Gutta cavat lapidem (La goccia scava la pietra)

Il pianeta Marte

 

Marte002

Generalità

Pianeta del sistema solare, il più vicino alla Terra fra i pianeti esterni e il quarto dal Sole. Marte si muove su un’orbita ellittica, di eccentricità.0,093 e inclinata sull’eclittica di 1º,9 a una distanza media dal Sole di 227,8 milioni di km (1,52 unità astronomiche); il periodo di rivoluzione siderale è di 1,88 anni. Rispetto alla Terra, il periodo sinodico è di 2 anni e 50 giorni circa; dopo questo periodo Marte si trova all’opposizione rispetto al Sole ed è nelle condizioni migliori per l’osservazione.

marte_terraLa distanza Terra-Marte, a causa anche dell’eccentricità dell’orbita terrestre, può variare, all’opposizione, tra circa 55 e 101 milioni di km: tale distanza è minima durante le opposizioni (dette anche grandi opposizioni) in quanto in quell’epoca la Terra si trova all’afelio e Marte al perielio. Le grandi opposizioni si verificano ogni 15-17 anni; l’ultima è stata quella del 13 giugno 2001 (Marte e la Terra si trovano in condizioni favorevoli per il lancio di una sonda spaziale ogni 26 mesi).

Il suo diametro è di 6787 km all’equatore, con uno schiacciamento di 0,009; la massa è 0,107 volte quella della Terra, l’accelerazione di gravità superficiale è solo il 38% di quella terrestre e la velocità di fuga 5,0 kmxs-1.

Marte ruota su se stesso con un periodo di 24h 37′ 23″, superiore di soli 41″ al periodo di rotazione siderale della Terra; l’inclinazione dell’equatore marziano sul piano dell’orbita è di 23°59′, il che dà luogo a stagioni simili a quelle della Terra, ma più lunghe a causa del maggior periodo siderale di Marte.

TERRA
  MARTE
 VENERE
  Gravità (g)
1
0.38
0,91
  Durata del giorno (g/h/m)
24h
  24h 37m
117giorni
  Durata dell’anno (giorni)
365
  687
225
Temperatura media alla  superficie (°C)
15
 -60
460
  Pressione atmosferica (al suolo)
1
  0, 008
95
Gas più abbondanti nell’atmosfera

Azoto Ossigeno

 Anidride  carbonica

Anidride carbonica


Hanno periodo di rotazione attorno al pianeta di 7h 39′ e 30 h17′ e distano in media da esso 9000 e 24.000 km. Sulla base di valutazioni di differenze strutturali rilevate fra Marte e le sue lune, vi sarebbe possibilità che queste ultime rappresentino i corpi maggiori di uno sciame di relitti prodotti e sollevati in passato, intorno al pianeta madre, dall’impatto di un asteroide di almeno 1800 km di diametro.
Marte ha due satelliti Phobos e Deimos. Questi, di forma molto irregolare e craterizzata (dimensioni: 19x21x27 km e 11x12x15 km), furono scoperti nel 1877 dall’americano A. Hall.Satelliti

 

Morfologia superficiale

L’emisfero settentrionale di Marte manifesta una crosta di riformazione, dominata da ampie distese, più o meno levigate, di materiali effusivi riversatisi in tempi recenti dagli strati subcrostali. L’attività endogena del pianeta è resa palese dalla presenza di altopiani di natura plutonica (dorsali di Elysium, Tharsis) dai quali si elevano edifici vulcanici a scudo la cui imponenza (Monte Olympus, il maggiore, misura 570 km di diametro di base e raggiunge i 26 km di quota; Monte Ascreus rispettivamente 400 e 20 km; e dimensioni comparabili misurano i vulcani Pavonis e Arsia) lascia comprendere che le formazioni si sono mantenute e accresciute in loco per tempi prolungati, forse fino a 100 milioni di anni fa, prima di venir estinte dai movimenti tettonici.

