Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Itzíar Garate, 12 de febrer de 2025
Jo em dedico a investigar Venus, concretament la seva atmosfera. Formo part del grup de ciències planetàries de la Universitat del País Basc, on ens enfoquem a l'estudi de les atmosferes. Altres grups es dediquen a àrees com l'astrogeologia o l'astroquímica, però nosaltres ens assemblem més als meteoròlegs o climatòlegs, encara que en lloc d'estudiar la Terra, investiguem altres planetes del sistema solar amb atmosferes prou denses per generar un clima. Al llarg dels anys, m'he especialitzat en Venus, un planeta que ha estat en gran mesura ignorat, ja que en les darreres dècades ha rebut molt poques missions espacials.
Del 2007 al 2014, hi va haver una nau europea de l'Agència Espacial Europea en òrbita el·líptica al voltant de Venus, passant pels seus pols. Gran part de la meva investigació es basa en dades recopilades durant aquesta missió, especialment sobre els pols. Posteriorment, va arribar una nau espacial japonesa amb una òrbita equatorial que ha aportat, i continua aportant, una perspectiva diferent. Aquestes missions han passat de forma seqüencial, primer una i després l'altra, a diferència de Mart, on actualment hi ha nombroses missions simultànies investigant el planeta.
Vaig a parlar principalment de l'atmosfera de Venus. Primer faré una breu introducció sobre les longituds d'ona més utilitzades en la seva observació i la seva aplicació a la nostra investigació al grup de ciències planetàries. Explicaré detalladament què estudio jo específicament i en què estem treballant actualment. Si el temps ho permet, parlaré també de la futura missió europea EnVision, ja que, encara que Venus ha estat oblidat durant molt de temps, sembla estar recuperant interès. En la propera dècada, es llançaran una missió europea i una altra dels Estats Units per observar novament aquest planeta, cosa que obrirà noves oportunitats de recerca i estudi.
Com la resta dels planetes, Venus s'observa en diverses longituds d'ona, cadascuna amb característiques pròpies. Se'n pot estudiar el costat diürn mitjançant llum reflectida en diferents longituds d'ona. L'observació clàssica es fa amb ultraviolat, on Venus mostra imatges molt contrastades amb zones molt fosques i molt brillants. Això és degut a un compost desconegut que absorbeix fortament l’ultraviolada, generant aquests contrastos. No es coneix però se sospita que està relacionat amb el sofre. Aquesta llongitud d’ona permet observar la capa més alta de núvols del planeta.
Veiem la capa més alta de l’atmosfera, ja que Venus està completament cobert de núvols, sense dies assolellats a cap part de la seva superfície, i la seva capa ennuvolada té més de 30 quilòmetres d'extensió vertical. Es distingeix una capa superior i una altra inferior separades per una zona de boira. En ultraviolat i en visible, s'observa la capa superior, mentre que en l'infraroig proper es pot veure la base de la capa superior, uns 10 quilòmetres més avall.
A la banda nocturna de Venus, s'observen longituds d'ona infraroges relacionades amb la temperatura. Això és degut al seu gran albedo, que reflecteix gran part de la radiació solar. En certes longituds d'ona específiques, es poden observar fenòmens particulars, com l'airglow (una luminescència per reacció a l'oxigen) o el vòrtex polar, un fenomen que estudio en profunditat.
Figura 1. Venus vista en diverses longituds d'ona.
Al nostre grup, quan analitzem l'atmosfera i la seva circulació, la dividim en dues capes: la capa superior de núvols, observada en ultraviolat i visible, i la capa inferior, observada en infraroig. Això ens permet mesurar la velocitat del vent a diferents altituds i latituds per comprendre la circulació general i estudiar fenòmens particulars.
Des de fa dècades se sap que, al cim dels núvols, a uns 70 quilòmetres d'alçada, l'atmosfera de Venus es mou a gran velocitat, a 360 km d'alçada, fenomen conegut com a superrotació. Mentre que la superfície sòlida del planeta rota lentament (243 dies terrestres per volta), l'atmosfera a aquesta altura fa la volta al planeta en només quatre dies, movent-se 60 vegades més ràpid que la superfície. Això es va descobrir als anys setanta en observar una estructura en forma de “Y” en imatges ultraviolades.
Figura 2. Forma a I a l'alta atmosfera de Venus
A la capa inferior de núvols, observada en infraroig, s'han identificat estructures complexes com ara ones, filaments llargs i foscos, i vòrtex individuals similars als d'altres planetes com Júpiter. Alguns d'aquests fenòmens han estat observats gràcies a la col·laboració amb astrònoms amateurs, les imatges dels quals han permès monitoritzar en detall una estructura anomenada discontinuïtat als núvols baixos.
