Marte è il quarto pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole e l'ultimo dei pianeti cosiddetti terrestri, dopo Mercurio, Venere e la Terra. Viene inoltre chiamato il Pianeta rosso, a causa del suo colore rossastro dovuto alle grandi quantità di ossido di ferro che lo ricoprono. Il pianeta, pur presentando un'atmosfera molto rarefatta e temperature medie superficiali piuttosto basse (che oscillano tra -140 C e +27 C), è, tra i pianeti del sistema solare, quello più simile alla Terra: infatti, nonostante le sue dimensioni siano intermedie fra quelle del nostro pianeta e della Luna (il diametro è circa la metà di quello della Terra e la massa poco più di un decimo), presenta inclinazione dell'asse di rotazione e durata del giorno simili a quelle terrestri; per di più la sua superficie presenta formazioni vulcaniche, valli, calotte polari e deserti sabbiosi, oltre a formazioni geologiche che suggeriscono la presenza, in un lontano passato, di un'idrosfera. Tuttavia la superficie del pianeta appare fortemente craterizzata, a causa della quasi totale assenza di agenti erosivi (attività geologica, atmosferica e idrosferica) in grado di modellare le strutture tettoniche; inoltre, la bassissima densità dell'atmosfera non è in grado di consumare buona parte dei meteoriti, che quindi raggiungono il suolo con maggior frequenza che non sulla Terra. Fra le formazioni geologiche più notevoli di Marte si segnalano l'olympus Mons, il vulcano più grande del sistema solare (alto 24 km), e la Valles Marineris, un lungo canyon decisamente più esteso di quelli terrestri; nel giugno 2008 la rivista Nature ha pubblicato le prove di un enorme cratere sull'emisfero boreale circa quattro volte più grande del cratere chiamato il Bacino Polo Sud- Aitken. Marte all'osservazione presenta delle variazioni di colore, imputate in origine alla presenza di vegetazione stagionale, che al variare dei periodi dell'anno cambiava di colore. Tuttavia le osservazioni spettroscopiche dell'atmosfera avevano da tempo fatto abbandonare l'ipotesi che vi potessero essere mari, canali e fiumi oppure un'atmosfera Pagina 2 di 15
sufficientemente densa. Il colpo di grazia a questa ipotesi fu dato dalla missione Mariner 4 nel 1965, che mostrò al mondo un pianeta desertico e arido, caratterizzato da periodiche ma particolarmente violente tempeste di sabbia. Nel 2005 il radar MARSIS, strumento italiano collocato a bordo della sonda Mars Express, ha individuato un deposito di ghiaccio dello spessore maggiore di un chilometro tra gli 1,5 e i 2,5 km di profondità, nei pressi della regione di Chryse Planitia La speranza che Marte possa accogliere la vita è tuttavia stata ripresa in considerazione da quando il modulo Phoenix ha scoperto acqua sotto forma di ghiaccio, il 31 luglio 2008. Il Phoenix Mars Lander ha recentemente concluso la sua missione di studio della geologia marziana e ha fornito le prove dell'esistenza di acqua allo stato liquido in passato su ampie zone della superficie. Inoltre ha suggerito che sulla superficie possano essersi verificati nell'ultimo decennio dei flussi d'acqua simili a geyser. Osservazioni da parte del Mars Global Surveyor evidenziano una contrazione della calotta di ghiaccio al polo sud. Attualmente la presenza di acqua allo stato liquido è impossibile su Marte a causa della sua pressione atmosferica eccessivamente bassa (salvo in zone di elevata depressione e per brevi periodi di tempo). Il ghiaccio d'acqua però è abbondante: i poli marziani infatti ne sono ricoperti e lo strato di permafrost si estende fino a latitudini di circa 60. La NASA nel marzo del 2007 annunciò che se si ipotizzasse lo scioglimento totale delle calotte polari, l'intero pianeta verrebbe sommerso da uno strato d'acqua profondo 11 metri. Si ritiene che grandi quantità di acqua siano intrappolate sotto la spessa criosfera marziana. La formazione della Valles Marineris e dei suoi canali di fuoriuscita dimostrano infatti che durante le fasi iniziali della storia di Marte fosse presente una grande quantità di acqua allo stato liquido. Una testimonianza più recente la si può ritrovare nella Cerberus Fossae, una frattura della crostra risalente a 5 milioni di anni fa, dalla quale proviene il mare ghiacciato attualmente visibile sulla Elysium Planitia con al centro la Cerberus Palus. Tuttavia è ragionevole ritenere che la morfologia di questi territori possa essere dovuta anche alla stagnazione di correnti laviche anziché all'acqua. La struttura del terreno e sua inerzia termica paragonabile a quella delle pianure di Gusev, assieme alla presenza di formazioni coniche simili a vulcani, avvalorano la seconda tesi. Le teorie che vedevano la rete di canali marziani come letti di fiumi vennero