Archivio

Posts Tagged ‘pressione’

Viking Lander 2: a proposito di neve su Marte

10 giugno 2012 Nessun commento

Il Viking Lander 2 è atterrato su Marte nella piana di Utopia Planitia in un punto situato a circa 48o di latitudine nord alle ore 22:58 del 3 settembre 1976. La sonda era provvista di parecchi strumenti meteorologici nonché di telecamere che ci hanno regalato tra le più belle immagini mai viste prima direttamente dal suolo di Marte. Tra queste immagini, due in particolare, hanno da sempre attirato l’attenzione su di sé. La PIA00571 e la PIA00530, immagini che ritraggono i resti di una nevicata sul suolo adiacente la sonda stessa.

Le due foto sono state scattate a poco più di un anno marziano l’una dall’altra, in particolare la PIA00530 è stata ripresa al 366osol di missione, mentre la PIA00571 è stata ripresa al 961o sol di missione, entrambe poco dopo il mezzogiorno locale. La cosa interessante è lo strato di ghiaccio (o neve) visibile in entrambe le foto.

Chiunque abbia mai assistito ad una nevicata, dovrebbe aver notato che i primi millimetri di neve sono di solito insufficienti a mascherare i dettagli del suolo sottostante; sono necessari almeno 8–10 millimetri di neve fresca per nascondere completamente i dettagli sottostanti.

Posto questo è facile dedurre che nella prima foto lo spessore raggiunga a malapena questo limite, per lo più alla base dei sassi, mentre nella seconda foto il limite di 8–10 mm è stato superato abbondantemente. Nel primo caso infatti, lo spessore sembra oscillare tra 6-8 mm per le zone bianche. In entrambe le foto, grandi zone di terreno risultano comunque scoperte, probabilmente per una temperatura locale più alta.

A questo proposito, la dichiarazione della NASA, a commento dell’immagine del 1979, è veramente sorprendente: “The ice seen in this picture, like that which formed one Martian year ago, is extremely thin, perhaps no more than one-thousandth of an inch thick.” (“Il ghiaccio mostrato in quest’immagine, come quello che si è formato l’anno marziano precedente, è estremamente sottile, probabilmente spesso non più di un millesimo di pollice (un quarantesimo di millimetro)” ).

Sia la NASA che molti altri gruppi di ricerca non hanno di fatto ancora chiarito la reale natura del ghiaccio rappresentato in queste due foto. Si va da chi afferma spudoratamente che si tratti di ghiaccio di anidride carbonica, a chi (come me) sostiene invece che si tratti di ghiaccio d’acqua. La dichiarazione della NASA è ancora più sibillina: visto che non c’erano le condizioni né per il ghiaccio secco né per il ghiaccio d’acqua, facilmente è un miscuglio di entrambe!

Purtroppo i dati meteorologici forniti dal Viking 2 presentano una mancanza di dati proprio per il sol che riguarda la PIA00571, anche se è possibile farsi un’idea dall’osservazione dei sol adiacenti. Per quanto riguarda la PIA00530 disponiamo invece dei dati completi di pressione, temperatura, velocità e direzione del vento.

Per quanto riguarda la pressione atmosferica diciamo subito che dal pomeriggio del sol 365 al mezzogiorno del sol 366, la pressione è salita incessantemente partendo dal valore di 8.88 hPa fino al valore di 9.41 hPa. Questo fatto già di per sé sembrerebbe in netta contraddizione con l’eventuale ipotesi con un eventuale condensazione di anidride carbonica direttamente dall’atmosfera, la quale semmai avrebbe causato una leggera perdita di pressione!

La temperatura del sol 366 ha registrato un minimo di -109.45°C alle prime ore del mattino, con una massima di – 80.84°C. combinando queste due informazioni (temperatura e pressione) è possibile calcolare il livello di saturazione raggiunto dall’anidride carbonica. Si ricava così che il livello di saturazione è oscillato da un minimo di circa 1% ad un massimo del 17.49%, quindi molto lontano dal punto di saturazione (100%) necessario a causare la condensazione dell’anidride carbonica. Trovandoci quindi con livelli di saturazione così bassi è già possibile escludere del tutto l’eventualità che la neve visibile nelle foto suddette possa essere originata dalla condensazione di anidride carbonica, mancando completamente le condizioni necessarie alla sua formazione.

