Il pianeta Marte
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Il pianeta Marte

Il pianeta che maggiormente ha destato interesse e curiosità, sempre sul filo tra fantascienza e vera scienza, tra bufale e realtà. Marte è un mondo affascinante, piccolo e rosso, caratterizzato da un passato ricco di acqua e forse di vita e che oggi si presenta come una roccia arida e inospitale. Un pianeta che in molti vorrebbero abitare in futuro.

Generalità, meteoriti e missioni spaziali

Lo studio di Marte, prima ancora di legarsi alle continue missioni spaziali, è stato reso possibile dall'analisi delle meteoriti rinvenute sul suolo terrestre, con particolare riguardo ad alcuni frammenti decisamente interessanti.

I numeri di Marte
Il pianeta Marte. Crediti NASA
Il pianeta Marte. Crediti NASA

 

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 0.15
Magnitudine minima -2,9
Temperatura superficiale -23°C
DATI ORBITALI
Distanza dal Sole 227.935.000 km
Perielio 206.610.000 km
Afelio 249.560.000 km
Eccentricità 0,093485
Inclinazione su eclittica ,8498°
Rivoluzione siderale 1,881 anni
Velocità media 24,13 km/s
Rivoluzione sinodica 779,9 giorni
Apogeo 400.223.000 km
Perigeo 55.756.000 km
Diametro 25,1'' (perigeo) - 3,5'' (apogeo)
Satelliti Deimos, Phobos

 

Marte è il quarto pianeta del Sistema Solare in ordine di distanza crescente dal Sole. Con un nome ispirato al dio romano della guerra, probabilmente a causa del colore rosso. Marte, o Ares, ispirò il nome della stella antagonista per colore, la rossa Antares il cui nome è una abbreviazione proprio di Anti-Ares. Il rosso è dovuto alla abbondanza di ossido di ferro in superficie, una ruggine che dona al pianeta la famosa colorazione rossastra. Con circa 3.800 chilometri di diametro, Marte è quasi la metà della Terra per dimensione mentre in termini di massa rappresenta un decimo della massa terrestre. La sua orbita (rivoluzione ) dura 687 giorni, quasi due anni terrestri, mentre un giorno marziano (rotazione ), chiamato Sol, si conclude in 24 ore e 37 minuti. L'inclinazione dell'asse di rotazione consente a Marte di sperimentare stagioni simili a quelle terrestri, sebbene la temperatura superficiale sia decisamente più rigida rispetto a quella del nostro pianeta. Circondato da una tenue atmosfera, il pianeta rosso dovrebbe ospitare una buona quantità di acqua sotto lo strato superficiale mentre un tempo dovrebbe aver beneficiato di un clima simile a quello attuale terrestre, con tanto di ocean superficiali di acqua salata.

La formazione di Marte e la sua dimensione ridotta sono al centro degli studi da decenni e la luce ancora non si vede, o se ne vede almeno poca. Secondo alcuni, Marte potrebbe essersi formato laddove oggi vediamo la Fascia degli Asteroidi prima di migrare dove si trova oggi. Per la maggior parte delle teorie, Marte e Terra si sono formati nella stessa zona ma la estrema diversità dei due corpi ha sempre posto qualche problema, sia per dimensione che per composizione. Le simulazioni che vedono Terra e Marte vicini, quindi, sono state per un po' abbandonate a favore di simulazioni che sposano il "Grand Tack Model", che vede Giove giocare un ruolo fondamentale nella finale architettura del Sistema Solare : fu Giove, secondo la teoria, a spingere una grande quantità di massa verso il Sole, a contribuire alla formazione di Venere e Marte e a privare al tempo stesso Marte di una quantità di materia che oggi sembra mancare al pianeta rosso. Se Marte si fosse formato più distante dal Sole rispetto a quanto ritenuto dalla maggioranza, allora il pianeta dovrebbe essere stato più freddo di quanto ritenuto e forse persino troppo freddo per mantenere acqua liquida e forme di vita, sfidando una delle principali attrazioni marziane. Non del tutto però, visto che la formazione di Marte sarebbe avvenuta miliardi di anni fa, ben prima della stabilizzazione della crosta e dell'atmosfera. I successivi bombardamenti avrebbero poi concorso a fondere la criosfera del pianeta e a solidificare la crosta, avviando il ciclo idrologico. La mancata crescita di Marte, secondo altri, potrebbe essere stata provocata da instabilità dei giganti gassosi esterni. Si tratta di una soluzione elegante per spiegare l'attuale situazione marziana, spiegazione derivante da simulazioni fatte girare su supercomputer molto potenti. I dati mostrano come il periodo di formazione di Marte sia stato 10 volte più corto di quello terrestre, il che avrebbe lasciato il pianeta rosso allo stato embrionale. La colpa starebbe tutta nelle instabilità orbitale tra Giove e Saturno (Mars' Growth Stunted by an Early Giant Planet Instability - arXiv (Matthew S. Clement et al.). Per quanto riguarda i tempi, anch'essi dibattuti, il magma liquido che costituiva il primo Marte cristallizzò molto rapidamente, in appena 20 milioni di anni dalla formazione del Sistema Solare. Da questo momento dovrebbe essere comparsa una crosta solida in grado di ospitare oceani e quindi acqua e, possibilmente, vita, circa 130 milioni di anni prima che lo stesso processo venisse sperimentato dalla Terra. Questa ipotesi proviene dallo studio di Black Beauty, un meteorite molto raro rinvenuto nel 2011 contenente frammenti di crosta marziana tra i quali il raro zircone. Proprio gli zirconi si prestano molto bene alla datazione delle rocce e alla conservazione di informazioni riguardanti l'ambiente in cui nascono, e per questo motivo è stato accettato il rischio di distruggere parzialmente il meteorite, tanto raro da costare 9 mila euro al grammo (Evidence for extremely rapid magma ocean crystallization and crust formation on Mars - Nature (Laura C. Bouvier et al.). 

Grazie ad Opportunity, SpiritPhoenix, Curiosity e tanti altri oggetti spaziali inviati su Marte, nonché grazie a tante meteoriti rinvenute sulla Terra e originate proprio dal pianeta rosso, oggi conosciamo molto di Marte ma questo non esclude il fatto che molte domande appaiano ancora aperte, rappresentando veri e propri misteri. 

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 su Marte - almeno uno ogni due anni -  parla di un pianeta che, come la Terra, è un vasto mondo con una lunga storia. Di questa storia, contrariamente alla Terra, Marte ha mantenuto le tracce: il nostro pianeta, con erosione e zolle, ha cancellato il suo archivio: non ci sono indizi sui primi micro-organismi apparsi prima che la chimica del carbonio portasse alla vita. Marte ci può aiutare a ricordare il nostro passato.

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.

Il rover Curiosity su Marte, circondato ovunque dal classico rosso. Crediti NASA
Il rover Curiosity su Marte, circondato ovunque dal classico rosso. Crediti NASA

 

Meteoriti da Marte e il grande libro dell'Antartide

Molte informazioni di Marte ci sono state recapitate dal cielo sotto forma di meteoriti, ma non è semplice trovare meteoriti né riconoscerne l'origine. Innanzitutto, occorre una zona che possa mantenere quasi intatto il meteorite (in termini di composizione: si può anche frammentare ma deve mantenere la propria composizione), una zona sulla quale possa risaltare senza doverlo cercare tra centinaia di migliaia di pietre uguali. Una superficie bianca e asettica è quindi l'ideale: le rocce scure sarebbero davvero note stonate sul pentagramma bianco e si noterebbero subito e, in più, un ambiente freddo e inerme potrebbe evitare forti contaminazioni e mantenere le rocce stesse in uno stato ideale per il mantenimento dei dati. L'Antartide è perfetto anche se i dati al 1969 non erano poi così entusiasmanti visto che dei 2.100 meteoriti ritrovati soltanto 4 provenivano dal continente bianco. Le cose cambiano in fretta e così il tasso di ritrovamento si è impennato fino a circa 1.000 meteoriti all'anno, giungendo a circa 25.000 meteoriti ritrovati nel continente Antartico.  Come un lentissimo tapis-roulant, il ghiaccio trascina tutto il materiale a circa 1-10 metri l'anno di "velocità" fino a quando non incontra un ostacolo, ai piedi del quale le rocce si accalcano, sprofondano nel ghiaccio per poi riemergere garantendo in questo modo ritrovamenti di meteoriti molto antichi. Il 1969 segna una svolta visto che di fronte alla catena delle Montagne Yamoto la spedizione della base giapponese di Syowa rinviene nove meteoriti appartenenti a quattro classi diverse. Fossero nove frammenti di uno stesso meteorite sarebbe "poca roba", ma l'appartenenza a quattro classi differenti indica che si tratta di meteoriti caduti in zone diverse, in tempi diversi e scivolate fino al primo ostacolo, le Montagne Yamoto appunto.  Era solo l'inizio ed era la prova che il ragionamento dello scivolamento delle meteoriti fino a zone di accumulo era giusta, e una delle zone di accumulo papabili si chiamava Allan Hills, verso le Montagne Transantartiche, nei pressi della base targata USA e chiamata McMurdo

Stazione McMurdo, in Antartide. Crediti Gaelen Marsden
Stazione McMurdo, in Antartide. Crediti Gaelen Marsden

Crescono le spedizioni in Antartide e proprio in quel periodo nasce ANSMET (Antartic Search for Meteorites) finanziato dal National Science Foundation. La tecnica era già sperimentata per meteoriti lunari e rocce lunari colte in loco, visto che nel frattempo eravamo già andati sulla Luna: si fotografa il corpo e poi si preleva e si racchiude in contenitori sterili sotto azoto a bassa temperatura. 

Meteoriti SNC

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, dove fu colpito e ucciso un povero cane) e Chassigny (Francia), le prime nelle quali sono stati recuperati oggetti di questo tipo. Soltanto nel 1980 venne comunque accertato come queste meteoriti venissero da Marte. 

Meteorite di Chassigny. Crediti JPL/NASA
Meteorite di Chassigny. Crediti JPL/NASA

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, a Elephant Moraine (codice EETA), 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. Il peso era di 7,938 chilogrammi misurando più di 20 centimetri. Di sicura provenienza extra-terrestre, testimoniata dalla fusione degli strati bruciati in atmosfera, le sue incursioni vetrose (risalenti di nuovo a 180 milioni di anni fa) mostravano miscele di gas inerti perfettamente uguali all'atmosfera marziana, così come tracciata dal lander Viking nel 1976. Avuta questa prova, le meteoriti SNC sono state considerate frammenti del pianeta rosso, ma le domande e le prove non finiscono qui.

EETA79001 - NASA photo # S80-37633
EETA79001
Crediti NASA photo # S80-37633

Occorre caratterizzare la roccia e trovare similitudini con Marte e occorre anche trovare su Marte delle zone che possano aver originato il meteorite. Andiamo per gradi. Innanzitutto abbiamo detto che le rocce hanno subito processi ignei classici di un corpo differenziato, quindi dotato di una certa massa . Anzi, il limite minimo di massa sembra proprio quello di Marte, tagliando quindi fuori asteroidi e Luna. Anche l'età "giovane" è importante e, per inciso, abbiamo già visto come le meteoriti di tipo Shergottite presentino delle incursioni vetrose risalenti a un periodo di circa 180 milioni di anni fa. Si tratta di trasformazioni che richiedono pressioni elevatissime (300 mila atmosfere) quindi, concludendo, si può affermare come questi meteoriti abbiano sperimentato un evento di metamorfismo 180 milioni di anni fa, probabilmente in concomitanza con un impatto in grado di staccarli violentemente dal corpo di origine. Evidenze di bombardamento da raggi cosmici testimoniano poi il viaggio nello spazio, attraverso isotopi radioattivi che decadono in 2 milioni di anni. Quindi, le meteoriti Shergottiti in questione hanno viaggiato nello spazio per un periodo massimo di 2 milioni di anni e provengono da un corpo relativamente vicino, con massa approssimabile a quella di Marte e provengono anche da un corpo differenziato. Si sono formati tra 1,3 e 4,5 miliardi di anni fa e si sono staccati dal corpo in seguito a un violento evento circa 180 milioni di anni fa. A tutto questo si aggiunge la presenza di ferro ossidato, la presenza di elementi minori in misura diversa dalle abbondanze terrestri (il che esclude la Terra come provenienza, ancora più palesemente), la presenza di un paleo-magnetismo molto lieve a indicare che 180 milioni di anni fa il corpo originario aveva un campo magnetico molto debole, la composizione mineralogica simile a quella del terreno marziano. 