confutate grazie alle fotografie ad alta risoluzione del Mars Global Surveyor. Infatti nonostante siano visibili reti complesse apparentemente dotate di affluenti e corsi principali, non sono state scoperte sorgenti o reti in scala inferiore che possano giustificare l'origine di ipotetici corsi d'acqua di grande portata. Il Mars Global Surveyor tuttavia ha anche fotografato alcune centinaia di esempi simili a canali di trasudamento presso crateri e canyon. Questi burroni sono maggiormente presenti su altipiani dell'emisfero australe e tutti hanno un orientamento di 30 rispetto al polo meridionale. Non sono state riscontrate erosioni o crateri lasciando supporre in questo modo una loro formazione piuttosto recente. Pagina 3 di 15
Un esempio lampante di questo fenomeno di trasudazione di acqua dal sottosuolo che è possibile individuare in certi burroni è visibile nell'immagine qui riportata. Essa mostra un punto di una faglia con quello che appare come un nuovo deposito di sedimenti. Michael Meyer, il responsabile del Programma di Esplorazione Marziana della NASA, asserisce che solo un flusso di materiali con un elevato contenuto di acqua allo stato liquido può produrre un sedimento di tale forma e colore. Tuttavia non è ancora possibile escludere che l'acqua possa provenire da precipitazioni o da altre fonti che non siano sotterranee. Ulteriori scenari sono stati considerati, compresa la possibilità che i depositi siano stati causati da ghiaccio di anidride carbonica o dal movimeno di polveri sulla superficie marziana. Altre prove dell'esistenza passata di acqua allo stato liquido su Marte proviene dalla scoperta di specifici minerali come ematite e goethite che in certi casi si formano in presenza di acqua. Ad ogni modo contemporaneamente alla scoperta di nuove prove dell'esistenza di acqua, vengono confutate precedenti ipotesi errate grazie agli studi di immagini ad alta risoluzione (circa 30 cm) inviate dal Mars Reconnaissance Orbiter. Attorno a Marte orbitano due satelliti naturali, Phobos e Deimos, di piccole dimensioni e dalla forma irregolare, molto probabilmente due asteroidi catturati dal suo campo gravitazionale. Il pianeta prende il nome dall'omonima divinità della mitologia romana; il simbolo astronomico del pianeta è la rappresentazione stilizzata dello scudo e della lancia del dio. I due satelliti naturali: Phobos e Deimos vennero scoperti da Asaph Hall nel 1877. I loro nomi, Paura e Terrore, richiamano la mitologia greca secondo la quale Phobos e Deimos accompagnavano il padre Ares, Marte per i Romani, in battaglia. Non è ancora chiaro come e se Marte abbia catturato le sue lune. Entrambe hanno un'orbita circolare, prossima all'equatore, cosa piuttosto rara per dei corpi catturati. Tuttavia la loro composizione suggerisce proprio che entrambe siano oggetti simili ad asteroidi. Phobos è la maggiore delle due lune misurando 26,6 km nel suo punto più largo. Si presenta come un oggetto roccioso dalla forma irregolare, segnata da numerosi crateri tra cui spicca per dimensioni quello di Stickney che copre quasi metà della larghezza complessiva di Phobos. La superficie del satellite è ricoperta da regolite che riflette solo il 6 % della luce solare che lo investe. La sua densità media molto bassa inoltre ricorda la struttura dei meteoriti di condrite carbonacea e suggerisce che la luna sia stata catturata dal campo gravitazionale di Marte. La sua orbita attorno al Pianeta rosso dura 7 ore e 39 minuti, è circolare e si discosta di 1 dal piano equatoriale; tuttavia, essendo piuttosto instabile, può far pensare che comunque la cattura sia stata relativamente recente. Phobos ha un periodo orbitale più breve del periodo di rotazione di Marte sorgendo così da ovest e tramontando a est in sole 5 ore e mezzo, in sostanza in un giorno marziano sorge e tramonta pertanto per ben due volte. L'asse più lungo del satellite inoltre punta sempre verso il pianeta madre mostrandogli così, come la nostra Luna, solo una faccia. Poiché si trova sotto l'altitudine sincrona, Phobos è destinato, in un periodo di tempo Pagina 4 di 15
