Perché il cielo è blu?

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La fisica dietro il più ordinario dei miracoli del cielo — e come quel cielo ha cambiato colore nel corso di 4,5 miliardi di anni di storia della Terra

Una vecchia domanda, due risposte

La domanda sul perché il cielo sia blu ha una risposta breve nella fisica e una più lunga nella storia della Terra. Il cielo di oggi è solo l’ultimo dei tanti che il pianeta ha avuto, e fra questi ci sono i lunghi intervalli in cui una foschia arancione, simile a quella di Titano, avvolgeva la Terra primordiale.

Durante il tardo Archeano, più di 2,5 miliardi di anni fa, il metano rilasciato dai microbi alimentava una foschia organica che tingeva il cielo di arancione. L’aumento dell’ossigeno mise fine a quegli episodi di foschia.

Quell’ossigeno veniva da altri organismi microscopici, che non avevano alcuna intenzione di cambiare l’atmosfera: volevano soltanto nutrirsi di luce solare. Perché tutto questo abbia cambiato il colore del cielo è una questione di come l’aria tratta la luce.

La diffusione di Rayleigh: il meccanismo

La luce del Sole non è di un solo colore. È una miscela di tutte le lunghezze d’onda visibili, dal violetto (circa 380 nanometri), passando per il blu, il verde, il giallo e l’arancione, fino al rosso (circa 700 nm), più le lunghezze d’onda oltre i due estremi, che l’occhio umano non vede. Quando questa luce entra nell’atmosfera terrestre, incontra le molecole di azoto e di ossigeno che costituiscono circa il 99% dell’aria. Queste molecole sono minuscole, circa 0,3-0,4 nanometri di diametro, all’incirca mille volte più piccole persino della lunghezza d’onda più corta della luce visibile.

Quando un’onda elettromagnetica incontra una particella molto più piccola della propria lunghezza d’onda, il campo elettrico oscillante dell’onda mette in vibrazione le cariche della particella alla stessa frequenza. La particella diventa un minuscolo dipolo radiante, che riemette la luce in tutte le direzioni. Questa è la diffusione di Rayleigh, che prende il nome dal fisico britannico John William Strutt, Lord Rayleigh, il quale ne elaborò la matematica a partire dal 1871 e in seguito ne confermò la base molecolare.

Il punto cruciale è la dipendenza dalla lunghezza d’onda: l’intensità della diffusione di Rayleigh è inversamente proporzionale alla quarta potenza della lunghezza d’onda, così una modesta differenza di lunghezza d’onda diventa una grande differenza di diffusione. La luce rossa, con una lunghezza d’onda circa 1,5 volte quella della luce blu, viene diffusa con un’efficienza da cinque a sei volte minore, e il violetto profondo a 400 nm viene diffuso circa dieci volte più intensamente del rosso a 700 nm. La luce blu viene scagliata lateralmente su tutta la volta celeste, mentre la luce rossa e arancione attraversa per lo più l’atmosfera in linea retta fino ai vostri occhi.

Ecco perché il cielo appare blu: state guardando luce diffusa, non la luce diretta del Sole. In ogni direzione lontana dal Sole vedete l’estremità blu dello spettro, reirradiata lateralmente da miliardi di molecole d’aria lungo tutta la colonna atmosferica sopra di voi.

Capsula per esperti — Perché non violetto? Il Sole e l'occhio

La luce violetta (lunghezza d'onda ~380-420 nm) subisce la diffusione di Rayleigh in modo ancora più efficiente del blu, perché ha una lunghezza d'onda più corta. Perché allora il cielo appare blu e non violetto? In parte la risposta sta nel Sole, che emette meno violetto che blu: il suo spettro di emissione ha il picco nella regione blu-verde, quindi già in partenza entra nell'atmosfera più luce blu. L'atmosfera, invece, non rimuove il violetto in modo selettivo in misura significativa: l'ozono assorbe intensamente solo nell'ultravioletto, e il suo assorbimento visibile, molto più debole (la banda di Chappuis), rimuove di preferenza le lunghezze d'onda più lunghe, arancio-rosse — uno dei motivi per cui il cielo allo zenit durante il crepuscolo può apparire di un blu ancora più profondo. Il resto dipende dai nostri occhi, molto meno sensibili al violetto che al blu: i coni sensibili alle lunghezze d'onda corte rispondono con più forza nel blu, e l'ampio spettro della luce del cielo stimola anche i coni sensibili al verde e al rosso, così il cervello interpreta la miscela come un blu leggermente pallido anziché come violetto.

