Pianeta Marte e satelliti

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Termini da conoscere

Albedo, Atmosfera, Asteroide, Aurora polare, Campo magnetico, Cometa, Decadimento radioattivo, Eclittica, Equatore, Gravità, Ione, Isotopo, Marea, Massa, Meteorite, Orbita, Pianeta, Planetesimo, Rivoluzione, Rotazione, Satellite

Il pianeta Marte: Generalità e Dati

Osservazione di Marte
Acqua e vita su Marte

Dati Fisici

Diametro

Equatoriale: 6792,4 km
Polare: 6746,4 km

Schiacciamento

0,006772

Masse terrestri

0,107

Densità media

3,94 g/cm³

Gravità

3,74 m/s²

Velocità di fuga

5,03 km/s

Rotazione siderale

1,02595676 giorni

Obliquità su eclittica

25,19°

Albedo

0,150

Magnitudine minima

-2,9

Temperatura superf.

-23°C

Dati Orbitali

Distanza media dal Sole

227.935.000 km

Perielio

206.610.000 km

Afelio

249.256.000 km

Eccentricità

0,093485

Inclinazione su eclittica

1,8498°

Rivoluzione siderale

1,881 anni

Velocità media

24,13 km/s

Rivoluzione sinodica

779,9 giorni

Apogeo

55.756.000 km

Perigeo

400.223.000 km

Massimo diametro

25,1''

Minimo diametro

3,5''

Dopo un viaggio di 300 milioni di chilometri, il guscio riscaldato del Mars Exploration Rover Opportunity si è schiantato sulla superficie di Marte il 25 gennaio 2004. Grazie ad Opportunity, Spirit ed a Phoenix oggi possiamo iniziare anche noi il nostro viaggio sul pianeta Marte.
Un semplice punto rosso osservato nel cielo dai nostri antenati, o il pianeta verso il quale è proiettato il nostro futuro: da qualunque aspetto vogliamo guardarlo, Marte non cessa di intrigare.
Tutta la fantascienza di un tempo oggi non esiste più, non crediamo più agli omini verdi che abitano il pianeta rosso, ma quello che abbiamo imparato e continuiamo ad imparare dai robottini spediti sul pianeta rosso parla di un pianeta che, come la Terra

, è un vasto mondo con una lunga storia. Contrariamente alla Terra, Marte ha mantenuto le tracce della sua storia in superficie. La Terra, con erosione e zolle, ha cancellato il suo archivio: non ci sono indizi sui primi micro-organismi apparsi sul nostro pianeta prima che la chimica del carbonio portasse alla vita. Marte ci può aiutare a ricordare il nostro passato. Proprio per questo suo fascino Marte non verrà trattato come un pianeta qualunque, ma verrà presentato come in un viaggio che inizia dalla sua origine e giunge fino alle future missioni.
I pianeti terrestri (o rocciosi

), tra i quali Marte, si sono formati da un disordinato insieme di planetesimi ma ora mostrano un nucleo di ferro circondato da un mantello roccioso, non molto denso, circondato a sua volta da una crosta esterna. La nascita dei pianeti rocciosi è stata trattata in apposita area del sito, alla quale si rimanda

.
Marte è il quarto pianeta del Sistema Solare in ordine crescente di lontananza dal Sole, caratteristico per l'ossido di ferro della sue superficie che gli dona il colore con il quale è anche conosciuto, cioè pianeta rosso.