Sembrerebbe facile a questo punto, giocando per esclusione, affermare che si tratti di ghiaccio d’acqua, ma anche qui i problemi non mancano. In particolare data la temperatura, la quantità di acqua contenibile dall’atmosfera si misurerebbe in micrometri ed in particolare, anche ammettendo che alla temperatura massima ci trovassimo già di fronte al 100% di saturazione avremo dovuto ottenere un precipitato massimo di 9.7 micrometri d’acqua i quali possono sviluppare poco meno di un decimo di millimetro di neve, valore molto inferiore a quanto si osserva nelle foto. Ciò è come dire che la quantità massima contenibile dall’atmosfera è circa cento volte inferiore a quanto si osserva.

Vediamo quindi d’analizzare nel dettaglio ciò che si sa per formarci un’idea su ciò che può essere realmente successo.

http://i49.tinypic.com/298os8.jpg

In questa immagine si osservano due diverse riprese di Utopia Planitia effettuate dal Viking lander 2 il 13 settembre 1977 e il 18 maggio 1979. Le due singole immagini riprendono un deposito di ghiaccio sulla superficie marziana, sulla cui natura molto è stato scritto ma nulla di conclusivo e mai stato affermato. Per molti si tratta sicuramente di ghiaccio secco, mentre per altri si tratta più probabilmente di ghiaccio d’acqua. Inoltre, l’aspetto ricorda più quello di una nevicata o al limite di un’abbondante brinata, piuttosto che quello del ghiaccio.

http://i48.tinypic.com/2vn4f13.jpg

Presentazione NASA dell’immagine del 13 settembre 1977. Secondo quanto riportato il ghiaccio si è apparentemente formato durante la notte ed è parzialmente evaporato durante le ore più calde del giorno successivo. Sempre secondo quanto riportato la temperatura notturna è scesa fino a -113°C ma al momento della ripresa la temperatura era risalita fino a -98°C. Viene anche specificato che nonostante la combinazione temperatura/pressione non fosse sufficiente alla formazione di ghiaccio secco, qualche strano meccanismo superficiale deve aver determinato lo stesso la formazione di ghiaccio secco forse in parte mischiato con ghiaccio d’acqua.

http://i47.tinypic.com/m8017o.jpg

Presentazione NASA della seconda immagine in questione scattata il 18 maggio 1979. In questa didascalia si specifica anche: ”il momento della formazione del ghiaccio sembra corrispondere quasi esattamente con il precedente anno marziano, rimanendo poi presente per i successivi 100 giorni marziani (SOL). “ ma la vera dichiarazione sorprendente è quella evidenziata: “Il ghiaccio che si vede in questa foto, come quello formatosi l’anno marziano precedente, è estremamente sottile, forse non più di un quarantesimo di millimetro di spessore (letteralmente un millesimo di pollice).” Come è stato possibile osservare dall’immagine 1 parecchie zone della superficie appaiono completamente bianche, cioè il terreno sottostante è interamente coperto dallo strato di neve. Perciò, almeno in quei punti, lo strato di neve deve essere sicuramente dell’ordine di millimetri!

http://i47.tinypic.com/dqg0aw.jpg

In questo grafico, combinando tra di loro i valori di pressione e temperatura, è possibile osservare il livello di saturazione relativa della CO2 nell’atmosfera marziana. Com’è ben visibile dal grafico, a parte un singolo evento verificatosi nel SOL 211, il livello della saturazione della CO2 non ha mai raggiunto un livello sufficiente alla condensazione, di fatto escludendo che le nevicate del SOL 366 e SOL 961 possono essere costituite da ghiaccio secco. In effetti, per esempio, a 7 hPa di pressione la temperatura necessaria alla formazione di neve di CO2 è di circa -123°C, temperatura per altro mai raggiunta!

http://i46.tinypic.com/2w3tbfo.jpg

Grafico delle temperature rilevate dal Viking Lander 2 secondo le tabelle riportate dal Professor Tillman. Come si può notare le temperature sono oscillate da un massimo assoluto di quasi -22oC fino a un minimo (peraltro sporadico e isolato) di -121oC. Sebbene insufficienti alla formazione di ghiaccio secco, stando a questi dati, la quantità di acqua massima contenibile dell’atmosfera durante i mesi invernali è altrettanto insufficiente a giustificare la quantità di ghiaccio osservata.

