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Marte, clima e meteorologia

In questa pagina parleremo di:

Stagioni e temperature marziane

Dopo aver visto la nascita del pianeta, il suo clima nel primo mezzo miliardo di anni, i cambiamenti e le formazioni create nel corso del tempo, torniamo al presente guardando a Marte sotto l'aspetto meteorologico, caratterizzato da tempeste, polveri, nevicate, venti ed anticicloni. Giorno dopo giorno i movimenti atmosferici modificano la superficie marziana. Il clima sul pianeta rosso non è fisso e dipende anche da variazioni orbitali di lungo periodo. 

Marte è un pianeta di cambiamenti guidati dalle stagioni e da un clima molto variegato. Fin dal XVIII secolo, gli astronomi sono stati in grado di osservare il restringimento delle calotte polari del pianeta al sopraggiungere della primavera, lo scorrimento delle nubi ed anche i cambiamenti di colore in superficie. Questi fenomeni non sorprendono e rafforzano l'idea che tutti i pianeti si sono creati ad immagine terrestre. Gli osservatori hanno notato che Marte ruota intorno al proprio asse in un periodo simile a quello terrestre (un giorno marziano, chiamato sol, dura 24 ore e 40 minuti). Inoltre, i piani equatoriali dei due pianeti sono inclinati in modo molto simile rispetto al piano dell'orbita (25,2° per Marte, 23,4° per la Terra. Marte, come la Terra, sperimenta quattro stagioni in un periodo di 669 giorni marziani, corrispondenti a 687 giorni terrestri. Proprio per queste somiglianze, spesso gli astronomi dei tempi andati parlavano di Marte come di un'altra Terra

Orbita di Marte con indicazione degli equinozi e dei solstizi

L'orbita marziana è più eccentrica di quella terrestre. Il perielio si verifica al termine della primavera dell'emisfero sud ed il pianeta è più vicino al Sole del 20% rispetto all'afelio, quindi in questo punto Marte riceve il 50% in più di energia solare. La velocità di Marte al perielio è massima, il che è causa di una lunghezza molto differente delle stagioni. L'estate per l'emisfero sud è calda ma corta. Nell'immagine in alto, le date e le stagioni sono mostrate con riferimento alla longitudine solare (Ls), la posizione di Marte rispetto al Sole è misurata in gradi dal punto vernale nell'emisfero nord. In assenza di un sistema di calendari come quello terrestre, la longitudine solare serve a specificare le date e le stagioni marziane durante l'anno. Nel diagramma, le stagioni descritte sono relative all'emisfero nord. Nell'emisfero sud, ovviamente, le stagioni sono invertite.

Mappa delle temperature al polo sud marziano al solstizio d'estate

L'immagine di fianco indica una mappa delle temperature nell'emisfero sud di Marte in prossimità del solstizio d'estate. Il contrasto delle temperature tra giorno (rosso) e notte (blu) è evidente. Al polo sud, una calotta di neve di diossido di carbonio a -125°C, depositata nell'inverno trascorso, è ancora visibile.

In un pomeriggio di bel tempo, durante l'estate dell'emisfero sud, il tempo potrebbe essere abbastanza mite: 20:C, con un leggero vento. La notte, tuttavia, sopraggiungono condizioni glaciali, con una temperatura che crolla a -100°C fino alla mattina successiva. Il suolo marziano è asciutto e granulare, condizioni che non favoriscono l'immagazzinamento del calore. L'inerzia termica è molto lenta comparata a quella della superficie terrestre con i suoi oceani. Inoltre, dal momento che l'atmosfera marziana è così tenue, ciascuna variazione è più marcata. Il clima di Marte è quindi di tipo super-continentale.

Un risultato di questo è che il ciclo delle stagioni è più marcato su Marte che sulla Terra, specialmente nei due solstizi. In questi periodi, infatti, i due pianeti sono inclinati in modo da esporre un polo al Sole per tutto il giorno: così il polo estivo riceve la maggior energia solare del giorno. Sulla Terra, l'inerzia termica del ghiacchio e degli oceani, e specialmente la riflessione della radiazione da ghiaccio e neve, assicura che il Polo Nord non sia più caldo, ad esempio, della Valle della Morte in California. Questi effetti sono di poco conto su Marte, così le temperature medie raggiungono il massimo nelle regioni polari dell'emisfero estivo il giorno del solstizio.

Muovendosi dal polo estivo a quello invernale, le temperature continuano a decrescere. Nell'equinozio marziano, comunque, si incontra una situazione più familiare: fredde regioni polari e zona calda intorno all'equatore.

Atmosfera: un diossido di carbonio quasi puro

Fino agli anni Sessanta si riteneva che l'atmosfera di Marte consistesse di nitrogeno (azoto) e che non fosse molto diversa da quella terrestre. Gli astronomi basavano le loro argomentazioni su precise misurazione ma non avevano tenuto in considerazione la presenza di polvere, che crea l'illusione ottica che l'atmosfera marziana sia densa. 

Tornarono sui loro passi quando, nel 1965, il Mariner 4 trasmise i segnali del passaggio nell'atmosfera di Marte rivelandola molto tenue e riportando una pressione superficiale di circa 6 ectopascal (il valore che sulla Terra si riscontra a 30 chilometri di altezza).

Gas Simbolo Marte Terra
Diossido di carbonio CO2 95,32% 0,035%
Azoto (molecolare) N2 2,7% 78%
Argon Ar 1,6% 0,93%
Ossigeno O2 0,13% 20,6%
Monossido di carbonio CO 0,07% 0,00002%
Acqua H2O 0,03% 0,4%

L'atmosfera marziana consiste per il 95% di diossido di carbonio e sarebbe tossica per gli umani: sopravvivere in queste condizioni richiederebbe almeno una tuta pressurizzata. La missione Viking del 1976 determinò altri componenti dell'atmosfera, confermando la presenza di gas neutri e trasparenti come nitrogeno ed argon, con tracce di ossigeno.
Su Marte i derivati dell'ossigeno come l'ozono (O3), prodotto dalla foto-dissociazione dei raggi ultravioletti del Sole, sono rari. Proprio questa scarsità di ozono non offre protezione contro la radiazione ultravioletta, quindi questa radiazione può disassociare le molecole di diossido di carbonio in molecole di ossigeno e di monossido di carbonio (da CO2 si ottiene O + CO). Il dibattito è ancora aperto sul motivo per il quale il diossido di carbonio dell'atmosfera marziana non sia stato ancora del tutto convertito. La piccolissima quantità di vapore acqueo in atmosfera fornisce l'agente reattivo OH, che innesca la rapida ossidazione del monossido di carbonio (CO) a formare CO2. Questo assicura che l'ammontare di monossido di carbonio rimanga piccolo comparato a quello del diossido di carbonio. Mars Express ed il suo spettrometro SPICAM, in grado di misurare la quantità di ozono e vapore acqueo, hanno dato un grande aiuto per la comprensione della chimica atmosferica marziana. Un altro spettrometro, PFS, ha sorpreso i ricercatori scoprendo tracce di metano (CH4) confermate poi da difficili osservazioni terrestri. Il metano dovrebbe essere instabile nell'atmosfera marziana, così la sua presenza richiede l'esistenza di alcune sorgenti sub-superficiali: una evidenza della ancora attuale attività vulcanica? O addirittura vita sotterranea?

