MARTE

Il quarto dei pianeti del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole. È noto fin dall’antichità, essendo (insieme a Mercurio, Venere, Giove e Saturno) uno dei 5 pianeti visibili a occhio nudo. Per dimensioni, si colloca al settimo posto fra i pianeti: il suo diametro medio (6787 km) è circa la metà di quello terrestre. La massa (6,42∙1023 kg) è poco più di un decimo di quella della Terra; la densità media (3,94 g/cm3) è circa il 70% di quella terrestre (5,52 g/cm3). L’accelerazione di gravità alla superficie è 372 cm/s2; la velocità di fuga 5 km/s. La riflettività media della sua superficie è circa il 16%. Marte possiede due piccoli satelliti, Fobos e Deimos, scoperti nel 1877 da A. Hall. Forse si tratta di frammenti di un unico oggetto (un pianetino di tipo C) che, passando in prossimità di M., sono rimasti catturati dal campo gravitazionale del pianeta.

Moti di Marte

1.1 Rivoluzione. – M. descrive intorno al Sole un’orbita ellittica, avente un semiasse maggiore di 228.000.000 km (1,52 UA, unità astronomica) e un’eccentricità ε=0,093. La sua distanza dal Sole varia da un minimo di ∿207.000.000 km (al perielio) a un massimo di ∿249.000.000 km (all’afelio). L’inclinazione dell’orbita rispetto al piano dell’eclittica è 1°51′. Il periodo del moto di rivoluzione (anno sidereo) è 1,88 anni, cioè circa 687 giorni. Il periodo di rivoluzione sinodico, vale a dire il tempo che il pianeta, visto dalla Terra, impiega a riprendere la stessa posizione rispetto al Sole, è di circa 780 giorni. La distanza di M. dalla Terra varia nel tempo: è minima quando il pianeta è in opposizione, cioè quando è allineato con la Terra e il Sole e si trova, rispetto a questo, dalla stessa parte della Terra. Il periodo che precede e segue un’opposizione, durante il quale il pianeta è meglio osservabile, viene detto apparizione di Marte. Data la notevole ellitticità dell’orbita, la distanza Terra-M. cambia significativamente da opposizione a opposizione: raggiunge il minimo valore (∿56.000.000 km) quando l’opposizione si verifica mentre M. è al perielio (grande opposizione); le grandi opposizioni si ripetono all’incirca ogni 7 opposizioni, cioè ogni 15-17 anni. La distanza di M. è massima quando il pianeta è in congiunzione, cioè quando è allineato con la Terra e il Sole e si trova, rispetto a questo, dalla parte opposta della Terra. Se la congiunzione cade all’afelio, la distanza del pianeta può raggiungere ≃400.000.000 km. Conformemente a queste variazioni della distanza, il diametro angolare di M., visto dalla Terra, varia fra un minimo di ∿4″ e un massimo di ∿25″. La magnitudine apparente, in una grande opposizione, può raggiungere il valore di −2,8 (maggiore di quello della stella più luminosa, Sirio, la cui magnitudine è −1,5).

1.2 Rotazione. – Il periodo di rotazione di M. attorno al proprio asse (giorno sidereo) è di 24h37m22s; la durata del giorno solare su M. è di 24h39m35s. L’equatore di M. è inclinato rispetto al piano dell’orbita di 23°59′, pressappoco come l’equatore terrestre (inclinato di 23°27′ sul piano dell’eclittica). Di conseguenza su M., così come sulla Terra, si alternano le 4 stagioni: a causa della maggiore durata dell’anno marziano, esse sono, però, più lunghe di quelle terrestri. Nell’emisfero sud, le variazioni stagionali di temperatura sono più marcate che nell’emisfero nord perché sul pianeta l’estate cade in prossimità del perielio (l’effetto è assai più accentuato che sulla Terra, perché M., a causa della maggiore eccentricità della sua orbita, al perielio riceve il 44% di radiazione solare in più che all’afelio).