http://i50.tinypic.com/348necm.jpg

In questa ricerca, pubblicata dal Professor Gilbert Levin l’11 agosto 2011 si legge quanto segue: “la temperatura del suolo alla base della testa del collettore del Viking 2 raggiunse 273oK (0oC, il punto di fusione del ghiaccio d’acqua), alle 14:21 ore locale del Lander, nel SOL 41”. La descrizione prosegue spiegando che la temperatura rimase per parecchi minuti ferma a quel valore prima di poter ulteriormente salire. Questa precisazione serve al professor Levin per dimostrare che fosse in atto un processo di fusione del ghiaccio d’acqua. Osservando però il grafico con i dati riportati dal professor Tillman (grafico blu in alto a destra) ci accorgiamo subito che l’evento sembra realmente accaduto ma a -36oC invece che a 0oC. Chi dei due ha ragione?

Questo grafico riporta le misurazioni del Viking 2 (puntini neri) con il grafico calcolato delle temperature massime teoriche raggiungibili dal suolo con le stesse caratteristiche del luogo di atterraggio del Viking Lander 2 (linea blu) e di una superficie di neve fresca alle stesse condizioni di illuminazione (linea rossa). In teoria i puntini neri avrebbero dovuto lambire la linea blu almeno durante il periodo estivo, salvo staccarsi leggermente in direzione della linea rossa durante il periodo invernale a causa della presenza di ghiaccio. Si nota invece come la fascia dei puntini neri sia ben lontana dal limite della linea blu.

http://i48.tinypic.com/99qgaw.jpg

Proviamo a considerare le affermazioni di Levin come attendibili: ci dovremmo trovare di fronte ad un errore sistematico di -36oC!

http://i50.tinypic.com/rlm5ja.jpg

Come il grafico precedente con in più riportate le posizioni del SOL 41, 366 e 961 con le relative immagini. E inoltre riportato (in azzurro) il periodo corrispondente alla presenza di ghiaccio riportato dalla NASA. Com’è possibile notare le due immagini sono state scattate posteriormente al minimo di temperatura. È da presumere che la presenza del ghiaccio sia cominciata molto prima, probabilmente intorno a 210o di longitudine solare.

Grafico della pressione di vapore dell’acqua ingrandito per chiarezza in due diversi punti. Questi grafici esprimono anche la quantità massima d’acqua che l’atmosfera marziano può contenere a secondo della temperatura. Volendo calcolare la quantità d’acqua precipitabile al suolo, bisogna fare la differenza tra la temperatura di partenza della massa satura e della temperatura di arrivo dopo il raffreddamento. Secondo varie fonti il contenuto medio dell’atmosfera marziana dovrebbe aggirarsi intorno a 30 micrometri che corrisponde ad una temperatura di condensazione di -73oC. Se noi per esempio passassimo da questa temperatura a circa -93 dovremmo aspettarci un precipitato di 29 micrometri d’acqua corrispondenti a 290 micrometri di neve fresca. È altrettanto evidente che se la condensazione partisse invece da -100o la quantità totale d’acqua contenuta sarebbe nettamente inferiore, dell’ordine di pochi decimi di micrometro.

http://i48.tinypic.com/263zwa8.jpg

Riassumendo tutti questi elementi in un’unica immagine possiamo provare a considerare l’effetto di uno spostamento sistematico effettivo di tutti i dati della temperatura di circa -36oC. In effetti dai dati grezzi il ghiaccio comincia a formarsi a temperature inferiori a -108oC. Come abbiamo visto dalla tabella precedente, se la condensazione cominciasse effettivamente a questa temperatura, la quantità precipitabile d’acqua sarebbe ridicolamente insufficiente a giustificare i depositi osservati, ma se noi aggiungiamo i famosi 36o otteniamo un risultato molto diverso. Come si può verificare dai diagrammi precedenti a -72oC abbiamo un precipitato massimo di circa 34 micrometri corrispondenti a 340 micrometri di precipitato massimo di neve, valore molto più accettabile tanto più considerando il fatto che la deposizione è cominciata almeno da 120 SOLs.