I tramonti e la strada più lunga

I tramonti sono la stessa fisica, vista da un’angolazione estrema. Quando il Sole è vicino all’orizzonte, la sua luce deve attraversare una colonna di atmosfera molto più spessa per raggiungere i vostri occhi: la lunghezza del percorso diventa decine di volte quella di mezzogiorno. Quando la luce arriva, quasi tutto il blu è stato diffuso lungo il tragitto, e a dominare restano il rosso, l’arancione e il giallo. Il Sole diventa rosso, e con lui la parte bassa del cielo.

Le grandi eruzioni vulcaniche possono intensificare drasticamente i tramonti per mesi o anni, caricando la stratosfera di particelle di aerosol di solfato. Queste particelle sono molto più grandi delle molecole d’aria e diffondono la luce secondo la diffusione di Mie anziché quella di Rayleigh. La diffusione di Mie è meno selettiva rispetto alla lunghezza d’onda, ma accentua l’estinzione delle lunghezze d’onda più corte e produce rossi straordinari. Si ritiene che l’eruzione del 1815 del monte Tambora, in Indonesia, spieghi i vividi cieli rossi documentati nei dipinti di J. M. W. Turner negli anni successivi.

Capsula per esperti — Diffusione di Rayleigh e diffusione di Mie: perché la dimensione delle particelle è tutto

La distinzione tra diffusione di Rayleigh e diffusione di Mie governa il colore del cielo in tutto il sistema solare. La diffusione di Rayleigh si applica quando la particella è molto più piccola della lunghezza d'onda della luce (~1/10 o meno): l'intensità diffusa varia come λ⁻⁴, il che dà un colore del cielo fortemente dipendente dalla lunghezza d'onda e sbilanciato verso il blu. La diffusione di Mie si applica quando la dimensione delle particelle si avvicina alla lunghezza d'onda della luce, come nel caso dei granelli di polvere, delle goccioline di nebbia, degli aerosol vulcanici e delle particelle di ossido di ferro dell'atmosfera marziana. La diffusione di Mie è in genere molto meno selettiva rispetto alla lunghezza d'onda: distribuisce le lunghezze d'onda visibili in modo più uniforme, e a determinare il colore del cielo sono le dimensioni, la forma e le proprietà di assorbimento delle particelle, non la sola fisica della diffusione. Gli aerosol vulcanici di solfato, la polvere marziana di ossido di ferro e la foschia di toline di Titano (ammassi frattali di granelli minuscoli, che richiedono una trattazione della diffusione a sé) rientrano tutti nel regime di Mie o in regimi prossimi a esso. Il cielo blu della Terra è specificamente il risultato di un'atmosfera dominata dalla diffusione di Rayleigh — un'atmosfera libera da grandi aerosol e composta principalmente da piccole molecole di gas.

La storia del colore del cielo: 4,5 miliardi di anni

Il cielo non ha sempre avuto l’aspetto che ha oggi. La deviazione più spettacolare si ebbe nel tardo Archeano, quando una foschia organica simile a quella di Titano andava e veniva. L’infografica che accompagna questo articolo ripercorre una delle storie possibili. I colori attribuiti a ciascuna era sono ricostruzioni artistiche, basate su ciò che sappiamo della composizione dell’atmosfera e della fisica della diffusione, e non osservazioni dirette.

L’Adeano (4,5 – 4,0 Ga): magma, poi acqua

Quando la Terra si formò, circa 4,54 miliardi di anni fa, non aveva un cielo in alcun senso riconoscibile: la superficie era inizialmente un oceano di magma, bombardato dai detriti del sistema solare primordiale. Nel giro di circa 150 milioni di anni, però, la crosta si era raffreddata abbastanza da consentire l’esistenza di acqua liquida, come attestano cristalli di zircone di 4,4 miliardi di anni. Mentre il pianeta si raffreddava e il degassamento vulcanico formava un’atmosfera, in essa dominavano il vapore acqueo e l’anidride carbonica, insieme all’azoto e a gas vulcanici come l’anidride solforosa, con ossigeno libero praticamente assente. Fino alla Grande Ossidazione, l’ossigeno rimase sotto lo 0,001% circa del livello attuale.