Affinché una roccia possa abbandonare Marte deve allontanarsi a una velocità di fuga di 5 km/s, quindi occorre un evento veramente particolare visto che la velocità richiesta non è banale. In più, il frammento viene da una zona relativamente giovane, risalente a "soli" 1,3 miliardi di anni fa. Le zone più "giovani" di Marte sono quelle delle regioni Tharsis e Elysium, ricche di vulcani e quindi di rimescolamento superficiale anche così "recente". In queste zone, quindi, va ricercato un cratere che possegga determinate caratteristiche. L'unico impatto in grado di fornire la velocità richiesta è un impatto obliquo (inclinazione inferiore ai 15° rispetto al suolo) da parte di un corpo di almeno 10 chilometri di diametro. Ma neanche basta: occorre una spinta maggiore per raggiungere i 5 km/s in uscita e una spinta simile può esser data soltanto dalla presenza di un permafrost sub-superficiale in grado di aggiungere l'energia proveniente dalla vaporizzazione del ghiaccio. Le sonde Viking rintracciarono 175 crateri di questo tipo: su territori consoni e di forma allungata a testimoniare l'inclinazione dell'impatto.  La scelta più probabile cadde su un cratere allungato ai piedi del vulcano Ceraunius Tholus, prodotto da un corpo impattante che viaggiava a 10 km/s e con una inclinazione inferiore agli 8°.

Il cratere Ceraunius Tholus, indicato come origine di EETA 79001. Crediti NASA
Il cratere Ceraunius Tholus, indicato come origine di EETA 79001. Crediti NASA

Una ricerca che potrebbe sembrare un po' forzata, se non fosse che il rover della NASA Opportunity, nel 2004, cadde su Marte proprio su una roccia molto particolare, che deviò l'ultimo rimbalzo del rover ancora imballato negli air-bag. Una volta liberato e operativo, Opportunity venne indirizzato proprio verso questa roccia, chiamata opportunamente Bounce Rock e che risultò essere una ottima copia proprio di EETA 79001. Una meteorite marziana su Marte che forse non riuscì a raggiungere la velocità di fuga e cadde di nuovo sul suo pianeta di origine anziché indirizzarsi verso la Terra. 

La storia delle meteoriti da Marte è lunga e duratura e Ottobre 2017 (Nature Communications) rivela ulteriori dettagli sulla classe di meteoriti indicata come Nakhlite: c'era un buco di 90 milioni di anni nella storia marziana raccontata dalle rocce mentre nuove analisi hanno portato a nuove informazioni in grado di rivelare anche quale sia il vulcano che originò queste rocce, il tutto basandosi su tecniche spettrometriche. Le Nakhlite sono al secondo posto per numerosità di oggetti rinvenuti: tre sono state trovate in Antartide, una negli USA, una in Africa del Nord-Ovest e una in Egitto: i dati mostrano come un vulcano sia eruttato almeno quattro volte nel corso di 90 milioni di anni. L'esposizione ai raggi cosmici ha confermato che queste pietre sono state espulse da Marte circa 11 milioni di anni fa, tutte insieme mentre la geocronologia dell'argon ha consentito di stabilire al meglio l'età delle stesse: sono quattro le eruzioni in novanta milioni di anni, un tempo lunghissimo se confrontato all'attività dei vulcani terrestri, limitata a pochi milioni di anni al massimo. Le rocce provengono da un cratere senza nome posto a 900 chilometri dalla sommità dell'Elysium Mons, alto 12.6 chilometri, e a 2000 chilometri a Nord rispetto al luogo che visitato dal rover Curiosity. Il cratere, come risulta dalle sonde NASA, ha un diametro di 6.5 chilometri e ha preservato molto bene la raggiera di detriti. 

Un'altra meteorite ha consentito di rinvenire materiale organico nei propri minerali carbonatici, probabilmente conservato per 4 miliardi di anni dall'età noachiana. I minerali carbonatici precipitano dalle acque sotterranee e questo potrebbe giocare a favore di un Marte precocemente umido e ricco di composti organici (Mizuho Koike et al, Conservazione in situ di composti organici contenenti azoto nei carbonati marziani noachianiNature Communications - 2020).

Le missioni spaziali verso Marte

L'uomo manda oggetti verso Marte dagli anni Sessanta, tra fly-by, orbiter, lander e rover. Per la NASA tutto è iniziato con il fly-by del Mariner 4 il 14 luglio 1965 per un inizio di esplorazione che vede per i primi decenni la partecipazione di USA e URSS. L'idea di comprendere il pianeta rosso è stata sempre presente nel pensiero della NASA, ma, anche se Marte è uno dei pianeti più vicini al nostro, ben presente anche nel cielo notturno, è stato estremamente difficile pensare di arrivare ad esplorarlo per davvero.

Un favorevole allineamento planetario per missioni su Marte si verifica ogni due anni e due mesi circa e, anche con allineamento favorevole, occorre una grande energia per arrivare sul pianeta. Ciò nonostante, l'Unione Sovietica ha fatto ben due tentativi di inviare due sonde su Marte nel 1960 e altri tre tentativi nel 1962. Il 1964 vede un nuovo tentativo fallito per l'Unione Sovietica e il primo per gli Stati Uniti, con la sonda Mariner 4 che - partita il 28 novembre di quell'anno - divenne, sette mesi e mezzo dopo, il primo oggetto costruito dall'uomo a volare con successo su Marte. La sonda, dotata di un telecamera di nuova concezione, ha inviato 21 immagini della superficie del pianeta, le prime immagini di Marte visto così da vicino, immagini che mostrano chiaramente la totale assenza di canali artificiali, di acqua e di qualsiasi tipo di vita. 

Le sonde successive vennero lanciate all'ombra del programma Apollo nei primi mesi del 1969, le Mariners 6 e 7. I due veicoli spaziali sorvolarono l'equatore e le regioni polari meridionali, senza tuttavia riuscire a vedere l'intera superficie marziana. La Mariner 8 e 9 si posero questo obiettivo nel 1971, ma solo la Mariner 9 riuscì nella sua impresa riuscendo a mappare l'85% della superficie di Marte, rilevando giganteschi vulcani e le prove che grandi quantità di acqua una volta scorrevano sulla superficie. Fu con le missioni Viking che la NASA concentrò i suoi sforzi per riuscire ad atterrare sul pianeta rosso: sia la Viking 1 che la Viking 2 riuscirono ad atterrare su Marte nel 1976, con l'obiettivo principale di cercare forme di vita. Gli esperimenti tuttavia si rivelarono inconcludenti, anche se i due orbiter e i due lander che formavano il pacchetto Viking hanno restituito dati preziosi relativi al pianeta.

Solo 17 anni dopo la NASA ecise di tornare a cercare informazioni su Marte, dopo che gli anni 80 li aveva dedicati al Sistema Solare esterno. Nel settembre 1992 viene lanciata la sonda Mars Observer, progettato per studiare geologia, geofisica e clima del pianeta marziano, ma che solo dopo un anno di attività concluse la sua missione proprio mentre si accingeva ad entrare nell'orbita di Marte. Grande successo ebbe la missione Mars Global Surveyor che - lanciata a novembre 1996 e entrata in orbita a settembre 1997 - ha operato per ben più di quattro volte la durata della missione prevista, restituendo dati per oltre 9 anni. La missione ha esaminato l'intera superficie di Marte e la sua atmosfera , ha identificato minerali e tratti geologici legati all'acqua. Altra missione di successo del 1996 fu Mars Pathfinder poiché fu una missione a budget limitato: il rover Sojourner - che il modulo di atterraggio portò su Marte - divenne il beniamino del pubblico e trasmise dati per i tre mesi successivi, suggerendo come una volta il pianeta dovesse essere molto più caldo e umido rispetto al presente.

Le missioni del 1998, Mars Climate Orbiter, e del 1999, Mars Polar Lander, furono invece dei fallimenti dovuti forse all'approccio in uso quel momento del "meglio più veloce e più economico". 

Gli anni 2000 segnano una serie di successi NASA delle missioni robotiche su Marte. E' la volta di Mars Odissey progettata per rilevare acqua e ghiaccio sepolto e studiare l'ambiente intorno a Marte. Il 2003 è la prima volta dell'ESA (Agenzia Spaziale Europea) che, con la missione dell'orbiter Mars Express, avrebbe dovuto portare su Marte anche il lander Beagle 2, facendo registrare tuttavia un fallimento.

Il 2003 è anche la volta di Spirit e Opportunity, rover identici che si sono dedicati a diverse regioni di Marte. Il loro obiettivo principale era quello di esaminare la geologia del pianeta per trovare prove che una volta l'acqua esisteva su Marte. I due rover sono rimasti operativi a lungo prima di rimanere a corto di corrente a causa dei tempeste globali di sabbia.

Nel 2005 è la volta di Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) che su Marte dal 2006 ha utilizzato telecamere, spettrometri e radar per analizzare.

Il 2007 tocca alla missione Phoenix Mars Lander, una missione considerata di successo, vista sia la storia che la gran quantità di informazioni che ha restituito sulla Terra.

Il 2012 vede l'arrivo del veicolo spaziale Curiosity, mandato su Marte per stabilire le condizioni favorevoli alla vita microbica nel sito di Gale Crater

MAVEN, lanciato nel 2013 e in orbita dal 2014, si sta occupando di studiare l'atmosfera del pianeta e la sua storia climatica. 

L'ultima missione della NASA è ExoMars 2020, missione che ha visto l'introduzione in orbita di un satellite per lo studio atmosferico (TGO - Trace Gas Orbiter) e il fallimento dell'atterraggio del lander di test Schiaparelli. Il lander "vero" sarebbe dovuto partire nel 2020 ma ritardi tecnici e la pandemia del coronavirus hanno fatto slittare il lancio al 2022. Ultimo arrivato è il lander InSight, dedicato allo studio dell'interno di Marte.

Infografica delle missioni su Marte. Crediti ESA
Infografica delle missioni su Marte. Crediti ESA

 

Ultimo aggiornamento del: 03/06/2020 16:17:51

Caratteristiche strutturali di Marte

Il pianeta Marte nasconde al suo interno alcuni misteri relativi alla storia passata. In particolare, una dicotomia tra i due emisferi lascia spazio, attualmente, a diverse interpretazioni sulle possibili cause.

Struttura interna di Marte. Credit: 2020 Takashi Yoshizaki
Struttura interna di Marte. Credit: 2020 Takashi Yoshizaki

La formazione di Marte potrebbe aver richiesto un tempo decisamente lungo: colpito da planetesimi e piccoli protopianeti fino a 1200 miglia di diametro, il mix di materiali associato a questi impatti potrebbe essere indicativo della storia formativa del pianeta rosso, anche di quelle registrata nelle meteoriti. Queste infatti mostrano nel tempo variazioni molto ampie di elementi siderofili come tungsteno e platino, i quali tendono a migrare dal mantello verso le zone più profonde durante il processo formativo e la loro presenza nelle meteoriti indica bombardamenti avvenuti dopo il termine della prima fase di bombardamento. Marte ha ricevuto elementi come platino e oro dalle prime collisioni che hanno forgiato l'eterogeneo mantello marziano. Basandosi sul tasso degli isotopi del tungsteno presenti nelle meteoriti si può arguire una formazione rapida per Marte, in circa 2-4 milioni di anni dopo l'inizio della formazione del Sistema Solare , ma le prime collisioni con oggetti semi-diversificati potrebbero aver alterato il bilancio isotopico e questo potrebbe allungare il tempo di formazione fino a 20 milioni di anni (S. Marchi el al., "A compositionally heterogeneous martian mantle due to late accretion," Science Advances - 2020).

Il video in alto evidenzia la simulazione portata avanti al SwRI: Marte e il proiettile sono rappresentati da 1.2 milioni di particelle. Il proiettile ha un diametro di 2000 chilometri e colpisce il pianeta con angolazione di 45° e alla velocità di 10 km/s. Marrone e verde evidenziano il nucleo e il mantello del proiettile mentre il grigio scuro evidenzia il nucleo di Marte e il grigio chiaro il suo mantello. Crditi Southwest Research Institute/Marchi

Una volta formato (vedi formazione planetaria nel Sistema Solare), Marte dovrebbe aver completato la propria struttura diversificata in nucleo, mantello e crosta nel giro di appena cinquanta milioni di anni, mantenendo una attività geologica per circa un miliardo di anni. Il calore sviluppato dal nucleo in accrescimento veniva trasferito verso l'esterno dal mantello, la cui parte superiore esposta a impatti, vulcanismo e successivi movimenti finì per solidificarsi in crosta. La crosta ha uno spessore di circa 50 chilometri, peccando però in uniformità visto che in alcune zone dovrebbe raggiungere i 125 chilometri. La sua densità, rivista nel 2017, è misurata in 2600 km/m3 (Goddard Space Flight Center), risultando quindi abbastanza porosa.