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Meteoriti da Marte

La mattina del 3 ottobre 1815 gli abitanti del villaggio di Chassigny, in Francia, furono svegliati da una detonazione molto strana: una pietra era caduta dal cielo. Si trattava di una meteorite

di 4 chilogrammi, che nel corso degli anni avrebbe intrigato intere generazioni di ricercatori.
Delle decine di migliaia di meteoriti trovate sulla Terra, soltanto una trentina sono del tipo di quella di Chassigny e sono dette meteoriti SNC, dal nome delle città Shergotty (India), Nakhla (Egitto) e Chassigny (Francia), le prime nelle quali sono stati recuperati oggetti di questo tipo.
Soltanto nel 1980 è stato finalmente scoperto che queste meteoriti vengono da Marte. Sono caratterizzate dalla presenza di isotopi dell'ossigeno. L'ossigeno ha vari isotopi: il suo nucleo ha otto protoni ma il numero di neutroni può differire. La composizione isotopica e la relativa abbondanza di differenti isotopi si presenta in tutte le meteoriti SNC, fornendo una chiara e distintiva firma. Altre caratteristiche delle SNC sono la relativa giovinezza e la composizione principalmente magmatica o vulcanica. I dati isotopici rivelano che le più giovani si sono cristallizzate meno di 200 milioni di anni fa.
Come si è giunti a capire che le meteoriti SNC vengono da Marte? Innanzitutto, meteoriti con certe caratteristiche magmatiche devono provenire per forza da un corpo unico abbastanza grande da produrre attività vulcanica. Entrano in gioco, quindi, Marte e Venere

, oppure un pianeta distrutto durante le prime fasi del sistema solare

. Il fatto che le meteoriti siano molto recenti comporta l'eliminazione dell'ultima possibilità, quindi il luogo di provenienza è un corpo ancora oggi esistente. Marte o Venere allora? Nel 1980, in Antartide, è stata trovata la meteorite nota come EETA 79001: al suo interno c'erano bolle di gas intrappolate in vetro basaltico, formato al tempo degli enormi impatti che hanno strappato la roccia dal pianeta di origine. Queste inclusioni gassose presentavano la stessa composizione dell'atmosfera di Marte, così come tracciata dal lander Viking nel 1976. Avuta questa prova, le meteoriti SNC sono considerate frammenti del pianeta rosso, e da questi si può partire per l'analisi di Marte.

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Origine di atmosfera ed acqua

Marte, come Terra

e Venere, ha una atmosfera composta essenzialmente di nitrogeno, ossigeno, diossido di carbonio, vapore acqueo ed altri gas rari come elio, argon, neon, krypton e xenon. Ciò che cambia da un pianeta all'altro è la relativa proporzione dei vari gas e la loro pressione globale. Ad esempio, la pressione sulla superficie di Marte è inferiore tra le 100 e le 150 volte rispetto a quella terrestre, a sua volta inferiore di circa 90 volte rispetto a quella venusiana.
Per discernere la composizione originaria delle atmosfere, i planetologi devono tener presenti svariati fattori: la composizione è stata cambiata drammaticamente da interazioni chimiche e fisiche degli elementi volatici, della crosta solida e degli oceani liquidi e dell'attività vulcanica.
Cercare i costituenti atmosferici rimasti immutati per quattro miliardi di anni richiede, paradossalmente, che quegli elementi che formano l'atmosfera attuale siano lasciati fuori dalle analisi. Ad esempio, ossigeno, nitrogeno e carbonio formano carbonati e nitrati che sono incorporati nella crosta; deuterio ed idrogeno possono essere prodotti dalla decomposizione di acqua degli oceani e depositi di ghiaccio. Restano soltanto i gas rari, chimicamente inattivi (e da qui il nome di gas inerti), e più in particolare i loro isotopi.
Nel 1976 la sonda Viking prese i dati indicando che questi gas rari formano poco più dell'1,6% dell'atmosfera di Marte. Gran parte è argon-40, un isotopo prodotto dal decadimento radioattivo del potassio-40 nelle rocce, con tracce (meno di 5 parti per milione) di neon, krypton e xenon.
Descrivere l'origine e la storia dell'atmosfera marziana è reso più difficile dalla bassa gravità del pianeta, che manca di un campo magnetico ed ha una storia vulcanica ancora sconosciuta. Questi fattori sono responsabili della perdita della maggior parte dell'atmosfera primitiva, espulsa come risultato degli impatti meteoritici e dell'azione del vento solare.
Per quanto riguarda la quantità iniziale di acqua, potrebbe essere stata maggiore di quella attualmente contenuta negli oceani terrestri. Oggi sappiamo che dopo una fase iniziale di accrezione durante la quale si sono formati nucleo e mantello, il processo è continuato con l'arrivo dei planetesimi ricchi di sostanze volatili ed acqua, presente in misura di circa il 10% della massa. Le analisi delle meteoriti provenienti da Marte sembra indicare che metà del pianeta è composto da questo materiale. Gran parte dell'acqua è certamente scomparsa, ma una parte è rimasta nella crosta sottoforma di ghiaccio e nel mantello.
Gran parte dell'acqua e del diossido di carbonio sono stati rilasciati nell'atmosfera durante l'accrezione, intrappolata nelle condriti. Più tardi, una grande quantità è stata rilasciata durante gli episodi vulcanici. Secondo Roger Phillips, dell'Università di Washington, la creazione del Tharsis ed i suoi vulcani avrebbe portato a 300 milioni di chilometri cubici di lava, sufficiente a liberare abbastanza acqua da formare un oceano globale profondo 120 metri ed una atmosfera più densa di quella terrestre del 50%. Dopo la fase di accrescimento, gli impatti di comete portatrici di acqua e di meteoriti hanno contribuito alla formazione dei primitivi oceani e dell'atmosfera.