L'atmosfera marziana potrebbe comportarsi come un unico sistema interconnesso, con processi locali in grado di interferire a livelli decisamente più alti. A dirlo sono dieci anni di dati ottenuti da Mars Express, in grado di evidenziare un link tra la bassa e l'alta atmosfera planetaria. Il link è stato evidenziato tracciando la quantità di elettroni in alta atmosfera in base a stagioni, aree e orari: tra 100 e 200 chilometri di altitudini la quantità di elettroni varia con stagioni e orari in seguito a variazioni nell'illuminazione solare ma i cambiamenti sono diversi da quanto i modelli possano far intendere. Un sostanziale incremento si è verificato in primavera "boreale", quando la massa nella bassa atmosfera si impenna a causa della sublimazione del ghiaccio della calotta polare nord. La sublimazione quindi non andrebbe a interferire solo con la bassa atmosfera ma anche con il resto dell'aria marziana. Un sistema globale, quindi. 

Ciclo del metano su Marte. Due articoli apparsi sul numero di Science di Maggio 2018 riaccendono l'interesse verso il pianeta rosso: il primo rivela la presenza di un ciclo del metano che ricalca l'andamento stagionale mentre il secondo rivela la presenza di composti organici affiorati durante le operazioni di perforazione portate avanti da Curiosity. Il ciclo del metano potrebbe derivare dall'intrappolamento di particelle in cristalli a base di acqua e dalle variazioni indotte dalle diverse condizioni di insolazione legate alle stagioni. Il passaggio dal sottosuolo alla superficie del metano innescherebbe un assorbimento e un rilascio in grado di produrre la variazione atmosferica rilevata durante lo studio di tre anni marziani. Le stagionalità portano il metano da 0.24 a 0.65 parti per miliardo con un picco raggiunto al termine dell'estate settentrionale. Sebbene sulla Terra il metano sia legato a fattori biologici, le motivazioni della presenza marziana di questo elemento sono quindi riconducibili a fattori abiotici. 
Dalle trivellazioni di Curiosity nel cratere Gale, precisamente in Mojave e Confidence Hill, sono risultati invece composti organici in rocce risalenti a 3 miliardi di anni fa. Queste molecole organiche (tiofene, metiltiofene, metantiolo e solfuro dimetile) sembrano poter rappresentare ciò che resta di molecole più grandi soprattutto in confronto a quanto rinvenuto in meteoriti marziane.

 

 

Relazione tra temperatura e altitudini su Marte e Terra

Il diagramma mostra le differenze tra Marte e Terra nella relazione tra temperatura ed altitudine. Sui due pianeti, gran parte della massa atmosferica è combinata nei pochi chilometri più bassi. In questi strati, la troposfera, la temperatura cade rapidamente al crescere dell'altitudine. Tra i 20 ed i 60 chilometri, la struttura termica della Terra è caratterizzata da un sottile strato di ozono riscaldato dall'assorbimento della radiazione ultravioletta. Niente di simile accade su Marte, dove lo strato di ozono è quasi inesistente. Infatti, tra 60 e 120 chilometri di altezza, il profilo termico si stabilizza per l'assorbimento della radiazione solare nel vicino infrarosso da parte del diossido di carbonio. Sopra i 120 chilometri, nelle termosfere di Terra e Marte, le poche molecole presenti sono esposte ai fotoni più energetici della radiazione ultravioletta estrema, che crea la disassociazione delle molecole stesse e le riscalda considerevolmente. La temperatura della termosfera mostra variazioni giornaliere e stagionali molto forti ed è soggetta agli effetti delle eruzioni solari. 

I venti marziani

I meccanismi che regolano i venti marziani sono gli stessi che regolano i venti terrestri e sono riconducibili essenzialmente a due: contrasto termico e rotazione del pianeta.

Contrasto termico

L'aria calda dell'estate è meno densa di quella fredda dell'emisfero invernale.

Le differenze di temperatura create dalla radiazione solare sono le principali cause dei movimenti atmosferici. L'aria calda si espande e tende a salire: così, per la stessa pressione superficiale, si trova più aria ad altitudini maggiori visto che l'aria calda occupa un volume maggiore. I contrasti termici portano però differenze di pressione in altitudine e le masse dell'aria ad alta pressione (regioni calde) sono spinte verso le regioni a bassa pressione (più fredde). Questo movimento è ciò che chiamiamo vento.

In altezza, le masse d'aria nelle regioni più calde sono spinte verso le regioni più fredde, dove si raffreddano e scendono di nuovo verso il basso. Le masse di aria vengono così spinte di nuovo verso le regioni più calde che incontrano negli strati più bassi dell'atmosfera. Sulla Terra questo è noto come circolazione Hadley, dal nome del fisico inglese che ha descritto il processo nel 1735. Intorno al nostro pianeta, l'atmosfera forma coppie di celle tra la zona intertropicale e ciascuno degli emisferi. Su Marte, generalmente, si forma soltanto una cella di Hadley molto grande, comprendente entrambi gli emisferi. Inoltre, la cella marziana è molto più sviluppata in altezza rispetto alle celle terrestri. Sulla Terra, la circolazione di Hadley è confinata sotto la stratosfera, che previene movimenti verticali della circolazione. Su Marte questo non può avvenire, visto che non esiste troposfera.
 

 

Circolazione di Hadley su Terra e Marte

MRO immortala il lander Phoenix dopo 10 anni

MRO immortala il lander Phoenix dopo 10 anni

Il lander Phoenix, lanciato il 4 agosto 2007 da Cape Canaveral, atterrò su Marte nel 2008, operando per cinque mesi prima che i pannelli solari abdicassero. A distanza di dieci anni il luogo di atterraggio viene ripreso da Hirise a bordo di Mars Reconnaissance Orbiter: l'immagine mostra come la polvere marziana sia andata, durante questo tempo, a scurire il tutto. In alto il lander, in basso guscio posteriore e paracadute. 

Rotazione del pianeta

I movimenti di aria sono anche influenzati dalla rotazione del pianeta, che su Marte è simile alla rotazione terrestre. Simili sono, quindi, anche le variazioni stagionali relativamente ai periodi di insolazione e di conseguenza Marte esibisce elementi meteorologici comuni a quelli che siamo abituati a conoscere. Marte, quindi, ha venti provenienti da est a circa 50°N, un jet-stream, venti tropicali, ecc. Questo, almeno, è ciò che possiamo dedurre dai pochi dati a disposizione, forniti da scanner infrarossi e dal lander Viking. I modelli computerizzati dell'atmosfera marziana hanno aiutato ad interpretare i dati, rivelando fondamentali differenze tra i percorsi di circolazione atmosferica su Terra e Marte: l'assenza di oceani su Marte determina questa differenza. Sulla Terra, gli strati più bassi dell'atmosfera sono in genere più caldi ai tropici che ai poli mentre su Marte, per gran parte dell'anno, il contrasto termico è tra un emisfero e l'altro. Questo fenomeno è dovuto alla natura iper-continentale del clima marziano. In più, il contrasto di temperatura tra gli emisferi è aumentato dalla polvere nell'atmosfera, che assorbe la radiazione solare direttamente nelle regioni dove l'insolazione è maggiore. Il meccanismo generale descritto spiega i movimenti globali dell'atmosfera marziana.