http://i50.tinypic.com/51ul2.jpg

Dettaglio della temperatura del SOL 366 in cui si osserva un’oscillazione da un minimo di -109.5oC ad un massimo di -81oC. Correggendo questi valori di 36o otterremo un’oscillazione da -73.5oC a -45oC con uno spazio di deposizione da -73.5oC a -73oC corrispondenti a pochi micrometri d’acqua ovvero poche decine di micrometri di neve. Questo è abbastanza corrispondente al fatto che lo strato di neve fosse in fase di assottigliamento in quanto lo spazio di tempo trascorso sopra i -73oC era oramai quasi la totalità del tempo.

http://i50.tinypic.com/2vkxn2d.jpg

Dettaglio del SOL 961. Qui mancano i dati diretti, desumibili però dai SOL dello stesso periodo. Qui l’oscillazione è presumibilmente tra i -98oC di massima e -118oC di minima. Correggendo questi valori si ottiene un’oscillazione tra -62oC e -82oC, con uno spazio di deposizione che occupa quasi metà del tempo giornaliero da -73oC a -82oC corrispondenti ad un precipitato di circa 23 micrometri d’acqua ovvero 230 micrometri di neve. I dati corretti sembrano quindi più verosimili alle condizioni di accumulo di neve che si osservano nell’immagine del SOL 961.

Stando quindi alle caratteristiche fisiche dell’acqua, sembrerebbe molto verosimile che le temperature, così come riportato dal Professor Tillman, siano affette da uno spostamento sistematico negativo di circa 36° (secondo un evento menzionato dal Professor Levin). Non è possibile determinare se questo spostamento sia indipendente dalla temperatura stessa o se in qualche modo possa variare di entità. Per semplicità proviamo a considerarlo costante ed indipendente dalla temperatura stessa (offset).

http://i49.tinypic.com/2psitlk.jpg

Sovrapponendo i dati del Viking corretti di 36oC (puntini neri) con le due curve teoriche spiegate precedentemente, si osserva come la fascia dei dati reali lambisca la linea blu per buona parte del periodo primaverile-estivo, guarda caso tutto il periodo in cui la curva passa sopra gli 0oC, quasi come se in realtà l’albedo della superficie cominciasse a variare non appena superato il limite del congelamento dell’acqua! Va peraltro sottolineato che il calcolo della linea blu non includeva il calcolo dell’effetto serra causato dall’atmosfera, che da solo dovrebbe aggiungere altri 10° – 20°C !

Viking 2: quello che le nevicate marziane ci svelano…    http://www.youtube.com/watch?v=u5AiU5HDvkk

Atmosfera marziana: pressione o densità?

8 gennaio 2012 10 commenti

Un errore comune che di solito si fa nella valutazione delle condizioni climatiche di un determinato pianeta, è di confondere la pressione con la densità. Sebbene dal punto di vista teorico tutti conosciamo la differenza fra pressione e densità, in realtà si è portati a comparare la pressione atmosferica sulla terra con la pressione atmosferica di un determinato pianeta senza le dovute precauzioni.

In un qualsiasi laboratorio terrestre, dove la gravità rimane grosso modo la stessa, questa precauzione non serve e spesso si usa la pressione come “sinonimo” si densità. Alcuni fenomeni vengono tranquillamente trattati in termini di rapporto “pressione/temperatura”, come per esempio il diagramma di fase (o diagramma di stato), dove in realtà sarebbe più corretto parlare di rapporto “densità/temperatura” o “pressurizzazione/temperatura”, altrimenti non si capirebbe la presenza di acqua liquida in assenza di gravità (e quindi assenza di peso) nelle navicelle in orbita nello spazio!

Infatti, tecnicamente la pressione atmosferica è “il peso” che una determinata quantità di gas sopra la nostra testa esercita su tutto ciò che sta sotto. Il vero problema però è che il peso è condizionato non solo dalla densità ma ovviamente anche dalla gravità. Se noi per esempio riducessimo la gravità terrestre ad 1/3, è ovvio che la stessa quantità di gas che sta sopra di noi avrà un terzo del suo peso originale, nonostante la quantità di gas sia rimasta esattamente la stessa. Ecco che allora, nel confrontare le condizioni climatiche fra due pianeti diversi sarebbe più corretto riferirsi alla densità piuttosto che alla pressione.