stimato in 50 milioni di anni, ad avvicinarsi sempre più al pianeta fino ad oltrepassare il limite di Roche e disintegrarsi per effetto delle intense forze mareali. Deimos invece è la luna più esterna e piccola essendo di 15 km nella sua sezione più lunga. Essa presenta una forma approssimativamente ellittica e, a dispetto della sua modesta forza di gravità, trattiene un significativo strato di regolite sulla sua superficie, che ne ricopre parzialmente i crateri facendola apparire più regolare rispetto a Phobos. Analogamente a quest'ultimo inoltre, Deimos, presenta la stessa composizione della maggior parte degli asteroidi. Deimos si trova appena al di fuori dell'orbita sincrona e sorge a est impiegando però circa 2,7 giorni per tramontare a ovest, nonostante la sua orbita sia di 30 ore e 18 minuti. La sua distanza media da Marte è di 23 459 km. Come Phobos, mostra sempre la medesima faccia al cielo di Marte essendo il suo asse più lungo sempre rivolto verso di esso. Inoltre Marte è l'unico pianeta terrestre attorno al quale ruotano degli asteroidi troiani. Il primo, 5261 Eureka, fu individuato nel 1990. Seguirono 1998 VF, 1999 UJ7 e 2007 NS. Ad eccezione di UJ7 che si trova nel punto troiano L4, tutti gli asteroidi si posizionano in L5. Le loro magnitudini apparenti vanno da 16,1 a 17,8 mentre il loro semiasse maggiore è di 1,5 UA. Un'osservazione approfondita della sfera di Hill marziana, ad eccezione della zona interna all'orbita di Deimos che è resa invisibile dalla luce riflessa da Marte, può escludere la presenza di altri satelliti che superino una magnitudine apparente di 23,5 che corrisponde ad un raggio di 90 m per un'albedo di 0,07.. Ad occhio nudo, Marte solitamente appare di un marcato colore giallo, arancione o rossastro e per luminosità è il più variabile tra tutti i pianeti visibile dalla Terra nel corso della sua orbita. La sua magnitudine apparente infatti passa da +1,8 alla congiunzione fino a -2,9 all'opposizione perielica (fenomeno che si verifica ogni due anni circa e quindi rende il pianeta difficile da osservare). A causa dell'eccentricità orbitale la sua distanza relativa varia ad ogni opposizione determinando piccole e grandi opposizioni, con un diametro apparente da 3,5 a 25,1 secondi d'arco. Il punto in cui Marte è più vicino alla Terra è definito opposizione me ntre il periodo che intercorre tra due opposizioni, o periodo di rivoluzione, è di 780 giorni. All'opposizione, Marte dista dalla Terra 56 milioni di chilometri, presenta un diametro apparente di 17,9 secondi d'arco e una magnitudine apparente di -2,0. A causa dell'eccentricità delle due orbite, i momenti di opposizione possono variare anche di 8,5 giorni e la distanza tra i pianeti può passare da un minimo di 56 milioni di chilometri ad un massimo di 547,2 milioni di chilometri. L'avvicinarsi di Marte all'opposizione comporta l'inizio di un periodo di moto retrogrado per cui dalla Terra sembrerà muoversi in direzione opposta alla sua orbita formando un "loop" se si considera la volta celeste sullo sfondo come riferimento. Pagina 5 di 15
Marte orbita attorno al Sole ad una distanza media di circa 228 milioni di chilometri (1,52 unità astronomiche) e il suo periodo di rivoluzione è di circa 687 giorni equivalente a 1 anno, 320 giorni e 18,2 ore terrestri. Il giorno solare di Marte (il Sol) è poco più lungo del nostro: 24 ore, 37 minuti. L eccentricità dell orbita è circa 0,09, solo Mercurio ha un'eccentricità superiore nel Sistema Solare. Tuttavia in passato Marte seguiva un'orbita molto più circolare: circa 1,35 milioni di anni fa la sua eccentricità era equivalente a 0,002 che è molto inferiore a quella terrestre attuale. Negli ultimi 35 000 anni l'orbita marziana è diventata sempre più eccentrica a causa delle influenze gravitazionali degli altri pianeti e il punto di maggior vicinanza tra Terra e Marte continuerà e diminuire nei prossimi 25 000 anni. Marte infine ha una massa pari ad appena l'11% di quella terrestre; il suo raggio equatoriale misura 3392,8 km. L'inclinazione assiale marziana è di 25 e 19' che risulta molto simile a quella della Terra,inoltre il piano dell'orbita si discosta di circa 1,85 da quello dell'eclittica. La pressione atmosferica media è di 700 Pa, Pa = Pascal, unità di misura della pressione ma varia da un minimo di 30 Pa sull'olympus Mons a oltre 1155 Pa nella depressione di Hellas Planitia. Per un paragone Marte ha una pressione atmosferica pari a 1% rispetto alla Terra. L'atmosfera marziana si compone principalmente di anidride carbonica (95%), azoto (2,7%), argon (1,6%), vapore acqueo, ossigeno e monossido di carbonio. La magnetosfera di Marte è assente a livello globale, considerando che è stata constatata l'assenza di magnetismo sopra i crateri Argyre e Hellas Planitia, si presume sia scomparsa da circa 4 miliardi di anni e quindi i venti solari colpiscono direttamente la sua ionosfera. Questo mantiene l'atmosfera del pianeta piuttosto sottile per via della continua asportazione di atomi dalla parte più esterna della stessa. A riprova di questo fatto le sonde Mars Global Surveyor e Mars Express hanno individuato queste particelle atmosferiche ionizzate allontanarsi dietro il pianeta. È stato definitivamente provato che è presente anche metano nell'atmosfera marziana, e in certe zone anche in grandi quantità; la concentrazione media si aggirerebbe comunque sulle 10 ppb ppb= parti per miliardo per unità di volume. Pagina 6 di 15