I venti marziani generati dalla circolazione meridionale e dalla rotazione planetaria

Per la rotazione planetaria, i movimenti meridionali (sud-nord) di aria creano forti venti laterali che dominano la circolazione atmosferica. Perché? Vicino la superficie, alla base della diramazione ascendente della cella di Hadley, l'aria segue la rotazione del pianeta sul proprio asse. Quando le masse di aria sono trasportate all'equatore, nella parte superiore della cella, si muovono lontane dall'asse di rotazione. Molto similmente ad un pattinatore su ghiaccio che distende le braccia mentre gira, queste particelle tenderanno a ruotare meno rapidamente rispetto al pianeta creando venti retrogradi da est ad ovest. Appena le masse si avvicinano ai poli, si avvicinano anche all'asse di rotazione ed inizieranno a ruotare più velocemente del pianeta, come il pattinatore che tiene le braccia strette al corpo. Questo crea getti forti da ovest intorno al polo, analoghi ai jet stream terrestri. Lo stesso tipo di processo si verifica a basse altitudini.

La meteorologia di Marte

Per gli esperti di clima terrestre, una carta meteorologica di Marte non sembrerebbe così extra-terrestre come si può immaginare. Il tracciato dei venti dominanti è simile nei due pianeti. Ad esempio, alla latitudine europea, i venti soffiano principalmente da ovest, seguendo il ritmo scandito dal passaggio di aree ad alta pressione (anticicloni) e di aree a bassa pressione (depressioni) che si succedono settimana dopo settimana in autunno ed inverno.
Alle latitudini tropicali c'è un regine di monsoni simili a quelli terrestri, dove il clima è prevalentemente continentale come in Asia. Uno sguardo ravvicinato rivela ai meteorologi che, come risultato di un clima iper-continentale, le oscillazioni diurne del vento - non molto rilevanti sulla Terra - sono notevoli su Marte a causa della grande escursione termina tra giorno e notte. Durante le notti, l'atmosfera più prossima al suolo marziano diviene estremamente fredda. Questo gas più denso tende a fluire, scorrendo verso il basso e creando venti forti e localizzati prima del tramonto. Nel pomeriggio avviene il contrario, quando l'aria riscaldata prossima alla superficie risale. Queste oscillazioni sono state identificate da tutte le sonde spedite su Marte.
E' stato dimostrato che le oscillazioni diurne di temperatura e dei venti in superficie hanno un effetto indiretto su tutti gli altri strati atmosferici. Come ogni altro mezzo fisico, la tenue atmosfera marziana vibra, o meglio trasmette onde a frequenza diurna (una oscillazione al giorno) o semi-diurna (due oscillazioni al giorno). Le oscillazioni diurne, interagendo con altri venti, esercitano una considerevole influenza sulla circolazione atmosferica di Marte.

L'influenza dei venti sulle strutture superficiali

Le particelle solide che coprono la superficie marziana hanno dimensioni comprese tra pochi micrometri (polvere) e centinaia di micrometri (sabbia). Le particelle più fini possono essere trasportate dal vento fino ad assumere le sembianze di tempeste di sabbia, mentre i grani più grandi possono essere soffiati lungo il suolo dove collidono con altri grandi più piccoli.


Piccole dune fotografate da Opportunity nel cratere Endurance. Le dune non sono alte più di un metro

Con il passare del tempo e dei venti, sabbia e polvere si accumulano a formare dune, particolarmente numerose su Marte.
Le distese di dune si trovano quasi ovunque lungo le vallate e nei bassopiani marziani. Molte dune probabilmente si spostano con il tempo, sebbene questo movimento non sia ancora stato verificato.


 

Roccia a sezione triangolare, lunga 40 centimetri, rinvenuta dal Pathfinder. Erosa dal vento.

Il trasporto dei grani da parte del vento è ovviamente un fattore di erosione. Le immagini di Viking e Pathfinder mostrano chiaramente che molte rocce marziane sono state erose da materiale spinto dal vento, visto che la superficie presenta striature e pori creati da queste abrasioni. Alcune di queste rocce hanno la particolare forma triangolare, tipica dell'erosione.


L'erosione del vento potrebbe non essere un fattore così forte nel breve periodo, data la tenue natura dell'atmosfera marziana. Comunque, in periodi di milioni o miliardi di anni, l'esposizione delle rocce agli agenti atmosferici riesce senz'altro a modellare le forme e ad influire sull'aspetto della superficie marziana.
Un altro esempio di influenza atmosferica sulla superficie è evidenziata dall'immagine in basso, che rispecchia la disposizione di polveri e sabbia ad assecondare il fluire dei venti dominanti.

 

Mezzelune marziane, fossili di dune

Mezzelune marziane, fossili di dune

Come si può conoscere il vento soffiato su Marte miliardi di anni fa e quindi fare congetture sull'atmosfera marziana dei tempi andati? Guardando le dune, o meglio le buche lasciate dalle dune di un tempo. Si tratta quindi di "dune fantasma", solchi lasciati da dossi sabbiosi che oggi non ci sono più ma che hanno lasciato fango solido al loro posto. Si tratta di strutture ben note visto che anche la Terra ne presenta diverse, con la prima scoperta datata 2016 in Idaho, e proprio dal confronto con le impronte terrestri è possibile provvedere a deduzioni marziane. A fronte delle immagini presenti su Google Earth rigaurdo il nostro pianeta sono state ottenute immagini molto simili dagli orbiter marziani nella zona di Hellas basin e di Noctis Labyrinthus. Il lavoro non si basa sull'osservazione delle dune ma della loro ombra, per scoprire che non tutte le ombre provengono da una duna attuale. Dagli attuali "pozzi" lasciati dalle dune è possibile risalire, come detto, alle condizioni atmosferiche. Sono più di 480 i "pozzi" a Noctis Labyrinthus e più di 300 sono le strutture simili rinvenute a est di Hellas Planitia. Le strutture più interessanti sono fosse a mezzaluna, visto che indicano in maniera ben evidente la presenza di un vento in direzione dominante. Se si trattasse di pochi esemplari si potrebbe pensare a un caso, ma la presenza di queste mezzelune allineate lascia pensare a una probabilissima distesa di dune nel passato di Marte. Il periodo di formazione di queste strutture dovrebbe riportare all'inizio del periodo Amazzonico, circa 2 miliardi di anni fa. In mancanza di ulteriore sabbia, il vento ha finito con erodere totalmente le cime fino a scavare buche.


