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L’opposizione di Marte del 13 ottobre 2020

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Un fenomeno molto più rilevante di una comune opposizione del pianeta rosso

di Walter Ferreri

Come si verifica in media ogni 26 mesi, quest’anno Marte viene a trovarsi in direzione opposta al Sole (opposizione), splendendo più di qualsiasi altra stella del cielo notturno. Per usare un’espressione dantesca, Marte, con la sua luce intensa “vela” le stelle dei Pesci, costellazione nella quale si vede proiettato.

L’opposizione di quest’anno, che si verifica il 13 ottobre, ci dispiega un diametro angolare di solo due secondi d’arco in meno di quella grande del 2018. A causa dell’eccentricità dell’orbita marziana, la massima vicinanza (62 milioni di km) non si ha il giorno dell’opposizione, ma il 6 ottobre: allora il diametro equatoriale arriva a 22,6” e la magnitudine a – 2,6.
Benché quest’anno Marte non arrivi così vicino come nel 2018 (allora arrivò a 57,6 milioni di km), per gli osservatori dell’emisfero boreale il Pianeta Rosso in questa opposizione sarà ben 31° più alto! Un grande studioso di Marte del secolo scorso, Glauco De Mottoni, fece negli Anni 50 uno studio nel quale dimostrò che per chi osserva dall’Italia un’opposizione del genere è più vantaggiosa di una “grande”. Per le latitudini italiane l’opposizione di quest’anno ha un “indice di qualità” quasi doppio di quella di due anni fa in quanto si verifica con Marte ad una Declinazione di + 5,5° contro i – 25,5° di quella del 2018.

Le opposizioni di Marte dal 2012 al 2027. Si noti come dopo quella di quest’anno il diametro di Marte si riduca notevolmente. In questa figura il diametro angolare riportato è quello che si ha nel giorno dell’opposizione. 

Un altro motivo che invita a seguire l’opposizione di quest’anno è che bisognerà attendere il … 2035 (!) per rivederlo così grande. Già nell’opposizione seguente a questa, quella del dicembre 2022, il diametro del pianeta arriverà solo a 17”.

Anche se in ottobre Marte arriverà a dispiegare 22” abbondanti, che sono molti per questo pianeta, non bisogna dimenticare che si tratta pur sempre di una frazione pari a 1/83 del disco lunare. Detto in altri termini, occorre un ingrandimento di 83x per vedere Marte ampio quanto la Luna ad occhio nudo. Di conseguenza, per poter apprezzare le principali caratteristiche di questo pianeta con un certo dettaglio, si consiglia un ingrandimento di almeno 200x, che può essere fornito, mantenendo una buona nitidezza e luminosità, da telescopi a lenti (rifrattori) da almeno 10-12 cm di diametro o da quelli a specchio (riflettori) da almeno 15 cm.

A causa della rotazione di Marte, che avviene in 24 ore e 37 minuti, la stessa regione rimane visibile per un osservatore sulla Terra per diversi giorni di seguito, perché si ripresenta quasi puntualmente notte dopo notte. Lo spostamento dei dettagli visibili procede con gradualità (fra 8 e 9 gradi al giorno) per cui è necessaria una quarantina di giorni per vedersi sfilare tutta la superficie se si osserva sempre alle stesse ore. In questo periodo però la distanza e l’inclinazione cambiano, variando continuamente le condizioni di osservazione.

Chi inizia a osservare Marte senza esperienza, nelle prime notti distingue pochi dettagli, ma con il trascorrere delle nottate ne percepisce altri che prima gli erano sfuggiti.
Ma che cosa si vede sul pianeta? La generale persistenza delle principali caratteristiche ha reso possibile fin dal XIX secolo di mettere a punto delle mappe con un sistema di coordinate delle quali la prima veramente completa fu quella che lo Schiaparelli realizzò all’Osservatorio di Milano durante l’opposizione del 1877. In pratica, le osservazioni che si possono compiere rientrano in tre categorie.

1) Le calotte polari e i loro margini.
2) Le regioni scure, le regioni chiare e i “canali”.
3) I fenomeni atmosferici.

Le bianche calotte polari ai poli del pianeta sono dettagli netti; in questa opposizione è inclinata verso la Terra la calotta australe, che può essere vista anche con strumenti relativamente piccoli, per esempio rifrattori da 70-80 mm o riflettori da 90 mm. Si possono realizzare sia disegni che fotografie che mostrano le variazioni del contorno della calotta e il comportamento dei bordi scuri. La forma della calotta e dei bordi non è esattamente prevedibile. Se si paragonano le osservazioni svolte nel corso di diverse opposizioni si scopre che c’è sempre una diversità nella forma e negli orli.

La mappa di Marte dell’Unione Astronomica Internazionale antecedente  all’era spaziale preparata dal nostro Glauco De Mottoni. E’ una sintesi di quanto visibile con i telescopi dalla Terra.

