottici connessi con differenze di riflettività ed a fenomeni di rifrazione nell’alta atmosfera. Quando Venere è prossima alla congiunzione inferiore entrambi i corni possono apparire prolungati e talvolta possono estendersi tanto da ricongiungersi formando un sottile anello luminoso che circonda il pianeta. Il fenomeno è detto arco luminoso.

Venere presso la congiunzione inferiore ad una distanza angolare dal Sole di circa 8°

 

Venere presso la congiunzione inferiore ad una distanza angolare dal Sole inferiore agli 8°

Deformazioni al terminatore

Il confine che separa l’emisfero illuminato da quello notturno, detto terminatore, è idealmente una perfetta semiellisse. Su Venere il terminatore appare talvolta dentellato, avvallato in alcuni punti e con bruschi cambiamenti nel raggio di curvatura. Queste irregolarità, rese più evidenti dall’uso di un filtro rosso (W23A, W25), sono generalmente attribuibili alla presenza di particolari scuri vicino al terminatore. Una deformazione ricorrente che si presenta come una rientranza (indentazione) della linea del terminatore si può spesso osservare alle alte latitudini sia meridionali che settentrionali poco sotto le calotte (quando presenti) e spesso in corrispondenza dei collari. Esse prendono il nome di South Cusp Indentation e North Cusp Indentation e quando sono particolarmente cospicue risultano visibili anche in luce integrale.

Ombreggiature sul disco (“dark-shadings” o “UV-markings”)

Oltre a quelle già descritte parlando dei collari e delle anomalie al terminatore sul disco di Venere sono spesso osservabili una grande varietà di strutture nuvolose la cui forma è determinata dai moti atmosferici. In base alle informazioni fornite dalle sonde sappiamo che quelle che ci appaiono come strutture a grande scala, caratterizzate da debole contrasto, sono in realtà complesse trame di chiaro-scuri ora dall’aspetto globulare ora stirate dalle intense correnti di alta quota. La visione telescopica ben di rado consente di risolvere i dettagli minuti che costituiscono queste ombreggiature. Esse possono assumere l’aspetto di bande trasversali rispetto all’equatore, di nucleazioni scure su un fondo più chiaro oppure di complessi sistemi di fasce arcuate e congiunte, delimitanti aree chiare. La loro natura è stata discussa in precedenza e come si è visto si tratta di aree in cui la diversa riflettività è attribuibile esclusivamente ad una diversità chimica delle molecole e quindi ad un diverso comportamento nei confronti della radiazione solare incidente. Per contrasto con le aree scure sul disco di Venere sono visibili aree brillanti, diffuse e talvolta localizzate.

L’uso dei filtri colorati è di fondamentale importanza per distinguere e caratterizzare le diverse tipologie di nubi. Per esempio, le strutture scure allungate (bandiformi) risultano più evidenti se osservate attraverso un filtro blu (W80A, W38A) o blu-viola (W47), mentre le aree scure amorfe sono spesso evidenziate meglio dai filtri verdi (W56, W58). Filtri di colore rosso (W23A, W25) consentono di esaltare per contrasto le aree chiare, in modo particolare essi consentono di rendere più evidenti i contorni di macchie brillanti localizzate. E’ stata spesso notata una curiosa “inversione” delle tonalità per particolari osservati prima in luce blu e poi in luce rossa.

Alcuni autori suggeriscono che l’utilizzo di filtri di diversa colorazione consenta di “scandagliare” regioni a diversa profondità. In particolare alle brevi lunghezze d’onda (blu, viola) sarebbero osservabili le regioni più esterne, mentre alle lunghezze d’onda maggiori (rosso) le configurazioni potrebbero appartenere agli strati nuvolosi sottostanti.

Data l’elusività di queste strutture, che visualmente sono quasi sempre mal definite, talvolta illusorie e comunque non alla portata di tutti gli osservatori, il loro studio richiede l’imaging digitale alle piccole lunghezze d’onda a cui l’occhio umano è poco sensibile ma in corrispondenza delle quali esse assumono il massimo contrasto. All’osservatore visuale è comunque richiesto di segnalare sempre la loro presenza riportandole nell’apposita scheda.