Indicazione della direzione del vento

 

 

Il ciclo delle polveri

Il cielo marziano ripreso dal Viking

La prima immagine a colori di Marte è stata trasmessa a luglio 1976 dalla sonda Viking 1 e, dopo aggiustamenti di colore da parte dei tecnici NASA, ha mostrato un inatteso cielo rossiccio, arancio, rosa salmone. La presenza di particelle di polvere di un micrometro, sospese nell'atmosfera, riuscivano a creare questo effetto.

L'immagine, in piccolo, è raffigurata di fianco ed è stata scattata dal cratere Chryse Planitia. Il grande sasso che si nota sulla destra è alto più di un metro ed è coperto da polvere rossa sollevata dal vento. I tecnici della NASA lo hanno battezzato Big Joe.
Ma come fa una atmosfera così sottile, con una densità talmente bassa che anche i più forti venti sarebbero impercettibili a futuri astronauti, a trasportare così tanta polvere? Ancora non c'è una risposta precisa. Esperimenti in gallerie del vento che riproducono le condizioni marziane mostrano che venti a 100 km/h smuovono particelle di 100 micrometri che, a loro volta, influenzano la polvere sottile tenendola in sospensione per un lungo periodo prima che si depositi di nuovo (sedimentazione). Sulla Terra queste polveri non sono viste dal momento che pioggia e neve puliscono l'atmosfera, ma su Marte questo fenomeno dovrebbe essere molto meno efficiente.

Il ciclo delle polveri su Marte

Le polveri in sospensione causano grandi fluttuazioni nell'opacità dell'atmosfera, portando a considerevoli variazioni nella temperatura media dell'aria.

Ruolo delle polveri su temperature e clima

Anche quando l'atmosfera marziana è relativamente pulita, la temperatura ad un'altezza di 20 chilometri è di 30°C maggiore rispetto a quella che sarebbe in totale assenza di polvere e quando le tempeste di sabbia sono in corso, il valore può salire anche ad 80°C. Sulla Terra, questa variabilità non esiste.

Durante il giorno, la polvere marziana assorbe la radiazione del Sole, scaldando l'alta atmosfera e raffreddando la superficie. La notte, l'emissione infrarossa della polvere scalda invece la superficie. La presenza di polvere quindi tende a diminuire il contrasto tra le temperature diurne e notturne sulla superficie marziana. Nel grafico, il colore delle linee mostra come potrebbe apparire il cielo nelle condizioni di riferimento.

Un pianeta di tempeste

Tipico esempio di tempesta marziana intorno alle calotte polari ripreseo ad agosto 2000

Ogni giorno, molte tempeste si muovono su Marte. Molta della polvere presente nell'atmosfera è alzata da piccole tempeste localizzate, che rappresentano eventi giornalieri sul pianeta rosso. Molte di queste si verificano in associazione ad aree di bassa pressione ad alte e medie latitudini, oppure intorno al perimetro dei cambiamenti stagionali delle calotte polari. Ogni anno, dozzine di tempeste interessano regioni di migliaia di chilometri e possono durare diversi giorni, soprattutto in primavera ed estate dell'emisfero sud. 

Le osservazioni della polvere atmosferica dicono che un anno può essere diviso in due distinti periodi: una stagione chiara durante primavera ed estate dell'emisfero nord ed un periodo polveroso nei restanti periodi. Durante le stagioni chiare le tempeste sono relativamente poche ed anno dopo anno si verificano più o meno alle stesse date, con più o meno la stessa quantità di polvere alzata. Gli eventi più grandi, invece, cambiano da anno in anno durante le stagioni polverose: alcuni anni possono presentarsi tempeste globali in grado di abbracciare l'intero pianeta per più mesi.

Differenze negli anni nelle tempeste marziane

A sinistra, grafico delle variazioni di opacità dell'atmosfera relativo agli anni 1999-2000 (primo anno marziano) e 2001-2002 (secondo anno marziano) secondo i dati del Mars Global Surveyor. In rosso l'atmosfera più opaca (più polveri), in violetto l'atmosfera più chiara. Si noti la tempesta del 2001, durata qualche mese. La figura mostra chiaramente l'innalzamento della polvere intorno alle calotte polari (in bianco).

Schema di un tornado e della sua traccia

Le osservazioni del Viking negli anni Settanta e quelle che sono seguite ad opera di altre sonde come Pathfinder, Mars Global Surveyor e Mars Exploration Rover hanno rivelato che la polvere atmosferica su Marte è spinta in alto anche da vortici che comunemente chiamiamo tornado. Studiando la loro ombra sul suolo i ricercatori hanno stimato che questi fenomeni possono essere maggiori di quelli terrestri, raggiungendo i 10 chilometri di altezza e decine di metri, se non centinaia, di diametro. Sono fenomeni del pomeriggio, quando le temperature superficiali sono le più alte e la convezione atmosferica è molto intensa. Un tornado accentra l'aria circostante al suo centro. Secondo lo stesso principio di un pattinatore su ghiaccio che, per ruotare più velocemente, stringe le braccia lungo il corpo, le masse di aria aspirate accelerano dando vita a forti venti trasversali. In combinazione con l'aspirazione verticale al centro del tornado, questi venti sollevano grandi quantità di polvere che partecipano in misura ancora incerta alla presenza di polveri nell'atmosfera. Una caratteristica visibile dei tornado è la striscia più chiara lasciata dal loro passaggio, visibile perché il territorio 'spazzato' dal tornado spesso normalmente è più scuro della polvere sottile intorno. 

Tornado nel cratere Gusev, osservato dalla cima di una collina dal rover Spirit


LE TEMPESTE GLOBALI

La tempesta di sabbia dell'estate 2001, iniziata alla fine del mese di giugno, ha interessato l'intero pianeta. Originata nei pressi della calotta polare meridionale verso Hellas, ha viaggiato per 4000 chilometri in due giorni attraversando l'equatore ed innescando sollevamenti di polvere in molte regioni. Il pianeta è scomparso fino alla fine di settembre. Analisi successive, tuttavia, hanno  portato a capire che non si è trattato di un evento globale ma piuttosto di una catena di eventi locali. L'effetto osservativo è raffigurato nell'immagine che segue.

La superficie di Marte viene coperta da una tempesta di polvere nell'estate 2001

Come può una tempesta locale diventare un evento globale? Il meccanismo è ancora poco compreso, sappiamo soltanto che il sollevamento della polvere nell'atmosfera determina cambiamenti meteorologici considerevoli. Assorbendo i raggi solari, la polvere riscalda l'atmosfera locale creando o aumentando l'escursione termica che guida la circolazione atmosferica. Su scala globale, un piccolo sollevamento di polvere nell'atmosfera tropicale di Marte intensifica la circolazione nella cella di Hadley. I venti raccolgono più polvere, e la polvere alimenta venti più forti, dando vita ad un meccanismo ciclico. Le tempeste globali sono probabilmente innescate dalla combinazione di fenomeni locali e globali. Quel che ancora non si spiega, è perché questi eventi si verificano soltanto in determinati periodi dell'anno.