Dato che il metano è un gas instabile che viene scomposto dalla radiazione ultravioletta solitamente in un periodo di 340 anni nelle condizioni atmosferiche marziane, la sua presenza indica l'esistenza di una fonte relativamente recente del gas. Tra le possibili cause troviamo l attività vulcanica, l'impatto di una cometa e la presenza di forme di vita microbiche generanti metano. Un'altra possibile causa potrebbe essere un processo non biologico dovuto alle proprietà della serpentinite, molto famoso è il Verde di Prato e il verde di Susa, di interagire con acqua, anidride carbonica e l'olivina, un minerale comune sul suolo di Marte. Durante l'inverno l'abbassamento della temperatura provoca il condensamento del 25-30 % dell'atmosfera che forma spessi strati di ghiaccio secco o di anidride carbonica. Con l'estate il ghiaccio sublima causando grandi sbalzi di pressione e conseguenti tempeste con venti che raggiungono i 400 km/h. Questi fenomeni stagionali trasportano grandi quantità di polveri e vapore d'acqua che generano grandi cirri. Tra tutti i pianeti del Sistema Solare, Marte è quello con il clima più simile a quello terrestre per via dell'inclinazione del suo asse di rotazione. Le stagioni tuttavia durano circa il doppio dato che la distanza dal Sole lo porta ad avere una rivoluzione di poco meno di 2 anni. Le temperature variano dai -140 C degli inverni polari ai 27 C dell'estate. La forte escursione termica è dovuta anche al fatto che Marte ha un'atmosfera sottile e quindi una bassa pressione atmosferica che genera una bassa capacità di trattenere il calore del suolo Una differenza interessante rispetto al clima terrestre è dovuta alla sua orbita molto eccentrica. Infatti Marte è prossimo al periastro quando è estate nell'emisfero meridionale (e l'inverno in quello settentrionale) e vicino all' afastro nella situazione opposta. La conseguenza è un clima più estremo nell'emisfero sud rispetto a quello nord. Le temperature estive dell'emisfero meridionale possono raggiungere i 30 C, quindi più calde di quelle di un'equivalente estate nell emisfero nord. Rilevanti sono anche le tempeste di sabbia che possono estendersi su una piccola zona così come sull'intero pianeta. Solitamente si verificano quando Marte si trova prossimo al Sole ed è stato dimostrato che aumentano la temperatura atmosferica del pianeta. Entrambe le calotte polari sono composte principalmente da acqua ricoperta da uno strato di circa un metro di anidride carbonica solida al polo nord, Pagina 7 di 15
mentre lo stesso strato raggiunge gli otto metri in quello sud. Entrambi i poli presentano dei disegni a spirale causati dall'interazione tra il calore solare disomogeneo e la sublimazione e condensazione del ghiaccio. Le loro dimensioni variano inoltre a seconda della stagione. La topografia di Marte presenta una divisione netta tra i due emisferi: a nord dell'equatore si trovano enormi pianure coperte da colate laviche mentre a sud la superficie è segnata da grandi altipiani segnati da migliaia di crateri. Una teoria proposta nel 1980, e avvalorata da prove scientifiche nel 2008, giustifica questa situazione attribuendone l'origine ad una collisione del pianeta con un oggetto con dimensioni stimate tra un decimo e due terzi di quelle della Luna, avvenuta circa 4 miliardi di anni fa. Se tale teoria venisse confermata, l'emisfero boreale marziano, che ricopre circa il 40% del pianeta, diventerebbe il sito d'impatto più vasto del Sistema Solare con 10 600 km di lunghezza e 8500 km di larghezza strappando quindi il primato al Bacino Polo Sud-Aitken. La superficie di Marte non pare movimentata dall'energia che caratterizza quella terrestre. In sostanza, Marte non ha una crosta suddivisa in placche, e quindi la tettonica a zolle del modello terrestre risulta inapplicabile a tale pianeta. L'attività vulcanica è stata molto intensa, come testimonia la presenza di imponenti vulcani. Il maggiore di essi è l'olympus Mons, che, con una base di 600 km e un'elevazione pari a circa 24 km rispetto alle pianure circostanti, è il maggior vulcano del sistema solare. Esso è molto simile ai vulcani a scudo delle isole Hawaii, originatisi dall'emissione per lunghissimi tempi di lava molto fluida. Uno dei motivi per i quali tali giganteschi edifici vulcanici sono presenti è che, per l'appunto, la crosta marziana è priva della mobilità delle placche tettoniche. Questo significa che i "punti caldi" da cui sale in superficie il magma battono sempre le stesse zone del pianeta, senza spostamenti nel corso di milioni di anni di attività. La ridotta forza di gravità ha certamente agevolato la lava, che su Marte ha un peso di poco superiore a quello dell'acqua sulla Terra. Questo rende possibile una più facile risalita dal sottosuolo e una più ampia e massiva diffusione sulla superficie. Pagina 8 di 15
