Lorenzo Davide Eterno mat. 865837
Analisi dei meccanismi di scudo magnetico su pianeti terrestri non magnetici:
Venere e Marte
INTRODUZIONE
Esistono nel Sistema Solare, esempi di pianeti il cui nucleo si è spento, sono quindi privi
di una magnetosfera che possa proteggere l'atmosfera planetaria.
Questa relazione prende in considerazione due tra questi pianeti, Venere e Marte,
confrontando le interazioni tra le rispettive atmosfere ed il vento solare.
Effetti del campo magnetico planetario sul La Luna, non possedendo nessun tipo di campo
moto del vento solare.
magnetico, non causa nessuna deviazione nel
moto delle particelle, che quindi raggiungono
Il vento Solare emesso dalla stella, attraversa lo direttamente la superficie lunare dove quindi
spazio del Sistema Solare come un flusso di vengono assorbite.
plasma carico. Il flusso carico può essere quindi
assorbito da un corpo solido non carico col quale
sia venuto in contatto o procedere al di la del
sistema solare. Incontrando, invece, un corpo
carico sul proprio percorso, il flusso subisce una
deflessione prima di continuare il proprio
percorso.
Lo studio del moto del vento solare una volta
incontrato un ostacolo carico ha permesso di
giustificare la presenza di elementi che agiscono
come scudo magnetico anche a livello di pianeti
terrestri non magnetici quali Marte e Venere.
La magnetosfera, generata dalla geodinamo
terrestre agisce come ostacolo nel moto del
vento solare; avvicinandosi alla magnetosfera, a
circa 60.000 km dalla superficie planetaria, il
flusso solare devia la propria traiettoria,
generando una "bow wave", un’onda di
particelle che si spostano ad arco attorno al
pianeta; tale arco ha come vertice il punto di
contatto tra vento solare e magnetosfera.
Spreiter nel lavoro del 1970 studia i moti delle
particelle trasportate del vento solare in presenza
di un ostacolo, nello stesso lavoro l'autore
analizza le conseguenze dell’interazione tra
vento solare e Luna, Venere e Marte.
Speiner et al. Bow waves, dall'alto marte-venere, luna e Terra
Nel caso di Venere e Marte, si osserva un
fenomeno diverso: il vento solare inizia a
deflettere alla distanza di 500 km dalla
superficie di Venere ed150 km su Marte,
secondo una traiettoria ad arco; L'assenza di
campo magnetico avrebbe invece suggerito un
modello di interazione simile a quello vento mantenendola in una quota di equilibrio
solare - Luna.
sufficientemente alta da impedire parte
dell’abrasione atmosferica.
L'azione di deflessione subita dalle particelle del Tuttavia ne su Marte ne su Venere questo
flusso solare suggerisce la presenza di un campo meccanismo riesce ad impedire completamente
carico in grado di porsi come ostacolo al vento il fenomeno di abrasione; infatti le ipotesi
solare. Tale campo, nel caso di Venere e Marte è formulate inizialmente secondo le quali la
costituito dalla ionosfera.
ionosfera di venere potesse
schermare
La ionosfera, carica, induce la deviazione del completamente l'atmosfera del pianeta sono state
moto del vento solare in maniera analoga a smente dalle analisi dei dati ricavati durante la
quella
osservabile
nell’interazione
tra missione Venus Express (Zhang et al. 2007) ,
magnetosfera e vento solare.
che dimostrano come durante il minimo di
La deviazione impedisce l’interazione diretta attività solare la ionosfera riesca comunque a
vento solare ed atmosfera del pianeta.
caricarsi, ed a deflettere il flusso solare, ma non
sia comunque in grado di impedire totalmente
l'abrasione atmosferica nonostante il flusso
Effetti dell'erosione solare sull'atmosfera di solare fosse meno intenso.
Nel caso dell’atmosfera di Marte, la densità
Marte e Venere.
degli ioni presenti nella ionosfera non consente
L’azione della ionosfera tuttavia non ha alla ionopausa di raggiungere altitudini superiori
impedito l’erosione di parte dell’atmosfera di ai 150 km, quota insufficiente alla schermatura
dell'atmosfera.
questi pianeti.
La ionosfera interagisce con il plasma
trasportato dal vento solare e con le cariche del
vento stesso; la ionosfera viene caricata
dall’energia fornita dal vento, in maniera
proporzionale agli ioni in essa contenuti
soprattutto CO+
NO2+, C+, and N +O+, H + e O2 +
(Taylor et al, 1980) (McElroy et al. 1977), e
quindi divenendo in grado di porsi come
ostacolo tra il vento solare e l’atmosfera
planetaria sottostante.
La possibilità di abradere ioni atmosferici
dipende quindi dall’equilibrio tra la carica della Luhann, Conseguenze del prelievo ionico
ionosfera e l’intensità del vento solare: a forte
intensità il vento carica in maniera importante la
ionosfera, e, nello stesso tempo, la comprime in
Osservazioni sulla composizione della scia
direzione della superficie del pianeta. Tuttavia la
Ionosfera, acquisendo cariche dal vento solare, planetaria (planetary tail) dei pianeti e delle
diviene in grado di defletterne il flusso e quindi particelle trasportate dal vento solare nel bow
limitare lo scendere di quota della Ionopausa shock hanno evidenziato la presenza di acqua ,
(definito così il punto in cui la ionosfera ioni ossigeno ed idrogeno, (Luhmann et al.
determina la deflessione del vento solare), 1991); il vento solare asporta principalmente
atomi di ossigeno localizzati nella ionosfera e
nella exosfera, mentre il prelievo di ioni
idrogeno risulta inferiore, a causa della loro
localizzazione in atmosfera durante il periodo
diurno (Taylor 1980).
