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Climatologia e meteorologia del sistema solare

Viaggio alla scoperta del clima dei "nostri" pianeti.

Astronomia - 30 Ottobre 2003, ore 09.20

Premessa Un aspetto non irrilevante della conquista del cosmo, riguarda la parte più prossima alla Terra rappresentata dal Sistema Solare. In particolare lo studio delle atmosfere e delle caratteristiche chimiche e fisico-dinamiche che si incontreranno sui diversi pianeti possono costituire un problema non semplice per gli atterraggi, come già avvenuto, delle sonde spaziali (ad es. la presenza di tempeste di polvere di Marte ha reso necessario lo studio di un modello previsionale). Inoltre dallo studio dell’evoluzione, anche in termini di atmosfera, si spera di acquisire elementi utili anche per la Terra. Infatti bisogna ricordare come, fatte salve le diverse caratteristiche, leggi che regolano la fisica e quindi la termodinamica siano da ritenersi uguali in tutto il cosmo. Non tutti i pianeti del Sistema Solare possiedono un’atmosfera vera e propria, ma alcuni di questi sono di secondario interesse dal punto di vista economico e scientifico (ad esempio Mercurio). Introduzione La climatologia e la meteorologia dei pianeti del Sistema Solare costituiscono un argomento affascinante che con il determinante apporto di sonde spaziali ed il miglioramento delle tecniche di remote sensing si arricchisce ogni giorno di nuovi dati. La quantità di informazione disponibile è poi notevolmente differenziata a secondo ai singoli pianeti. Così ad esempio per Venere e Marte, i pianeti più simili alla Terra oltre ad essere i più vicini (escludendo ovviamente la Luna), sono disponibili addirittura modelli previsionali e previsioni giornaliere. Si è scelta una trattazione molto semplice e descrittiva di quegli elementi ritenuti più significativi (presenza di cellule di Hadley, correnti a getto, composizione chimica dell’atmosfera, etc.), mentre per ulteriori informazioni ed approfondimenti si rimanda il lettore alle informazioni che i vari enti di ricerca della Nasa (ad esempio il Goddard Institute) diffondono anche via internet. Mercurio Mercurio risulta il pianeta più vicino al Sole (in media circa 57 milioni di km); il volume e la massa sono rispettivamente 0,06 e 0,054 volte quelli della Terra. La vicinanza al Sole, elevata temperatura superficiale, e la piccola massa, spiegano la quasi assoluta assenza di atmosfera su Mercurio. Infatti la capacità di trattenere le sostanze gassose volatili (atmosfera) dipende appunto dalle variabili di cui sopra. Si pensa che durante il primo miliardo di anni il pianeta dovesse avere un’atmosfera con presenza di vapore acqueo fuggito in seguito nello spazio interplanetario. L’atmosfera rimasta è composta da idrogeno, elio, ossigeno, sodio, potassio ed argon. La mancanza di atmosfera (la pressione risulta circa un milionesimo di miliardesimo di quella terrestre al suolo), e quindi l’assenza di compensazione termica, fa si che sulla superficie illuminata la temperatura sia di circa 330 °C mentre su quella oscura sia intorno ai -170 °C. Venere Vènere dista dal Sole in media circa 107 milioni di km, il volume e la massa sono rispettivamente 0,92 e 0,81 volte quelle della Terra. Venere al contrario di Mercurio, possiede una spessa atmosfera (stimata in circa 115 km) confermata dall'alto valore dell'albedo che è uguale a 0,77, il più elevato del Sistema Solare (la Terra ha un albedo medio di 0,39). Una colonna di atmosfera venusiana esercita una pressione su di un metro quadrato di superficie pari a 95 volte rispetto ad una analoga terrestre. Inoltre la massa dell’atmosfera rappresenta un decimillesimo di quella dell’intero pianeta contro un milionesimo nel caso terrestre. Le missioni spaziali in vicinanza del pianeta e sulla sua superficie hanno reso possibile una descrizione abbastanza accurata dell'atmosfera di Venere in termini di struttura, dinamica, costituzione fisica e composizione chimica. Una ipotesi rende possibile la presenza di correnti convettive stratificate, di acido solforico in gocce e di grani solidi (forse di cristalli solforici), al di sopra dello strato più denso che è localizzato a un'altezza di circa 50 km. Il gas prevalente dell’atmosfera venusiana è l’anidride carbonica che costituisce il 98% in numero di particelle e per il resto quasi completamente da azoto (per il 2% circa) che è invece il componente più abbondante (78%) dell'atmosfera