Osservazioni da Terra ed esplorazione diretta

Prima dell’invenzione del telescopio, le osservazioni più accurate dei movimenti di M. furono quelle compiute da T. Brahe fra il 1576 e il 1596, sulle quali si basò Keplero per stabilire le prime due leggi dei moti planetari. A occhio nudo è impossibile investigare le caratteristiche della superficie di Marte. Anche le prime osservazioni telescopiche si rivelarono inadeguate: Galileo, nel 1610, non riuscì a distinguere alcun dettaglio sul pianeta. Fra gli astronomi che più contribuirono allo studio di M. nell’epoca prespaziale, vanno ricordati: G.D. Cassini, che nel 1666 scoprì le calotte polari; W. Herschel, che, osservando l’occultazione di una stella dietro al disco del pianeta, si rese conto che questo doveva possedere un’atmosfera, ma molto rarefatta; G.V. Schiaparelli, che tracciò mappe dettagliate della superficie marziana, credendo di individuarvi, nel 1877, dei canali. I primi tentativi di esplorazione diretta di M. si svolsero negli anni 1960, quasi in parallelo alle spedizioni sulla Luna. Dopo il fallimento della missione sovietica Mars 1, nel 1962, e di quella statunitense Mariner 3, nel 1964, la sonda Mariner 4 il 14 luglio 1965 riuscì a scattare le prime fotografie a distanza ravvicinata dal pianeta (9800 km), rivelando la presenza di un suolo densamente craterizzato, simile a quello lunare. Le oltre 7000 fotografie trasmesse dalla Mariner 9, rimasta in orbita intorno al pianeta dal novembre 1971 all’ottobre 1972, rivelarono la presenza di vulcani, canyon, canali e altre strutture, testimonianza di un’attività geologica intensa relativamente recente. I dati furono confermati dalle missioni Viking 1 e 2 del 1975, le cui navicelle principali rimasero in orbita, trasmettendo 53.000 immagini, mentre i loro landers si posarono sul suolo marziano e compirono una varietà di misurazioni e osservazioni, studiando la composizione chimica del suolo, i fenomeni meteorologici e l’attività sismica. Conoscenze fondamentali sono state fornite dalle sonde Mars pathfinder (lanciata nel dicembre 1996 e atterrata su M. nel luglio 1997) e Mars global surveyor/”>surveyor (lanciata nel novembre 1996 ed entrata in orbita intorno a M. nel settembre 1997). La prima ha effettuato anche osservazioni meteorologiche e analisi chimiche delle rocce, avvalendosi inizialmente di un robot mobile (il sojourner). Le osservazioni del Mars Pathfinder e del Mars global surveyor hanno rafforzato l’idea che sia esistita stabilmente su M. acqua liquida, creando fiumi, laghi e, forse, un oceano. Dopo il fallimento della missione Mars Surveyor 1998, con la perdita di un orbiter incendiatosi nell’atmosfera e di un lander, sfracellatosi al suolo in fase di atterraggio, nel 2001 è partita la Mars Surveyor 2001. Nel 2003 ha dato inizio a un programma di esplorazione di M. anche l’Agenzia spaziale europea con il lancio della sonda Mars Express che ha individuato, grazie agli spettrometri PFS (planetary Fourier spectrometer) e Omega, tracce di vapore acqueo nell’atmosfera e ghiaccio al Polo Sud del pianeta. La presenza di acqua, oltre che di gas metano, è stata confermata dalle rilevazioni dei due Mars exploration rovers, Spirit e Opportunity, lanciati dalla NASA nel 2003 e atterrati sul suolo del pianeta nel 2004. Ulteriori conferme sono state fornite dalla sonda Mars reconnaissance orbiter, partita nel 2005 con a bordo il radar Sharad (shallow subsurface radar), progettato dall’Agenzia spaziale italiana, e dal Phoenix Mars Lander, lanciato nel 2007 e atterrato nel 2008.