Di quel cielo non sopravvive alcuna prova diretta; l’ipotesi più probabile è un cielo lattiginoso, giallo pallido, sotto un’atmosfera densa e carica di vapore. La luce solare converte l’anidride solforosa vulcanica in goccioline di aerosol di solfato, la stessa chimica che oggi forma le nubi di Venere. Queste particelle sono molto più grandi delle molecole di gas e diffondono la luce nel regime di Mie: nei periodi di vulcanismo intenso avrebbero sbiancato e oscurato il cielo, mentre vapore e cenere avrebbero reso l’aria ancora più torbida.

L’Eoarcheano e il Paleoarcheano (4,0 – 3,2 Ga): un cielo blu sopra un mondo d’acqua

L’atmosfera di quest’epoca era dominata da azoto e anidride carbonica, con poco o nessun ossigeno libero. Un cielo di azoto e anidride carbonica diffonde la luce solare in modo molto simile al nostro (le molecole di CO₂ la diffondono persino più intensamente di quelle di N₂), quindi, ovunque l’aria fosse libera da una foschia densa, il cielo sopra questo giovane mondo d’acqua era probabilmente blu, senza bisogno di ossigeno.

Il Mesoarcheano e il Neoarcheano (3,2 – 2,5 Ga): episodi arancioni — una foschia vivente

La vita compare nella documentazione geologica almeno 3,5 miliardi di anni fa. I primi organismi erano anaerobi. I microbi produttori di metano (metanogeni) erano attivi almeno 3,46 miliardi di anni fa e rilasciavano metano come sottoprodotto del metabolismo. Man mano che questi organismi si diffondevano, il metano si accumulava nell’atmosfera fino a una concentrazione stimata tra 100 e 1.000 parti per milione. Quando il metano raggiunse circa un decimo del livello di anidride carbonica, la luce ultravioletta del Sole lo scisse in frammenti reattivi che polimerizzarono in complesse particelle di aerosol organico, spesso chiamate toline: lo stesso tipo di foschia bruno-rossastra che oggi dà il suo colore a Titano, la luna di Saturno. La documentazione geochimica mostra che questa foschia si accendeva e si spegneva anziché persistere in modo continuo. Gli intervalli di foschia meglio documentati cadono tra circa 2,7 e 2,5 miliardi di anni fa; i dati sugli isotopi dello zolfo suggeriscono un intervallo precedente, intorno a 2,9 miliardi di anni fa, e alcuni modelli estendono l’era della foschia fino a circa 3,2 miliardi di anni fa.

Questa foschia organica assorbe in modo efficiente la luce di lunghezza d’onda corta, al di sotto di circa 500 nm, sottraendo al cielo la maggior parte del blu e del violetto e lasciando soprattutto le lunghezze d’onda più lunghe e più calde. Durante ogni episodio di foschia il cielo diventava arancione. Fra un episodio e l’altro il cielo tornava blu, e intorno a 2,7 miliardi di anni fa probabilmente di un blu più profondo e più scuro del nostro: le bolle di gas rimaste intrappolate in colate di lava di 2,7 miliardi di anni fa, eruttate al livello del mare, mostrano che la pressione atmosferica era meno della metà di quella attuale, e un’aria più rarefatta diffonde meno luce, lasciando sopra di noi un cielo più scuro e più saturo. L’atmosfera di azoto e metano di Titano, ricca di toline, è l’analogo vivente più vicino al cielo del tardo Archeano durante quegli episodi. I modelli al computer che accoppiano clima, chimica atmosferica e fisica delle particelle di foschia mostrano che una foschia di idrocarburi di questo tipo raffredda la superficie di circa 20 °C, ma resta compatibile con la presenza di acqua liquida in superficie, anche sotto il più debole Sole giovane, che nel tardo Archeano brillava a circa l’80% della sua luminosità attuale.