Il mantello, spesso da 50 a 1810 chilometri, ha una densità superiore a quella del mantello terrestre di circa 2,35 volte e si compone di silicati. Il mantello risulta stranamente ricco di metalli e di elementi siderofili. "Stranamente" perché la fase di accrescimento successivo (late accretion) dei pianeti dovrebbe comportare l'acquisizione di ulteriore massa in concomitanza con una differenziazione a strati, la quale dovrebbe far scivolare verso il nucleo gli elementi più pesanti. I nuclei sono infatti composti di ferro e altri elementi siderofili come oro, argento, platino, iridio e tanti altri. Questi elementi dovrebbero essere poco presenti nel mantello dei pianeti. Il fatto che questi elementi siano presenti implica una sorgente successiva a quella di separazione interna e questa sorgente è stata indicata in un impatto avvenuto tra 4.4 e 4.5 miliardi di anni fa. L'analisi delle meteoriti marziane mostra un accrescimento tardivo, su Marte, pari allo 0.8% della massa, una quantità che necessita di un impatto singolo con un corpo di almeno 1200 chilometri di diametro. Lo stesso impatto gigante potrebbe aver creato la dicotomia tra gli emisferi di Marte ma anche le due piccole lune marziane.  

In base ai dati recuperati dal meteorite marziano Tissint, rinvenuto in Marocco nel 2011, la temperatura interna di Marte tra i 40 e gli 80 chilometri si aggira intorno ai 1560°C, una misura in linea con le stime precedenti e con i primi dati di InSight. Il meteorite - parte del mantello superiore - ha rivelato il dato attraverso alcune inclusioni di olivina anche se lo studio si basa su deduzioni legate sia allo strato di provenienza della roccia (mantello, appunto) sia alla struttura di provenienza, indicata come una camera magmatica. Dati i tempi recenti della roccia, si aggiunge un altro indizio a favore della teoria che vuole Marte ancora attivo tramite attività convettiva (Meteoritics & Planetary Science - “Convective activity in a Martian magma chamber recorded by P‐zoning in Tissint olivine” - N. Mari et al.)

Il nucleo, tra i 1810 e i 3390 chilometri, è composto di ferro, nichel e zolfo e dovrebbe trovarsi allo stato solido viscoso, il che limita il campo magnetico e le attività geologiche, in pratica assenti o quasi. Appena al suo esterno dovrebbe essere presente una parte liquida di roccia fusa, i cui effetti si mostrano analizzando le maree nella crosta e nel mantelloin rapporto ai passaggi di Sole, Deimos e Phobos. Informazioni aggiuntive sulla struttura interna di Marte sono demandate alla missione InSight, un laboratorio superficiale dotato di strumenti di sismologia e penetrazione del suolo planetario. La massa del nucleo è appena un sesto della massa totale del pianeta, il che è coerente con la maggior presenza di atomi di ossigeno del pianeta rispetto alla Terra. Sulla composizione esistono però, naturalmente, dei dubbi visto che all'interno non è possibile andare e che la sonda InSight non ha fornito ancora tutti i dati attesi. Esistono così degli esperimenti sulla Terra che consistono nel riprodurre la lega ferro-zolfo ipotizzata e nel vedere come si propagano le onde sismiche al suo interno. Se i futuri osservatori osserveranno propagazioni di onde simili a quelle simulate sarà possibile stabilire con ragionevole certezza che effettivamente la composizione interna di Marte è stata riprodotta nel modo corretto (Effect of sulfur on sound velocity of liquid iron under Martian core conditionsNature Communications).

La struttura interna è sempre stata soggetta a ipotesi e modelli deduttivi, soprattutto sulla base di misurazioni a opera dei satelliti in orbita marziana in attesa dei risultati dei sismografi dei lander come InSight (Takashi Yoshizaki et al. La composizione di MarteGeochimica et Cosmochimica Acta - 2020). E i dati di InSight sono giunti a metà 2020 - tramite sismografo - fissando il divario tra crosta e mantello a 35 chilometri sotto la superficie. All'interno del mantello è stata poi identificata una zona di transizione in cui i silicati di ferro e magnesio subiscono un cambiamento geochimico. Sopra la zona, gli elementi formano olivina mentre al di sotto calore e pressione creano una compressione che porta al minerale wadsleyite. Questa zona di transizione si trova a 1110-1170 chilometri sotto la superficie. Il terzo confine misurato da InSight è quello tra mantello e nucleo ferroso, fissato tra 1520 e 1600 chilometri di profondità (Geophysical Research Letters - 2020).

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.

Panorama di Marte ottenuto a grande risoluzione dal rover Curiosity tra il 24 novembre e il 1 dicembre 2019. Crediti NASA/JPL-Caltech/MSSS
Panorama di Marte ottenuto a grande risoluzione dal rover Curiosity tra il 24 novembre e il 1 dicembre 2019. Più di mille immagini per un totale di 1.8 miliardi di pixel.
La regione inquadrata è Glen Torridon, a lato di Mount Sharp. Crediti NASA/JPL-Caltech/MSSS

L'asimmetria tra emisfero Nord e emisfero Sud

Una caratteristica di Marte - legata alla struttura interna - 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 topografia delle alte pianure dell'emisfero sud rivela una superficie più recente e 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.

Mappa di Marte. Crediti NASA
Mappa di Marte. Crediti NASA

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. 

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.

Mappa graivitazionale di Marte centrata sulla regione Tharsis. Le regioni bianche al centro mostrano la gravità maggiore a causa dei vulcani. Il blu indica la minore gravità. Crediti MIT/UMBC-CRESST/GSFC
Mappa graivitazionale di Marte centrata sulla regione Tharsis.
Le regioni bianche al centro mostrano la gravità maggiore a causa dei vulcani.
Il blu indica la minore gravità. Crediti MIT/UMBC-CRESST/GSFC

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. Queste misurazioni forniscono indicazioni riguardanti lo spessore della crosta e la presenza di anomalie sub-superficiali dovute alla convezione nel mantello. Le variazioni gravitazionali hanno rivelato come la crosta di Marte sia spessa 40 chilometri nell'emisfero nord e 70 chilometri nell'emisfero sud, ma questa variazione non sembra essere legata all'asimmetrica convezione nel mantello. Lungo la zona di transizione tra altopiani e pianure, la crosta non mostra le variazioni di spessore attese. i dati della mappa derivano dalla combinazione dei dati del Mars Global Surveyor (MGS), del Mars Odissey (ODY) e del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) per un totale di sedici anni di dati: tre satelliti per una nuova mappa di gravità del pianeta Marte, in grado di dire molto riguardo la struttura interna del pianeta rosso e, di rimando, anche sui possibili luoghi migliori per un futuro ammartaggio. 

La migliorata risoluzione della mappa induce a nuove spiegazioni, adatte a giustificare le differenti strutture e i confini che separano la bassa zona dell'emisfero nord da quella pesantemente craterizzata e più alta dell'emisfero sud. I dati confermano un nucleo esterno liquido, di roccia fusa, garantita dalle maree nella crosta e nel mantello marziani, provocate dalle forze gravitazionali del Sole e delle due piccole lune. Inoltre, le mutazioni gravitazionali negli ultimi undici anni (periodo del ciclo solare) hanno consentito di estrapolare la quantità di biossido di carbonio che congela nelle calotte polari durante le stagioni invernali, con spostamenti di materiale tra i poli durante i cambiamenti stagionali. 

Ad esempio: un'area di bassa gravità tra Acidalia Planitia Tempe Terra era interpretata, inizialmente, come un sistema di canali in grado di trasportare acqua e sedimenti dall'altopiano nord di Marte verso il bassopiano, miliardi di anni fa quando il clima marziano era più umido di quanto non lo sia oggi. La nuova mappa mostra come questa anomalia gravitazionale sia in effetti più ampia e segua il confine tra altopiano e bassopiano. Il sistema di gravità non può essere dovuto, quindi, solamente ai canali.  Spiegazione alternativa vede l'anomalia come conseguenza della flessione della litosfera (lo strato più forte ed esterno del pianeta) dovuto alla formazione della regione Tharsis. Con la crescita del vulcano, gli strati limitrofi avrebbero perso peso.

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.

Ultimo aggiornamento del: 06/08/2020 17:41:10

Il campo magnetico di Marte

Già nel 1977 il Mars Global Sorveyor ha trovato i resti di un antico e potente (una volta) campo magnetico marziano, in grado di lasciare effetti ancora riscontrabili sulla superficie, dove regnano anomalie magnetiche.

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

Campi magnetici marziani dai dati di MGS. Crediti NASA
Campi magnetici marziani dai dati di MGS. Crediti NASA

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 sia scomparso. 

Marte ha una crosta magnetizzata caratterizzata da anomalie magnetiche, misurate in nanoTesla e trovate quasi esclusivamente nei terreni più antichi dell'emisfero sud. I campi misurati sono dieci volte più intensi rispetto alle più forti controparti terrestri, misurate vicino Kursk in Russia.

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 (stime fino a un miliardo), il calore rimasto sia 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.

Una letteratura molto viva è accesa sulla durata del magnetismo marziano: si è sempre ritenuto che il campo magnetico possa essere stato attivo tra 4.3 e 4.2 miliardi di anni fa, visto che non sono mai state rinvenute tracce magnetiche in un bacino creato 3.9 miliardi di anni fa. Il magnetismo si evidenzia dalle rocce raffreddate e proprio da queste - in particolare dai flussi di lava di Lucus Planum - sembra giungere conferma di un periodo molto più esteso per la durata del campo magnetico, almeno fino a 3.7 miliardi di anni fa. Campi magnetici meno intensi sono stati anche riscontrati sul Borealis Basin, nell'emisfero nord, formato 4.5 miliardi di anni fa e tra le strutture marziane più antiche. Le due osservazioni fissano quindi, ad oggi, un limite massimo e uno minimo all'estensione temporale del campo magnetico di Marte. I dati in questione sono venuti da Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN), sonda NASA dedicata allo studio atmosferico del pianeta ("Timing of the martian dynamo: New constraints for a core field at 4.5 and 3.7 GaScience Advances - 2020). 

Le rocce magmatiche costituenti la crosta marziana sono spesso magnetiche, come hanno dimostrato anche i dati di InSight nella cavità di Homestead, dove sono stati registrati valori dieci volte maggiori rispetto a quanto studiato dagli strumenti in orbita. Questo gioca a favore della presenza di rocce sotterranee magnetizzate, con valori che variano dal giorno alla notte e che fanno registrare pulsazioni intorno alla mezzanotte. 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 raffreddate 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.

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. 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 quello misurato 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. 

Una nuova tipologia di aurora è stata trovata su Marte dalla sonda MAVEN, una aurora che si manifesta su gran parte del cielo diurno del pianeta rosso. Sebbene in genere siano gli elettroni ad accendere le aurore, a volte i protoni producono lo stesso effetto e ora MAVEN ha consentito di apprendere come i protoni stiano provocando su Marte ciò che in genere gli elettroni fanno sulla Terra. Le probabilità aumentano quando il Sole espelle impulsi di protoni particolarmente forti, atomi di idrogeno strappati agli elettroni dal calore intenso e inviati come vento solare fino a tre milioni di chilometri orari. La scoperta è stata ottenuta combinando i dati in rialzo ottenuti dalla camera ultravioletta di MAVEN con dati, anch'essi in rialzo, ottenuti dal misuratore di vento solare. I protoni, però, per generare una aurora devono superare la barriera magnetica elevata da Marte e per far questo i protoni del vento solare si trasformano in atomi neutri sottraendo elettroni dal perimetro esterno della nube di idrogeno che circonda il pianeta. Il bow shock può deviare soltanto particelle cariche e così gli automi neutri continuano attraverso, colpiscono l'atmosfera e parte della loro energia viene emessa in luce ultravioletta visibile a MAVEN. Non si tratta, quindi, di un effetto soltanto luminoso ma indica che il bow shock non va a deviare tutto il vento solare, il quale può quindi passare e aumentare il contenuto di idrogeno in atmosfera. Sulla Terra, dove il bow shock è più forte, zone di lasciapassare esistono soltanto in prossimità dei poli e per questo motivo le aurore da protone sono più rare. Venere e Titano, ad esempio, hanno un campo magnetico minore e una quantità elevata di idrogeno in alta atmosfera: probabilmente lo stesso processo è causa di questo eccesso.