La superficie

3.1 Differenze fra emisferi. – Le varie formazioni superficiali di M. vengono catalogate in una ventina di classi diverse, indicate con nomi latini: per es., montes (monti), chaos (aree accidentate), planitiae (bassopiani), valles (valli, canali sinuosi), labyrinthi (reti di valli). Ai numerosi crateri sono stati dati, solitamente, nomi di scienziati o di persone che si sono occupate di Marte. Fra i due emisferi di M. esistono due fondamentali differenze: l’emisfero meridionale è assai più craterizzato di quello settentrionale; l’altitudine media delle regioni meridionali è maggiore di quella delle regioni settentrionali. Un’altra importante caratteristica topografica del pianeta è la presenza di una regione vulcanica, i Monti Tharsis, vasta quasi quanto l’America Settentrionale, che si trova proprio al confine fra gli altopiani meridionali e le pianure settentrionali.

3.2 Monti. – Le vette più alte dei Monti Tharsis e del vicino Monte Olimpo raggiungono una quota di ∿27 km rispetto al livello di riferimento (scelto convenzionalmente come quello al quale la pressione atmosferica misura/”>misura 6,1 mbar, che è la pressione del punto triplo dell’acqua). A questo proposito, occorre osservare che i dislivelli sulla superficie marziana sono notevolmente maggiori di quelli esistenti sulla Terra: su M. fra la cima della montagna più alta (il Monte Olimpo) e la più profonda depressione vi è un dislivello di ∿31 km, mentre sulla Terra, fra la cima del Monte Everest e la massima profondità oceanica vi è un dislivello di soli 20 km circa. La differenza viene attribuita alla diversa massa dei due pianeti: sulla Terra, data la maggiore intensità della forza di gravità, una montagna più elevata del Monte Everest sprofonderebbe sotto il proprio peso.

3.3 Crateri. – In grande maggioranza i crateri di M. sono da impatto, cioè sono stati scavati da meteoriti; solo alcuni di essi sono caldere, formatesi in seguito allo sprofondamento di vulcani spenti. In Arandas, un cratere da impatto avente un diametro di 28 km, è stata rilevata una vasta ‘colata’ di materiali, che sembrano essere stati trasportati dall’acqua lungo il terreno. Si pensa che il calore, generato dall’urto della meteorite, abbia fatto fondere il permafrost (cioè il ghiaccio che si trova nel sottosuolo) e che l’acqua così prodotta, mescolandosi ai detriti, abbia creato una valanga di fango riversatasi fuori dal cratere. Nei crateri marziani, inoltre, sono evidenti gli effetti dell’erosione atmosferica, dovuta alle tempeste di polvere e all’azione delle acque, che nel passato probabilmente scorrevano sulla superficie del pianeta.

3.4 Età della superficie. – In generale, gli altopiani dell’emisfero meridionale, dove i crateri da impatto sono più numerosi, devono essersi formati prima delle regioni relativamente pianeggianti e meno craterizzate dell’emisfero settentrionale. Ancora più giovani sono i Monti Tharsis, dove i crateri da impatto sono rari. I terreni più vecchi, quelli che costituiscono gli altopiani dell’emisfero meridionale, avrebbero circa 4 miliardi di anni; le regioni dell’emisfero settentrionale si sarebbero formate più tardi: per es., il bacino Hellas 3,5 miliardi di anni fa e la Chryse Planitia 3,2 miliardi di anni fa. Molto più recenti sarebbero i grandi vulcani che si trovano nei Monti Tharsis (Arsia, Ascreus e Pavonis) e il Monte Olimpo, dove sono state riconosciute colate laviche avvenute meno di 100 milioni di anni fa.