Capsula per esperti — Il paradosso del Sole giovane e debole e la serra del metano

Quattro miliardi di anni fa il Sole aveva circa il 70-75% della luminosità attuale: una conseguenza ben consolidata dell'evoluzione stellare. In base a un semplice bilancio radiativo, la Terra primordiale avrebbe dovuto trovarsi ben al di sotto del punto di congelamento. Eppure le prove geologiche sono inequivocabili: l'acqua liquida in superficie è esistita per tutto l'Archeano. La spiegazione principale è un potente effetto serra dovuto alla CO₂ e agli elevati livelli di metano prodotti dai metanogeni. Il metano gassoso avrebbe aggiunto riscaldamento serra, mentre la foschia organica che esso alimentava compensava in parte quel riscaldamento schermando la superficie. Sotto di essa l'acqua liquida in superficie restava possibile. La perdita del metano con l'aumento dell'ossigeno è una delle principali indiziate per le glaciazioni del Paleoproterozoico (comprese quelle registrate nelle rocce huroniane del Canada), iniziate circa 2,45 miliardi di anni fa. Non furono la prima era glaciale del pianeta, dato che in Sudafrica sono noti depositi glaciali di circa 2,9 miliardi di anni, ma furono tra le più severe.

La Grande Ossidazione (~2,4 Ga)

Tra circa 2,46 e 2,43 miliardi di anni fa la Terra superò la soglia che i geologi chiamano Grande Ossidazione. I cianobatteri, i primi organismi capaci di fotosintesi ossigenica, scindono le molecole d’acqua e rilasciano O₂ come sottoprodotto. L’ossigeno libero da loro prodotto cominciò ad accumularsi nell’atmosfera, all’inizio in modo instabile, oscillando per circa 200 milioni di anni prima di diventare una presenza permanente, intorno a 2,2 miliardi di anni fa.

L’effetto sulla foschia fu decisivo. L’ossigeno reagì con il metano atmosferico e bloccò la chimica che aveva alimentato i ricorrenti episodi di foschia arancione. Al suo posto subentrò un cielo blu molto simile al nostro: la diffusione di Rayleigh richiede solo molecole di azoto e di anidride carbonica, non di ossigeno. L’ossigeno, dal canto suo, rimase scarso ancora a lungo: durante il «miliardo noioso» del Proterozoico medio si mantenne a una piccola frazione del livello attuale.

Organismi unicellulari microscopici, estraendo energia dalla luce solare e dall’acqua, contribuirono a sgombrare il cielo dalla foschia. Il loro ossigeno cambiò anche la chimica degli oceani. Modificò gli habitat microbici e svantaggiò gli organismi sensibili all’ossigeno, anche se ampi ambienti privi di ossigeno rimasero, e la vita anaerobica prospera in essi ancora oggi. Nel lungo periodo, ogni organismo pluricellulare complesso ne sarebbe dipeso.

Il Paleoproterozoico (2,5 – 1,6 Ga): cieli senza foschia

Scomparsa la foschia di metano, il cielo doveva essere blu. L’ossigeno era presente, ma solo a una frazione del livello attuale. Poiché l’ossigeno contribuisce solo in piccola parte alla diffusione della luce nell’aria, la sua scarsità avrebbe inciso poco sul colore del cielo; le differenze di pressione atmosferica totale, umidità e polvere avrebbero contato di più.

Il «miliardo noioso» (1,8 – 0,8 Ga): un blu costante

Il periodo compreso tra circa 1,8 e 0,8 miliardi di anni fa è spesso chiamato dai geologi il «miliardo noioso»: un’epoca di relativa stabilità ambientale e di lenta innovazione biologica, con poco ossigeno. Quanto poco è ancora oggetto di dibattito, con stime che vanno da meno dello 0,1% a qualche per cento del livello attuale. Un osservatore umano trasportato in quell’epoca avrebbe visto un familiare cielo blu e sotto di esso non sarebbe riuscito a respirare.