Rotazione ed evoluzione delle ombreggiature

Come si è visto, l’atmosfera di Venere è peculiare in tutto il sistema solare per il suo moto retrogrado. I particolari osservabili in un telescopio sfilano da sinistra verso destra, ovvero da Est verso Ovest. La velocità con cui tali ombreggiature ruotano risulta estremamente alta alle brevi lunghezze d’onda (blu, viola). La super-rotazione delle nubi, che compiono un giro del globo in soli 4 giorni, sembra però limitata allo strato nuvoloso più esterno. Esiste invece una copiosa documentazione di particolari osservati a lunghezze d’onda maggiori (luce verde, gialla e rossa) seguiti per molti giorni in condizioni quasi stazionarie. E’ probabile che tali strutture siano da attribuire a strati nuvolosi inferiori caratterizzati da una circolazione molto più lenta.

 

Macchie brillanti nella regione notturna

Molto raramente è stata anche documentata (anche da osservatori esperti di provata affidabilità!) la presenza di aree brillanti localizzate nella regione notturna del pianeta. Si tratta di fenomeni di natura dubbia e difficilmente interpretabili. Essi sono stati attribuiti in molti casi ad anomalie nell’apparato ottico. Nei casi in cui tali fenomeni sono stati osservati in prossimità del terminatore è stata invocata la presenza di formazioni nuvolose in rilievo, rispetto al livello medio del tetto di nubi, ed in grado di intercettare i raggi del Sole. Per quei fenomeni osservati più all’interno della regione notturna non è stata invece trovata una spiegazione plausibile.

Documentazione dei particolari osservabili sul disco

Al fine di documentare la presenza delle fenomenologie appena descritte la tecnica più efficace è quella di fissare l’informazione su carta mediante l’esecuzione di un disegno. Chi abbia sviluppato una tecnica che gli permette di eseguire sfumature distinguibili e realistiche risulta favorito. Una tecnica alternativa allo “sfumo” può essere quella del “puntinato”, realizzata accostando più o meno fittamente dei punti realizzati con un pennarello a punta fine (0.3 mm). Quest’ultima ha il notevole vantaggio di risultare perfettamente riproducibile in fotocopia.

Il disegno delle configurazioni osservabili acquista maggior valore se abbinato all’esecuzione di stime visuali delle intensità dei dettagli visibili e delle varie aree del disco. Il debolissimo contrasto che generalmente contraddistingue le ombreggiature dell’atmosfera venusiana ha suggerito la riduzione da 10 a 5 gradini della scala standard, ovvero l’adozione di una scala specifica:

 

0 Dettagli estremamente brillanti, macchie chiare, limb brightening accentuato

1 Aree brillanti

2 Intensità media del disco

3 Ombreggiature appena percettibili

4 Ombreggiature ben definite, terminator shading

5 Ombreggiature eccezionalmente scure, terminator shading accentuato

 

Poichè l’abitudine ad eseguire stime di intensità non è molto diffusa, onde evitare una dispersione delle informazioni è consigliata l’esecuzione delle misure esclusivamente attraverso un filtro giallo (W12, W15) in modo che tutte le stime raccolte siano confrontabili tra loro.

Oltre alle stime di intensità è bene effettuare anche delle stime di visibilità secondo la scala che segue:

 

a. Dettaglio estremamente difficile, di forma ed estensione indefinita, osservato solo in rari istanti durante tutta l’osservazione. Probabilmente illusorio.

b. Dettaglio difficile, osservato alcune volte durante i momenti di maggior calma atmosferica. Forma ed estensione sono grossolanamente percepibili.

c. Dettaglio debole ma osservato con continuità. Forma ed estensione sufficientemente definibili.

d. Dettaglio costante, ben visibile e contrastato.

Altre fenomenologie atmosferiche

L’anomalia di fase

Il fenomeno, conosciuto anche come “effetto Schroeter”, consiste in una discrepanza di entità variabile tra fase osservata e fase calcolata: la fase calcolata teoricamente risulta minore di quella osservata. La migliore opportunità di registrarne la grandezza si ha in corrispondenza della dicotomia: l’emisfero notturno risulta più esteso del previsto dando origine ad un anticipo dell’istante di dicotomia (elongazione serale) o ad un ritardo (elongazione mattutina) rispetto a quanto previsto. Il fenomeno non ha ancora ricevuto unanime interpretazione, tra le ipotesi più probabili quella di un rigonfiamento dell’atmosfera nella regione illuminata che comporterebbe la presenza di uno scalino in prossimità del terminatore ed una conseguente ombra addizionale (v. Biblioteca, The unacceptable phase of Venus). Il rigonfiamento dell’atmosfera nella regione illuminata del globo sembra in relazione con i meccanismi di produzione delle nebbie in alta quota e quindi con l’abbondanza del diossido di zolfo nell’atmosfera. Variazioni nell’entità dell’anomalia di fase potrebbero essere dovute a variazioni nella concentrazione di diossido di zolfo e, poichè tale sostanza costituisce il principale prodotto dell’attività vulcanica, la sua abbondanza potrebbe fornire indicazioni indirette circa l’attività geologica del pianeta. La facilità con cui si individua la fase di Venere anche mediante piccoli strumenti, non può tuttavia nascondere le difficoltà che si incontrano nel tentare di quantificarne l’entità. Standardizzando le procedure, ed eseguendo medie tra molti osservatori, è possibile giungere ad una stima visuale significativa.