Questi ultimi sembrano infatti esser stati così deboli da non aver mai consentito, sul pianeta, una significativa suddivisione e mobilità di zolle crostali. La crosta che ricopre l’emisfero australe appare di origine più antica, in quanto le tracce del bombardamento meteoritico delle prime età sopravvivono in un ricco assortimento di crateri e di bacini d’impatto, il più vasto dei quali, Hellas, ha un diametro di 2000 km.

La differente storia geologica frai due emisferi appare sottolineata, in corrispondenza dei loro margini d’accostamento, dalla presenza di un imponente sistema di faglie e di fratture che documentano i processi di lacerazione dai quali la superficie marziana è stata sconvolta nel corso della sua differenziazione. Il sistema di fratture inizia a ridosso della dorsale di Tharsis, in zona equatoriale, con l’intrico di Labyrinthus Noctis sfociante verso est nel Tithonius Chasma e nel Coprates, canyons profondi alcune migliaia di metri e larghi fino a 75 km. La faglia prosegue nella cosiddetta Valles Marineris, impressionante frattura che si estende per oltre 5000 km con larghezze e profondità fino a 120 km e 6000 metri.

I rilevamenti fotografici hanno anche rivelato la presenza su Marte di terreni di natura alluvionale sui quali compaiono le tracce di depositi fluviali (i cosiddetti channels); gli stessi rilevamenti, in corrispondenza delle regioni polari, hanno posto in evidenza terreni incoerenti e caotici (resi tali da iterati fenomeni di glaciazione), e terreni lamellari dovuti a processi ricorrenti di deposizione di permafrost (sabbie intrise di ghiaccio d’acqua).

Morfologia: natura del suolo

La superficie del pianeta assomiglia a quella dei deserti terrestri, il suo colore rosso è dovuto alla presenza di ossidi di ferro. I moduli dei due Viking hanno analizzato chimicamente la superficie nei punti di atterraggio che risultano ricoperti da depositi sabbiosi ricchi di ferro (14%) e silicio (15-20%) e presentano tracce di vari altri elementi (Ca, Al, S, Ti, Mg, Cs e K). Sulla base dello sprofondamento dei sostegni dei moduli di approdo entro il suolo marziano e dei risultati dell’attività di scavo delle pale meccaniche, è apparso che il suolo, almeno nelle aree di atterraggio, possiede una consistenza granulosa che ricorda il regolite lunare, abbondante di materiale eruttivo e di brecce.

Morfologia: struttura interna

A somiglianza degli altri pianeti del sistema, Marte si è costituito 4,5 miliardi di anni fa dall’aggregazione di planetesimi, ma in qualità di pianeta di tipo “terrestre”, esso è andato incontro a una fase di fusione e di rimescolamento del proprio interno che ha dato luogo alla “differenziazione” per strati mineralogici chimicamente diversificati, dell’intera massa planetaria.

Si ammette quindi che Marte possegga un nucleo centrale circondato da un mantello e da una crosta superficiale. Sembra che quest’ultima sprofondi mediamente a 40-50 km, uno spessore per lo meno doppio di quello della crosta terrestre. Il fatto di essere tanto massiccia e di mancare di un’adeguata base fluida di sostegno (l’astenosfera) è certamente la causa determinante della riscontrata assenza, sul pianeta, del costituirsi di placche continentali galleggianti simili a quelle terrestri.

Sepolto sotto il mantello, il nucleo di Marte, povero di ferro e di nichel, non raggiungerebbe i 2500 km di diametro: troppo minuscolo, quindi, per risultare, a sua volta, differenziato in una sezione esterna fusa, idonea a innescare il noto meccanismo “a dinamo autoeccitata” che, come per la Terra, presiede alla generazione di un campo magnetico globale. Infatti il pianeta non possiede una magnetosfera significativa, né fasce di radiazione tipo Van Allen.