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Bombardamento e struttura del pianeta

Struttura di Marte

Durante i primi 700 milioni di anni di vita, i pianeti del sistema solare hanno conosciuto una intensa fase di bombardamento da parte di asteroidi e corpi minori che non hanno partecipato al processo di accrezione planetaria ma che hanno risentito dell'attrazione gravitazionale esercitata dai giganti gassosi. Questa fase si è verificata circa 3,8 miliardi di anni fa e Marte, contrariamente alla Terra, presenta ancora gli evidenti segni di questa pioggia di rocce, soprattutto nell'emisfero sud che risulta coperto da crateri del diametro che va da dieci metri a centinaia di chilometri.
Gli impatti su Marte durante il primo miliardo di anni della sua storia hanno dato vita alla 'regolite', una accumulazione di detriti rocciosi di varia dimensione, resti degli impatti. Questa regolite è spessa circa 2 chilometri ed è uniformemente sparsa su tutta la superficie marziana. Gli strati superiori della superficie marziana sono abbastanza porosi, il che incoraggia la ritenzione di acqua e ghiaccio e spiega la presenza di uno strato permanentemente ghiacciato sotto la superficie. Più in profondità, il materiale è più frammentato. Qui, la pressione degli strati superiori ha probabilmente ridotto il volume dei vuoti tra gli ejecta. Sotto i 10 chilometri il materiale sub-superficiale non dovrebbe presentare minimamente spazi vuoti.

La topografia delle alte pianure dell'emisfero sud rivela una superficie maggiormente craterizzata rispetto al resto del pianeta. Al suo centro è presente il bacino da impatto più profondo del sistema solare, chiamato Hellas Planitia. La sua profondità è di 11.000 metri e si estende per 2.500 chilometri. Si pensa derivi dalla collisione con un oggetto di circa 450 chilometri di diametro, avvenuta più di 4 miliardi di anni fa. Questi impatti cataclismici dovrebbero essere avvenuti soltanto nei primi tempi dell'esistenza di Marte. Molti dei maggiori bacini da impatto come Hellas e Isidis mostrano anelli concentrici di ejecta larghi diverse centinaia di chilometri.

Planimetria del pianeta Marte.