Il tardo Neoproterozoico e il Cambriano (800 – 487 Ma): verso il cielo moderno

Nel tardo Neoproterozoico l’ossigeno aumentò, probabilmente a gradini, mentre comparivano le forme di vita pluricellulari complesse. Le glaciazioni della Terra a palla di neve di questo periodo, tra circa 720 e 635 milioni di anni fa, ricoprirono di ghiaccio gran parte del pianeta. All’epoca dell’esplosione del Cambriano, circa 539 milioni di anni fa, l’ossigeno era aumentato in modo sostanziale (la ricostruzione del modello di riferimento lo colloca al 15-20% nel Cambriano e nell’Ordoviciano, anche se ricostruzioni più recenti indicano un aumento più tardivo), e il cielo aveva un aspetto molto simile a quello di oggi.

Capsula per esperti — L'ossigeno cambia il colore del cielo?

Sorprendentemente poco. La diffusione di Rayleigh dipende dal numero di molecole di gas e da quanto facilmente si deformano le loro nubi elettroniche, una proprietà detta polarizzabilità. L'ossigeno è leggermente meno polarizzabile dell'azoto, e l'anidride carbonica lo è di più, quindi sostituire un po' di azoto con ossigeno cambia appena la diffusione. Poiché modificare le sole proporzioni tra ossigeno e azoto influirebbe solo modestamente sulla diffusione, il picco di ossigeno del Permo-Carbonifero (circa il 30% nella ricostruzione del modello di riferimento) non rese il blu più profondo. Se l'ossigeno in più fece aumentare la pressione atmosferica totale, la diffusione aggiuntiva avrebbe reso il cielo leggermente più luminoso, con un orizzonte un po' più biancastro, ma allo zenit era sostanzialmente lo stesso blu di oggi.

Il Carbonifero e il Permiano (359 – 252 Ma): il picco dell’ossigeno

I livelli di ossigeno durante il Carbonifero e il Permiano, circa 310-260 milioni di anni fa, furono tra i più alti ricostruiti per gli ultimi 540 milioni di anni. Con l’evoluzione di grandi piante vascolari terrestri legnose, le foreste del Carbonifero che formarono il carbone seppellirono enormi quantità di carbonio organico, sottraendo CO₂ e facendo salire l’ossigeno atmosferico. Il modello del geochimico Robert Berner, molto usato, calcola un picco di ossigeno di circa il 30% nel Permiano, anche se i modelli più recenti differiscono nei dettagli. I giacimenti di carbone che alimentarono la Rivoluzione industriale sono i resti compressi e fossilizzati di quelle foreste.

Un livello di ossigeno superiore di circa il 40% a quello attuale non rese il cielo di un blu più profondo, ma lasciò il segno sulla vita delle terre emerse. L’aria ricca di ossigeno è associata agli artropodi giganti del periodo: meganisotteri come Meganeura (parenti delle libellule), con un’apertura alare fino a circa 70 centimetri, la cui respirazione tracheale funziona meglio in un’aria ricca di ossigeno. Il legame è però ancora dibattuto: Arthropleura, un gigantesco parente dei millepiedi lungo fino a circa 2,6 metri, aveva già raggiunto le sue enormi dimensioni prima del picco dell’ossigeno. L’estinzione di massa della fine del Permiano, 252 milioni di anni fa, la più grave della storia della Terra, eliminò la grande maggioranza delle specie marine, circa l’81% secondo una stima recente. Nel modello di Berner coincise con un brusco calo dell’ossigeno atmosferico.

Il Mesozoico e il Cenozoico (252 Ma – oggi): il blu familiare

Dopo l’estinzione del Permiano, l’ossigeno rimase basso per gran parte del Triassico e del Giurassico, scendendo a circa il 12% nel Triassico nella ricostruzione di Berner, per poi risalire in modo più o meno costante per il resto dell’era dei dinosauri e fino al presente, senza mai tornare al picco del tardo Paleozoico. Per tutto questo tempo il cielo fu riconoscibilmente blu; le sole oscillazioni dell’ossigeno avrebbero avuto scarso effetto sul suo colore. Intorno a 66 milioni di anni fa, quando l’impatto di Chicxulub pose fine al Cretaceo, l’ossigeno si stava avvicinando al valore moderno, e per tutto il Cenozoico è rimasto vicino al livello attuale: circa il 78% di azoto e il 21% di ossigeno; quasi tutto il resto è argon, con un po’ di anidride carbonica.