Durante l'estate meridionale, quando Marte è più vicino al Sole, un gran numero di tempeste locali ha luogo nell'emisfero sud. In alcuni anni, uno o due di queste raggiunge livelli eccezionali dando vita ad un evento globale su scala planetaria. Per molti mesi, Marte appare avvolto dalla polvere. Il primo di questi eventi è stato osservato nel 1956, durante una grande opposizione di Marte, e si è riproposto nel 1971, nel 1977 e nel 1982.

A causa di una imminente tempesta di sabbia, le operazioni di Opportunity sono state sospese in via temporanea a inizio Giugno 2018. La tempesta è stata individuata il 1 giugno da MRO della NASA e in pochi giorni si è espansa in maniera notevole, abbracciando più di 18 milioni di chilometri quadrati (più del Nord America) e apportando una massiccia dose di opacità atmosferica in grado di influire sui pannelli solari del rover e sullo stato di carica che il 6 giugno è sceso in misura notevole. Già nel 2007 Opportunity si è trovato in condizioni simili ed è presente il rischio che la tempesta duri troppo e che questo possa comportare un raffreddamento di Opportunity troppo deciso, come accadde a Spirit, gemello del rover.

Evoluzione della tempesta di sabbia su MarteLa tempesta su Marte di Giugno 2018 si dimostra molto intensa e attualmente blocca la luce del Sole facendo calare una notte artificiale su Opportunity. Il rover potrebbe essersi messo in uno stato di semi-ibernazione al fine di risparmiare batteria ma dovrebbe essere attivo un orologio per il risveglio periodico al fine di controllare il cessato pericolo.

La tempesta non offro soltanto preoccupazioni per Opportunity ma è anche una grande occasione per fare scienza: ci sono tre orbiter su Marte ciascuno equipaggiato a dovere per studiare l'atmosfera del pianeta e Cusiosity, dal suolo, ha iniziato a vedere un incremento di polvere nel Cratere Gale appena dopo una settimana dall'inizio della tempesta. Una tempesta ideale, quindi. Simili occasioni si presentano ogni 3 o 4 anni marziani e l'ultima risale al 2007. Un ruolo  speciale viene giocato dal Mars Reconnaissance Orbiter, che agisce come un primo indicatore di warning grazie alla sua camera ad ampio campo. Proprio MRO ha consentito di mettere in sicurezza, per quanto possibile, Opportunity e consente di ottenere mappe sempre più dettagliate dell'espansione della tempesta. Scienza proviene dal Mars Odissey e da MAVEN grazie a camere infrarosse per misurare la quantità di polvere e a strumenti di analisi atmosferica. Il parametro "tau" indica invece la trasparenza del cielo dal suolo e viene calcolato da Curiosity, la cui batteria è alimentata tramite nucleare e quindi non risente dei problemi incontrati da Opportunity. 

Evoluzione della tempesta del 2018 vista da MRO

Evoluzione della tempesta del 2018 vista da MRO

Cambiamenti nella visibilità dal suolo durante la tempesta marziana del 2018

Cambiamenti nella visibilità dal suolo durante la tempesta marziana del 2018

Curiosity a metà giugno 2018 inoltrato continua a raccogliere dati anche durante la tempesta di sabbia che sconvolge Marte a metà 2018 e mostra come la tempesta stessa sia cresciuta in dimensione fino a divenire globale. In un weekend la densità di sabbia è andata più che raddoppiando anche se Curiosity si trova nel lato marziano opposto a quello di Opportunity. I dati potranno dire qualcosa in più sui processi che rendono alcune tempeste "globali" al cospetto di altre che invece restano locali e durano poche ore o pochi giorni. Le tempeste sono comuni soprattutto quando Marte è più vicino al Sole, durante primavera e estate "australi", quando l'atmosfera si scalda e genera venti tramite il contrasto di temperatura superficiale in diversi punti. L'anidride carbonica ghiacciata delle calotte polari evapora e questo rende più spessa l'atmosfera aumentando la pressione superficiale, il che aumenta la quantità di sabbia in aria.

Marte, prima e dopo la tempesta del 2018

Marte, prima e dopo la tempesta del 2018

Il ciclo dell'acqua

L'atmosfera di Marte trasporta acqua sottoforma di vapore e nuvole. Non molto tempo fa, come visto, su Marte c'erano fiumi, laghi e forse oceani, ma all'interno del pianeta esiste ancora acqua intrappolata tanto da poter parlare, anche per Marte, di un ciclo dell'acqua.
 

Ciclo dell'acqua su Marte secondo i dati dal Global Surveyor

Ed in effetti il Mars Global Surveyor, attraverso lo spettrometro TES, ha fornito dati riguardanti il ciclo del vapore acqueo su Marte, presente in atmosfera come funzione di stagione e latitudine ed esprimibile in micrometri di precipitazioni (la profondità di acqua liquida che si formerebbe se tutta l'acqua atmosferica venisse condensata sulla superficie).

Una grande riserva di acqua ghiacciata, sedimenti e polveri è rappresentata dalla calotta polare nord, permanente. Con più di 1000 chilometri di diametro, è coperta da uno strato relativamente puro e bianco di ghiaccio di acqua interagente con l'atmosfera. Il riscaldamento estivo rende questa zona una fonte di vapore acqueo atmosferico. Questi cambiamenti hanno reso la sua superficie piena di cavità che raggiungono anche i due metri di profondità.

Tutto ha inizio al polo nord. Con il passare del tempo, un immenso ghiacciaio di acqua, polvere e sedimenti si è formato. In estate, il Sole scalda la superficie ghiacciata. Il ghiaccio non si fonde, visto che la pressione di Marte è troppo bassa per consentire all'acqua di esistere allo stato liquido, ma sublima direttamente nell'aria. Così, ogni estate, per qualche mese, la regione polare nord diviene la sorgente di vapore acqueo che viene trasportato nella circolazione atmosferica ad altre latitudini. L'ammontare di acqua coinvolto nel processo non è grande: se tutta l'acqua dell'atmosfera marziana cadesse sulla superficie, sarebbe in grado di formare soltanto uno strato alto poche decine di micrometri nelle regiorni più umide. A dispetto di questa lacuna quantitativa, la saturazione è spesso raggiunta a basse temperature: si formano nuvole ed il gelo può imbiancare la superficie. Il vapore acqueo può anche diffondersi attraverso la porosità della regolite, che rappresenta lo strato più esterno del pianeta. Questo processo rappresenta il ciclo dell'acqua di Marte. Ma si tratta di un ciclo chiuso? l'acqua ritorna al suo stato iniziale, come ghiaccio nella calotta polare nord?
Su Marte esiste un'area dove l'acqua si condensa ma non se ne va mai: il polo sud. Questo è dovuto alla presenza di uno strato di diossido di carbonio ghiacciato che copre permanentemente la regione polare sud. La temperatura è molto bassa (-130°C) e ogni traccia di acqua potrebbe esistere solo come ghiaccio. La calotta polare blocca l'acqua come in un freezer molto profondo. In questo modo, sembra che il ciclo dell'acqua su Marte sia di durata limitata: dal polo nord al polo sud, dove resta bloccata. Questa dinamica non può durare per sempre, evidentemente, altrimenti tutta l'acqua sparirebbe dal polo nord. E' molto probabile che, nei tempi passati, il ciclo operasse in direzione opposta.