Un gigantesco canyon, lungo 4000 km, largo 500 km e profondo 2-7 km attraversa il pianeta all'altezza dell'equatore e prende il nome di Valles Marineris, ed è l'unica struttura vagamente simile a quelle osservate nel XIX secolo e considerate poi uno dei più grandi sbagli della moderna astronomia. La sua presenza costituisce un vero e proprio sfregio sulla superficie marziana, e data la sua enorme struttura, non è chiaro cosa possa averla prodotta: certamente non l'erosione data da agenti atmosferici o acqua. La struttura di questo canyon è tale da far sembrare minuscolo il Grand Canyon americano. L'equivalente terrestre sarebbe, dimensionalmente parlando, un canyon che partisse da Londra e arrivasse a Città del Capo, con profondità dell'ordine dei 10 km. Questo consente di capire come tale canyon abbia una considerevole importanza per la struttura di Marte, e come esso non sia classificabile con casi noti sulla Terra. Un altro importante canyon è la Ma'adim Vallis (dal termine ebraico che indica appunto Marte). La sua lunghezza è di 700 km, la larghezza 20 km e raggiunge in alcuni punti una profondità di 2 km. Durante l'epoca Noachiana,ne parleremo più avanti, la Ma'adim Vallis appariva come un enorme bacino di drenaggio di circa 3 milioni di chilometri quadrati. Marte presenta inoltre approssimativamente 43 000 crateri d'impatto con un diametro superiore a 5 km. Il maggiore tra questi risulta essere il Bacino Hellas, una struttura con albedo chiara visibile anche da Terra. Marte, per le sue dimensioni, ha una probabilità inferiore della Terra di entrare in collisione con un oggetto esterno. Tuttavia il pianeta si trova più prossimo alla cintura degli asteroidi ed esiste la possibilità che entri addirittura in contatto con oggetti intrappolati nell'orbita gioviana. Ad ogni modo l'atmosfera marziana fornisce una protezione dai corpi più piccoli e paragonata a quella lunare, la superficie di Marte è meno craterizzata. Il Thermal Emission Imaging System (THEMIS) montato sul Mars Odyssey ha rilevato sette possibili ingressi di caverne sui fianchi del vulcano Arsia Mons. Ogni caverna porta il nome delle persone amate degli scopritori. Le dimensioni di questi ingressi vanno dai 100 ai 252 m in larghezza e si ritiene che la loro profondità possa essere compresa tra i 73 e i 96 m. A parte la caverna "Dena", tutte le caverne non lasciano penetrare la luce rendendo impossibile stabilirne le esatte dimensioni interne. Il 19 febbraio 2008 il Mars Reconnaissance Orbiter ha immortalato un importarte fenomeno geologico. Le immagini infatti hanno ripreso una frana spettacolare che si ritiene composta da ghiaccio frantumato, polvere e grandi blocchi di roccia che si sono distaccati da una scogliera alta circa 700 metri. Prove di tale valanga si sono riscontrate anche attraverso le nubi di polvere sopra le stesse scogliere. La nomenclatura marziana, segue le mappe create dai primi osservatori del pianeta. Johann Mädler e William Beer furono i primi a stabilire che la maggior parte delle Pagina 9 di 15
caratteristiche della superficie di Marte fossero permanenti e calcolarono inoltre anche la durata del periodo di rotazione. Nel 1840 Mädler tracciò la prima mappa del pianeta sulla base di dieci anni di osservazioni. I due scienziati anziché attribuire un nome alle singole caratteristiche, assegnarono ad ognuna di esse una lettera. Tra le prime mappe in cui furono definiti i nomi della superficie del pianeta si ricordi quella del 1877 ad opera di Giovanni Virginio Schiaparelli, il quale determinò e descrisse le principali conformazioni ricavando i nomi da termini indicanti antichi popoli (Ausonia), dei, luoghi geografici (Syrtis Major, Benacus Lacus), mitologici (Cerberus, Gorgonium Sinus) ecc. Sono poi seguite altre mappe come quelle di Lowell (1894), Antoniadi (1909), De Mottoni (1957). Generalmente la superficie di Marte è classificata in base alle differenze di albedo. Le piane più chiare, coperte di polveri e sabbie ricche di ossido di ferro, portano nomi di vaste aree geografiche come ad esempio Arabia Terra o Amazonis Planitia. Le strutture più scure invece, che un tempo vennero considerate dei mari, trovano esempi di nomi appunto come Mare Erythraeum, Mare Sirenum e Aurorae Sinus. La struttura più scura visibile da Terra è Syrtis Major. Successivamente la nomenclatura è stata approvata dall'iau e ufficialmente introdotta per identificare i luoghi marziani. La crosta, il mantello e il nucleo di Marte si formarono entro circa 50 milioni di anni dalla nascita del Sistema Solare e rimasero attivi per il primo