Figura 3. Núvols i ones peculiars en infraroig
Aquest fenomen es va descobrir amb imatges de la missió japonesa Akatsuki i sembla estar relacionat amb una ona generada a les capes baixes de l'atmosfera. S'observa en longituds d'ona properes a l'infraroig, però no en ultraviolat, cosa que indica que no arriba a la capa superior de núvols.
En imatges dels anys vuitanta de les sondes Mariner o Pionner-Venus es va poder observar aquesta discontinuïtat, però és gràcies a les observacions contínues d'astrònoms amateurs, que hem pogut estudiar aquesta discontinuïtat durant més de quatre anys, publicant diversos articles en col·laboració amb aficionats de tot el món, inclosos astrònoms espanyols. Hem vist que aquesta ona va més ràpida que la resta de núvols a aquesta alçada però més lenta que la superrotació del planeta.
Des de la meva tesi doctoral, m'he centrat a estudiar els vòrtex polars de Venus. La majoria dels planetes del sistema solar tenen vòrtex a les seves atmosferes, que són remolins observables als núvols o en la distribució de temperatures. A Venus, es van descobrir mitjançant imatges tèrmiques en infraroig i presenten estructures complexes i canviants, sense un patró predictible.
Figura 4. Vòrtex polar de Venus
Aquests vòrtex semblen estar connectats verticalment, encara que els vents i els centres de rotació no coincideixen en altura, cosa que suggereix una estructura flexible similar a un tub que es desplaça a diferents altituds sense trencar-ne la connexió. Aquesta configuració no s'ha observat en altres planetes i fa que el vòrtex polar de Venus sigui particularment peculiar.
Jo vaig estudiar algunes de les morfologies d'aquest vòrtex, i actualment, en col·laboració amb un estudiant de grau de la Universitat de Sevilla, estem fent servir algoritmes d'intel·ligència artificial per analitzar tota la base de dades de la missió Venus Express i estudiar el moviment del vòrtex polar. L'objectiu és determinar si segueix un patró predictible o si el seu comportament és caòtic. També analitzem el període de rotació de l'estructura sobre si mateixa.
A més d'estudiar els moviments i les estructures de l'atmosfera de Venus, investiguem les causes que generen aquests vents i la interacció amb la radiació solar i planetària. Això és clau per comprendre com es distribueix l'energia a l'atmosfera i quins processos la mantenen en moviment constant. Per això, per exemple, és molt important estudiar la interacció entre la radiació, és a dir, la llum, ja sigui la provinent del sol o l'emesa pel mateix planeta, i la interacció amb l'atmosfera.
L'energia que arriba a qualsevol atmosfera des del sol, o des de la seva estrella, en trobar-se amb partícules i gasos a l'atmosfera, es pot reflectir o absorbir. L'absorció depèn del tipus de gas i de les partícules que composen els núvols. Per exemple, a Venus, els núvols estan compostos d'àcid sulfúric, la qual cosa influeix en com varia la radiació i la petjada que deixa a l'energia que finalment arriba als nostres instruments de detecció.
La radiació que arriba a la superfície escalfa el terreny, que alhora emet radiació. A causa de la temperatura, qualsevol cos emet radiació infraroja, i aquesta emissió pot ser absorbida pels gasos o interactuar amb les partícules dels núvols. El que finalment nosaltres detectem és el resultat de múltiples interaccions.
En estudiar aquestes interaccions i utilitzant estudis previs sobre les temperatures esperades a cada capa de l'atmosfera —el que anomenem perfil tèrmic—, podem simular la radiació que hauríem de rebre de Venus en diferents longituds d'ona. Després, comparem aquesta simulació amb els mesuraments reals.
Si s'assumeix, per exemple, que hi ha dues capes de núvols compostes en un 75% d'àcid sulfúric a certes alçades i temperatures, es pot calcular quanta energia s'hauria de rebre en una longitud d'ona específica. En comparar aquest càlcul amb les dades reals obtingudes per una nau espacial, es poden ajustar les suposicions sobre l'alçada i la composició dels núvols fins que l'espectre simulat coincideixi amb el mesurat.
Aquestes tècniques són complexes i no sempre tenen una solució única, ja que diferents combinacions d’alçada i temperatura dels núvols poden produir la mateixa radiació. Aquestes situacions anomenades solucions degenerades ens apropen a comprendre el perfil tèrmic i la composició real de l'atmosfera.
A la meva tesi, vaig estudiar com varia la temperatura en certs rangs d'alçada a la zona polar de Venus. Es va observar que, en una regió específica, coneguda com el "collar fred", la temperatura disminueix a menor altura, la qual cosa és una característica peculiar de Venus. Aquest collaret fred envolta el vòrtex polar, una estructura present tant al pol sud com al pol nord del planeta.