Clima e meteorologia

L’aspetto del cielo marziano, spesso sconvolto da tempeste di sabbia (Mars 1, Mars 2 e Mariner 9 arrivarono durante una tale tempesta), ha una colorazione rosata. L’atmosfera di Marte, che in passato era decine e centinaia di volte quella attuale, ha una pressione al livello del suolo (dove la temperatura media è inferiore a -60°C, ai poli raggiunge valori di -128°C mentre nelle regioni equatoriali sono possibili temperature di +30°C) di circa 0,07 barie, circa il 7% di quella terrestre. Essa è composta principalmente da anidride carbonica (95%), ma contiene anche azoto biatomico (2,7%), argon (1,6%), tracce di ossigeno, vapore acqueo, monossido di carbonio, cripton e xenon.

La circolazione aerea su Marte appare fondamentalmente governata dalle modificazioni stagionali cui vanno incontro le calotte polari: il loro estendersi genera, con il raffreddamento che ne consegue, il costituirsi di un gradiente termico che agisce da motore per le correnti atmosferiche, all’alimentazione delle quali contribuisce la depressione barica provocata dalla sublimazione al suolo di ingenti quantitativi di anidride carbonica. Lo spirare dei venti marziani si manifesta spesso in formazioni nuvolose di tipo ciclonico, così come appare in immagini rinviate dalle sonde automatiche.

La rarefazione atmosferica favorisce nei venti lo sviluppo di velocità dell’ordine dei 200 km/h, tali da dimostrarsi capaci di sollevare grandiose tempeste di finissima sabbia che tutto offuscano, e che si rendono sovente visibili anche nel corso di osservazioni dalla Terra. È comprensibile che attualmente il vento costituisca il principale agente di erosione del suolo marziano, sul quale esso deposita e sposta variamente campi grandiosi di dune.

Evoluzione ambientale

Molteplici sono gli aspetti nella morfologia del pianeta (fenomeni erosivi, alluvionali, depositi stratiformi, escavazioni di natura fluviale, ecc.) che suggeriscono, per il passato, un ambiente profondamente diverso da quello del giorno d’oggi. È infatti presumibile che un “effetto serra” abbastanza sensibile generato da CO2 e dall’H2O liberati coi prodotti di degassificazione interna abbia caratterizzato il clima primitivo del pianeta, garantendo una temperatura abbastanza elevata da consentire lo stabilirsi di una circolazione acquea completa con condensazioni, piogge, raccolta in bacini fluviali e marini, evaporazione.

Siffatte condizioni, molto simili a quelle terrestri, permasero, secondo i planetologi, fino a 3,8 miliardi d’anni fa, quando quell’epoca geologica detta era Noachiana ebbe termine con il progressivo esaurirsi della coltre protettiva di CO2 che, in parte venne mineralizzato dalle acque e in parte (insieme all’H2O) rimase dissociato per l’ossidazione del suolo e per l’irradiazione solare.

Marte003

Il processo di rarefazione del manto aereo procedette inarrestabile provocando insieme all’estendersi delle escursioni termiche diurne e stagionali e all’abbassamento generale della temperatura l’incrudelimento del clima, e l’intrappolamento, congelati nel suolo, dei residui d’acqua e di altri fluidi. All’era Noachiana i planetologi fanno risalire l’attività tettonica di Marte consistita sostanzialmente nella suddivisione della crosta in due grandi “placche”, che ampi processi di subduzione avrebbero in seguito dislocato di quota per ben 3000 m, differenziando gli odierni altopiani meridionali dai bassopiani settentrionali. La sutura dei due emisferi avrebbe dato origine all’imponente sistema di faglie e fratture di cui s’è detto.

Marte004

Si, c’è acqua

Su Marte c’è acqua e non “tracce” come si è ritenuto fino a qualche tempo fa. La sensazionale scoperta è stata annunciata dagli gli scienziati della NASA sulla base dei rilevamenti trasmessi a Terra dalla sonda Odyssey.

“La quantità d’acqua è superiore a quella che la maggior parte delle persone avrebbe mai pensato”, ha dichiarato William Boynton dell’Università dell’Arizona che ha condotto gli studi e “si trova circa un metro sotto la crosta marziana”.