3.5 Canali e canyon. – La regolarità e la geometria dei canali individuati da G.V. Schiaparelli sulla superficie del pianeta indussero molti astronomi, fra i quali P. Lowell, a ritenerli opere di irrigazione realizzate da una società tecnologicamente avanzata. Le osservazioni spaziali hanno definitivamente chiarito che queste strutture non sono reali, ma rappresentano soltanto i contorni di aree del pianeta che hanno una luminosità e un colore un po’ diversi. D’altra parte, le missioni spaziali hanno anche dimostrato che su M. esistono canali, oggi asciutti, che devono essere stati scavati, in un lontano passato, da acque correnti. L’origine dei canali ha rappresentato un enigma per gli astronomi. Oggi, infatti, su M. manca completamente l’acqua allo stato liquido perché, a causa della bassa temperatura e pressione atmosferica, essa può esistere soltanto sotto forma di ghiaccio o di vapore acqueo. Bisogna pertanto pensare che nel passato M. abbia avuto un clima assai diverso da quello attuale. La temperatura doveva essere più elevata e l’atmosfera più densa, tali da permettere le precipitazioni e la formazione di veri e propri fiumi. D’altra parte, il fatto che questi canali siano confinati agli altopiani dell’emisfero meridionale, formatisi circa 4 miliardi di anni fa, indica che poco dopo quell’epoca il clima marziano subì un profondo mutamento. L’acqua liquida sarebbe scomparsa per riapparire soltanto saltuariamente, in conseguenza di eventi catastrofici, che avrebbero determinato la fusione dei ghiacci sotterranei. Le enormi masse di acqua, così liberatesi in superficie, avrebbero scavato i grandi canali della regione equatoriale. Quali siano stati questi eventi (eruzioni vulcaniche, grandi movimenti tettonici) è tuttora controverso: comunque, tali fenomeni devono essere cessati più di 3 miliardi di anni fa, dato che non sono stati identificati canali nelle regioni formatesi dopo quest’epoca. Oltre ai canali, su M. sono state individuate altre profonde vallate, che hanno un’origine del tutto diversa: i canyon. Il nome attribuito a queste strutture è improprio, in quanto i canyon marziani, a differenza di quelli terrestri, non sono stati scavati da acque correnti. L’origine dei canyon marziani è certamente tettonica: nella crosta del pianeta deve essersi prodotta una profonda frattura, che poi si è allargata in seguito all’erosione. Probabilmente, un ruolo importante nei processi erosivi è stato giocato dal ghiaccio, intrappolato nel suolo, che in certe epoche si sarebbe sciolto provocando il franamento dei bordi dei canyon.

3.6 Calotte polari. – Intorno ai poli di M. si estendono vaste regioni brillanti, facilmente distinguibili anche con telescopi di modesta potenza. W. Herschel, intorno al 1780, suggerì per primo che si trattasse di calotte di ghiaccio; tale ipotesi fu rafforzata dalla scoperta che la loro estensione variava periodicamente nel corso dell’anno marziano, raggiungendo il massimo in inverno e il minimo in estate: sembrava, cioè, che i ghiacciai polari si sciogliessero parzialmente d’estate per ricostituirsi nei mesi più freddi. Le osservazioni delle sonde spaziali hanno modificato questa veduta: è risultato che le calotte polari non sono costituite soltanto da ghiaccio d’acqua, ma anche da ghiaccio secco, cioè anidride carbonica allo stato solido; quello che evapora o, meglio, sublima, durante l’estate, è essenzialmente il ghiaccio secco. Per quanto riguarda la parte permanente delle calotte, vi è un’asimmetria fra i due emisferi: la calotta dell’emisfero sud è più piccola (ha un diametro di ∿350 km) di quella dell’emisfero nord (diametro ∿1000 km); la prima, inoltre, consiste, almeno in parte, di anidride carbonica solida, mentre la seconda è costituita quasi esclusivamente da ghiaccio d’acqua.