Le nuvole di Marte: niente pioggia ma la neve... 

Sulla Terra, le nuvole giocano un ruolo essenziale nella meteorologia e nel clima. Da una parte, rilasciano calore nel momento della loro condensazione e rappresentano una grande sorgente di energia per la nostra dinamica atmosfera; dall'altra la loro proprietà radiativa (riflettono o intrappolano la radiazione) ha molto effetto sul bilancio energetico del nostro pianeta.
Su Marte la storia è molto diversa. Le temperature, le pressioni e l'ammontare di acqua coinvolte sono molto inferiori, eppure le nubi di Marte sono ancora interessanti per i planetologi. Dove possiamo trovarle, su Marte?

Nuvole intorno a Olymps Mons

Le più spettacolari nuvole marziane si trovano intorno ai monti, specialmente intorno ai giganteschi vulcani del gruppo Tharsis, come Olympus e Elysium, e soprattutto nel periodo estivo per l'emisfero nord, quando l'atmosfera è particolarmente appesantita dal vapore acqueo. Quando incontrano una montagna, le masse d'aria sono costrette a salire e si raffreddano, facendo condensare il vapore acqueo. Come sulla Terra, l'atmosfera assume un moto ad onda e le nuvole si formano alle creste dell'onda.
Quasi ogni anno, dalla fine della primavera e per tutta l'estate dell'emisfero nord, una banda di nuvole, visibili all'osservazione terrestre, avvolge l'equatore marziano. L'origine di questa manifestazione risiede al polo nord, dove grandi quantità di vapore acqueo sono rilasciate nell'atmosfera, raffreddata dalla polvere presente.
Trasportato a latitudini tropicali, il vapore acqueo viene acquisito dal ramo ascendente della cella di Hadley e, risalendo, incontra gli strati più freddi dell'atmosfera fino a raggiungere il limite di saturazione, condensandosi. La fascia nuvolosa di Marte è l'equivalente della fascia intertropicale terrestre, dove periodicamente si verifica la stagione delle pioggie.
Quando arrivano le stagioni fredde ale regioni polari, l'atmosfera viene raffreddata drasticamente e le masse di aria che si muovono verso i poli si condensano formando vari tipi di nubi, alcuni diffusi ed altri molto strutturati. L'idea di una saltuaria neve soffice e lenta che si aveva, riguardo la situazione polare di Marte, deve essere riscritta, almeno di notte, in base a un articolo apparso su Nature Geoscience ad Agosto 2017: le particelle di ghiaccio di acqua, in realtà, possono colpire la superficie marziana con molto vigore dopo pochi minuti aver lasciato le nubi e non posarsi delicatamente dopo una discesa di ore. Fossimo lì, non avremmo però bisogno di scarpe da neve ma ci troveremmo di fronte a un copioso strato ghiacciato. 

L'atmosfera marziana come visto è cento volte più rarefatta della nostra ma è ancora in grado di supportare fenomeni meteorologi come nubi e vento. Marte è una sorta di deserto, ma i suoi poli nascondono ancora del ghiaccio. Nel 2008 il lander della NASA, Phoenix, andò a posizionarsi sul suolo marziano analizzando il meteo locale e scovando i segni di precipitazioni a partire da nubi di ghiaccio di acqua. Anche satelliti orbitanti captarono qualcosa, soprattutto nella zona notturna dei poli marziani ma le osservazioni lasciarono un po' di perplessità. I modelli elaborati all'Università Pierre Curie a Parigi mostrano invece la possibilità, basata sui migliori dati a oggi disponibili, per la quale durante le fredde notti marziane si possano creare condizioni di instabilità con precipitazione di neve trasportata da violenti venti discendenti. Le simulazioni sembrano sposarsi bene con le osservazioni, anche con quelle di Phoenix. 

Il ciclo del diossido di carbonio

Quando giunge la stagione primaverile, nei due emisferi, il ritorno della luce solare dopo mesi di notte polare svela, dal polo alla latitudine 50°, una superficie marziana coperta da una brillante coltre di ghiaccio che inizia a recedere con l'avanzare della "bella" stagione. Queste calotte polari stagionali sono state osservate per la prima volta nel XVII secolo e gli astronomi del tempo non faticarono a rintracciare analogie con i poli terrestri. Soltanto nel 1966 la vera natura di queste calotte apparve evidente: non acqua ma calotte di diossido di carbonio ghiacciato, ghiaccio secco.
Su Marte il punto di condensazione del diossido di carbonio è raggiunto a -125°C, dipendendo dalla pressione atmosferica. E' quindi l'atmosfera stessa che si condensa, coprendo la terra con un velo di neve e ghiaccio di diossido di carbonio. In primavera, lo strato sublima.
Nell'emisfero nord, lo strato di diossido di carbonio stagionale si restringe progressivamente all'avanzare della primavera e con l'inizio dell'estate si dissolve completamente. Allo sparire di questo strato al polo nord, si rende evidente la calotta permanente di ghiaccio d'acqua, che rimane visibile fino a che il diossido di carbonio non ritorna con l'autunno.
Nell'emisfero sud l'inverno è meno regolare e l'area di diossido di carbonio scompare in alcune zone mentre in altre persiste. Vicino al polo sud c'è una regione nella quale lo strato di CO2 non sublima mai completamente. Questa calotta residuale rappresenta una riserva permanente di gas atmosferico solidificato, un fenomeno che sulla Terra non è presente.

Un'atmosfera che si solidifica

Aprile 1998: il Mars Global Surveyor scopre strutture alte più di 10 chilometri nella regione polare mai viste prima: erano nuvole che, come sembrò evidente, erano presenti soltanto nel buio. Queste nubi sono composte probabilmente di diossido di carbonio solido, come predetto dai modelli atmosferici teorici. A prima vista, non sembra difficile capire da dove possano venire: quando la temperatura scende al punto di condensazione del diossido di carbonio (come detto, -125°C su Marte), l'atmosfera si solidifica e le particelle si aggregano in nubi. I dettagli più sottili di questo processo tuttavia non sono così semplici da spiegare. Queste nubi sono molto diverse da quelle che si incontrano normalmente su Marte e Terra. Nelle nubi di acqua, terrestri, la dimensione è limitata dalla quantità di vapore acqueo disponibile in atmosfera. Nel caso del diossido di carbonio non c'è un limite massimo visto che si tratta del componente prevalente dell'atmosfera marziana. Quando una sezione dell'atmosfera si raffredda rapidamente (ad esempio con l'incontro di rilievi) la superficie marziana sperimenta una nevicata di grandi quantità di diossido di carbonio ghiacciato.
Generalmente, circa il 30% dell'atmosfera è intrappolato nelle due calotte polari marziane. Questo fenomeno di condensazione-sublimazione ha ripercussioni globali. Per prima cosa, instaura un flusso di CO2 partendo dalla calotta che sublima e finendo nella calotta che si condensa e contribuendo in maniera significativa alla circolazione atmosferica del pianeta. Seconda poi, causa variazioni stagionali nella massa totale di atmosfera, influenzando anche la pressione superficiale del pianeta. Il Viking 1 ha mostrato due punti minimi durante gli inverni nord e sud, quando l'atmosfera è parzialmente solidificata in una delle due calotte polari. La pressione è più bassa durante l'inverno meridionale visto che una quantità maggiore di CO2 viene condensata. L'inverno meridionale, infatti, è più lungo dell'inverno settentrionale, data l'eccentricità dell'orbita marziana.