Una delle caratteristiche meglio note di Marte è il colore giallo-arancio del suo disco, che gli è valso l’appellativo di “Pianeta Rosso”. La causa di questo fenomeno è la vasta espansione delle regioni giallo-arancioni e giallo-ruggine della sua superficie: i “continenti” marziani. Questi “continenti” sono attraversati da fasce di macchie grigie e grigio scure, i cosiddetti “mari” marziani. Tra le regioni chiare e quelle scure parecchi osservatori hanno segnalato, dal XIX secolo, bande di varie lunghezze, preferibilmente diritte, i celebri “canali”. Nella seconda metà del XX secolo è stato definitivamente accertato che la visione dei “canali” è uno stadio della visione (come era stato ipotizzato dal nostro Vincenzo Cerulli più di un secolo fa) dovuto all’incapacità del sistema occhio-telescopio di risolvere dettagli minori, che vengono di conseguenza “fusi” in linee. Un po’ come si verifica guardando le pagine di un libro da una distanza tale per cui si percepiscono le linee ma non i singoli caratteri.

Le tempeste di polvere alterano notevolmente la visibilità dei dettagli del pianeta, come mostrano queste due foto ottenute col telescopio spaziale Hubble nelle opposizioni del 2016 e 2018. Si noti come la tempesta di polvere del 2018 abbia notevolmente ridotto la visibilità delle formazioni al suolo.    

In linea di massima le principali configurazioni della superficie marziana rimangono stabili. Però da una opposizione all’altra delle variazioni, sia pure piccole, si verificano sempre. Tra queste occorre distinguere quelle reali da quelle apparenti, causate da tempeste di polvere. A questo proposito un’enorme tempesta di polvere ha interessato a tal punto il pianeta nell’opposizione del 2018 da stravolgerne per parecchie settimane il solito aspetto e rendere irriconoscibili anche le formazioni più notevoli. Già nel 1971 un’estesa tempesta di polvere impedì in un primo tempo alla prima sonda entrata in orbita intorno a Marte (la statunitense Mariner 9) di fotografarne la superficie. In queste occasioni anche i rivelatori elettronici sono incapaci di evidenziare i dettagli al suolo.

La tonalità dei “mari” è una specie di grigio scuro, descritto dagli osservatori del passato come blu o verde scuro, con l’esatta tonalità che tende a variare con la stagione. Questi aspetti avevano fatto supporre (fino agli Anni 60 del secolo scorso) che questi dettagli fossero imputabili a qualche tipo di vegetazione, mentre ora sappiamo che queste tonalità sono dovute solo a effetti di contrasto con i deserti color ocra. Lo stesso motivo per cui una stella di tonalità bianca con un accenno di azzurro, se accanto ad una gialla-arancione appare di un azzurro più marcato, blu o addirittura verde (caso del compagno di Antares).

I più importanti fenomeni adatti a essere osservati nell’atmosfera marziana sono quelli prodotti dalle nubi. Questi rientrano in tre categorie:

  • Nubi di tipo blu-bianco. Visualmente sono facilmente distinguibili in luce blu, ma non in luce rossa. Spesso si possono riprende con una comune webcam, CCD e anche con le pellicole tradizionali.
  • Nubi gialle. Queste sono visibili al meglio usando filtri rossi.
  • Nubi blu. Si trovano negli strati superiori dell’atmosfera marziana (strato violetto), non osservabili visualmente ma rintracciabili con sensori sensibili al blu-violetto. La definizione di “blu” non vuol dire che sono di questo colore, ma che si evidenziano riprendendo a lunghezze d’onda tipiche di questo colore.

Le nubi e gli oscuramenti visibili su Marte possono essere classificati in base a diversi fattori: la posizione sul disco (centrale o in prossimità di un bordo), le dimensioni (puntiformi o estese), la durata (breve o prolungata), secondo il tipo (blu, biancastre o gialle).

La distanza, in milioni di km, è quella dalla Terra. Il diametro, in secondi d’arco, è quello equatoriale. Per longitudine e latitudine, ovviamente espressi in gradi, si intendono quelli del centro del disco di Marte rivolti verso la Terra a ore 0 di Tempo Universale. Facciamo un esempio: per il 14 ottobre abbiamo 171 e – 20,7. Questo vuol dire che a ore 0 del 14 ottobre, ovvero a ore 2 del nostro Tempo Legale Estivo (TL), per il centro del disco marziano abbiamo la longitudine 171° e latitudine -20,7°. Ma se noi osserviamo in un altro orario, ad esempio alle ore 23 (TL) del 13 ottobre? Non c’è problema; in questo caso noi osserviamo 3 ore prima e quindi è sufficiente detrarre 3 ore di rotazione marziana alla longitudine (la latitudine è trascurabile). Sapendo che Marte in un’ora ruota di 14,62°, abbiamo 43,86° da detrarre e troviamo (arrotondando al grado) 127°, tra le regioni di Solis Lacus e Mare Sirenum, formazioni facilmente visibili anche con telescopi non grandi.