Si capisce molto bene questo principio analizzando il funzionamento del barometro di Torricelli, il primo strumento col quale è stata misurata la pressione atmosferica terrestre. Se riempiamo di mercurio una cannuccia chiusa da un lato e la poniamo verticalmente con il lato aperto immerso in una vaschetta riempita anch’essa di mercurio, noteremo la formazione di una camera di vuoto nella parte alta della cannuccia. Torricelli infatti notò che la pressione esterna, assente nella cannuccia, era tale da sostenere una colonna di mercurio alta circa 76 cm. Calcolando il prodotto tra il peso specifico del mercurio, l’accelerazione della gravità terrestre e l’altezza della colonna di mercurio, si poteva calcolare il peso dell’atmosfera soprastante.

didascalia

Tratto da Wikipedia all'indirizzo: http://it.wikipedia.org/wiki/Tubo_di_Torricelli

Questo sistema, geniale per l’epoca, presenta però dei forti limiti se applicato in condizioni “non terrestri”. Infatti, essendo la gravità presente in due dei tre fattori della formula, ogni differenza nella gravità produrrà una differenza quadratica nella risposta del barometro, quindi , la stessa colonna di aria, su un pianeta con 1/3 della gravità originale, produrrà, per il barometro di Torricelli, una pressione di 1/9 del valore originale.
Chiaramente, artefatti strumentali a parte, rimane il fatto che la stessa identica colonna d’aria avrà un peso proporzionale alla gravità del pianeta su cui di volta in volta ci troveremo è che quindi la semplice pressione barometrica non è un indicatore assoluto della densità!
Quest’effetto viene sistematicamente trascurato nell’analisi dell’atmosfera di Marte. Si parla infatti facilmente di pressione in hPa e la si confronta direttamente con la pressione hPa terrestre ignorando completamente che su Marte la gravità è circa 1/3 di quella terrestre (per la precisione è il 38%). Lo stesso errore lo si compie quando si analizza il diagramma di fase dell’acqua per dimostrare che su Marte l’acqua non può esistere allo stato liquido. In particolare, il punto triplo dell’acqua, sulla terra è a 6.1 hPa, ma su Marte, dove la gravità è il 38% di quella terrestre, se ragionassimo in hPa, non sarebbe assolutamente a 6.1 ma a 2.318 hPa (anche se un barometro di Torricelli segnerebbe 0.88 hPa). Quest’analisi però viene sempre, a mio avviso fraudolentemente, sistematicamente evitata, riportando l’indicazione agli stessi valori terrestri. La stessa indicazione di 5-7 hPa per una pressione atmosferica marziana non è chiaramente indicata se riferita alla gravità terrestre o marziana.
Infatti 7 hPa su Marte dovrebbero avere la densità di un gas che sulla terra misurerebbe 18.4 hPa. Questa considerazione è assolutamente evitata in tutte le ricerche moderne, diciamo dalla seconda metà degli anni 60 in poi, mentre precedentemente si specificava rigorosamente che la pressione era un decimo di quella terrestre ma con una densità di 1/3. Infatti dal punto di vista prettamente scientifico veniva considerato il peso reale della colonna di aria risultante come 1/3 del suo peso reale sulla terra, ma specificando che in realtà la densità era paragonabile a 1/3 di quella terrestre. Come mai nelle ultime ricerche non si fa questa differenza?

Forse perché è più facile speculare sull’impossibilità dell’acqua di mantenere la fase liquida?
Esistono anche altri indizi a favore di questa tesi: ogni atmosfera infatti produce una diffusione della luce (scattering) prevalentemente nel blu che anche nel caso di Marte può essere facilmente analizzata. Anche se l’atmosfera marziana risulta carica di polveri al punto di renderla rossastra, separando la componente blu di una qualsiasi immagine panoramica a colori di Marte, è possibile farsi un’idea della densità atmosferica marziana. Se confrontiamo immagini del cielo terrestre riprese a diverse quote, e quindi con diversi gradi di densità, ci accorgiamo che alla quota nominale in cui dovremmo trovare 7 hPa, cioè a 35.000 metri di quota, il cielo è completamente nero, salvo giusto la striscia dell’orizzonte, dove peraltro in realtà vediamo ancora gli strati bassi della nostra atmosfera.

didascalia

A sinistra: Ripresa di un paesaggio marziano effettuata dalla sonda Pathfinder il 22 giugno 1999. Fonte: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01546 A destra: Canale Blu della foto a fianco; notare l'intensità del cielo!

didascalia

A sinistra: Sydney è una città dell'Australia sud-orientale, capitale dello stato del Nuovo Galles del Sud, a 6 metri di quota. A destra: Canale Blu della foto a fianco.

didascalia

A sinistra: Sempre Sydney ma durante una tempesta di sabbia. A destra: Canale Blu della foto a fianco; come si può notare, le polveri in sospensione diminuiscono la luminosità del cielo invece che aumentarla, contrariamente a ciò che invece asserisce la NASA nel caso di Marte!