E’ stato il lavoro della sonda Odyssey attraverso uno spettrometro a raggi gamma (GRS) che scandaglia il sottosuolo per definire la distribuzione dei diversi elementi chimici, calcolando nel contempo il contenuto di idrogeno, a confermare ben oltre ogni immaginazione quello che da sempre si sospettava: in un passato il quarto pianeta del sistema solare era molto diverso da quello che vediamo oggi.

I tecnici della NASA pensavano che Odyssey avrebbe dovuto continuare il lavoro di perlustrazione in orbita per mesi prima di avere conferme, invece in poche settimane i dati raccolti dagli strumenti di bordo si sono rivelati così clamorosi e chiari che si è deciso di informare l’opinione pubblica mondiale subito. I sensori hanno registrato idrogeno e ghiaccio a meno di un metro sotto la crosta superficiale.

Per ora il dato si riferisce all’emisfero meridionale del pianeta ma la NASA è certa che non appena l’inverno del nord sarà finito, e la lettura dei dati diventerà possibile anche lì, la presenza di ghiacci sarà confermata anche nella calotta nordica.          

Tracce di vita da Marte

Gli scienziati della NASA sembra abbiano scoperto nuove e convincenti prove di vita su Marte.
Ricercatori del Johnson Space Center di Houston esaminando un meteorite presumibilmente proveniente da Marte hanno trovato al suo interno lunghe catene di cristalli di magnetite. «Le catene scoperte hanno un’origine biologica», ha spiegato Imre Friedmann, del Centro di ricerche Ames della NASA.

Queste, infatti, possono essere state formate solo da organismi viventi perché “al di fuori” di una struttura organica «si sarebbero immediatamente trasformate in un blocco a causa delle forze magnetiche».

Sulla Terra, i batteri che producono magnetite circondano questa catena con una membrana e Friedmann sostiene che ci siano tracce di membrana fossilizzata attorno alla catena di magnetite del meteorite. E ripete il concetto di cui si è convinto: «Possono solo essere state formate biologicamente, non c’è altra spiegazione».

«Ritengo che questa sia una prova di un’antica forma di vita su Marte» commenta l’astrobiologa Kathie Thomas-Keprta, che pubblica la sua ricerca sugli Atti dell’accademia nazionale delle scienze Usa. Per la studiosa, la magnetite viene formata solo da batteri.

Il cristallo, in sostanza, può essere stato formato solo da un batterio e quel batterio sarebbe la traccia della forma di vita più antica mai registrata. Lo studio permetterebbe addirittura di attribuire un’età a quella vita: 3,9 miliardi di anni.

Il cristallo studiato è stato trovato sul meteorite marziano chiamato Allen Hills 84001 o Alh84001 trovato sul ghiaccio delle colline di Allen in Antartide nel 1984 e risalente a 4,6 milioni di anni fa, il più vecchio di 16 meteoriti trovati sulla Terra  e identificati come chimicamente provenienti da Marte. Gli scienziati sono convinti che in un periodo compreso tra i 13 e 16 miliardi di anni fa un asteroide precipitato su Marte abbia sollevato nello spazio polvere e detriti del suolo marziano e che questi, dopo aver vagato nello spazio, siano caduti sulla terra come meteoriti circa 13 milioni di anni fa, .

Nel 1996 i ricercatori del Johnson Space Center dissero che la roccia conteneva tracce di vita microscopica del passato, ma la loro scoperta fu considerata dubbia dalla maggior parte degli studiosi. Thomas-Keprta dice che il nuovo studio ridà credibilità a quelle affermazioni, e può anche indicare che ci sia ancora vita su Marte. «Se è esistita un tempo, dovrebbe esistere anche oggi», afferma.