Un corpo di poche centinaia di diametro che colpisce Marte alla velocità di 15 km/s può produrre un rilascio di energia equivalente a centinaia di megatoni (la bomba di Hiroshima era di 13 kilotoni). Un tale impatto può espellere frammenti della superficie planetaria ma anche parte dell'atmosfera nello spazio. Ciò che resta dell'atmosfera può essere oscurato da una pioggia di detriti e da nubi di polvere.
Nei punti dell'impatto, la pressione migliaia di volte maggiore rispetto a quella dell'atmosfera terrestre e la temperatura di migliaia di gradi causano la liquefazione del materiale seguita dalla vetrificazione e dalla vaporizzazione. Il materiale sotto-superficiale viene spezzettato e l'onda di compressione creata dall'impatto è seguita da un'onda di rilassamento che comporta una violenta decompressione delle rocce interne. Questo processo espelle materiale alla periferia del cratere, appena pochi centesimi di secondo dopo l'impatto. Nella cavità ottenuta, un più lento fenomeno prevede il riaggiustamento del materiale e con l'andare delle ore e dei giorni si erge un picco centrale oppure si forma una struttura di anelli. L'ejecta (materiale espulso dal cratere al momento dell'impatto) si dispone spesso in un modo radiale intorno al cratere. La morfologia dei crateri varia in base alla dimensione dei crateri stessi: i più piccoli (meno di 20 chilometri) sono pressoché sferici mentre i più grandi appaiono spesso riempiti e presentano picchi o anelli al loro centro.

L'ASIMMETRIA NORD-SUD
Una caratteristica di Marte è l'asimmetria geografica tra i due emisferi, determinata da una altezza media che differisce di ben 5 chilometri e da una ineguale distribuzione di formazioni geologiche. La grande pianura dell'emisfero sud è più antica e pesantemente craterizzata mentre la superficie dell'emisfero nord è più recente e presenta pochi crateri. Tra le due aree esiste una sorta di zona di transizione marcata da innumerevoli gruppi di colline isolate, ad evidenziare una intensa erosione di altopiani. Il perimetro della pianura infatti non è neanche ben definito. La causa dell'asimmetria resta un mistero anche se due teorie principali vengono generalmente avanzate: la prima invoca una ipotesi "interna" di origine geologica mentre la seconda si rifà alla teoria degli impatti cataclismici.

1. L'ipotesi interna
L'asimmetria potrebbe derivare da una convezione asimmetrica nel mantello, guidata da una differenza di spessore nella crosta di Marte. Le piccole deviazioni subite durante le orbite dalle sonde intorno a Marte hanno consentito agli scienziati di misurare le variazioni del campo gravitazionale del pianeta.

Piantina delle anomalie gravitazionali su Marte secondo il Mars Global Surveyor. La mappa indica la posizione delle irregolarità nella distribuzione della massa nella crosta e rivela la presenza, nel nord, di crateri da impatto antichi ormai coperti da sedimenti, come nel caso del bacino Utopia. 1 mgal equivale a circa un milionesimo della forza del campo gravitazionale terrestre.

Queste misurazioni forniscono indicazioni riguardanti lo spessore della crosta e la presenza di anomalie sub-superficiali dovute alla convezione nel mantello.

Sezione topografica di Marte, che mostra la progressiva diminuzione in altitudine da sud a nord

Le variazioni gravitazionali hanno rivelato che la crosta di Marte è spessa 40 chilometri nell'emisfero nord e 70 chilometri nell'emisfero sud, ma questa variazione non sembra essere legata all'asimmetrica convezione nel mantello.

Variazioni di profondità della crosta marziana

Variazione della profondità della crosta marziana: 40 chilometri di media a nord, 70 a sud

Lungo la zona di transizione tra altopiani e pianure, la crosta non mostra le variazioni di spessore attese.