3.7 Il suolo. – Osservata al telescopio, la superficie di M. presenta vaste zone di colore rosso arancione, inframezzate da zone oscure di dimensioni più piccole. Già molti anni prima che avesse inizio l’esplorazione diretta del pianeta, gli astronomi pensavano che le aree più luminose (che conferiscono al pianeta il suo caratteristico colore rosso) fossero in qualche modo simili ai deserti terrestri; era stato anche suggerito che il loro colore fosse dovuto alla presenza di ossidi di ferro. Tali previsioni sono risultate sostanzialmente esatte: le fotografie riprese dai siti dove sono atterrate le capsule, mostrano che il paesaggio marziano ha proprio l’aspetto di un deserto, formato da una polvere molto fine dalla quale emergono rocce e sassi di ogni dimensione. Si è anche trovato che il suolo contiene effettivamente ossidi di ferro. L’aspetto attuale della superficie di M. è il risultato di processi di erosione e di sedimentazione durati centinaia di milioni di anni. A differenza della Terra, dove questi fenomeni sono dipesi per la massima parte dall’azione delle acque correnti, su M. il ruolo principale è stato svolto dal vento, che ha man mano sgretolato le rocce superficiali, che poi si sono ossidate e idratate. La polvere dei deserti viene sollevata, di tanto in tanto, da venti impetuosi che la trasportano nelle regioni polari dove essa si deposita formando spessi strati di sedimenti. Le zone oscure, invece, devono il loro colore a rocce basaltiche, più giovani e quindi più compatte.

Atmosfera, temperatura, struttura

Le sonde spaziali hanno accertato che l’atmosfera di M. consiste per il 95% di anidride carbonica e che essa è assai più rarefatta di quanto si pensasse: la pressione media al suolo è ∿6,5 mbar, cioè appena 1/150 di quella terrestre al livello del mare. D’altra parte, in conseguenza della sublimazione stagionale dell’anidride carbonica dalle calotte polari, la pressione è soggetta a variazioni locali assai notevoli (∿20%) e di gran lunga maggiori di quelle che si verificano sulla Terra. La tabella dà la composizione chimica dell’atmosfera marziana, la quale, data la sua rarefazione, è soggetta a un’escursione termica giornaliera molto forte con le temperature medie superficiali comprese tra −120 e 20 °C.

4.1 Fenomeni meteorologici. – Nel cielo di M. gli astronomi hanno da tempo distinto due tipi di nuvole: nubi bianche, che si presentano soprattutto alle alte latitudini, e nubi giallastre, che talvolta sono localizzate a regioni ristrette, mentre altre volte si allargano fino a nascondere alla nostra vista l’intero pianeta. Le nuvole bianche derivano da fenomeni di condensazione, e possono essere di due specie diverse: alle medie latitudini, sono formate dal vapore acqueo, che si condensa in minuscoli cristalli di ghiaccio; nelle zone polari, dove la temperatura scende al di sotto del punto di condensazione dell’anidride carbonica, esse sono costituite da cristalli di ghiaccio secco. Le nubi giallastre sono invece nubi di polvere dovute all’azione di vento. Su M. si verificano tempeste di polvere sia locali sia globali; queste ultime hanno luogo una volta all’anno e iniziano nell’emisfero australe, in primavera. Di solito, la zona investita dalla tempesta si allarga progressivamente e, nel giro di un mese, copre l’intero emisfero meridionale; a volte, come è accaduto nel 1956 e nel 1971, la tempesta si diffonde anche all’emisfero nord e l’intero pianeta si nasconde alla nostra vista. In seguito, l’intensità della tempesta decresce e, dopo uno o due mesi, le nubi di polvere si dissolvono completamente. Il fenomeno delle tempeste di polvere è abbastanza sorprendente: ci si domanda, infatti, come possa l’atmosfera rarefatta di M. sollevare e mantenere a lungo sospese grandi quantità di polvere: la risposta è data dalle velocità assai elevate (150-180 km/h e forse anche più) dei venti marziani.