Mars Express 2003

La sonda orbitante dovrà compiere la mappatura del pianeta e della composizione del terreno, dovrà studiare l’atmosfera e attraverso un spettrometro prodotto in Italia scruterà il sottosuolo alla ricerca di acqua. Il veicolo lascerà cadere sulla superficie anche una piccola stazione meteorologica, Beagle 2 realizzata in Gran Bretagna.

Mars Express rappresenta la prima missione europea, coordinata dall’ESA, che ha come obiettivo l’esplorazione del pianeta rosso. Essa costituisce una delle prime imprese spaziali in grado di sondare il sottosuolo di Marte alla ricerca di acqua.

La sonda Mars Express Orbiter porterà inoltre con sé un radar, chiamato MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding), in grado di investigare gli strati al di sotto della superficie.

MARSIS, che ha come responsabili scientifici i Proff. Picardi e Seu dell’Università di Roma “La Sapienza”, tenterà di localizzare differenti strati, inclusi quelli di acqua e ghiaccio, per diversi km al di sotto della crosta marziana.

L’Agenzia Spaziale Italiana (ASI) sta proponendo inoltre di portare in orbita intorno a Marte, questa volta su una sonda della NASA che verrà lanciata nel 2005, una versione modificata di MARSIS, chiamata SHARAD, il cui scopo è quello di cercare acqua fino a poche centinaia di metri sotto la crosta.

Questa proposta è stata fatta in seguito ad osservazioni di immagini scattate dal Mars Global Surveyor della NASA che suggeriscono che l’acqua scorresse su Marte in un passato recente e quindi attualmente potrebbe essere intrappolata in qualche regione vicino alla superficie.

Mars Express rappresenta un primo passo verso un’esplorazione geofisica di Marte. Già si è discusso su ciò che dovrebbe accadere successivamente, in particolare nel 2009, quando la NASA invierà un’altra sonda verso il pianeta, con l’obiettivo di proseguire e ampliare il lavoro compiuto dalle missioni europee.

Il primo scopo di qualsiasi strategia futura dovrebbe essere determinare la distribuzione globale delle possibili sorgenti di acqua sotterranea, seguito da una loro più precisa localizzazione e, infine, la scelta di appositi siti per trivellare.

Marte009

Cosa fa e come lavora MARSIS

MARSIS sfrutta il principio di funzionamento tipico di qualsiasi dispositivo radar. L’onda elettromagnetica trasmessa dall’antenna colpisce la superficie di Marte producendo una prima eco di riflessione che torna indietro verso il radar, generando un segnale di ritorno di forte intensità.

Impiegando le basse frequenze, dell’ordine dei MHz, una frazione significativa dell’energia che investe la superficie marziana si propaga all’interno della crosta, via via sempre più in basso, con una velocità che decresce nel tempo e un’attenuazione dell’intensità proporzionale alla profondità di penetrazione, alla lunghezza d’onda impiegata e ad altro fattore legato alla natura del materiale attraversato dal raggio elettromagnetico.

Qualora sotto la superficie vi fossero delle discontinuità dielettriche, dovute cioè alla presenza di strati con caratteristiche fisiche diverse, si originerebbero ulteriori echi di ritorno molto più deboli di quello prodotto dall’illuminazione della superficie, e in ritardo rispetto ad esso.

A questo punto un’analisi del segnale di ritorno dalla superficie permetterà la stima della rugosità e della riflettività della stessa, oltre alla distanza media radar-superficie; invece la analisi degli echi più deboli e la conoscenza del loro ritardo rispetto al segnale principale renderanno possibile rispettivamente la rivelazione di interfacce sotto-superficiali e la misura della loro profondità.

Le prestazioni saranno limitate da 2 fattori principali, e cioè gli echi dovuti al ‘clutter’ superficiale, dove con clutter si intendono tutti i disturbi e le interferenze dovute all’ambiente che entrano nel ricevitore, e il “rumore di fondo”.