-Taylor,1980; triangoli O2, Punti neri O+, Cerchi vuoti H2
L'abrasione giornaliera del' ossigeno risulta
relativamente limitata, anche grazie all'azione
presenza della ionosfera; tuttavia questi eventi
abrasivi anno sicuramente influito pesantemente
sull'evoluzione atmosferica dei pianeti non
magnetici. Sicuramente le prove e tracce di
acqua liquida su Marte (Farmer 1976)
dimostrano come un tempo l'atmosfera fosse
protetta da un campo magnetico generato in
maniera analoga a quello terrestre, tuttavia dopo
l'estinzione del core planetario, l'erosione da
parte del vento solare ha depauperato quasi
completamente l'atmosfera del pianeta di ioni
ossigeno ed idrogeno. L'atmosfera di Venere ha
subito un processo simile, sebbene la sua
atmosfera fosse radicalmente diversa da quella
sia di Marte che della Terra, con concentrazioni
di azoto molto maggiori e una composizione
simile a quella della nebula solare originaria
(Cameron 1963).
Commento: importanza dell'interazione tra
vento e componenti atmosferiche nel contesto
di un pianeta abitabile.
A fronte di quanto riportato sopra, si può
osservare quanto l'interazione tra atmosfera
planetaria e energia del flusso solare sia
fondamentale per comprendere tutte le fasi
evolutive
di
un
pianeta.
Comprendere non solo le dinamiche tra scudo
magnetico e flusso solare, ma le interazioni tra
questo e tutte le zone dell'atmosfera può fornire
informazioni importanti anche riguardo al
pianeta Terra. É noto infatti che il campo
magnetico ha preservato quasi nella sua
interezza la composizione atmosferica, tuttavia
non si possono ignorare gli effetti, anche
infinitesimali che il flusso solare ha avuto sulle
concentrazioni ioniche atmosferiche.
Le implicazioni dell'esistenza di un effettiva
atmosfera anche in pianeti non necessariamente
magnetici apre la strada ad ulteriori ricerche nel
campo astronomico, probabilmente è possibile
ritrovare pianeti con ionosfere terrestri ancor più
cariche, o con distanze ed esposizioni dalla stella
che consentono un mantenimento più duraturo
delle concentrazioni di acqua ed ossigeno, anche
dopo lo spegnimento del core planetario, o in
presenza di uno scudo magnetico estremamente
debole.
E' logico che la ricerca sia agli albori, data la
massa relativamente minuta di dati che i tre
pianeti terrestri analizzati possono fornire in
questo senso, tuttavia ulteriori indagini di natura
geologica più che atmosferica, sulle superfici di
Venere e Marte potrebbero rivelare ancora molto
riguardo all'evoluzione di questi pianeti.
Bibliografia
A. G. W. Cameron: The Origin of the
Atmospheres of Venus and the Earth
A. G. W. Cameron. Icarus No 2, Pg 249-257,
1963
A. J. Watson et Al.: The Dynamics of a Rapidly
Escaping Atmosphere: Applications to
the Evolution of Earth and Venus. Icarus, No.
48, Pg. 150-166, 1981
C. B. Farmer: Liquid Water on Mars.
Icarus No. 28, Pg 279-289, 1976
D. J. Stevenson: Photochemistry and Evolution
of Mars' Atmosphere: A Viking Perspective.
Nature, Vol 412, 12 July 2001
H. A. Taylor et Al.: Global Observations of the
Composition and Dynamics of the Ionosphere
of Venus: Implications for the Solar Wind
Interaction. Journal Of Geophysical Research
Vol. 85, No. AI3, Pg. 7765-7777, December 30,
1980
M. B. Mcelroy et al.: Photochemistry and
Evolution of Mars' Atmosphere: A Viking
Perspective. Journal Of Geophysical Research
Vol. 82, No. 28 , September 30, 1977
M. H. Acuña et al.: Magnetic Field and Plasma
Observations at Mars: Initial Results of
the Mars Global Surveyor Mission.
Science No.1676 pg. 279, 1998
R. L. Levin: Liquid water on Mars.
Instruments, Methods, and Missions for
Astrobiology VII, Proceedings of SPIE Vol.
5163
S. I. Rasoo: The Runaway Greenhouse and the
Accumulation of CO2 in Venus Atmosphere.
Nature Vol. 226 June 13, 1970
T. L. Zhang et Al.: Magnetic field investigation
of the Venus plasma environment: Expected new
results from Venus Express. Planetary and Space
L. H. Brace et Al: The Dynamic Behavior of the Science, No 54, Pg. 1336–1343, 2006
Venus Ionosphere in Response to Solar Wind
Interactions. Journal Of Geophysical Research T. L. Zhang et Al.: Little or no solar wind enters
Vol. 85, No AI3, Pg. 7663-7678 December 30, Venus’ atmosphere at solar minimum. Nature,
1980
Vol .450, 29 November 2007
J. F. Kasting, J.B. Pollak: Loss of Water from
Venus. I. Hydrodynamic Escape of Hydrogen.
Icarus No. 53, Pg 479-508, 1983
J. G. Luhmann, J. U. Kozyra: Dayside Pickup
Oxygen Ion Precipitation At Venus And Mars;
Spatial Distributions, Energy Deposition And
Consequences.
Journal Of Geophysical Research Vol. 96, No.
A4, Pages 5457-5467A, April 1, 1991
J. R. Spreiter et Al.: Solar Wind Flow Past
Nonmagnetic Planets-Venus And Mars. Planet.
Space Sci, Vol. 18, pg. 1281-1299, 1970