Schema dei getti di vapore che tagliano le calotte polari marzianeIn alcune aree nei pressi del polo sud marziano, in primavera, dei geyser di diossido di carbonio e polvere si sprigionano dalla calotta polare. Possono essere identificati dalla polvere che lasciano nelle loro vicinanze, sottovento. Questo gas, sotto pressione si origina probabilmente dal ghiaccio sottostante ed è forzato ad uscire dal riscaldamento del terreno roccioso che assorbe la radiazione solare attraverso il ghiaccio trasparente. Il moto del gas sembra essere sufficientemente violento da erodere la superficie e spandersi per decine di metri. Con il passare degli anni, i segni dell'erosione diventano sempre più marcati, tipicamente a forma di stella. Appaiono più marcati in estate, quando il diossido di carbonio scompare completamente e non li copre più.

I resti della calotta polare meridionale  

Mentre l'estate elimina ogni traccia della calotta polare settentrionale, nei pressi del polo sud la sublimazione stagionale di diossido di carbonio scopre un deposito residuo di diossido di carbonio solido, in equilibrio con l'atmosfera. La calotta residuale ha un diametro di 400 chilometri ed è molto riflettiva e fredda (-130°C). Questa calotta è il risultato di un fenomeno fisico implicito nella sublimazione del diossido di carbonio solido in una atmosfera di diossido di carbonio quasi puro.
Questi depositi perenni fanno impazzire i planetologi a causa del loro spessore incredibile sottile: soltanto pochi metri, equivalenti a pochi anni di condensazione stagionale. Nel lungo periodo, un ghiacciaio simile dovrebbe sparire oppure crescere in modo sostanziale. Cosa stabilisce, invece, questo fragilissimo equilibrio? Alla domanda si sta cercando ancora oggi una risposta.

Le mutazioni del bow shock

Bow shock su Marte

Bow shock su Marte

Marte presenta variazioni anche in termini di interazione con il vento solare: il bow shock è l'area in cui il vento solare inizia a rallentare a causa della presenza della magnetosfera di un pianeta o della sua atmosfera esterna: Marte non ha un campo magnetico globale e possiede una atmosfera abbastanza debole, quindi il vero ostacolo al vento solare è dato dalla ionosfera, una regione di particelle cariche presente nell'alta atmosfera. Marte è piccolo e leggero, l'atmosfera tende a fuggire e così nei dintorni del pianeta rosso vi è una estesa esosfera, uno strato che va a interagire direttamente con il vento solare. Proprio ionosfera e esosfera determinano spostamenti del bow shock: la distanza di questo limite invisibile dalla superficie di Marte aumenta quando diminuisce la pressione del vento solare. Aumenti della distanza del bow shock coincidono con incrementi nella radiazione ultravioletta estrema, quindi il tasso al quale ioni ed elettroni vengono prodotti dagli atomi e dalle molecole nell'alta atmsofera aumenta a sua volta. Il risultato aumenta la pressione termica nella ionosfera, che quindi riesce a controbattere meglio al vento solare in entrata. 
I nuovi ioni all'interno dell'esosfera vengono accelerati poi dal campo magnetico trasportato dal vento solare, con il risultato che il vento stesso rallenta e si crea uno spostamento del bow shock. 
Anche l'orbita di Marte influenza la posizione di questo confine, data l'ellitticità della sua forma. Un articolo pubblicato su Journal of Geophysical Research il 21 novembre 2016 analizza cinque anni di dati per identificare 11.861 attraversamenti di bow shock della Mars Express. In media, il bow shock è più vicino a Marte in prossimità del perielio e più lontano in prossimità dell'afelio, passando da 8102 chilometri a 8984 chilometri, con variazione dell'11%. Il bow shock, inoltre, si trova più lontano alla superficie dell'emisfero sud piuttosto che rispetto all'emisfero nord, anche se l'asimmetria è decisamente lieve (2.4%) e le variazioni annuali influenzano entrambi gli emisferi. 
 
Bow Shock e variabilità in base all'orbita
 
La posizione del bow shock è quindi legata a densità del vento solare, alla forza del campo magnetico interplanetario, all'irraggiamento solare: quale è il fattore dominante? I dati indicano che la posizione del bow shock è maggiormente influenzata dalle variazioni di ultravioletti estremi da parte del Sole, e non dalla pressione del vento solare come invece si riteneva. Altro fattore che influenza la posizione del bow shock è la stagionalità e la maggior presenza di polvere nell'atmosfera marziana in prossimità del perielio, quando il pianeta diventa più caldo e sviluppa tempeste sebbene questo legame sia ancora tutto da verificare. Si tratta, come evidente, di situazioni complesse non riconducibili a una sola causa. 
 
Attività magnetica su Marte, 11 settembre 2017
 
Attività magnetica su Marte, 11 settembre 2017
 
Il campo magnetico bassissimo di Marte, unitamente all'attività solare, può dar vita a aurore che si estendono su tutto il pianeta visto che mancano processi in grado di trasportare e confinare la radiazione carica verso i poli. Osservazioni dirette si sono presentate il giorno 11 settembre 2017 in corrispondenza con una attività solare da record, stranamente inserita nel periodo di minimo del ciclo di undici anni sperimentato dal Sole in termini di attività magnetica. 
I dati sono quelli di MAVEN, in orbita dal 2014, e hanno presentato picchi di attività 25 volte più grandi di quelli registrati in precedenza. L'attività ha prodotto un livello di radiazioni sulla superficie più potente di un fattore due rispetto a quelle misurate in precedenza da Curiosity tramite lo strumento RAD (Radiation Assessment Detector). 
Eventi simili forniscono moltissime informazioni riguardanti l'interazione tra vento solare e ambiente marziano, anche in vista di future missioni umane visto che la radiazione superficiale potrebbe essere altamente pericolosa. 

I cambiamenti climatici di Marte

Il clima di Marte è regolato da variazioni nei suoi parametri orbitali ed in particolare dalla sua obliquità (angolo tra asse di rotazione e perpendicolare al piano orbitale). Nel caso della Terra, le oscillazioni nell'obliquità hanno giocato un ruolo importante nelle glaciazioni. Recenti calcoli hanno dimostrato che Marte ha sperimentato una serie di variazioni nella sua obliquità, con uno pseudo-periodo di 100.000 anni e valori estremi tra 0° a più di 60°. Oggi Marte ha una obliquità di 25,2°. Ad ogni variazione è seguita una variazione climatica. In che modo?