È chiaro invece che le foto del cielo marziano, filtrate nella banda blu, risultano molto più luminose, quasi comparabili alle immagini riprese sul monte Everest, a poco meno di 9.000 metri di quota, dove guarda caso la pressione atmosferica è 1/3 della normale pressione sul livello del mare.

Un altro serio indizio a favore di una densità atmosferica marziana più alta di quanto dichiarato, è offerta dal fenomeno dei dust devils. Queste “mini trombe d’aria” sono in grado di sollevare colonne di sabbia alte fino a qualche chilometro; ma com’è possibile tutto ciò?
Alla NASA stessa hanno provato a simularli, in una camera a vuoto, simulando la pressione marziana a 7 hPa, e non sono riusciti a simulare il fenomeno se non alzando la pressione di almeno 11 volte! Infatti alla pressione di partenza, anche utilizzando delle ventole molto potenti, non riuscivano a sollevare un bel niente!
In effetti, 7 hPa sono veramente pochi, considerando oltre tutto il fatto che salendo di quota si riducono subito molto velocemente a valori frazionali; ma allora tutti i fenomeni osservati vicino al monte Olimpo, che dal livello medio raggiunge i 17 km di altitudine, come sarebbero possibili?

È noto infatti sin dalle osservazioni telescopiche, che Marte ha comunque un’atmosfera molto attiva, soprattutto per quanto riguarda le formazioni nuvolose e le nebbie, non solo tempeste di sabbia. Osservando Marte al telescopio infatti, interponendo un filtro blu, è possibile mettere in evidenza tutti questi fenomeni atmosferici tutt’altro che trascurabili. Le nebbie mattutine e serali, le nubi orografiche, le nubi polari sono da sempre state osservate al telescopio anche con mezzi di media potenza. Chiunque può per esempio, con un normale programma di grafica, separare i tre livelli rosso, verde, blu di un immagine a colori di Marte e verificare come funziona. L’immagine corrispondente al canale rosso ci fornirà una buona mappa topografica mentre invece il canale blu ci mostrerà le calotte polari e le nubi. È facile farlo sia su immagini riprese sia con piccoli telescopi, sia su immagini riprese con il telescopio spaziale. Oltretutto, nelle immagini riprese con il telescopio spaziale, si nota facilmente il bordo blu causato dall’atmosfera, che quindi appare blu e non rossa, come mostrato dalle immagini riprese in situ.

 

didascalia

Tipica foto di Marte ripresa dal telescopio spaziale Hubble. Fonte: http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1999/ast23apr99_1/

 

didascalia

Canale Rosso (sinistra), Canale Verde (centro) e Canale Blu (destra); notare la fascia nuvolosa equatoriale.

Un altro punto interessante è l’analisi dei depositi polari; incrociando dati altimetrici e gravitometrici, si è potuto determinare che depositi polari variano stagionalmente di circa 1.5 metri al polo nord e 2.5 metri al polo sud, con un densità media nel momento di massima altezza di circa 0.5 g/cm3 .

A quella densità, 1 mm di neve di CO2 produce una pressione di 0.04903325 hPa; ora, anche assumendo il valore di pressione marziana più ottimistico citato sopra di 18.4 hPa, trascurando il fatto che la CO2 rappresenta il 95% e non il 100% dell’atmosfera marziana, se noi condensassimo tutta l’atmosfera al suolo otterremo uno strato di 37.5 cm di spessore!
D’altra parte, 1.5 metri di neve di anidride carbonica con una densità di 0.5 g/cm3 produce una pressione di 73.5 hPa e 2.5 metri invece di 122.6 hPa!