La coda magnetica

Rappresentazione della coda magnetica marziana. Crediti NASA/MAVEN
Rappresentazione della coda magnetica marziana.
Crediti NASA/MAVEN

Marte possiede una coda magnetica invisibile, una coda che interagisce con il vento solare e si attorciglia, secondo i dati ottenuti a fine 2017 dal Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission (MAVEN) della NASA. Da questo indizio potrebbero venir fuori molte informazioni riguardanti il modo in cui Marte possa aver perso nella sua storia una atmosfera che, un tempo, garantiva un clima molto diverso da quello attuale. La coda magnetica di Marte è unica nel Sistema Solare poiché si tratta di una sorta di ibrido tra quella di Venere, che non possiede un campo magnetico proprio, e quella terrestre, che invece lo possiede. Un ruolo importante potrebbe essere giocato dalla riconnessione magnetica, in grado di determinare - se esistente - questo processo di deviazione della coda da quanto previsto in base alla direzione dei campi magnetici di Marte e del vento solare, in misura di 45°: Marte, quindi, non ha un campo magnetico globale avendolo perso da miliardi di anni e ciò che resta oggi è un fossile di quel campo magnetico, presente ancora in qualche regione a livello locale. La coda si formerebbe quando i campi magnetici del vento solare si uniscono a questi fossili in un processo chiamato riconnessione magnetica. Se il vento solare è orientato in direzione opposta al campo superficiale marziano, i due campi si uniscono, si riconnettono e questo può favorire la perdita di atmosfera nello spazio. Gli ioni atmosferici rispondono alle forze elettriche e magnetiche e fluiscono lungo le linee del campo magnetico. Dal momento che la coda magnetica di Marte è composta dal legame tra il campo locale e quello del vento solare, gli ioni si ritrovano davanti una autostrada verso lo spazio. 

Le variazioni del Bow Shock

Rappresentazione del bow-shock di Marte. Crediti ESA/Mars Express
Rappresentazione del bow-shock di Marte. Crediti ESA/Mars Express

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. 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 come la posizione del bow shock sia 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. 

Ultimo aggiornamento del: 04/05/2020 10:25:59

Atmosfera di Marte

Lo studio atmosferico di Marte si divide tra il passato del pianeta e la composizione attuale. Una storia che parla di acqua superficiale deve vedere una atmosfera remota molto diversa da quella attuale, studiata soprattutto da sonde come MAVEN

Il fatto che il pianeta Marte porti i segni di una antica presenza di acqua superficiale costringe i planetologi a fare i conti con un passato atmosferico molto diverso dalla situazione attuale, in cui temperatura e pressione consentivano la presenza di laghi e di fiumi. Lo studio atmosferico di Marte deve quindi passare per una analisi del passato, per una analisi del presente (non privo di misteri, nonostante le numerose sonde presenti in loco) e per la comprensione dei processi che possano aver portato a una trasformazione così netta, tale da far diventare il pianeta rosso un luogo arido e inabitabile.

Il passato atmosferico di Marte

Un lento processo di erosione dell'acqua fluente, un tempo presente e presto persa, richiede condizioni di caldo ed umido, il che è sorprendente per due ragioni. La prima ragione è che Marte è abbastanza distante dal Sole; la seconda è che il Sole a quel tempo - parliamo di un periodo tra 3.5 e 4 miliardi di anni fa - era giovane ed aveva una luminosità inferiore del 25% a quella attuale. in queste condizioni la temperatura del pianeta dovrebbe essere stata teoricamente intorno a -75°C in assenza di atmosfera . Un fenomeno simile si può spiegare soltanto con  un effetto-serra molto forte. Un pianeta è riscaldato dalla radiazione solare ed è raffreddato dall'emissione dalla radiazione in infrarosso verso lo spazio interplanetario. L'effetto serra si verifica quando i gas freddi dell'atmosfera consentono alla radiazione solare di penetrare ma non consentono alla radiazione (termica) infrarossa emessa dalla superficie di uscire, inducendo un riscaldamento

La primitiva atmosfera marziana dovrebbe essere stata composta da anidride carbonica con tracce di azoto, argon e vapore d'acqua. A quel tempo, c'era abbastanza anidride carbonica da mantenere la pressione atmosferica a circa 1 bar, simile alla Terra. In questa atmosfera, soltanto l'anidride carbonica ed il vapore d'acqua sarebbero stati in grado di contribuire all'effetto serra, ma questi due gas da soli non sarebbero stati in grado di alzare le temperature fino superare lo 0°C. Per risolvere l'arcano è necessario tenere in considerazione la presenza di altri gas come l'ammoniaca, il metano ed il biossido di zolfo. Questo mix non sembra comune visto che si tratta di gas molto instabili nella primordiale atmosfera marziana, a meno che non siano stati prodotti permanentemente dall'attività vulcanica. Instabili, quindi, ma continuamente forniti da qualche processo attivo. Sembra più probabile che Marte fosse riscaldato da nubi di anidride carbonica ghiacciato. Si può ipotizzare una densa atmosfera, ricca di anidride carbonica, con la tendenza a condensarsi in nubi di CO2 ghiacciata. Queste nubi sarebbero state in grado di riflettere ed intrappolare la radiazione termica emessa dalla superficie, riscaldando considerevolmente il pianeta. L'effetto serra potrebbe aver trovato un aiuto anche da parte di un 5% atmosferico di idrogeno molecolare (Geoscience - 2013) mentre anche l'attività vulcanica potrebbe aver contribuito: il Tharsis avrebbe in tal caso modificato l'atmosfera tramite i gas espulsi, innescando o favorendo un già presente riscaldamento globale o effetto serra tali da consentire la presenza di acqua liquida. 

Lo scenario che a questo punto ci si presenta parla di un Marte giovane avvolto da dense nubi, sotto le quali scorrono fiumi in semi oscurità.

La perdita dell'atmosfera e la fine delle "oasi" marziane

Dallo scenario visto finora, si arriva alla situazione attuale che vede in Marte un pianeta arido e freddo, con una tenue atmosfera che esclude la presenza di fiumi. Quando e come si è verificato questo cambiamento atmosferico? E quanta atmosfera è stata persa?

Marte e Terra, un confronto che potrebbe riguardare anche Marte attuale e Marte di un tempo. Crediti NASA
Marte e Terra, un confronto che potrebbe riguardare anche Marte attuale e Marte di un tempo. Crediti NASA

Per la quantità, un modo per misurare lo spessore dell’atmosfera originaria di Marte, andata poi persa, consiste nell’analisi isotopica dell’ossigeno: gli isotopi pesanti e leggeri, sul nostro pianeta , sono in un ben determinato rapporto mentre su Marte esiste uno squilibrio netto a favore degli isotopi più pesanti, indice che quelli leggeri sono i primi (come logica vuole) a essere stati persi. Proprio a partire da questi dati - forniti dall'Infrared Telescope Facility a Mauna Kea) è possibile risalire a quanto fosse spessa l’atmosfera marziana e quanto velocemente gli isotopi leggeri siano stati persi. Il problema, tuttavia, è che le diverse misurazioni dell’ossigeno-18 e quella dell’ossigeno-16 non portano a un tasso consistente, ma decisamente variabile in base alla sonda usata. La variabilità potrebbe tuttavia essere legata a cambiamenti reali che si verificano durante il giorno marziano. Se questo è vero, allora le precedenti misurazioni non sono in contrasto poiché effettuate in diversi orari, tanto che risultano perfettamente in linea con quanto stimato a varie ore del Sol marziano. La causa delle variazioni diurne potrebbe risiedere nella temperatura  del suolo (Timothy A. Livengood et al. Evidence for diurnally varying enrichment of heavy oxygen in Mars atmosphere, Icarus - 2019).  

IMPATTI METEORITICI

Durante il primo miliardo di anni, Marte e Terra hanno subito collisioni con asteroidi molto grandi ed i violenti impatti hanno disperso gran parte dell'atmosfera marziana nello spazio. La Terra, con la sua maggiore gravità, ha reagito meglio ed è riuscita a mantenere i propri gas, ma questa teoria, da sola, non basta a spiegare totalmente il motivo per il quale Marte oggi ha una atmosfera così tenue. I calcoli basati su ciò che conosciamo oggi sull'erosione atmosferica portano a pensare che, alla fine del bombardamento pesante, l'atmosfera marziana fosse comunque più massiccia di quanto non lo sia oggi.

REAZIONI CON LA SUPERFICIE

In presenza di acqua liquida, l'anidride carbonica in atmosfera reagisce chimicamente con le rocce superficiali formando carbonati e riducendo il volume dell'atmosfera stessa. Sulla Terra questo processo è bilanciato dal riciclo di rocce indotto dal processo tettonico ma su Marte la tettonica non è presente e la maggior parte dell'atmosfera viene probabilmente trasformata in carbonati sulla superficie. Dove sono questi carbonati? Non è stata ancora trovata una traccia definita, neanche tramite appositi strumenti. Soltanto poche tracce sono state trovate nella meteorite ALH84001. E' possibile immaginare uno scenario dove i carbonati non si sono proprio formati. Se il primitivo ambiente marziano ha incoraggiato i depositi di solfati, l'acqua superficiale dovrebbe essere stata relativamente acida e molti tipi di carbonati sono impossibilitati a formarsi in condizioni simili.

FUGA NELLO SPAZIO

Un pianeta dovrebbe esercitare una attrazione gravitazionale abbastanza forte da ritenere la propria atmosfera. Su un corpo relativamente piccolo come la Luna, ad esempio, il semplice moto termico delle molecole di gas è già abbastanza da disperdere le molecole stesse nello spazio. Sulla Terra questo tipo di perdita è molto debole eccetto il caso dei gas più leggeri, come idrogeno ed elio. Su Marte la gravità è abbastanza alta da assicurare la ritenzione della maggior parte di diossido di carbonio e vapore acqueo. Ci sono altri processi che portano atomi e molecole a fuggire: le reazioni risultanti dalla radiazione ultravioletta del Sole e l'interazione dei venti solari con gli ioni nell'alta atmosfera sono fattori che possono contribuire in ampia parte, anche se non per tutti. Infatti, nella fuga di atmosfera da Marte il ruolo del Sole sembra diverso da quanto ipotizzato da sempre: si è sempre ritenuto come la fuga di ioni fosse causata da un effettivo trasferimento di energia dal vento solare alla ionosfera marziana ma ciò che, contro-intuitivamente, si nota è, invece, come l'incremento di produzione di ioni innescato dalla radiazione ultravioletta si comporti addirittura come uno scudo per l'atmosfera marziana. Davvero una minima energia, però, è sufficiente agli ioni stessi a fuggire nello spazio e questo è imputabile alla bassa gravità marziana. La natura ionizzante delle radiazioni solari produce più ioni di quelli che possono essere rimossi dal vento solare. Sebbene l'aumento della produzione di ioni contribuisca a proteggere l'atmosfera inferiore dall'energia trasportata dal vento solare, il riscaldamento degli elettroni sembra essere sufficiente a spazzar gli ioni creando una sorta di vento polare. La debole gravità di Marte non trattiene gli ioni, che fuggono nello spazio a prescindere dall'energia fornita dal vento solare.  Su Venere, dove la gravità è maggiore, serve molta più energia per liberare l'atmosfera in questo modo e gli ioni che escono dal lato rivolto verso il Sole probabilmente ricadono sul pianeta, salvo ulteriori accelerazioni.  Su Venere l'energia del vento solare può quindi avere un peso rilevante, ma su Marte può limitarsi ad accelerare una fuga già in atto (Global Mars-solar wind coupling and ion escape - Journal of Geophysical Research: Space Physics (Robin Ramstad et al.). A questo punto, forse un campo magnetico non è poi così importante come la gravità stessa anche se il campo magnetico terrestre deflette il vento solare sopra il livello dell'atmosfera e questo - si ritiene - contribuisce al mantenimento atmosferico. Marte è da tempo senza un campo magnetico globale proveniente dall'interno e gli ioni di ossigeno, accelerati dalla radiazione ionizzante, possono incontrare le molecole di anidride carbonica e farle fuggire nello spazio.  

La mappa delle correnti elettriche su Marte ottenuta da MAVEN aiuta nella comprensione delle interazioni: il vento solare non penetra facilmente nell'atmosfera superiore di pianeti non magnetizzati come Marte ma le correnti che portano alla ionosfera del pianeta causano un accumulo e un rafforzamento del campo magnetico stesso, creando una magnetosfera indotta. Quando gli ioni e lgli elettroni del vento solare si infrangono su questo campo magnetico indotto, più vicino a Marte, sono costretti a fluire a causa della opposta carica elettrica. Alcuni ioni scorrono in una direzione mentre altri elettroni si dirigono nella direzione opposta dando vita a correnti elettriche che si propagano dal lato diurno a quello notturno. Allo stesso tempo i raggi X e  UV ionizzano parte dell'atmosfera superiore in modo costante, rendendola un mix di elettroni e ioni carichi che possono condurre elettricità.  Senza un campo magnetico globale le correnti indotte dal vento solare possono formare una connessione elettrica diretta all'atmosfera superiore marziana e queste trasformano l'energia del vento solare in campi magnetici ed elettrici che accelerano le particelle atmosferiche cariche verso lo spazio, guidandone la fuga (Robin Ramstad et al. The global current systems of the Martian induced magnetosphereNature Astronomy - 2020).