Figura 5. Perfil de temperatures de l'atmosfera de Venus
Aquest fenomen ha estat identificat en mapes de temperatura i és una estructura ben establerta a l'atmosfera de Venus, tot i que encara se'n desconeix l'origen. Part de la meva investigació a París va consistir a reproduir numèricament aquests fenòmens per entendre millor quan apareixen i com varien en ajustar diferents paràmetres.
A més dels perfils tèrmics, també vam obtenir mapes de temperatura a diferents alçades. A altituds més baixes, al voltant dels 60 quilòmetres, es reprodueixen millor les imatges infraroges. Tot i això, als 70-80 quilòmetres, encara que persisteixen zones més càlides, es perd l'empremta tèrmica del vòrtex, cosa que suggereix que aquest s'estén fins gairebé els 80 quilòmetres d'altura. Us recordo que el més avall que l’hem pogut veure són 40 km d'alçada, potser arriba més enlla. I a més canvia de forma cada dia, cosa que vol dir que és una brutalitat d'energia involucrada.
També investiguem la relació entre el vòrtex i l'alçada dels núvols. Es va observar que les zones més calentes a les imatges infraroges corresponen a àrees on els núvols estan a menor altura, cosa que suggereix que el vòrtex és una estructura enfonsada que podria estar transportant partícules cap avall a l'atmosfera.
Actualment, un estudiant de doctorat està millorant aquesta metodologia utilitzant mètodes bayesians i considerant més paràmetres i tipus de partícules. S'espera que això permeti investigar si la mida de les partícules varia a prop del pol o al llarg del temps, ja que alguns estudis suggereixen que les partícules són més grans a les regions polars.
Pel que fa a la dinàmica atmosfèrica de Venus, s'ha observat que la seva atmosfera rota 60 vegades més ràpid que el planeta mateix, un fenomen conegut com a superrotació. Aquest moviment ha estat confirmat tant per imatges satel·litals com per les sondes Pioneer-Venus, que van mesurar velocitats de vent de fins a 360 km/ha uns 60 quilòmetres d'alçada. En total van ser 5 sondes que van baixar a l'atmosfera de Venus i van mesurar in situ aquestes velocitats.
Figura 6. Mesures de la velocitat del vent obtingudes per les Pionner-Venus
A partir del 2035, la missió Da Vinci de la NASA proporcionarà nous mesuraments in situ a l'atmosfera de Venus, cosa que permetrà verificar si aquesta circulació atmosfèrica es manté constant.
En termes de circulació meridional, encara que la majoria dels vents a Venus són paral·lels a l'equador, algunes observacions al cim dels núvols suggereixen un flux cap als pols. Aquest moviment cap als pols podria estar relacionat amb una cèl·lula de Hadley, un patró de circulació atmosfèrica també present a la Terra. No obstant això, a Venus, aquesta cèl·lula de Hadley podria estendre's fins al collaret fred, en lloc de fins al vòrtex polar. Això és perquè en aquesta regió s'observen canvis de temperatura, descens en l'alçada dels núvols i un augment en la mida de les partícules, cosa que suggereix la presència de corrents descendents.
Figura 7. Cèl·lules de Bradley a Venus
Tot i això, no s'ha observat evidència d'una circulació de retorn cap a l'equador a les capes inferiors de núvols, cosa que deixa oberta la pregunta sobre l'estructura completa d'aquesta cèl·lula de Hadley. Això podria ser degut a la manca de precisió en els mesuraments actuals, o a la necessitat d'observacions més detallades.
Finalment, tots els estudis coincideixen que el descens brusc dels núvols comença a partir dels 45 quilòmetres d'alçada, justament a la latitud on hi ha el collar fred. Aquesta observació és clau per entendre la dinàmica atmosfèrica de Venus i la complexa interacció amb la radiació solar.
Us ensenyo un mapa de temperatures (figura 8) on les zones més fredes formen un "collar fred" que envolta les latituds més altes, properes als 90 graus. Actualment, estic treballant amb una altra estudiant de màster en un projecte que busca mesurar imatges en el temps per minimitzar l'error associat als nostres mesuraments. Volem verificar si així podem detectar la branca de tornada de la possible cèl·lula de Hadley. Si ho aconseguim, podríem determinar a quina latitud comença, si està relacionada amb el collar fred, el vòrtex o altres estructures.
Figura 8. Mapa de temperatures
Us mostro un exemple on cada fotograma està separat per una hora. Podríem mesurar el vent usant dos fotogrames consecutius, encara que l'error seria més gran. Tot i això, en seguir les estructures que romanen al llarg del vídeo, encara que no totes ho fan, i comparar el primer fotograma amb l'últim, que estan separats per cinc o sis hores, l'error seria menor. Disposem d'aquest tipus d'imatges tant de la missió Venus Express com de la missió Akatsuki, cosa que ens permet analitzar dades des del 2007 fins a l'actualitat, encara que amb diferents resolucions i alçades de sondeig.