 

 

 

 

 

 

 

didascalia

Evoluzione temporale della pressione atmosferica superficiale, registrata dai due lander Viking 1 e 2 (Il Lander Viking 1 è atterrato in Chryse Planitia a 22.48° latitudine nord, 49.97° longitudine ovest, 1.5 Km sotto il livello medio. Il Lander Viking 2 è atterrato in Utopia Planitia a 47.97° latitudine nord, 225.74° longitudine ovest, 3 Km sotto il livello medio), durante i primi tre anni marziani della missione: 1° anno (puntini), 2° anno (linea continua) e 3° anno (linea tratteggiata) sono sovrapposti nello stesso grafico. Fonte Tillman e Guest (1987) (vedi anche Tillman 1989).

Consideriamo anche che, se la massa di ghiaccio secco stagionale fosse simile tra i due emisferi non dovrebbero verificarsi variazioni stagionali nella pressione atmosferica globale, in quanto lo scioglimento di una calotta polare sarebbe sempre compensato da una condensazione al suolo nell’altro emisfero.

Sappiamo però che l’ellitticità dell’orbita marziana crea una differenza di quasi 20°C nella temperatura media dei due emisferi, con punte fino a 30°C a favore della latitudine ~ -30°. Teniamo anche presente che a 7 hPa la CO2 ghiaccia a -123°C (~ 150°K), mentre a 18.4 hPa (valore corretto per la gravità di Marte) ghiaccia a ~ -116°C (~ 157°K).

 

didascalia

Comparazione tra i dati rilevati dalla missione Mariner 9 durante la primavera boreale (Ls = 43 – 54°). La linea continua del grafico superiore mostra le temperature (in gradi Kelvin) rilevate dall'esperimento IRIS. Le curve tratto-punteggiate mostrano il vento locale (in m s-1) come dedotto dall'equilibrio termico del vento (Pollack e al. 1981). Il grafico centrale mostra una simulazione delle temperature (K) per la stessa stagione, mentre il grafico inferiore rappresenta una simulazione dei venti (in m s-1). Fonte: “Meteorological variability and the annual surface pressure cycle on Mars” Frédéric Hourdin, Phu Le Van, François Forget, Olivier Talagrand (1993)

 

Stando ai dati del Mariner 9 solo al polo sud troviamo le condizioni atmosferiche necessarie, mentre secondo la Mars Global Surveyor (MGS), relative al suolo, è possibile la presenza in entrambe gli emisferi.

didascalia

Temperature minime in gradi Celsius del suolo di Marte rilevate dallo spettrometro termico (TES) a bordo della missione Mars Global Surveyor (MGS). In orizzontale è riportata la latitudine mentre in verticale la longitudine solare (Ls). La parte azzurra della tabella riassume la temperatura Minima, Massima e Media annuale sempre in riferimento alle temperature minime giornaliere.

 

Quindi, riassumendo, l’atmosfera sembra raggiungere la temperatura minima di -123°C mentre il suolo può arrivare fino -132°C; faccio notare che a -132° la CO2 non può superare la pressione di 1.4 hPa senza ghiacciare!

didascalia

Grafico della pressione di vapore dell'anidride carbonica; tra le varie utilità di questo grafico vi è la possibilità di stabilire la pressione massima che la CO2 può raggiungere prima di condensare (in questo caso in ghiaccio) ad una data temperatura.

Ma torniamo a i depositi polari stagionali; come abbiamo visto, almeno durante la notte, dai 60° di latitudine sembrano esserci le condizioni per la formazione di ghiaccio secco, ma allora cosa succede veramente durante la notte polare?

Partiamo col distinguere due condizione ben diverse: condensazione da superficie “fredda” o per raffreddamento di una massa d’aria.

Per il primo caso, supponiamo che la temperatura del suolo scenda sotto il limite di congelamento dell’anidride carbonica; il suolo comincerà a ricoprirsi di un strato di ghiaccio sempre più spesso, fino al punto in qui l’isolamento termico causato dal ghiaccio stesso sarà sufficiente ad arrestare il processo. Nel caso del ghiaccio secco, essendo un buon isolante termico, ne basta veramente poco, per cui il fenomeno in se non è abbastanza efficiente da giustificare gli accumuli di ghiaccio osservati! A riprova di ciò, il record di -132°C appartiene a polo nord e non al polo sud dove invece la minima è -130°C (sempre secondo il TES dell’MGS). Mi chiedo anche quanto sia attendibile un rilevamento di -132°C dall’orbita marziana e per via spettroscopica, visto che a quella temperatura il suolo stesso dovrebbe essere velato dal processo stesso di condensazione!