 

 

Le cause della perdita di atmosfera da parte di Marte potrebbe essere scritta in libri che conosciamo bene come le meteoriti marziane ALH 84001 e NWA 7034. I nuovi dati riguardano in particolare il gas xenon (Xe) e indicano come l'atmosfera iniziale di Marte fosse abbastanza pregna di idrogeno atmosferico da aver determinato la frammentazione di Xe, rimuovendo in maniera selettiva gli isotopi più leggeri attraverso il processo di fuga idrodinamica.  Il processo dovrebbe aver trovato il proprio culmine poche centinaia di milioni di anni dopo la formazione, quindi più di 4 miliardi di anni fa. Sulla Terra il frazionamento isotopico di xenon è stato molto graduale ed è durato per una enorme porzione della storia planetaria, a indicare come le dinamiche atmosferiche sui due pianeti abbiano preso da subito strade diverse. I dati portano a ritenere che l'acqua liquida su Marte potrebbe non essere stata abbondante se non nelle primissime fasi, per poi lasciar spazio a un clima freddo e secco per la stragrande durata della storia marziana (Meteorites reveal story of Martian climate - Earth and Planetary Science Letters (Lawrence Livermore National Laboratory). 

Il ruolo delle aurore

Immagine in ultravioletto dell'aurora di protoni su Marte osservata da MAVEN. Da sinistra, immagine comprendente l'idrogeno neutro, sottratto a destra. Credit: Embry-Riddle Aeronautical University/LASP, U. of Colorado
Immagine in ultravioletto dell'aurora di protoni su Marte osservata da MAVEN. Da sinistra, immagine comprendente l'idrogeno neutro, sottratto a destra.
Credit: Embry-Riddle Aeronautical University/LASP, U. of Colorado

A differenza di quanto avviene sul nostro pianeta, le aurore marziane possono verificarsi durante il giorno e raggiungono la luce ultravioletta divenendo invisibili all'occhio umano. Possono però essere osservate dallo strumento Imaging UltraViolet Spectrograph (IUVS) a bordo della sonda MAVEN (Mars Atmosfphere and Volatile EvolutioN), la quale - nel 2016 - potrebbe aver individuato la più comune tipologia di aurora marziana. Non si tratta di un mero aspetto estetico: le aurore marziane sono generate indirettamente dall'idrogeno coinvolto nel processo di perdita atmosferica da parte del pianeta: non è quindi un caso se i dati di MAVEN evidenzino una correlazione tra i periodi di incremento di perdita atmosferica e i periodi di attività aurorale a maggiore intensità di protoni. Le aurore di protoni si formano quando i protoni del vento solare interagiscono con latmosfera più alta del lato diurno di Marte. Approcciando Marte, questi protoni provenienti dal vento solare si trasformano in atomi neutri rubando un elettrone agli atomi presenti nel bordo esterno della corona di idrogeno marziana, una grande nube che circonda il pianeta. Quando questi atomi ad alta velocità colpiscono l'atmosfera, parte dell'energia viene emessa in luce ultravioletta. 

Nel 2016 MAVEN ha osservato l'effetto per la prima volta e gli scienziati pensarono a un fenomeno raro e fortuitamente osservato ma in realtà si tratta di un processo più comune di quanto pensato e più volte osservato nell'emisfero "australe" durante le ore diurne. Aurore di questo tipo sono state infatti registrate nel 14% dei giorni di estate australe. Proprio la correlazione con l'estate meridionale ha fornito una chiave di lettura per comprendere la frequenza di questi eventi e legarla alla perdita atmosferica marziana: durante l'estate australe, infatti, il pianeta è più vicino al Sole e possono verificarsi tempeste di sabbia più potenti. Il riscaldamento e l'attività della polvere possono causare le aurore di protoni forzando il vapore acqueo nell'alta atmosfera. La radiazione solare spezza l'acqua nelle sue componenti e l'idrogeno più leggero, debolmente legato alla gravità marziana, viene disperso in quantità maggiore nello spazio. Una maggior presenza di questo idrogeno nella corona produce aurore con maggior frequenza e maggiore intensità.

Il processo descritto nell'articolo per la formazione delle aurore di protoni su Marte. Credit: NASA/MAVEN/Goddard Space Flight Center/Dan Gallagher
Il processo descritto nell'articolo per la formazione delle aurore di protoni su Marte.
Credit: NASA/MAVEN/Goddard Space Flight Center/Dan Gallagher

Le aurore non sono soltanto fenomeni notturni ma anche diurni, sebbene il processo che le alimenta sia differente: le aurore notturne derivano dalla ricombinazione delle molecole spezzate mentre quelle diurne derivano dall'eccitazione di atomi e molecole come azoto e ossigeno da parte della radiazione solare diretta. Il bagliore verde - derivante dall'emissione da parte di atomi di ossigeno - è molto debole, tanto che anche quello terrestre è maggiormente visibile dalla Stazione Spaziale Internazionale, mentre su Marte è stato osservato per la prima volta dal Trace Gas Orbiter di ExoMars tra il 24 aprile e il 1 dicembre 2019 tramite lo strumento NOMAD-UVIS puntato ad altitudini tra 20 e 400 chilometri dalla superficie marziana. Il picco di emissione si è verificato intorno a 80 chilometri di altitudine e varia in base alla distanza Marte-Sole. L'emissione viene prodotta principalmente come anidride carbonica e si suddivide in monossido di carbonio e ossigeno, in una energie 16.5 volte più visibile dell'ultravioletto (J.-C. Gérard et al. Detection of green line emission in the dayside atmosphere of Mars from NOMAD-TGO observationsNature Astronomy - 2020).

Intensità dell'emissione verde in base all'altitudine. Credit: J.-C. Gérard et al. (2020)
Intensità dell'emissione verde in base all'altitudine. Credit: J.-C. Gérard et al. (2020)

Non solo aurore, tuttavia: la perdita di vapore acqueo atmosferico su Marte potrebbe essere ben più rapida e abbondante di quanto ritenuto finora, come conseguenza di una fuga atmosferica maggiore rispetto alle attese e convinzioni. Finora si è pensato che la maggior parte del vapore acqueo proveniente dai poli durante la stagione calda fosse spedito verso l'alto dalle tempeste di sabbia come processo dominante, ma in realtà i dati del TGO (Trace Gas Orbiter) di ExoMars evidenziano come la causa maggiore sia da rintracciare nella vicinanza al perielio . Il riscaldamento della calotta polare, soprattutto meridionale, determina un aumento di vapore acqueo in bassa atmosfera che viene poi fatto salire dai venti fino agli strati superiori. Il raffreddamento della temperatura determina una frenata al movimento ascensionale in un processo di trappola, processo che tuttavia con una temperatura maggiore legata alla stagione calda diviene meno efficiente. Il vapore acqueo raggiunge quindi con maggior velocità l'atmosfera più alta, l'esosfera, dove le molecole vengono scomposte in atomi di idrogeno e ossigeno i quali si disperdono nello spazio a causa della bassa gravità marziana (Science - “Stormy water on Mars: The distribution and saturation of atmospheric water during the dusty season” - Anna A. Fedorova).

Se l'atmosfera di Marte fosse diversa per composizione, le aurore sarebbero ancora più eclatanti e invece alcuni fenomeni si rendono visibili soltanto in ultravioletto , come mostrato dalla sonda MAVEN della NASA. Questa sonda ha misurato tre pulsazioni a notte nell'atmosfera marziana durante i periodi primaverili e autunnali associati a onde e spirali sui poli invernali. Si tratta di fenomeni che possono dire molto sui moti atmosferici globali, dal momento che si generano laddove i venti verticali trasportano i gas verso le regioni a maggiore densità, accelerando le reazioni che portano a monossido di azoto e, in ultima istanza, a un aumento dell'emissione ultravioletta: sul lato diurno, le molecole vengono spezzate dalla radiazione solare e i modelli di circolazione trasportano gli atomi risultanti verso il lato notturno, dove i vanti aumentano la velocità di reazione e ricreano le molecole emettendo in ultravioletto l'energia in eccesso. Il bagliore massimo si registra a settanta chilometri di altitudine, con zone ampie fino a mille chilometri (Journal of Geophysical Research, Space Physics - “Imaging of Martian Circulation Patterns and Atmospheric Tides Through MAVEN/IUVS Nightglow Observations” - M. Schneider et al.)

 

 

L'atmosfera marziana al giorno d'oggi 

L'atmosfera marziana si comporta 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 altitudine 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 (Spatial, seasonal and solar cycle variations of the Martian total electron content (TEC): Is the TEC a good tracer for atmospheric cycles? - Journal of Geophysical Research: Planets (Beatriz Sánchez-C). 

Clima: stagioni e temperature marziane

Torniamo al presente guardando a Marte sotto l'aspetto meteorologico, caratterizzato da tempeste, polveri, nevicate, venti ed anticicloni, tutti fenomeni che giorno dopo giorno vanno anche a modificare la superficie marziana. Il clima sul pianeta rosso non è fisso e dipende da stagionalità ma anche da variazioni orbitali di lungo periodo. 

Rappresentazione dell'orbita di Marte con indicazione delle stagioni. Crediti Encyclopedia Britannica Incl.
Rappresentazione dell'orbita di Marte con indicazione delle stagioni.
Crediti Encyclopedia Britannica Incl.

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. 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 stagioni sono mostrate con riferimento alla longitudine solare (Ls): 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. 

In un pomeriggio di bel tempo, durante l'estate dell'emisfero sud, il clima 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 .

Sia su Marte sia sulla Terra, la relazione tra temperatura e altitudine evidenzia come gran parte della massa atmosferica sia 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 biossido 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, il 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. 

Composizione dell'atmosfera marziana di oggi

Fino agli anni Sessanta si riteneva che l'atmosfera di Marte consistesse di 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, la quale crea l'illusione ottica di una atmosfera marziana 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). Oggi la presenza di una sonda come MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN), dedicata proprio allo studio atmosferico del pianeta, consente di avere sicuramente dati più precisi.

Composizione atmosferica Terra-Marte: confronto
Gas Simbolo Marte Terra
Anidride carbonica 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 0.003% 0.4%

 

L'atmosfera marziana consiste per il 95% di anidride carbonica. La missione Viking del 1976 determinò altri componenti dell'atmosfera, confermando la presenza di gas neutri e trasparenti come azoto 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 in ultravioletto , quindi i raggi incidenti possono disassociare le molecole di anidride carbonica 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 l'anidride carbonica dell'atmosfera marziana non sia stata ancora del tutto convertita. La piccolissima quantità di vapore acqueo in atmosfera fornisce l'agente reattivo OH, il quale 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 biossido di carbonio. Una chimica basata quindi su anidride carbonica, con l'ozono a formare uno strato superiore per mantenere stabile la composizione. Nel 2020 il Trace Gas Orbiter (TGO) di ExoMars ha consentito di verificare l'interazione di questi due elementi con la luce, il tutto in un range di frequenze alle quali la sonda cerca, invece, il metano, il che potrebbe dire molto riguardo il processo di formazione dello stesso (A. Trokhimovskiy et al. First observation of the magnetic dipole CO2 absorption band at 3.3 μm in the atmosphere of Mars by the ExoMars Trace Gas Orbiter ACS instrumentAstronomy & Astrophysics - 2020).

Il ciclo dell'anidride carbonica

Aprile 1998: il Mars Global Surveyor scopre strutture alte più di 10 chilometri nella regione polare, strutture mai osservate in precedenza: erano nuvole presenti soltanto nella zona buia. La loro composizione prevalente tirava in ballo l'anidride carbonica solida, 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 biossido di carbonio (-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 biossido di carbonio non c'è un limite massimo visto che si tratta della 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.

Il ciclo stagione della pressione atmosferica indotto dalle calotte polari. Crediti NASA/Viking
Il ciclo stagione della pressione atmosferica indotto dalle calotte polari. Crediti NASA/Viking

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. Quando giunge la stagione primaverile, e questo vale per entrambi gli emisferi, il ritorno della luce solare dopo mesi di notte polare svela, dal polo alla latitudine 50°, una superficie 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 anidride carbonica ghiacciata, ciò che spesso chiamiamo ghiaccio secco. E' quindi l'atmosfera stessa che si condensa, coprendo il suolo con un velo di neve e ghiaccio di biossido di carbonio il quale, in primavera, sublima andando ad arricchire di nuovo l'atmosfera di anidride carbonica. 

Nell'emisfero nord, lo strato di biossido 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, la quale rimane visibile fino a che il biossido di carbonio non ritorna a condensare con l'autunno. Nell'emisfero sud l'inverno è meno regolare e l'area di biossido 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. Quindi, mentre l'estate elimina ogni traccia della calotta polare settentrionale, nei pressi del polo sud la sublimazione stagionale di biossido di carbonio scopre un deposito residuo, 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 biossido di carbonio solido in una atmosfera di biossido di carbonio quasi puro. Questi depositi perenni fanno impazzire i planetologi a causa del loro spessore incredibilmente 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 stabilisca, invece, questo fragilissimo equilibrio è ancora un mistero.