Lo standard adottato dal PNdR UAI prevede il confronto diretto tra profilo del pianeta visto al telescopio ed una serie di sagome predisegnate che mostrano il pianeta nell’intera successione di fasi. Questi profili, inclusi in Appendice al Manuale di Sezione, sono scaricabili qui (e in Biblioteca, per comodità).  L’esecuzione della stima consiste nell’individuare quale dei profili prestampati si avvicina maggiormente all’immagine telescopica. La stima generalmente non è immediata, ed un certo margine di errore è pressoché inevitabile. Si raccomanda quindi di dedicare un tempo opportuno all’osservazione, e, volendo, di addestrare l’occhio a valutare l’entità della fase lunare, confrontando la stima effettuata mediante i profili prestampati con quella teorica facilmente ricavabile ovunque. 

Turbolenza, deformazioni al terminatore, ombreggiature ed anomalie nella forma delle cuspidi sono tutti fenomeni che concorrono ad introdurre incertezze e difficoltà nella valutazione della fase effettiva. Può essere quindi opportuno eseguire più stime nella stessa seduta osservativa prendendo la media dei valori ottenuti. Poichè è stato accertato che osservazioni effettuate a lunghezze d’onda diverse individuano anomalie di diversa entità (al filtro violetto la fase risulta minore che al filtro giallo, ad esempio), per motivi di uniformità e standardizzazione il programma di studio dell’anomalia di fase prevede l’effettuazione della stima il luce gialla (W12, W15), blu (W80A, W38A), rossa (W23A, W25) e verde (W56, W58), possibilmente secondo l’ordine sopra riportato. Qualora mancasse il tempo di usare tutti i filtri anzidetti si raccomanda di eseguire almeno la stima in luce gialla. Si noti a tale proposito che l’osservazione col filtro giallo è assimilabile a quella in luce integrale ma presenta il vantaggio di aumentare il contrasto col fondo cielo, ridurre l’abbagliamento e compensare le lievi differenze personali nella risposta spettrale dell’occhio.

La luce cinerea

Un fenomeno affascinante, tra i più annosi tra quelli di tutto il Sistema Solare. La luce cinerea (ashen light) si osserva nella regione non illuminata del pianeta e consiste in una flebile luminescenza rilevata occasionalmente da molti osservatori esperti sia contemporanei che del passato. Essa si manifesta come una debole colorazione rossiccia (color ruggine), talora lilla o violetta, molto simile a quella che si osserva nell’emisfero notturno della Luna. Mentre la luce cinerea della Luna è dovuta all’illuminamento causato dalla Terra, non molto sappiamo circa l’origine del fenomeno che interessa Venere, troppo distante dal nostro pianeta per invocare un meccanismo analogo. 

Simulazione del possibile aspetto della luce cinerea di Venere. Ad oggi, il fenomeno non è ancora stato fotografato.

Generalmente la luce cinerea può essere vista quando il cielo è perfettamente buio ed utilizzando una barra di occultazione; talvolta però il fenomeno è così intenso da renderlo visibile anche in luce diurna e senza barra di occultazione. Tale osservazione trae grande giovamento dall’utilizzo di un filtro porpora (W35), in alternativa risulta utile l’utilizzo di un filtro magenta chiaro (W30) o verde (W56, W58).

Molte ipotesi sono state avanzate per spiegarne l’origine; tra le più plausibili quelle che attribuiscono la luminescenza a fenomeni che intervengono nell’atmosfera. In base ai dati forniti dalle sonde è stato suggerito un meccanismo simile a quello che porta alla manifestazione delle aurore sulla Terra. Nell’alta atmosfera gli atomi verrebbero ionizzati dalla radiazione solare, due volte più intensa che sulla Terra, durante il giorno, e rilascerebbero energia radiante durante la notte. In alternativa si suppone che la debole luminosità tragga origine da parossismi di scariche elettriche che sono state effettivamente registrate in loco dai veicoli spaziali.