4.2 Acqua. – Il fatto che su M. si formino nubi di cristalli di ghiaccio non significa che l’atmosfera contenga quantità elevate di vapore acqueo: l’aria, data la sua bassa temperatura, può saturarsi di vapore, anche se la concentrazione di questo è relativamente piccola. Si calcola che, se tutto il vapore acqueo dell’atmosfera si condensasse, la superficie del pianeta si coprirebbe di una pellicola d’acqua avente uno spessore di nemmeno un decimo di millimetro. D’altra parte, M. non è povero di acqua: l’acqua presente nell’atmosfera è soltanto una frazione trascurabile di quella complessivamente posseduta dal pianeta. Su M. vi sono due grandi riserve di acqua, entrambe allo stato solido: le calotte polari, soprattutto quella settentrionale, e il permafrost, cioè le formazioni di ghiaccio sotterraneo. Il permafrost si trova anche sulla Terra nelle regioni circumpolari, ma su M. esso è distribuito nel sottosuolo dell’intero pianeta e raggiunge, probabilmente, spessori assai notevoli (forse anche 1 km). Si pensa che, se tutto il ghiaccio che c’è su M. si sciogliesse, l’acqua potrebbe ricoprire la superficie del pianeta con uno strato da 10 a 100 metri. L’acqua allo stato liquido, tuttavia, è completamente assente su M.: infatti, anche se occasionalmente la temperatura del suolo sale al di sopra di 0 °C, la bassa pressione atmosferica fa sì che il ghiaccio sublimi, senza fondere. Nel passato il clima di M. deve essere stato assai diverso da quello attuale: infatti, l’esistenza dei canali e altre manifestazioni di processi erosivi prodotti da acque correnti implica che un tempo sul pianeta vi fosse acqua allo stato liquido.

4.3 Struttura interna. – M. è costituito da tre strati (v. fig.): la crosta, lo strato più esterno formato da rocce rigide, che avrebbe uno spessore di ∿100 km; il sottostante mantello, di composizione ignota, che sarebbe formato da materiali più plastici; il nucleo, metallico, avente un raggio compreso fra 1300 e 2400 km, che probabilmente non è liquido, come quello della Terra, ma solido; infatti M. è sprovvisto di campo magnetico (secondo le attuali teorie, per generare un campo magnetico occorre che nel pianeta vi sia un nucleo metallico fluido).

4.4 Vulcanismo. – I vulcani marziani hanno un analogo terrestre nei vulcani a scudo, che sorgono nelle isole oceaniche (Hawaii, Samoa, Galapagos ecc.); la caratteristica forma appiattita, detta appunto a scudo, di questi vulcani dipende dal fatto che essi sono alimentati da lave basaltiche molto fluide, che scorrono facilmente spandendosi su aree vastissime. La differenza fra i vulcani a scudo terrestri e quelli marziani sta solo nelle dimensioni: per es., il Monte Olimpo (il maggiore vulcano di M. e dell’intero Sistema solare) ha un diametro di base di ∿700 km, un’altezza di ∿27 km ed è sormontato da un cratere (o, meglio, da una caldera) del diametro di ∿80 km (per confronto, il volume di questa montagna è ∿100 volte maggiore di quello del Mauna Loa, il più grande vulcano terrestre). Si pensa che le enormi dimensioni del Monte Olimpo e degli altri vulcani dei Monti Tharsis dipendano, oltre che dalla debolezza del campo gravitazionale di M., dal fatto che su questo pianeta non si è sviluppata una tettonica a zolle. La formazione dei vulcani marziani viene così spiegata ipotizzando la presenza di punti caldi nel mantello di M., analogamente a quanto accade sulla Terra. Non si sa se l’attività vulcanica sia del tutto cessata su M. o prosegua ancora oggi; le sonde spaziali non hanno fornito prove di fenomeni eruttivi attuali; tuttavia, la giovane età (minore di 100 milioni di anni) di alcune colate laviche sulle pendici del Monte Olimpo fa pensare che almeno questo vulcano non sia spento: è probabile che esso abbia un’attività intermittente, con intervalli di quiescenza, fra un’eruzione e l’altra, di molti milioni di anni.

fonte: treccani.it