In alcune aree nei pressi del polo sud marziano, in primavera, dei geyser di biossido 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.

Mistero e ciclo del metano

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, Planetary Fourier SpectrometerPFS, ha sorpreso i ricercatori nel 2004 scoprendo tracce di metano (CH4) confermate poi da difficili osservazioni terrestri ma a volte non riscontrate da ulteriori osservazioni. Il metano dovrebbe essere instabile nell'atmosfera marziana, così la sua presenza richiede l'esistenza di alcune sorgenti sub-superficiali, di origine vulcanica o - decisamente poco probabile - biologica. Sebbene sulla Terra il metano sia legato a fattori biologici, infatti, le motivazioni della presenza marziana di questo elemento sono quindi riconducibili a fattori abiotici, anche se non mancano decine di pubblicazioni speculative.  Il 19 giugno 2019 il rover Curiosity, tramite il Tunable Laser Spectrometer (TLS) ha rilevato, all'interno del cratere Gale, la maggior concentrazione di metano mai misurata su Marte dal robottino (NASA): ventuno parti su un miliardo, una misura mai ottenuta da Curiosity sebbene in valori assoluti si stia parlando comunque di qualcosa di minuscolo, cento volte meno densa delle misurazioni terrestri. Record per Curiosity, tra l'altro, ma non per Marte visto che da Terra telescopi terrestri avevano misurato sul  pianeta rosso anche 46 parti per miliardo. La zona viene osservata tre volte al mese, ogni volta per cinquanta minuti. Si tratta di una concentrazione altamente variabile quindi il record di misurazione è frutto di una coincidenza, ma potrebbe esser stato anche più elevato. Sta di fatto che osservazioni di follow-up hanno subito visto rientrare il valore nei ranghi, a testimonianza di come l'eccesso rilevato sia da imputare a uno dei pennacchi transitori già osservati in passato dallo stesso Curiosity. A fronte di questo, il Trace Gas Orbiter (TGO) di ExoMars ha continuato a non rilevare  alcuna traccia di metano: gli strumenti della missione ExoMars, targata ESA e RosCosmos, hanno consentito l'elaborazione dei primi risultati del campionamento atmosferico effettuato dalla sonda da aprile a agosto 2018. Ciò che si evidenzia è così l'assenza di metano almeno ai livelli percettibili dalla strumentazione, ovvero 0.05 parti per miliardo in volume. Il metano, una volta rilasciato, dovrebbe persistere per alcuni secoli in atmosfera e il fatto di non averlo osservato sembra indicare l'esistenza di un meccanismo in grado di distruggerlo (Nature - No detection of methane on Mars from early ExoMars TGO observations). Tra i processi che potrebbero eliminare il metano dall'atmosfera potrebbe inserirsi l'erosione del vento sui minerali: i basalti e altri solidi possono essere ossidati mentre i gas possono essere ionizzati dai processi di erosione. Il metano ionizzato reagisce poi con minerali superficiali legandosi a essi. Un atomo di carbonio, come il gruppo metilico del metano, si lega direttamente all'atomo di silicio in plagioclasio, componente dominante nel materiale superficiale marziano. Tutto questo può spiegare anche la perdita di metano su Marte: il meccanismo è più efficiente dei processi fotochimici e il metano potrebbe essere rimosso dall'atmosfera nei tempi osservati e depositato sul suolo del pianeta rosso. A tal proposito, ad Agosto 2019 un nuovo lavoro ha stimato per la prima volta la possibile produzione di metano indotta dall'abrasione delle rocce da parte del vento, giungendo alla conclusione di come sia molto improbabile che i livelli osservati in atmosfera possano essere spiegati da questo processo. L'erosione del vento può rilasciare il metano intrappolato dalle rocce ma i dati disponibili sostengono come il processo esaminato sia poco efficiente, non tanto da giustificare le quantità osservate. Resterebbero in piedi altri processi come la reazione tra radiazione ultravioletta e materiale organico di origine meteoritica o le reazioni idrotermali con l'olivina, la degradazione organica per impatto di corpi celesti minori o il rilascio di gas da composti idrati, ma anche l'azione del vento non può essere esclusa sulla base di un solo lavoro quindi sarà da indagare ulteriormente (Scientific Reports “Aeolian abrasion of rocks as a mechanism to produce methane in the Martian atmosphere” - di E. Safi et al.)

I dati di TGO (Trace Gas Orbiter) di ExoMars e del rover Curiosity hanno consentito di ridefinire la stima del metano atmosferico in un lavoro della York University in Canada, lavoro che ha evidenziato con maggior precisione i cambiamenti nel tempo delle concentrazioni rilevate. Un anno fa apparve evidente come le quantità cambiassero ciclicamente con le stagioni mentre il lavoro più recente calcola un numero singolo per infiltrazioni di metano misurato nel cratere Gale. 2.8 chilogrammi per giorno marziano (sol). Questo andrebbe a riconciliare anche i dati del TGO con quelli di Curiosity, mostrando come le concentrazioni siano più basse durante il giorno e significativamente più alte la notte (ohn E. Moores et al. - "The methane diurnal variation and micro‐seepage flux at Gale crater, Mars as constrained by the ExoMars Trace Gas Orbiter and Curiosity observations"Geophysical Research Letters - 2019).

Il metano - come detto - può avere una origine biologica oppure non biologica, quindi viene sempre osservato con curiosità e interesse. Per giungere alla possibile sorgente di metano è stato fatto uso di simulazioni in grado di ricalcare gli scenari osservati, simulazioni sviluppate dal Royal Belgian Institute for Space Aeronomy. La regione indiziata si trova in corrispondenza con la Aeolis Region Mensa, in un settore chiamato Medusae Fossae Formation, una zona caratterizzata da spaccature del terreno. Una regione che sovrasta uno strato di permafrost e proprio lo scioglimento periodico di questo strato può generare dei picchi episodici di metano, anche se il tutto va ancora confermato ( The Medusae Fossae Formation as the single largest source of dust on Mars - Nature Communications - Lujendra Ojha et al.).

Un articolo apparso su Science a Maggio 2018 rivela la presenza di un ciclo del metano che ricalca l'andamento stagionale: 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.

Aeolis Regio su Marte, con i colori a indicare le zone con presenza di metano. Crediti Nature Geoscience
Aeolis Regio su Marte, con i colori a indicare le zone con presenza di metano. Crediti Nature Geoscience

Il metano non è l'unico mistero dell'atmosfera marziana, visto che l'osigeno sembra giocare gli stessi scherzi con variazioni registrate nell'area del cratere Gale: osservazioni di tre anni hanno evidenziato variazioni prevedibili per azoto e argon ma non per l'ossigeno, con un aumento del 30% durante il periodo caldo e il ritorno ai valori previsti durante l'autunno. Si è pensato inizialmente alla rottura delle molecole di acqua con conseguente liberazione di ossigeno, ma la quantità osservata è troppop elevata a fronte dell'efficienza del processo in gioco così come non basta la radiazione solare a spezzare l'ossigeno in due atomi. Sembrano esclusi i fattori atmosferici, quindi, il che lascia il campo a una fonte chimica di produzione e a un fenomeno di distruzione ancora ignoto (Melissa G. Trainer et al. Seasonal variations in atmospheric composition as measured in Gale Crater, Mars, Journal of Geophysical Research: Planets - 2019). 

Crediti Melissa Trainer/NASA Goddard
Crediti Melissa Trainer/NASA Goddard

Venti e tempeste marziane e il ciclo delle polveri e del cloro

Un mese dopo l'arrivo su Marte, il lander InSight è stato investito da una tempesta di polvere il che ha consentito di rilevare la presenza di onde di gravità - oscillazioni degli strati aerei - ma anche infrasuoni - oscillazioni di pressione inferiori ai 10 Hz - nonché dust devils (Don Banfield et al, The atmosphere of Mars as observed by InSightNature Geoscience - 2020). 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.

  1. 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 nella zona tra equatore e tropico in 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.
  2. Rotazione del pianeta : I movimenti di aria sono anche influenzati dalla rotazione del pianeta, che su Marte è simile alla rotazione terrestre. Marte, similmente alla Terra, ha quindi venti provenienti da est a circa 50°N, un jet-stream, venti tropicali, ecc. I modelli computerizzati dell'atmosfera marziana hanno tuttavia 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. 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.

Effetti dei venti sulla superficie

Per gli esperti di clima terrestre, una carta meteorologica di Marte non sembrerebbe così extra-terrestre come si potrebbe 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 - siano notevoli su Marte a causa della grande escursione termica 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 come le oscillazioni diurne di temperatura e dei venti in superficie abbiano 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.

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. 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. Il trasporto dei grani da parte del vento è ovviamente un fattore di erosione. Le immagini di Viking e Pathfinder mostrano chiaramente come molte rocce marziane siano 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. 

Dune marziane. Crediti NASA/HiRISE
Dune marziane. Crediti NASA/HiRISE

I venti hanno forgiato Marte per millenni ma il loro ruolo esatto sulla formazione delle dune, sul riempimento dei crateri o sulla creazione di scarpate non è mai stato compreso fino in fondo. Le analisi più dettagliate sul movimento della sabbia marziana hanno scoperto le condizioni che governano questi movimenti e le differenze con la Terra. In particolare, processi che sulla Terra non sono coinvolti nel movimento della sabbia giocano invece un ruolo importante su Marte, come le strutture a larga scala e le differenti temperature superficiali. Ci sono ampie dune in diverse zone marziane, posti buoni per poter osservare cambiamenti. L'atmosfera marziana è così sottile che la pressione superficiale media è circa lo 0.6% di quella terrestre sul livello del mare, e di conseguenza i sedimenti su Marte si muovono più lentamente di quanto non facciano quelli terrestri. Le dune marziane osservate con particolare dettaglio vanno da 6 a 400 piedi di altezza e si muovono alla velocità media di due piedi ogni anno terrestre. Per confronto, alcune delle dune terrestri più rapide come quelle in Nord Africa migrano alla velocità di 100 piedi ogni anno. Ci si è chiesti spesso se le attuali dune siano fossili di un distante passato, quando l'atmosfera era più spessa, o siano strutture che anche oggi sono soggette a rifacimenti continui e, se questo è il caso, a quale tasso. E se questo eventuale tasso sia uniforme su tutto Marte o possa variare da zona a zona. Per rispondere sono state utilizzate le immagini di HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment), camera a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), all'opera fin dal 2006 e in grado di riprendere circa il 3% della superficie marziana in grandissimo dettaglio. In tutto sono state individuate 495 singole dune divise in 54 diversi campi. Le regioni con un tasso di variazione maggiore si trovano al confine tra Isidis Basin Syrtis Major, su Hellespontus Montes e nelle zone che circondano il polo nord marziano. Tutte zone caratterizzate da differenze di temperatura superficiale e da grandi strutture, proprio il contrario di quanto non si veda sula Terra. Su scala minore, risultano più "veloci" i movimenti nei bacini riempiti da polvere brillante, casi in cui la luce solare viene riflessa maggiormente (Matthew Chojnacki et al. - "Boundary condition controls on the high-sand-flux regions of Mars", Geology - 2019)

Campo di "mezzelune" marziane. Paesaggio ripreso dalla fotocamera Hirise installata a bordo della sonda MRO. Crediti Nasa.
Campo di "mezzelune" marziane. Paesaggio ripreso dalla fotocamera Hirise installata a bordo della sonda MRO.
Crediti Nasa.

Un altro esempio di influenza atmosferica sulla superficie è evidenziata dall'immagine in alto, che rispecchia la disposizione di polveri e sabbia ad assecondare il fluire dei venti dominanti. Osservare le dune aiuta a conoscere il vento soffiato su Marte miliardi di anni fa e quindi a fare congetture sull'atmosfera marziana dei tempi andati. Non proprio le dune, ma 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 proprio 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 procedere a deduzioni marziane. A fronte delle immagini presenti su Google Earth riguardo il nostro pianeta sono state ottenute immagini molto simili dagli orbiter marziani nella zona di Hellas basin e di Noctis Labyrinthus. 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.