Altri cieli: che cosa offre l’universo

La varietà dei colori del cielo sui pianeti e sulle lune che abbiamo visitato, o di cui possiamo ricostruire le caratteristiche dai dati atmosferici, mostra che il blu della Terra è un esito fra i tanti, fissato da ciò di cui è fatta l’aria, da quanto sono grandi le sue particelle e da ciò che la stella emette. I casi più istruttivi vanno dalle misure dirette su Marte, Titano e Venere ai cieli, più speculativi, degli esopianeti.

Marte: giornate color caramello, tramonti blu

Marte è il caso capovolto più istruttivo. L’atmosfera marziana è composta per circa il 95% da CO₂, ma la pressione al suolo è solo lo 0,6% circa di quella terrestre, il che rende trascurabile la diffusione di Rayleigh da parte delle molecole di gas. Il cielo è invece plasmato da una fine polvere ricca di ossido di ferro, più o meno della consistenza del talco, con particelle che hanno tipicamente un raggio di circa 1,5 micron. Nella debole gravità marziana, i venti e le tempeste di polvere la sollevano, la trasportano e la ridepositano di continuo. Queste particelle assorbono in modo efficiente la luce blu e verde, mentre diffondono in modo più uniforme le lunghezze d’onda più lunghe, producendo il cielo dal giallo caramello al rosa aranciato che i rover marziani hanno misurato con costanza.

Al tramonto la geometria si inverte. La diffusione di Mie da parte delle particelle di polvere è prevalentemente in avanti e concentra la luce blu diffusa vicino al disco solare, producendo un caratteristico alone blu circondato dal cielo rossastro. Marte ha tramonti blu e giornate arancioni: l’esatto opposto della Terra. Questa inversione è stata fotografata direttamente dai rover Opportunity, Spirit e Curiosity.

Capsula per esperti — Se Marte non avesse polvere

Se tutta la polvere venisse rimossa, la fisica della diffusione suggerisce che il cielo marziano sarebbe di un blu profondo e scuro, più scuro del cielo terrestre ad alta quota, perché l'atmosfera rarefatta offre pochissime molecole per diffondere la luce solare. Il Sole apparirebbe come un disco nitido e brillante.

Titano: l’archivio vivente del cielo archeano della Terra

Titano, la luna di Saturno, è l’analogo osservativo più diretto dell’atmosfera terrestre del tardo Archeano disponibile nel sistema solare. La sua atmosfera è composta per circa il 95-98% da azoto, mentre il metano ne costituisce circa l’1,5% nella stratosfera e circa il 5% vicino alla superficie. È all’incirca la miscela ricostruita per l’aria terrestre prima della Grande Ossidazione, sebbene Titano sia molto più freddo e riceva assai meno luce solare. Nell’alta atmosfera di Titano la luce ultravioletta scinde il metano e produce di continuo particelle di foschia di toline: la stessa classe di molecole organiche complesse modellizzata per la Terra archeana.

Il risultato, misurato direttamente dalla sonda Huygens durante la sua discesa nell’atmosfera di Titano nel 2005, è un cielo dominato dalla diffusione di Mie da parte della foschia di toline a più strati, fatta di particelle aggregate frattali e distribuita dalla superficie fino a diverse centinaia di chilometri di quota, con uno strato distaccato intorno ai 500 km. Il cielo è circa 100-1.000 volte meno luminoso di un pomeriggio terrestre e di un arancione scuro uniforme in tutte le direzioni. I modelli di trasferimento radiativo prevedono che i tramonti su Titano siano, alle lunghezze d’onda visibili, «eventi deludenti»: il Sole svanisce quando è ancora ben al di sopra dell’orizzonte, e la luce si attenua solo lentamente in un lungo crepuscolo diffuso. La missione Dragonfly, un velivolo a rotori il cui arrivo su Titano è previsto intorno al 2034, studierà direttamente questa chimica.