miliardo. Il mantello fu la regione rocciosa interna che trasferiva il calore generato durante l'accrescimento e formazione del nucleo. Si ritiene che la crosta sia stata creata dalla fusione della parte superiore del mantello mutando nel corso del tempo a causa di impatti con oggetti estranei, vulcanismo, movimenti successivi del mantello stesso ed erosione. Grazie alle osservazioni della sua orbita attraverso lo spettrometro TES del Mars Global Surveyor e l'analisi dei meteoriti, è possibile sapere che Marte ha una superficie ricca di basalto. Alcune zone però mostrano quantità predominanti di silicio. Gran parte della superficie è coperta da ossido ferrico che gli conferisce il suo peculiare colore rosso intenso. La crosta ha uno spessore medio di 50 km con un picco di 125 km. Per fare un confronto con quella terrestre, che ha uno spessore di circa 40 km, si potrebbe dire che la crosta marziana è tre volte più spessa, considerando le dimensioni doppie del nostro pianeta. Il mantello, più denso di quello terrestre (di circa 2,35 volte), è composto soprattutto da silicati e, benché sia attualmente inattivo, è all'origine di tutte le testimonianze di fenomeni tettonici e vulcanici sul pianeta. Attualmente è stato possibile identificare la composizione del mantello fino ad una pressione di 23,5 GPa, Gpa=Giga Pascal e il Pagina 10 di 15
modello di Dreibus e Wänke indica che la sua composizione include olivina, clinopirosseno, ortopirosseno e granato. Il nucleo di Marte è composto principalmente da ferro con il 14-17 di solfuro di ferro e si estende per un raggio di circa 1480 km. Molto probabilmente il nucleo non è liquido, ma allo stato viscoso; di conseguenza Marte non presenta un campo magnetico apprezzabile (massimo 5 nt, nanotesla, misura del campo geomagnetico) né attività geologica di rilievo. Questo comporta la mancanza di protezione del suolo del pianeta dall'attività di particelle cosmiche ad alta energia; tuttavia la maggiore distanza dal Sole rende meno violente le conseguenze della sua attività. Anche se Marte non dispone di un campo magnetico intrinseco, è possibile provare che parti della sua crosta siano state magnetiche e che si sia avuta una polarità alternata attorno ai suoi due poli. Una teoria, pubblicata nel 1999 e rivista nel 2005 assieme alle ricerche del Mars Global Surveyor, deduce dal paleomagnetismo marziano che fino a circa 4 miliardi di anni fa esistevano movimenti tettonici su Marte e la loro scomparsa è la causa di una magnetosfera quasi inesistente. La storia geologica di Marte è stata divisa in tre ere. A tale scopo si è ricorso all'analisi della densità dei crateri d'impatto presenti sulla sua superficie, allo studio dei meteoriti marziani rinvenuti sulla Terra e dei flussi lavici superficiali: - Epoca Noachiana (così nominata dalla Noachis Terra): si colloca tra 3,8 miliardi e 3,5 miliardi di anni fa. Vede la formazione della superficie più antica di Marte ed è riconoscibile per le numerose cicatrici lasciate dai crateri. La regione Tharsis si è formata in questo periodo, anche grazie a grandi correnti di acqua allo stato liquido presenti in questo periodo. - Epoca Hesperiana (da Hesperia Planum): da 3,5 miliardi a 1,8 miliardi di anni fa. Nelle sue fasi iniziali si formarono Hellas e Argyre Planitia. Degna di nota inoltre per la formazione di ampie pianure laviche. - Epoca Amazzoniana (da Amazonis Planitia): da 1,8 miliardi di anni fa al presente. Tra gli aspetti salienti la formazione in questo periodo dell'olympus Mons e di altre grandi strutture vulcaniche. Si distingue inoltre una tarda epoca Amazzoniana iniziata tra i 600 e i 300 milioni di anni fa. Sulla superficie di Marte l'accelerazione di gravità è mediamente pari a 0,38 volte quella terrestre. A titolo di esempio, un uomo con una massa di 70 kg che misurasse il proprio peso su Marte facendo uso di una bilancia tarata sull'accelerazione di gravità terrestre registrerebbe un valore pari a circa 26,3 kg. Numerose sono state le missioni verso Marte intraprese dall'unione Sovietica, Stati Uniti, Europa e Giappone per studiarne la geologia, l'atmosfera e la superficie. Pagina 11 di 15