Le tempeste di polvere marziane sono anche in grado di guidare il ciclo del cloro dalla superficie all'atmosfera. Lo studio è datato 2020 e viene dal Goddard Space Flight Center della NASA e si ricollega a diversi studi che in passato hanno stabilito la concentrazione relativamente alta di cloro sul pianeta rosso, suggerendo l'attività vulcanica e idrologica come fattori storici del ciclo del cloro. Le scariche elettrostatiche (ESD) innescate dalle tempeste di polvere svolgono però un ruolo chiave sulla superficie di Marte e sulla chimica atmosferica. In una camera planetaria di analisi e ambiente sono state replicate le condizioni di scarica elettrostatica con risultati significativi: i composti del cloro osservati su Marte sono ossidati dalle scariche durante le tempeste di polvere con generazione di radicali liberi dalle molecole atmosferiche causando un ciclo del cloro (Alian Wang et al, Chlorine Release From Common Chlorides by Martian Dust ActivityJournal of Geophysical Research: Planets - 2020).

Un pianeta di tempeste

Una tempesta di sabbia marziana, con visibilità estremamente ridotta per il rover Curiosity. Crediti NASA/JPL Caltech
Una tempesta di sabbia marziana, con visibilità estremamente ridotta per il rover Curiosity.
Crediti NASA/JPL Caltech

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 mesi. 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. 

Le osservazioni delle Viking negli anni Settanta e quelle che sono seguite ad opera di altre sonde come Pathfinder, Mars Global Surveyor e Mars Exploration Rover hanno mostrato come la polvere atmosferica su Marte sia spinta in alto anche da vortici che comunemente chiamiamo tornado. Studiando la loro ombra sul suolo i ricercatori hanno stimato come questi fenomeni possano 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. 

Un dust-devil osservato da Opportunity. Crediti NASA
Un dust-devil osservato da Opportunity. Crediti NASA

Nei periodi che precedono l'estate si verifica un forte innalzamento della temperatura superficiale, da inizio primavera a metà estate e un simile fenomeno porta a una maggior convezione e alla creazione di vortici. Se questi sono abbastanza forti riescono a trasportare polvere superficiale creando i dust devils. Questo scenario è stato vissuto ad Agosto 2020 dal rover Curiosity nel cratere Gale (Sol 2847), con la ripresa di un dust devil come mostrato di seguito.

Dust-devil catturato da Curiosity il 9 Agosto 2020. Crediti NASA / JPL-Caltech / SSI
Dust-devil catturato da Curiosity il 9 Agosto 2020. Crediti NASA / JPL-Caltech / SSI

Una tempesta di sabbia nell'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 ha visto sparire i propri dettagli superficiali fino alla fine di settembre. Analisi successive, tuttavia, hanno  portato a capire come non si sia trattato di un evento globale ma piuttosto di una catena di eventi locali. L'effetto osservativo è raffigurato nell'immagine che segue.

Tempesta marziana del 2001. Crediti HST/ESA/NASA
Tempesta marziana del 2001. Crediti HST/ESA/NASA

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 verifichino 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. L'ultima tempesta globale è coincisa nuovamente con una opposizione marziana, nel 2018. Una tempesta che è costata la vita operativa del rover Opportunity, sospeso in via precauzionale a Giugno 2018 e mai più ripreso pur avendo superato la tempesta del 2007. 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. Nonostante la fine di Opportunity, la tempesta è anche una grande occasione per fare scienza visto che è stata osservata da tre orbiter, ciascuno equipaggiato a dovere per studiare l'atmosfera del pianeta, e da Cusiosity, dal suolo, che ha iniziato a misurare un incremento di polvere nel Cratere Gale appena dopo una settimana dall'inizio della tempesta. In un weekend la densità di sabbia è andata più che raddoppiando.

Il ciclo delle polveri

Prima immagine marziana dalla Viking 1, nel 1976. Crediti NASA
Prima immagine marziana dalla Viking 1, nel 1976. Crediti NASA

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 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 come venti a 100 km/h smuovano 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. 

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

La polvere marziana ha origine, in gran parte, da una singola formazione geologica estesa migliaia di chilometri, una regione prossima all'equatore marziano la cui chimica si sposa benissimo con la polvere. Si chiama Medusae Fossae Formation e la sua erosione ha riempito tutto il pianeta, secondo uno studio della Johns Hopkins University del 2018. Sulla Terra la polvere si separa dalle formazioni rocciose a causa di fore naturali come vento, acqua, ghiacciai, vulcani e impatti meteorici, cose che nei primi periodi marziani erano tutte presenti anche sul pianeta rosso ma che non possono giustificare l'enorme quantità di polvere presente oggi. Guardando la composizione chimica della polvere è stata scoperta una somiglianza netta tra questa e la composizione di Medusae Fossae, con un link dato da zolfo e cloro con un tasso di presenza ben identificato. Medusae Fossae Formation ha una origine vulcanica ed è stata erosa dal vento a formare la più ampia regione di depositi vulcanici del Sistema Solare a oggi nota. Stimando la quantità di materia erosa in 3 miliardi di anni, gli scienziati hanno potuto approssimare la quantità di polvere attuale giungendo a un risultato in grado di coprire l'intero globo con uno strato compreso tra 2 e 12 metri di spessore. La polvere ha anche un effetto termico in grado di creare dislivelli di temperatura tra suolo e atmosfera, il che innesca venti più forti che portano a ulteriore erosione.

E' già stato fatto cenno alle onde di gravità, onde che si muovono dal basso verso l'alto attraverso la sottile atmosfera marziana e che sono causate da perturbazioni dell'aria. Anche queste onde possono avere un effetto molto forte sull'atmosfera globale e comprenderne il processo può aiutare a spiegare alcune differenze tra le osservazioni ottenute da sonde spaziali e le simulazioni ottenute ai supercomputer. Come detto, le onde gravitazionali sono piccole fluttuazioni della densità dell'aria e della temperatura che si propagano in atmosfera e possono derivare da processi come interazioni di aria a diversa temperatura, da flussi di aria sulle montagne. Trasportano e rilasciano energia, accelerano o rallentano i venti e hanno quindi un ruolo nell'atmosfera globale, così come avviene su Terra e Venere. Le onde sembrano interagire con le oscillazioni periodiche globali (maree diurne, derivanti dalle temperature giorno-notte), molto forti su Marte: l'impatto delle onde sulle maree diurne tende a rallentare i venti oltre i 50 chilometri di altitudine (G. Gilli et al. Impact of Gravity Waves on the Middle Atmosphere of Mars: A Non‐Orographic Gravity Wave Parameterization Based on Global Climate Modeling and MCS ObservationsJournal of Geophysical Research: Planets - 2020).

Le onde di gravità lasciano una firma sulle nuvole, come testimonia la foto NASA del 2003. Credits: NASA/GSFC/LaRC/JPL, MISR Team
Le onde di gravità lasciano una firma sulle nuvole, come testimonia la foto NASA del 2003. Credits: NASA/GSFC/LaRC/JPL, MISR Team

Il ciclo dell'acqua e le nuvole di Marte

L'atmosfera di Marte trasporta acqua sottoforma di vapore e nuvole. Non molto tempo fa, come accennato, 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 ciclo idrologico. 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 regioni 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 anidride carbonica ghiacciata 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.

Vapore acqueo marziano a diverse altezze. Crediti Dmitry S. Shaposhnikov et al.
Vapore acqueo marziano a diverse altezze. Crediti Dmitry S. Shaposhnikov et al.

Durante l'estate meridionale marziana accade qualcosa di particolare: il vapore acqueo riesce a salire efficientemente dagli strati più bassi fino all'alta atmosfera del pianeta rosso, con i venti che riescono a trasportare gas rari verso il polo Nord. Parte del vapore acqueo decade e fugge nello spazio mentre il resto scende di nuovo vicino ai poli. Questo nuovo ciclo dell'acqua è stato osservato dai ricercatori del Moscow Institute of Physics and Technology e del Max Planck Institute for Solar System Research (MPS) in Germania a metà 2019: le simulazioni mostrano come il vapore riesca a by-passare la barriera di aria fredda nell'atmosfera di medio livello raggiungendo la parte più alta, il che spiega anche la perdita di gran parte dell'acqua da parte di Marte. 

Nell'ambito della perdita di acqua e di atmosfera di Marte, il superamento della barriera rappresentata dalla media atmosfera è sempre stato un mistero: l'acqua dovrebbe tornare ghiaccio e ridiscendere, eppure sale e viene persa. Le simulazioni hanno scoperto proprio il meccanismo alla base di questo superamento, un meccanismo che ricorda una sorta di pompa: lo strato atmosferico incriminato diviene permeabile al vapore acqueo due volte al giorno ma soltanto durante l'estate meridionale. Lorbita marziana gioca un ruolo decisivo: il suo percorso intorno al Sole dura circa due anni terrestri ed è molto più ellittico rispetto all'orbita terrestre. Nel punto di  perielio, coincidente con l'estate meridionale, Marte si trova più vicino al Sole di ben 42 milioni di chilometri rispetto al punto di  afelio, con una estate meridionale molto più calda rispetto a quella settentrionale. Durante determinate ore del giorno, il vapore acqueo può risalire localmente con masse di aria caldissima e raggiungere l'alta atmosfera. Il viaggio risale fino al polo nord, dove il vapore si raffredda e scende oppure viene spezzato dalla radiazione solare e fugge via. Il processo può essere reso ancora più forte dalle tempeste di sabbia globali che si ripetono a intervalli di circa sette anni, ultima delle quali è datata 2018. La quantità di polvere in atmosfera ha facilitato il trasporto di vapore acqueo negli strati più alti. Durante la tempesta precedente (2007) il vapore acqueo è stato trasportato in quantità doppia rispetto a periodi uguali ma privi di tempesta globale. Le particelle di sabbia assorbono la luce solare e si scaldano portando l'atmosfera fino ai 30°C (Dmitry S. Shaposhnikov et al. Seasonal Water "Pump" in the Atmosphere of Mars: Vertical Transport to the Thermosphere, Geophysical Research Letters - 2019).

Il ruolo delle nuvole

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? 

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 alle 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 caso delle nuvole allungate

La nuvola ripresa a luglio 2020 dalla Mars Express. Credit: ESA/GCP/UPV/EHU Bilbao
La nuvola ripresa a luglio 2020 dalla Mars Express. Credit: ESA/GCP/UPV/EHU Bilbao
Immagine della formazione nuvolosa marziana. Crediti ESA
Immagine della formazione nuvolosa marziana. Crediti ESA

Il 13 settembre 2018 la sonda Mars Express di ESA ha osservato, per diverso tempo a seguire, l'evoluzione di una formazione nuvolosa allungata per 1500 chilometri in direzione nord ovest a partire dall'Arsia Mons, un vulcano di circa 20 chilometri di altezza sul pianeta rosso, prossimo all'equatore. A dispetto della posizione, e delle tante voci circolate all'epoca, la struttura atmosferica non è legata ad alcuna attività vulcanica trattandosi, invece, di una nube di acqua guidata dall'influenza della presenza fisica del vulcano sul flusso di aria, quel che viene definito una nube orografica e che appare come fenomeno comune nella regione. Marte ha sperimentato il [V]solstizio[/V] di inverno boreale il 16 ottobre e nei mesi che hanno portato al solstizio gran parte dell'attività nuvolosa sopra i grandi vulcani è scomparsa. Una struttura simile a quella osservata nel 2018 era comunque già apparsa su questo vulcano nel 2009, nel 2012 e nel 2015. La struttura varia nel corso del giorno marziano, aumentando in lunghezza durante la mattinata ed estendendosi quasi parallelamente all'equatore. 

Una formazione simile è tornata a farsi vedere di nuovo nel 2020, sempre su Arsia Mons e con una lunghezza di circa 20 chilometri. Le immagini sono state riprese tra 17 e 19 luglio dalla Visual Monitoring Camera (VMC) della Mars Express e testimonia come strutture simili siano presenti ogni anno marziano sul pianeta rosso, intorno al solstizio "australe", seguendo un ciclo di 80 giorni.

 

 

I cambiamenti climatici

Il clima di Marte è regolato dalle variazioni dei 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 come Marte abbia 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 anidride carbonica ghiacciata (attualmente il polo sud) aumenta. 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 porta a un riscaldamento più profondo. Il ghiaccio di anidride carbonica assorbito nei pori del sottosuolo verrebbe rilasciato 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, i 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 come, meno di un metro sotto la superficie marziana a latitudini superiori ai 60°, possa esistere 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.

Strati alternati di ghiaccio e sabbia su Marte. Immagine ottenuta dalla camera HiRISE sul Mars Reconnaissance Orbiter. Crediti NASA/JPL
Strati alternati di ghiaccio e sabbia su Marte. Immagine ottenuta dalla camera HiRISE sul Mars Reconnaissance Orbiter. Crediti NASA/JPL

La scoperta di nuovi strati di ghiaccio sepolti un miglio sotto il polo nord marziano ha portato alla luce i resti di di ghiaccio polare antico, quella che potrebbe essere la più grande riserva di acqua delpianeta (dopo le calotte polari) secondo uno studio delle Università di Texas e Arizona. I dati sono giunti dallo Shallow Radar (SHARAD) a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), uno strumento che emette onde radio in grado di penetrare fino a un miglio e mezzo sotto la superficie di Marte. Si tratta in ogni caso di una "registrazione" del clima passato del pianeta rosso, esattamente come gli anelli delle sezioni degli alberi possono fornire informazioni sul passato clima terrestre. Lo studio della geometria e della composizione degli strati potrebbe ad esempio fornire indicazioni circa una passata abitabilità del pianeta. Si tratta di mix di ghiaccio e sabbia che, in certi luoghi, raggiungono il 90% di acqua. Sciogliendo tutto questo ghiaccio si arriverebbe a generare uno strato globale di acqua su Marte, con profondità di 1.5 metri.