terrestre. Altro dato importante è la correlazione tra attività solare, soprattutto in termini di vento solare, e altezza dell'atmosfera venusiana infatti ad un’alta velocità del vento solare corrisponderebbero minori altezze ionosferiche. Dai dati ricavati da varie sonde è stato possibile determinare lo schema ed il regime anemologico del pianeta. Si è trovato che la direzione dei venti è concorde con il verso di rotazione del pianeta; le velocità sono invece sensibilmente diverse alle varie altezze dal suolo. Nello strato fino a 10 km di altezza (nel quale è concentrata la metà della massa dell'atmosfera) si hanno venti molto deboli, con velocità non superiori a 5 km/h; tra i 20 e i 60 km c'è invece un notevole aumento delle velocità, che possono variare dai 70 km/h a più di 300 km/h con una dipendenza della velocità dal grado di “insolazione” in relazione alla posizione apparente del Sole. Dalla superficie fino ai 60-70 km si estendono amassi di nubi di anidride carbonica. A quote maggiori si sviluppa una corrente a getto con velocità di 400 km/h che dà luogo a una rotazione dell'alta atmosfera con periodo di quattro giorni. L’estesa atmosfera di Venere consente la compensazione termica fra l’equatore ed i poli mediante lo sviluppo di una cellula di Hadley. Lo studio dell’atmosfera venusiana è molto importante perché si pensa che l’attuale atmosfera non sia altro che il risultato di un forte effetto serra durato per circa trecento milioni di anni. Marte Marte ha una distanza media dal Sole di 225 milioni di km. Il suo volume e la massa sono rispettivamente pari allo 0,15 e allo 0,1 di quelli terrestri. Le stagioni su Marte si succedono in modo analogo a quanto avviene sulla Terra; ciascuna dura all’incirca 6 mesi, ma la durata varia da stagione a stagione a causa dell'alto valore dell'eccentricità dell'orbita (la distanza dal Sole è di 1.38 unità astronomiche al perielio e di 1.67 unità astronomiche all’afelio). Marte è circondato da un'atmosfera più sottile e molto più rarefatta di quella della Terra. La pressione atmosferica media alla superficie è di circa 7 millibar, meno di un centesimo di quella terrestre. Il principale costituente dell'atmosfera marziana è il biossido di carbonio (95%) a cui si aggiungono azoto (2,7%), argo (1,6%) e altri gas in percentuali minori (ossigeno, ossido di carbonio e vapore acqueo). La temperatura media del globo è di ­54 ºC, con escursioni termiche molto accentuate (circa 50 ºC) tra la notte e il giorno. Marte noto come il “pianeta rosso” a causa di un colore rossastro predominante (deserti) che formano circa i due terzi della superficie del pianeta. Parte del disco è occupata da zone oscure (mari o macchie) numerose soprattutto nell'emisfero australe. Nel corso delle stagioni si osservano mutamenti di colore, almeno in parte attribuibili a gigantesche tempeste di polvere e sabbia che interessano grandi porzioni della superficie del pianeta. Presso i poli di rotazione sono ben visibili al telescopio le calotte polari di colore biancastro, la cui estensione aumenta o diminuisce con l'approssimarsi dell'inverno o dell'estate nell'emisfero corrispondente. Le calotte polari sono costituite da ghiaccio (acqueo e secco, cioè anidride carbonica solidificata). A causa della ridotta atmosfera ha poca importanza la cellula di Hadley. La bassa densità dell’atmosfera stessa garantisce un sistema di trasferimento del calore, mediante venti, poco efficiente. Infatti si mantengono forti differenze di temperature tra una regione e l’altra. Altre interessanti caratteristiche di Marte riguardano la presenza di nubi cicloniche ed altre assimilabili a cirri. Inoltre vi è la presenza di nubi orografiche attorno alle vette e di formazione di nebbia mattutina. Per quanto riguarda la composizione poi, le nubi possono essere sia di vapore acqueo come di anidride carbonica. Si ha anche una corrente tipo getto ad una altezza di 10 km. posizionata intorno ai 40° di latitudine. Il getto si intensifica durante le tempeste di sabbia che avvolgono il pianeta. Per quanto riguarda la causa delle tempeste di polvere è possibile indicare un meccanismo di violenta compensazione termica tra le calotte polari e le aree vicinali. Infine l’effetto combinato della rarefatta atmosfera e della sospensione di polveri fa si che il cielo su Marte si presenti di un colore rosato.

Autore : Antonio Ghezzi, Climatologo

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