Le bande utilizzate da MARSIS sia in trasmissione che in ricezione sono: 1,3-2,3 MHz (centrata su 1.8 MHz), 2,5-3,5 MHz (centrata su 3 MHz), 3,5-4,5 MHz (centrata su 4 MHz), 4,5-5,5 MHz (centrata su 5 MHz). Ricordiamo che usare una frequenza più bassa significa trasmettere un impulso con una lunghezza d’onda maggiore a cui corrisponde una migliore capacità di penetrare più in profondità.

Poiché durante il giorno marziano la ionosfera riflette le onde elettromagnetiche caratterizzate da una lunghezza d’onda dell’ordine delle decine di metri, non permettendo quindi l’uso delle bande inferiori ai 3 MHz, solo le 2 bande di frequenze più alte (4 MHz e 5 MHz) saranno utilizzate per indagare superficie e sottosuolo; di conseguenza la penetrazione migliore si otterrà durante la notte, quando potranno essere utilizzate tutte le bande a disposizione.

Gli echi riflessi saranno ricevuti da un’antenna primaria e da una seconda antenna che ha lo scopo di ridurre il clutter ambientale. Gli echi di ritorno provengono da strati sotto-superficiali localizzati fino a 5-8 km a seconda della natura della crosta.

Gli echi vengono quindi convertiti in forma digitale ed elaborati a bordo della sonda, dall’unità DES (Digital Eletronics Subsystem) di MARSIS.

Il processore presente a bordo effettua operazioni sui dati che permettono di ottenere una risoluzione di 150 metri nel vuoto, di ridurre gli effetti del clutter superficiale e del rumore. I dati saranno quindi inseriti in un database in grado di costruire una mappa globale del pianeta. In particolare, per le zone di maggiore interesse saranno condotte analisi più dettagliate, che includono l’elaborazione di modelli delle proprietà elettriche degli strati e delle interfacce. L’uso di tali modelli consentirà una migliore stima dello spessore degli strati, della profondità delle interfacce, delle proprietà dielettriche dei materiali oltre ad un’interpretazione di queste ultime, compresa la composizione.

C’è da dire che bruschi contrasti dielettrici dovuti alla presenza di un ipotetico strato d’acqua a contatto con materiale di altra natura dovrebbero identificare senza ambiguità l’acqua liquida. Se fossero presenti sorgenti d’acqua, la risoluzione e gli schemi di elaborazione di MARSIS dovrebbero permettere la loro rivelazione, a differenza di altri sistemi. Per quanto riguarda l’acqua allo stato solido, ossia sotto forma di ghiaccio, c’è da sottolineare che interfacce ghiaccio/acqua e ghiaccio/altro materiale hanno un comportamento molto diverso. Infatti i due modelli di interfaccia hanno una riflettività che dipende dai valori delle costanti dielettriche.

Nel primo caso, ghiaccio e acqua hanno costanti dielettriche molto diverse tra loro (3,5 l’uno, 80 l’altra) e dunque l’interfaccia ha alta riflettività e restituisce un’eco radar relativamente forte.

Nel secondo caso la differenza tra le costanti dielettriche è molto minore (per i diversi materiali varia da 2 a 8), quindi l’eco è più debole e più difficilmente rilevabile. Però elaborando i dati radar usufruendo dei vari modelli disponibili tale rivelazione può essere migliorata. Oltre alle informazioni sul sottosuolo MARSIS dà la possibilità di sondare anche la ionosfera di Marte, in particolare è possibile ottenere il profilo verticale della densità degli elettroni. Per far ciò vengono trasmessi impulsi sinusoidali, ciascuno di durata di 91,4 microsecondi, in 160 passi a partire dalla frequenza di 0,1 MHz a quella di 5,4 MHz.

Per coprire tutto il range di frequenze è necessario un tempo di 1,23 secondi. Si opera sondando alternativamente il sottosuolo e la ionosfera, e questo è utile qualora l’informazione relativa alla densità degli elettroni nella ionosfera sia necessaria per interpretare e ottimizzare l’indagine del sottosuolo.

.

vedi anche:

Similar posts