2. L'ipotesi esterna
La crosta dell'emisfero nord potrebbe essere stata soggetta ad un gran numero di impatti meteorici. Gli studi riguardanti le anomalie gravitazionali e le recenti immagini fornite dai radar sub-superficiali portano a pensare alla presenza di strutture da impatto ricoperte da strati sedimentari. Questa superficie craterizzata, ora nascosta dai sedimenti, è stata probabilmente formata nello stesso periodo della zona dell'emisfero sud. Più tardi è stata coperta da diversi chilometri di depositi di materiale, prodotto dall'erosione degli altopiani. Resta da capire il motivo per il quale questi impatti abbiano preferito l'emisfero nord!

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Il campo magnetico di Marte

Nel 1977 il Mars Global Surveyor (MGS) divenne il primo satellite artificiale a passare in volo radente sul Marte. Uno dei suoi obiettivi era misurare il campo magnetico della ionosfera, lo strato dell'atmosfera ionizzata da radiazione ultravioletta

e vento solare. Come atteso, il campo magnetico ha mostrato il suo massimo quando la sonda è passata attraverso la ionosfera ma, con sorpresa generica, il valore è aumentato ancora durante alcuni passaggi radenti al di sopra dei terreni più antichi del pianeta.

La crosta magnetizzata di Marte

MGS ha scoperto i resti di un antico ed una volta potente campo magnetico, in grado di magnetizzare la superficie. Si pensava che Marte non avesse un campo magnetico simile, ma i planetologi ora devono chiedersi da dove venisse questo campo e come mai è scomparso.
Marte ha una crosta magnetizzata caratterizzata da anomalie magnetiche, misurate in nanoTesla e trovate quasi esclusivamente nei terremi più antichi dell'emisfero sud. I campi misurati sono dieci volte più intensi rispetto alle più forti controparti terrestri, misurate vicino Kursk in Russia. Nell'atmosfera marziana, questi campi creano piccole e locali aurore magnetiche, scoperte dallo spettrometro SPICAM a bordo del Mars Express. Come si può spiegare questa intensità? Su Marte, la crosta è due volte più vicina al confine tra nucleo e mantello rispetto alla Terra: il campo magnetico creato dalla antica dinamo può quindi aver influenzato maggiormente la parte più esterna.
Nei pianeti terrestri il campo magnetico è creato dal movimento interno del nucleo di ferro, che è fluido ed è un ottimo conduttore di elettricità. L'esatto meccanismo di produzione di questo campo non è ancora completamente noto: si ritiene che il moto convettivo nel nucleo fluido, con il ferro caldo che sale dal centro fino al mantello dove si raffredda e scende di nuovo, possa generare una corrente elettrica. Questa a sua volta produce un campo magnetico secondo l'effetto dinamo. Per Marte si ritiene sia esistito, circa 4,5 miliardi di anni fa, un nucleo fluido caldo abbastanza da sostenere il processo convettivo e generare il campo magnetico. Sembra che questo nucleo si sia raffreddato rapidamente e poche centinaia di milioni di anni dopo, forse 500 milioni di anni, il calore rimasto è divenuto insufficiente ad innescare la convezione. Al suo posto venne il processo di conduzione a segnare comunque l'arresto della dinamo di Marte.
Oggi, la crosta marziana presenta i resti di quella dinamo attiva. Soltanto datando gli esempi rimasti di terreni craterizzati nell'emisfero sud gli scienziati sono in grado di stimare il periodo in cui la dinamo ha cessato di funzionare.

Storia del campo magnetico di Marte, dal nucleo fluido e la dinamo attiva ai resti fossili del campo magnetico attuale

Le rocce magmatiche costituenti la crosta marziana sono spesso magnetiche. I cristalli di certi minerali come la magnetite si comportano come piccoli magneti. Con la roccia ancora allo stato fuso, si allineano spontaneamente in direzione del campo magnetico del pianeta. Quando la roccia si solidifica, questi minerali magnetizzati rimangono fermi in questa direzione, anche quando il campo magnetico del pianeta sparisce. Il campo che producono è un indizio per la comprensione del campo originario che li ha portati a questa posizione. Un campo magnetico deve essere esistito nelle rocce magmatiche che si sono raffreddato a formare la crosta antica dell'emisfero sud del pianeta. La crosta più recente dell'emisfero nord non è magnetizzata, quindi si ritiene che il campo magnetico sia scomparso prima della sua formazione.