Venere: un arancio-giallo fioco sotto nubi di acido solforico

Venere ha un’atmosfera con una pressione al suolo circa 90 volte quella terrestre, composta quasi interamente da CO₂, con dense nubi di goccioline di acido solforico tra 45 e 70 km di quota. Solo circa il 2,6% della luce solare che arriva alla sommità dell’atmosfera di Venere raggiunge la superficie. Le immagini dei lander sovietici Venera mostrano, al suolo, un cielo che va da un arancione fioco a un bruno-giallastro. La luce ha attraversato le dense nubi, i cui strati superiori contengono un assorbitore non ancora identificato, e la densa atmosfera di anidride carbonica sottostante, che insieme eliminano la luce blu e violetta e lasciano arrivare al suolo soprattutto le lunghezze d’onda più lunghe. La superficie stessa, illuminata da questa luce filtrata, appare nelle immagini delle Venera come roccia rosso-arancione sotto un cielo perennemente caldo e velato. Per certi aspetti Venere, con la sua aria dominata dalla CO₂, la chimica dello zolfo e gli aerosol di solfato, offre un’illustrazione, ad alta temperatura e alta pressione, di processi che potrebbero aver agito anche sulla Terra delle origini.

Esopianeti: una tavolozza completa

Al di là del sistema solare, il colore del cielo dipende da così tante variabili che quasi ogni colore è fisicamente plausibile. Lo spettro di emissione della stella ospite è un fattore determinante. Una fredda nana di tipo M emette soprattutto luce rossa e infrarossa, con relativamente poco blu, quindi un pianeta in orbita attorno a una di esse avrebbe un cielo il cui colore è spostato verso le lunghezze d’onda più lunghe rispetto al nostro, anche con un’atmosfera di azoto e ossigeno simile a quella terrestre: c’è meno luce stellare blu da diffondere. Conta anche la pressione atmosferica: un’atmosfera molto densa diffonde la luce così tante volte che il cielo diventa più luminoso e più pallido, mentre un’atmosfera rarefatta lo lascia scuro.

HD 189733b, un gioviano caldo a circa 63 anni luce di distanza, appare di un blu intenso in luce riflessa, ma non a causa della diffusione di Rayleigh da parte del gas. Si ritiene che il suo blu derivi da un’atmosfera velata e ricca di particelle di silicati (di fatto minuscoli granelli di vetro) che diffondono la luce blu, mentre il sodio assorbe gran parte del rosso. Il suo emisfero diurno supera di gran lunga i 1.000 °C e i suoi venti superano gli 8.000 km/h, quindi quel blu non dice nulla sulla possibilità che qualcosa vi possa vivere.

Capsula per esperti — Che cosa servirebbe per avere un cielo verde?

La luce verde (~520-560 nm) si trova nel mezzo dello spettro visibile: subisce la diffusione di Rayleigh in modo meno efficiente del blu, ma più del rosso. Un cielo dominato dal verde è sostanzialmente impossibile con la sola diffusione di Rayleigh, perché qualsiasi atmosfera che diffondesse di preferenza il verde diffonderebbe ancora più intensamente il blu e il violetto, e sarebbero queste lunghezze d'onda più corte a prevalere. I cieli verdi sono possibili, ma richiedono una combinazione insolita di illuminazione, diffusione e assorbimento. Dopo alcune grandi eruzioni vulcaniche, particelle di solfato stratosferiche della dimensione giusta hanno prodotto crepuscoli verdi combinando una diffusione anomala con il lungo percorso della luce al crepuscolo e con l'assorbimento di Chappuis dell'ozono. Nella diffusione anomala, in una parte dello spettro visibile la diffusione delle particelle cresce con la lunghezza d'onda, al contrario della diffusione di Rayleigh. La normale diffusione di Rayleigh in aria limpida, sotto la luce del Sole, non può produrre un cielo diurno verde.

Il blu che abbiamo ereditato

Altri mondi hanno altri cieli. Il limpido blu della Terra è ciò che è rimasto dopo una catena di eventi: l’origine della fotosintesi ossigenica, la Grande Ossidazione e la scomparsa della foschia di metano che aveva velato a intermittenza il giovane pianeta. Il blu sopra di noi è fisica, e anche un cielo mantenuto libero dalla foschia di metano grazie all’ossigeno rilasciato dai cianobatteri.

Lord Rayleigh ne elaborò la fisica nel 1871. I cianobatteri, che avevano sviluppato la fotosintesi ossigenica già nell’Archeano, avevano cominciato a ripulire il cielo molto tempo prima: il loro ossigeno prese ad accumularsi nell’aria circa 2,4 miliardi di anni fa.

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Dieci gioviani caldi, da limpidi a nuvolosi – NASA

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