Circa i due terzi delle missioni tuttavia sono risultate degli insuccessi costituiti da perdite e da vari inconvenienti tecnici. Anche per questo motivo il pianeta conserva il suo fascino, il suo mistero e, più in generale, un'ulteriore motivazione per proseguire le ricerche. Le probabilità di trovare tracce di vita attuale su questo pianeta, così come oggi esso ci appare, sono estremamente ridotte; tuttavia, se fosse confermata la presenza di acqua in tempi remoti, aumenterebbero le probabilità di trovare tracce di vita passata. Pagina 12 di 15 Il primo successo si ebbe nel 1964 con il passaggio in prossimità di Marte del Mariner 4 della NASA. Il primo atterraggio invece avvenne nel 1971 grazie ai sovietici Mars 2 e Mars 3 che però persero i contatti con la Terra pochi minuti dopo. In seguito fu creato il programma Viking del 1975 lanciato dalla NASA che consisteva in due satelliti orbitanti con un modulo di atterraggio che raggiunsero il suolo nel 1976. Il Viking 1 rimase operativo per sei anni mentre il Viking 2 per tre. Grazie alla loro attività si ebbero le prime foto a colori della superficie marziana e mappature di qualità tale da essere ancora usate attualmente. Nel 1988 i moduli sovietici Phobos 1 e 2 furono inviati per lo studio di Marte e delle sue due lune. Mentre era in viaggio si perse il segnale di Phobos 1, mentre Phobos 2 riuscì ad inviare foto del pianeta e di Phobos ma si guastò giusto prima di rilasciare due sonde sulla luna. Dopo il fallimento nel 1992 del Mars Observer, la NASA nel 1996 inviò il Mars Global Surveyor. La missione di mappatura fu un completo successo e si concluse nel 2001. I contatti si interruppero nel novembre del 2006 dopo 10 anni nell'orbita marziana. Un mese dopo il lancio del Surveyor, la NASA lanciò il Mars Pathfinder che trasportava il robot da esplorazione Sojourner che ammartò ( atterrò ) nell'ares Vallis. Anche questa missione fu un successo e divenne famosa per le immagini che inviò sulla Terra. La missione più recente è stata quella del rover Phoenix Mars Lander che lasciò la Terra il 4 agosto 2007 per raggiungere il polo nord marziano il 25 maggio 2008. Il modulo è dotato di un braccio meccanico con un raggio d'azione di 2,5 metri in grado di scavare per 1 metro nel suolo. Dispone inoltre di una telecamera in miniatura che il 15 giugno 2008 scoprì una sostanza che si rivelò essere acqua. La missione si concluse il 10 novembre quando si perse contatto. Nel 2001 la NASA inviò il satellite Mars Odyssey la cui missione terminerà nel settembre 2010. Il satellite, dotato di uno spettrometro a raggi gamma, ha identificato grandi quantità di idrogeno nella regolite marziana. Si ritiene che l'idrogeno fosse contenuto in ampi depositi di ghiaccio. Nel 2003 l'esa lanciò il Mars Express Orbiter assieme al modulo di ammartaggio Beagle 2 che venne dichiarato perso agli inizi del febbraio 2004. La squadra del Planetary Fourier Spectrometer, alloggiato nel satellite, scoprì il metano su Marte. Nel giugno 2006 l'esa inoltre annunciò l'avvistamento di aurore sul pianeta. La NASA invece inviò i due rover gemelli Spirit (MER-A) e Opportunity (MER-B) che raggiunsero il suolo marziano con
successo nel gennaio 2004. La sabbia e le forti correnti inoltre hanno allungato la vita dei rover grazie alla continua pulizia dei loro pannelli solari. Il 12 agosto 2005 fu la volta del Mars Reconnaissance Orbiter della NASA che arrivò a destinazione il 10 marzo 2006 per una missione di due anni. Tra gli obiettivi c'è la mappatura del terreno marziano e delle condizioni atmosferiche per trovare un luogo di ammartaggio adatto alle prossime missioni. Il satellite è dotato anche di un nuovo sistema di telecomunicazione con la Terra. Da notare che il Mars Reconnaissance Orbiter ha scattato le prime immagini di valanghe presso il polo nord del pianeta il 3 marzo 2008. La missione Dawn infine è passata nell'orbita di Marte nel febbraio 2009 per poter proseguire il suo viaggio verso Vesta e Cerere. Alla generazione dei Mars Exploration Rovers seguirà nel 2011 il Mars Science Laboratory: un rover più avanzato, grande e veloce (90 m/h). Tra i suoi obiettivi ci sarà il campionamento laser della composizione chimica delle rocce entro 13 metri.. Per lo stesso anno è programmata una missione congiunta di Russia e Cina, la Phobos-Grunt, che avrà il compito di raggiungere la luna marziana per poi ritornare sulla Terra con dei campioni di terreno. Nel 2018 l'esa prevede l'invio di ExoMars, un progetto in cui l'italia risulta essere il primo finanziatore e italiana è anche molta della tecnologia di bordo. Esso sarà il primo rover in grado di perforare il suolo fino a 2 metri di profondità per stabilire l'eventuale esistenza di vita passata su Marte. A tale scopo infatti i campioni forniti dalla trivella verranno analizzati da Urey, il rilevatore di materia organica e ossidanti finanziato dalla NASA. Esso è in grado di rilevare anche tracce di molecole organiche e stabilire se siano state originate da forme di vita o meno e, nel caso, quali condizioni ne hanno provocato la scomparsa. La missione Exomars avrà inoltre tra i suoi obiettivi la validazione delle tecnologie necessarie per l'esplorazione sicura del pianeta in prospettiva di una "Mars Sample Return", ovvero una missione di andata e ritorno sulla Terra. L'esplorazione con equipaggi di Marte è stata considerata come un obiettivo a lungo termine dagli Stati Uniti attraverso il Vision for Space Exploration annunciato nel 2004 dal Presidente George W. Bush. Una cooperazione tra NASA e Lockheed Martin a questo proposito ha iniziato il progetto di Orion la cui missione di prova è programmata per il 2020 verso la Luna per poi intraprendere il viaggio verso Marte. L'ESA invece prevede di inviare astronauti su Marte nel periodo tra il 2030 e il 2035. La missione sarà preceduta dall'invio di grandi moduli iniziando con l'exomars e un'altra missione di andata e ritorno. Pagina 13 di 15