Per acabar amb la part científica de la meva investigació i la del grup, vull destacar que no només treballem amb dades de telescopis o naus espacials, sinó que també intentem simular numèricament l'atmosfera utilitzant models computacionals. Aquest enfocament va formar part del meu treball a París. Per fer-ho, cal introduir al model les lleis físiques de la circulació atmosfèrica, la mecànica de fluids i la termodinàmica. A més, cal especificar les temperatures a diferents alçades i com creiem que es propaga l'energia solar. Amb aquesta informació, el model genera simulacions com ara el camp de temperatura que es mostra aquí, que cobreix des de l'equador fins als 90 graus de latitud.
Inicialment, el model presentava un gradient suau en altura, però en incorporar la variabilitat a l'alçada dels núvols (representada per una línia discontínua), va aparèixer una zona més freda que coincideix amb el collar fred observat a la realitat. Aquest resultat suggereix que l'alçada dels núvols podria jugar un paper clau en la formació d'aquest collaret fred. No obstant això, també van sorgir discrepàncies, com una regió càlida a les altures superiors que no s'observa en la realitat, la qual cosa indica possibles fallades en el model que s'han de corregir.
Al nostre grup a Bilbao no comptem amb simulacions numèriques tan avançades per a Venus, per la qual cosa no aprofundiré més en aquest tema.
Pel que fa al futur, cal esmentar que Venus torna a ser un focus d'interès científic. L'Agència Espacial Europea ha programat la missió EnVision, que es llançarà entre el 2031 i el 2033. Encara que la missió se centrarà principalment a estudiar la superfície de Venus, al nostre grup planegem aprofitar les seves imatges per analitzar els núvols.
EnVision tindrà una òrbita molt semblant a la de Venus Express, però completarà una volta en 90 minuts, oferint una alta resolució espacial però un camp de visió més limitat. Per obtenir una visió global del planeta i contextualitzar les observacions d´EnVision, recorrerem a telescopis terrestres, tant professionals com d´astrònoms aficionats. De fet, els astrònoms amateurs estan aconseguint resultats excel·lents, especialment en longituds d'ona ultraviolada i al voltant d'una micra, cosa que permet observar tant els núvols com la superfície de Venus.
L´equip d´EnVision està interessat a col·laborar amb aficionats per obtenir imatges de context que complementin les observacions d´alta resolució de la missió. Volem crear una xarxa d'observadors, tant professionals com amateurs, per proporcionar un context ampli de les estructures atmosfèriques que s'observin amb EnVision, com a vòrtex i ones. Tot i que no tinc experiència en instrumentació o tècniques d’observació, estic disposada a aprendre i compartir informació rellevant.
En resum, convidem qualsevol interessat en l'astronomia planetària a unir-se a aquesta xarxa d'observació, ja siguin experts o principiants. Volem que sigui una col·laboració fructífera i eficient. Moltes gràcies.
Col·loqui
Has dit que hi ha una capa superior i una altra inferior de núvols, separada per una mica de boira, oi?
Bé, si hi ha una mica de boira o molta no ho sé, però hi ha boira. Els núvols es formen per condensació tant a terra com a Venus i per això depèn de la quantitat de partícules que puguin condensar, és a dir, abundància de partícules i les condicions que tens de temperatura, pressió, etcètera. A Venus, una de les coses que van mesurar les ones, a més de la velocitat del vent mentre queien, és aquesta abundància de partícules.
S'ha observat si aquestes velocitats del vent es donen igual a la cara diürna i a la cara nocturna?
La cara diürna i la nocturna s'observen a diferents alçades. Aleshores, a la diürna és on obtenim aquesta superrotació de 70 quilòmetres per hora. A ultraviolada, diürna, es veuen aquestes línies blaves que són els 360 quilòmetres per hora. Quan marxem a la nocturna, que ja hem d'usar longituds d'ona infraroges, ja estem veient una altra alçada. I a aquesta altura els vents són més baixos, més lents.
Hi ha alguna diferència entre els vòrtexs o els collars freds entre els dos pols nord i sud?
M'agradaria saber-ho, però no tinc resposta. El primer que es va detectar va ser el del sud amb una imatge d'una nau que passava per Venus. La del nord es va poder observar amb la Pioneer Venus durant un temps, però la que s'ha observat més és la del sud, perquè la nau Venus Express passava més lluny del pol sud i tenia un camp de visió que permetia observar tot el vòrtex de tota la regió polar.