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I satelliti di Marte

Il cielo marziano è attraversato da due piccoli satelliti naturali che si muovono in opposte direzioni. Il più grande dei due, Phobos

, sorge ad ovest due volte al giorno. Il più piccolo, Deimos, sorge ad est una volta ogni cinque giorni e mezzo. Visti dalla superficie di Marte, il loro diametro apparente è pari rispettivamente a circa 1/3 ed 1/17 della dimensione della Luna vista da Terra.

Ombra di Phobos su Marte ripresa dal Mars Global Surveyor

L'ombra proiettata da Phobos su Marte, ripresa dal Mars Global Surveyor

Dal momento che il diametro apparente del Sole su Marte è circa 2/3 di quello visto dalla Terra, soltanto una eclisse solare molto parziale, già osservata per Phobos, può verificarsi per un ipotetico osservatore marziano. Dimensioni e forme di Phobos e Deimos inducono a pensare che possa trattarsi di asteroidi, una ipotesi corroborata dalla bassa densità dei due corpi comparata a quella della Luna o di Marte stesso. La densità di Phobos è circa due volte quella dell'acqua mentre per Deimos il valore scende a 1,7. A confronto si pensi che sulla Luna il valore è di 3,34 mentre su Marte sale a 3,93. Inoltre, le superfici dei due satelliti assorbono circa il 95% della luce incidente esattamente come alcuni asteroidi in orbita nella Fascia asteroidale

tra Giove

e Marte.
Se Phobos e Deimos sono asteroidi, possiamo fare congetture sulla modalità con la quale sono divenuti satelliti di Marte. Il pianeta dovrebbe aver catturato i due asteroidi allo stesso modo in cui Saturno

, Nettuno

e Giove

hanno catturato i propri anche se qualcosa ancora non torna: qualcosa deve aver rallentato i due asteroidi per consentirgli di essere catturati dall'orbita marziana. Sono stati elaborati vari modelli. Il primo, riprendendo la storia di Terra e Luna

, suppone che un corpo esterno è andato in collisione con Marte spedendo detriti in orbita. Questi detriti si sarebbero poi riuniti ed accresciuti, ma sfortunatamente questo modello non è applicabile a Phobos e Deimos visto che non sono abbastanza densi.
Un altro modello precede una decelerazione dei due corpi dovuta al passaggio attraverso una densa atmosfera. Una simile atmosfera è stata presente su Marte nei primi tempi dopo la sua formazione, ma è presto stata spazzata via dall'attività solare. Se il modello riflette la realtà, allora Phobos e Deimos dovrebbero essere gli ultimi esempi dei planetesimi dai quali ha avuto origine Marte, tra 4,5 e 4,3 miliardi di anni fa. La questione resta, comunque, ancora aperta.

Il futuro dei satelliti
L'ombra mostrata nella figura precedente non è l'unico effetto che Phobos, e Deimos, hanno sul pianeta Marte. Sebbene la sua massa sia estremamente ridotta, infatti, Phobos deforma il pianeta creando una marea solida, un rialzamento della superficie di un millimetro, circa trenta volte inferiore a quello prodotto dalla Luna sulla Terra. A causa della viscosità del mantello di Marte, questa deformazione non avviene in concomitanza con il passaggio del satellite ma in un momento successivo. L'alta marea si verifica quindi dopo il passaggio di Phobos. Il risultato di tutto questo è che Phobos terminerà la propria esistenza andando ad infrangersi sulla superficie marziana nel giro di circa 40 milioni di anni.
Per Deimos vale invece l'effetto opposto: come la nostra Luna, si sta lentamente allontanando dal pianeta.

L'effetto ritardato della marea indotta da Phobos su Marte

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