Nel secondo caso, se una massa d’aria (in questo caso di CO2 quasi pura) raggiunge il punto di condensazione, man mano che la temperatura scende, la sua pressione non potrà eccedere il limite imposto dalla “pressione di vapore” per quel gas a quella temperatura, causando l’immediata condensazione al suolo di tutta la massa di gas eventualmente in eccesso! In effetti, l’efficienza di questo processo è veramente drammatica; se dovessimo simulare una simile eventualità su Marte, dovremo anche tenere conto della catena di eventi che si genererebbero.

Abbassiamo la temperatura del polo sud, per esempio fino a -130°C, con una pressione di partenza di 7 hPa; la pressione di arrivo dovrà essere di ~ 2 hPa causando una precipitazione di neve di ghiaccio secco di ~ 50 cm di spessore (0.1 gr/cm2) che se compattata a 0.5 gr/cm2 corrispondono a ~ 10 cm di spessore. Naturalmente una simile caduta di pressione richiamerebbe aria dalle zone circostanti, con l’effetto di abbassare (a catena) pressione e temperatura delle zone vicine ma condensando tutto l’apporto in neve. Il processo in se tende anche ad apportare energia termica (quindi ad alzare la temperatura) al polo stesso, ma se comunque la temperatura rimane a -130°C, il processo di condensazione si arresterà solo quando in tutto il pianeta verrà raggiunta la pressione di equilibrio di 2 hPa!

Questa piccola simulazione serve a capire la relazione tra temperature minime e variazioni nella pressione atmosferica, chiarendo perché temperatura minima e pressione minima sono correlate. Dai grafici della pressione atmosferica registrata dai due landers Viking sappiamo che per il Viking 1 la pressione è variata da un minimo di 6.8 hPa ad un massimo di 9.0 hPa, valore medio 7.9 . Per il Viking 2 i valori vanno da 7.4 hPa a 10.1 hPa per una media di 8.75 hPa. Sappiamo anche che Il VL 1 è atterrato 1.5 Km e il VL 2 3 Km, entrambi sotto il livello medio di Marte. Dato che il livello medio stabilito di Marte si trova a 6.1 hPa (guarda caso il punto triplo dell’acqua!), se noi scaliamo i valori indicati sopra ad un valore medio di 6.1 hPa, allora entrambi variano da un minimo di 5.2 ± 0.05 hPa ad un massimo di 7 ± 0.05 hPa. Considerando quindi il valore minimo di 5.2 hPa la temperatura minima che otteniamo è ~ -125°C (~ 148°K), già in chiaro disaccordo con i dati TES. Ora, considerando che la caduta di pressione da 7 hPa a 5.2 hPa comporta un precipitato di 18,4 cm di spessore (0.1 gr/cm2) che se compattata a 0.5 gr/cm2 corrispondono a ~ 3.7 cm di spessore, e che la superficie della calotta polare sud è ~ 1/20 della superficie totale di Marte (approssimando sicuramente per difetto!), 3.7 cm X 20 = 74 cm, è valore decisamente inferiore all’entità dei depositi polari rilevati!

C’è quindi un’evidente incoerenza tra i dati termici e i dati atmosferici, laddove uno non supporta l’altro! Temperature così basse comporterebbero forti sbalzi di pressione (anche solo tra giorno e notte!) o addirittura una pressione globalmente più bassa! D’altro canto però già i 7 hPa nominali sono assolutamente insufficienti a rendere conto di fenomeni come i dust devils, i gullies, la diffusione luminosa del cielo o l’entità dei depositi polari transienti che invece si spiegherebbero meglio con una pressione atmosferica molto più alta di 7 hPa.

Sin qui, sono stati considerati solo gli aspetti relativi all’anidride carbonica, ritenuto il maggior componente dell’atmosfera (~ 95%); ma se introduciamo anche l’acqua in questa analisi, l’indicazione di 7 hPa diventa addirittura ridicola!
Per esempio, le tracce lasciate dallo scorrimento di acqua liquida (vedi Cratere Newton) la dove l’acqua dovrebbe essere solo allo stato di vapore, vista la bassissima pressione e la temperatura fino a circa 27°C!
In una simile situazione si può tranquillamente affermare che la pressione (in termini terrestri) non può essere inferiore a 35 hPa!