Il 15 settembre 2008, la NASA ha inoltre annunciato la missione MAVEN programmata per la fine del 2013 per lo studio dell'atmosfera marziana. Al giorno d'oggi, grazie alla presenza di diversi satelliti, sonde e rover, è possibile studiare l'astronomia da Marte. Confrontata con le dimensioni dell'universo, la distanza tra la Terra e Marte è veramente infinitesima, tuttavia si possono notare delle differenze nell'osservazione astronomica del nostro sistema solare come, per esempio, un nuovo punto di vista del nostro pianeta e della Luna, dei satelliti Phobos e Deimos oltre ai fenomeni analoghi a quelli terrestri come le aurore e le meteore. L'8 maggio 2003 alle 13:00 UTC il Mars Global Surveyor fotografò la Terra e la Luna in quel momento molto vicine all'elongazione angolare massima dal Sole e ad una distanza di 0,930 UA da Marte. Le magnitudini apparenti ricavate risultarono essere -2,5 e +0,91. Tali magnitudini tuttavia sono soggette a notevoli variazioni dovute alla distanza e alla posizione di Terra e Luna. Da Marte inoltre è possibile vedere il transito della Terra davanti al Sole. Il più recente si è verificato l'11 maggio 1984 mentre il prossimo è previsto per il 10 novembre 2084. Phobos appare da Marte con un diametro angolare ampio circa un terzo rispetto a quello della Luna vista da Terra mentre Deimos, per le sue dimensioni, appare come una stella. Un osservatore potrebbe vedere il transito dei due satelliti davanti al Sole anche se per Phobos si dovrebbe parlare di un eclissi parziale della stella, mentre Deimos risulterebbe come un punto sul disco solare. Vita su Marte Il 16 agosto 1996 la rivista Science annunciò la scoperta di prove concrete che suggeriscono l'esistenza della vita su Marte nel meteorite ALH84001. La ricerca venne intrapresa dagli scienziati del Johnson Space Center (JSC) Dr. David McKay, Dr. Everett Gibson e Kathie Thomas-Keprta assieme a un team di ricerca della Stanford University diretto dal Professor Richard Zare. Il meteorite fu rinvenuto presso le Allan Hills in Antartide e risulta uno dei 12 meteoriti rinvenuti sulla Terra che presentano le caratterisitche chimiche peculiari del suolo marziano. Dopo un'analisi che includeva microbiologia, mineralogia, geochimica e chimica organica si ritenne ragionevole affermare che in un periodo tra i 4 e i 3,6 miliardi di anni fa (periodo in cui il pianeta si presentava più caldo e umido) su Marte erano presenti forme di vita molto simili ai nanobatteri presenti sulla Terra. I risultati di tale ricerca vennero comunque presentati alla comunità scientifica che ancora oggi trova pareri discordanti sulla veridicità di questa tesi. In un articolo apparso sulla rivista "International Journal of Astrobiology" intitolato Pagina 14 di 15
Possible organosedimentary structures on Mars Vincenzo Rizzo e Nicola Cantasano ipotizzano la presenza su Marte di strutture sedimentarie di origine organica simili alle stromatoliti terrestri, rafforzando in questo modo l'ipotesi che il pianeta rosso ospitasse la vita in tempi antichi. ******************************************* Il corso online Astronomia di Base, viene trasmesso utilizzando il Network Skylive Telescopi Remoti. Per poter accedere al Network Skylive, è necessario collegarsi al sito www.skylive.it e scaricare il Client Skylive NG. Per mezzo di questo è possibile osservare in diretta dai telescopi siti in Italia e in Australia, nonché seguire eventi online. Le fotografie utilizzate nelle lezioni e nelle dispense sono di proprietà della NASA e dell ESA. Gli argomenti trattati nelle lezioni sono frutto di conoscenze personali nonché dell utilizzo di fonti varie: libri, dispense, internet. Relatori lezioni online: Antonino Cutri (jarod) Antonio De Pieri Luca Scarparolo (acer_35) (luca.scarparolo) Grafica: Daniela Gozzi (dany) Creazione dispense: Antonio De Pieri Daniela Gozzi Testi lezioni: Antonio De Pieri Stefano Missiaggia (stefano79) Luca Scarparolo Si ringrazia tutto lo staff del Network Skylive Telescopi Remoti per la possibilità e il supporto offertoci. Gruppo Facebook Skylive Telescopi Remoti Astronomia di Base Pagina 15 di 15