Obliquità tra 0° e 20°

Le stagioni sono meno marcate. I poli, con calotte polari stagionali meno estese, ricevono in media meno energia visto che il Sole è sempre basso nel cielo. Le temperature polari sono basse. Come conseguenza, è probabile che la frazione di atmosfera costantemente occupata da diossido di carbonio ghiacciato (attualmente il polo sud) aumenta.

Effetti dell'inclinazione marziana sul clima del pianeta

L'atmosfera è meno densa di quella attuale. I modelli suggeriscono che, in queste condizioni, i cicli di acqua e polvere sarebbero meno attivi e la tenue atmosfera rimarrebbe chiara.

Obliquità maggiore di 27°

Le stagioni sono molto più marcate e la grande insolazione media ai poli avrebbe portato ad un riscaldamento più profondo. Il ghiaccio di diossido di carbonio assorbito nei pori del sottosuolo verrebbero rilasciati fino ad esaurimento delle riserve. La capacità di queste riserve è sconosciuta ma possiamo ipotizzare una atmosfera densa fino al doppio di quanto non sia oggi. La circolazione all'interno dell'atmosfera renderebbe le stagioni più marcate. Grandi quantità di polvere sarebbero alzate e mantenute in sospensione. In estate, il ghiaccio d'acqua polare sarebbe riscaldato ed un gran volume di acqua sarebbe rilasciato. Il ciclo idrologico che comprende nuvole e gelo sarebbe più dinamico di quello osservato oggi.

Obliquità molto accentuata (più di 40°) 

Le simulazioni al computer del clima marziano portano alla conclusione che tutto il ghiaccio, riscaldato, lascerebbe i poli introducento una enorme quantità di acqua nell'atmosfera. In alcune aree il vapore acqueo condenserebbe e precipiterebbe molto più prontamente di quanto sublimerebbe. In quete aree, il ghiaccio si accumulerebbe e potrebbe formare ghiacciai. I resti dei ghiacciai sono stati in effetti trovati proprio dove i modelli ne indicano la formazione, sui fianchi dei grandi vulcani del Tharsis e ad est di Hellas.
Ben prima delle simulazioni al computer, gli geologi hanno identificato i segni di ghiacciai in alcune are specifiche. Ad esempio, sui confini degli altopiani craterizzati e delle pianure del nord, ci sono lunghe vallate di ampiezza compresa tra 5 e 10 chilometri, profonde anche un chilometri, con una particolare morfologia. Il fondale liscio e piatto presenta solchi che assecondano l'orientamento della vallata. Questi solchi sembrano l'evidenza della presenza di un mx di ghiaccio e roccia che una volta scorreva in questi luoghi, allo stesso modo degli attuali ghiacciai terrestri.
In altre valli il ghiaccio sembra essere scomparso ma ci sono tracce di scorrimenti simili a quelle trovate nelle antiche valli ghiacciate terrestri. Questo porta a pensare che la superficie è stata erosa dal passaggio di una strato di ghiaccio spesso almeno un chilometro.

Immagini ad alta risoluzione provenienti dal Mars Global Surveyor ed i dati spettrografici del Mars Odyssey hanno rivelato di recente che, meno di un metro sotto la superficie marziana a latitudini superiori ai 60°, esiste una considerevole quantità di acqua ghiacciata. Ad ottobre 2001, Mars Odyssey ha rivelato la presenza di acqua sotto la superficie misurandone il flusso di neutroni. I neutroni sono emessi dagli atomi sub-superficiali durante il continuo bombardamento di particelle energetiche (raggi cosmici) emessi da vari corpi celesti. Così, il pianeta rosso emette costantemente neutroni che possono essere intercettati e analizzati dagli strumenti delle sonde. Il numero di neutroni irradiati da una particolare regione può mostrare la presenza di ghiaccio proprio sotto la superficie perché, prima di essere rilasciate nello spazio, queste particelle hanno attraversato i vari strati sub-superficiali di Marte.
I risultati indicano che ci sono concentrazioni di ghiaccio che rappresentano più del 70% del materiale sub-superficiale a latitudini superiori a 60°. Qui, dovrebbe esserci uno strato di ghiaccio proprio pochi centimetri sotto la superficie secca.

Clima marziano, modello

Uno studio di inizio 2018 mette in dubbio il clima primordiale di Marte, già in bilico tra un clima caldo e umido e uno glaciale, ponendosi a metà strada. Il nuovo contributo ipotizza una superficie non dominata da acqua ma moderatamente calda con qualche zona ghiacciata e - saltuariamente - possibilità di pioggia. L'attività vulcanica su un pianeta relativamente poco ghiacciato potrebbe spiegare le strutture fluviali di Marte: le eruzioni rilasciano CO2, H2 e CH4 e potrebbero aver favorito l'innalzamento dell'effetto serra il quale, a sua volta, potrebbe aver favorito riscaldamento, precipitazioni e il fluire di acqua in grado di scavare le strutture che vediamo oggi. Questo clima però non sarebbe stato simile a quello terrestre, con un tasso di precipitazioni di circa 10 centimetri all'anno, al massimo, del tutto simile alle zone semi-aride terrestri.

Vulcani marzianiIl clima primordiale di Marte è ancora in bilico tra l'essere caldo e umido oppure freddo e ghiacciato e ogni tanto l'ago della bilancia viene spostato da una soluzione all'altra. Gli antichi canali e bacini presenti in superficie giocano a favore di acqua libera di fluire, probabilmente circa 4 miliardi di anni fa, ma i modelli climatici del pianeta non sono in grado di riprodurre situazioni di calore abbastanza intenso e stabile da consentire acqua liquida in superficie: il Sole era più freddo di oggi e l'intero Sistema Solare era più freddo. Anziché modellizzare, quindi, ci si può riferire al vulcanismo marziano cercando di scoprire cosa possa dirci visto che si tratta di un fenomeno molto presente nella prima fase di storia marziana non solo nella zona più famosa del Tharsis ma anche in quella molto più misteriosa della Sisyphy Planum, sede dei Sisyphy Montes, probabilmente di origine vulcanica. 
L'interazione tra la lava che fuoriesce e il ghiaccio superficiale che si scioglie può creare delle montagne dalle fiancate molto ripide e dalla cima appiattita mentre se questa interazione viene meno la cima dei monti resta a forma di cono. Proprio in base a questo sono state riprese le immagini di CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometers for Mars) al fine di studiare la morfologia delle montagne e comprendere se possa esserci stato un vulcanismo subglaciale. Le osservazioni hanno evidenziato tre distinte combinazioni minerali, tutte associabili a vulcani in ambiente ghiacciato. Se questo fosse valido anche in altre zone marziane, sarebbe una bella lancia a favore di un clima freddo e ghiacciato che tuttavia non escluderebbe la possibilità di una vita passata su Marte.


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