Gli strati dovrebbero avere origine da accumulo di ghiaccio ai poli durante le passate ere glaciali marziane. Ogni volta che il pianeta si è riscaldato, un resto delle calotte polari è stato coperto dalla sabbia, a proteggere il ghiaccio stesso dalla radiazione solare prevenendone dissipazione in atmosfera.

Le ere glaciali marziane sono guidate da variazioni orbitali e di inclinazione del pianeta: su periodi di 35 mila anni, Marte si "poggia" verso il Sole prima di ritornare nella posizione più arretrata e quando il pianeta ruota verticalmente l'equatore si trova di fronte al Sole consentendo alle calotte polari di crescere. Quando il pianeta si inclina le calotte si ritirano, forse svanendo del tutto. Finora è sempre stato ritenuto che le calotte passate fossero perdute per sempre ma l'articolo mostra invece significativi resti sotto la superficie, intrappolati in bande di sabbia. La scoperta è corroborata da uno studio indipendente della Johns Hopkins University. Si tratta di una prova importante sullo scambio di ghiaccio di aqua tra poli e medie latitudini, dove è confermata la presenza di ampi ghiacciai. Proprio da questi strati sarà possibile capire se Marte, un tempo, è stato abitabile. Sorprendentemente, il volume totale di acqua bloccato nei depositi sotterranei è quasi lo stesso dell'acqua presente nei ghiacciai già noti e negli strati a latitudini più basse, con età pressoché simili (S. Nerozzi et al. Buried ice and sand caps at the north pole of Mars: revealing a record of climate change in the cavi unit with SHARAD, Geophysical Research Letters - 2019).

Se questo è vero per il Polo Nord di Marte, altrettanto si può dire per il Polo Sud: già nel 1966 due scienziati del Caltech sostennero come la presenza di anidride carbonica in atmosfera marziana - rilevata dal Mariner 4 - potesse consentire depositi stabili di ghiaccio di CO2 in grado di controllare la pressione atmosferica globale. La teoria legava mutamenti stagionali alla pressione atmosferica durante le oscillazioni de pianeta intorno al proprio asse durante il moto di rivoluzione , oscillazioni che espongono i poli alla luce solare in misure differenti. La radiazione diretta sui depositi di CO2 porta alla [V]sublimazione[/V] e variazioni di esposizione fanno si che la pressione possa variare con cicli di decine di migliaia di anni. A distanza di quasi sessanta anni, sempre al Caltech, sembra venire la conferma tramite un modello che indaga sull'esistenza di una misteriosa struttura al polo sud marziano, un grande deposito di CO2 e di acqua ghiacciati in strati alternati fino a un chilometro di profondità. In questi strati, la quantità di CO2 è equivalente alla quantità totale presente oggi in atmosfera. Data la maggior stabilità e la minore albedo del ghiaccio di acqua, una struttura del genere non dovrebbe essere possibile e se esiste può essere il risultato di tre distinti fattori quali:

  1. variazione dell'inclinazione dell'asse di rotazione;
  2. differenze nella riflessione della luce solare da parte di ghiaccio di acqua e di CO2;
  3. variazioni nella pressione atmosferica legata alla sublimazione della CO2.

Lo spessore degli strati ottenuto dal modello è perfettamente uguale a quello derivante dalle osservazioni e questo consente di descrivere con ragionevole certezza il processo di formazione della struttura: tramite le oscillazioni dell'asse di rotazione di Marte negli ultimi 510 mila nni, il polo sud ha ricevuto diverse quantità di radiazione solare consentendo alla CO2 di formarsi nei periodi di minore intensità e di sublimare nei periodi di maggiore intensità. La formazione della CO2 ha intrappolato piccole quantità di ghiaccio di acqua insieme agli strati di CO2 e la successiva sublimazione ha lasciato soltanto la più stabile acqua, consolidatisi in strati.

La CO2 sublimata ha innalzato la pressione atmosferica creando equilibrio tra CO2 atmosferica e quella ghiacciata: quando la radiazione solare diminuisce nuovamente, un nuovo strato di CO2 si forma così sopra lo strato di ghiaccio di acqua e il ciclo si ripete. Gli episodi di sublimazione sono andati via via diminuendo in intensità e parte della CO2 ghiacciata è rimasta tra gli strati di ghiaccio di acqua, il che spiega gli strati alternati. Lo strato più profondo di CO2 risale a 510 mila anni fa e segue l'ultimo periodo di estrama radiazione solare al polo, quando tutta la CO2 sublimò in atmosfera (P. B. Buhler et al. Coevolution of Mars's atmosphere and massive south polar CO2 ice deposit, Nature Astronomy - 2019).

Modello di clima marziano

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 (The geological and climatological case for a warmer and wetter early Mars - Nature Geoscience - Ramses M. Ramirez et al).

Attualmente il 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 (Mineralogic evidence for subglacial volcanism in the Sisyphi Montes region of Mars - Icarus - S. Ackiss et al).

Ultimo aggiornamento del: 01/09/2020 16:39:52

Acqua su Marte

Le mappe e i dati spettroscopici ottenuti su Marte, ovunque sonda o rover abbia posato la propria strumentazione, giocano a favore di un pianeta che un tempo deve aver presentato enormi quantitativi di acqua. E, forse, forme di vita.

Marte, come Terra e Venere, ha una atmosfera composta essenzialmente di azoto, ossigeno, anidride carbonica, 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, azoto 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 come questi gas rari formassero 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 compito reso ancora 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 come metà del pianeta sia 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 dell'anidride carbonica 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. 

Sempre dalle meteoriti, e in particolare da Black Beuty (un mix affatto omogeneo, composto dalla crosta marziana proveniente da varie zone planetarie) e da ALH84001, sembra provenire una doppia origine per l'acqua marziana. Le analisi delle due rocce lasciano infatti pensare che Marte abbia ricevuto acqua da almeno due fonti differenti nella sua storia iniziale e questa variabilità, tra l'altro, indicherebbe anche una storica assenza di un oceano globale di magma per il pianeta rosso. Addirittura l'origine di Marte potrebbe derivare, quindi, dalla collisione e fusione di due planetesimi totalmente differenti in termini di contenuti di acqua. La differenza tra le tipologia di acqua si esplicita nella differenza tra acqua leggera (H2O) e acqua pesante (HDO). In particolare, le shergottiti arricchite risultano più ricche di deuterio mentre quelle "povere" risultano più simili all'ambiente acquatico terrestre (Multiple early-formed water reservoirs in the interior of Mars, Nature Geoscience - 2020).

Nanedi Vallis, lunga 1000 chilometri e larga dai 2 ai 3 chilometri, illuminata da sinistra. Al suo interno un letto di un fiume largo 100 metri. Credit JPL NASA
Nanedi Vallis, lunga 1000 chilometri e larga dai 2 ai 3 chilometri, illuminata da sinistra. Al suo interno un letto di un fiume largo 100 metri.
Credit JPL NASA

Nel 1972, immagini provenienti dal Mariner 9 mostrarono strane vallate del tutto simili a letti di antichi fiumi. Presto, strutture simili furono trovate ovunque nell'emisfero sud del pianeta , risalente a circa 3,8 miliardi di anni fa. Anche terreni più recenti, comunque, mostrarono piccoli segni simili. Sembra proprio, da tutto questo, che circa 3 miliardi di anni fa Marte fosse un posto favorevole alla creazione di queste valli fluviali. Condizioni che da allora non si sono più verificate. Ma si tratta in effetti di prove dell'esistenza di antichi fiumi?

Molte di queste vallate, alcune lunghe fino a 1000 chilometri, mostrano un gran numero di ramificazioni ed alcuni bacini. Proprio queste strutture molto marcate inducono a pensare ad episodi molto duraturi di scorrimento di liquidi superficiali. I planetologi sono propensi a pensare che questi liquidi siano stati lava e anidride carbonica liquida, ma i dubbi restano. Una ragione per la quale non è facile comparare le vallate marziane con quelle attuali terrestri è l'età: il tempo cancella lentamente certe caratteristiche. Ad esempio, si è pensato a lungo che il numero di ramificazioni fosse molto minore su Marte rispetto al numero ottenibile sulla Terra, ma immagini sempre più dettagliate hanno smentito questo pensiero. Nascono molte domande: è necessario un clima caldo per consentire questi flussi? Un clima artico, freddo, potrebbe avere lo stesso effetto? Per spiegare questi flussi occorre tirare in ballo per forza un ciclo dell'acqua con piogge ed evaporazioni? Una cosa è certa: per formare strutture di questo tipo, lo scorrimento di acqua superficiale deve essere stabile e l'atmosfera deve essere stata più densa di quella attuale, almeno per lunghi periodi di tempo. 

Rappresentazione del lago sotterraneo di Marte. Crediti ESA/ASI
Rappresentazione del lago di Marte.
Crediti ESA/ASI

I dati del radar MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding) a bordo di Mars Express sembrano remare a favore di quantità di acqua liquida non indifferenti ad una profondità di 1.5 chilometri al di sotto della superficie del pianeta rosso. Dal momento che a questa profondità la temperatura è sotto lo zero, allora l'acqua per essere liquida deve essere per forza salata, con sali simili a quelli trovati dalla sonda Phoenix nel ghiaccio polare nord di Marte. Se tutto questo fosse vero, allora la presenza di acqua, sali, rocce e di una protezione dalla radiazione ultravioletta solare potrebbe anche giocare a favore di qualche colonia vivente. Questa acqua dovrebbe essere quanto resta dell'antica acqua che un tempo rendeva Marte molto diverso da quel che ci appare ora. In particolare i dati riguardano la regione del Planum Australe, osservata in particolare tra maggio 2012 e dicembre 2015, area nella quale è risultata una zona di 20 chilometri quadrati, tra 193°E e 81°S, caratterizzata da una sottosuperficie molto più riflettente rispetto alla media circostante. Quattro anni di analisi per capire la natura di questa componente a maggiore riflessione, per giungere alla conclusione per la quale i dati sono in linea con la presenza di acqua liquida. Probabilmente, quindi, ci si trova davanti a un lago subsuperficiale profondo almeno qualche metro. 

L'origine degli antichi laghi marziani

Ci sono differenze tra gli antichi letti fluviali di Marte e le strutture terrestri. I nostri flussi d'acqua sono indotti da un completo ciclo dell'acqua, mentre alcune vallate fluviali di Marte potrebbero essere originate da circolazione idrotermica o da zampilli di acqua sotterranea.

  1. Sorgenti idrotermiche: le sorgenti sono poste nella parete interna del cratere (Bakhuysen è un esempio) e potrebbero essere state formate dal riscaldamento di riserve sotterranee di acqua o da circolazione idrotermica. Un certo numero di diramazioni originano dall'azione di vulcani o da crateri da impatto come il cratere Bakhuysen, nel quale le sorgenti sono confinate nella parete interna del cratere e la loro formazione potrebbe aver interessato riserve sotterranee di acqua o alcuni tipi di circolazione idrotermica. Una spiegazione di questo fenomeno potrebbe essere che, vicino ad un vulcano o dopo un impatto, il magma in risalita potrebbe aver riscaldato l'acqua sub-superficiale creando una cella convettiva (circolazione idrotermica). L'acqua riscaldata passa in superficie a formare sorgenti che hanno alimentato i fiumi. La lava potrebbe essere passata in fessure circolari vaporizzando l'acqua sotto la superficie e dando vita a sorgenti calde e geysers.
  2. Fuoriuscita di acqua sub-superficiale: c'è un particolare tipo di vallate ramificate lunghe nella parte più craterizzata dell'emisfero sud. Esempi sono Nirgal Vallis, Ma'adim Vallis e Nanedi Vallis. Contrariamente alle ramificazioni finora descritte, queste strutture hanno pochi affluenti. Una possibilità è che la fiancata delle valli è stata erosa dai flussi di acqua superficiale, un processo noto come sapping. Le analisi delle meteoriti marziane hanno rivelato dettagli senza precedenti circa il modo con il quale gli impatti possano riuscire a creare delle sorgenti di acqua fluente sulla superficie del pianeta rosso. Compreso il meccanismo è anche più semplice andare a individuare quali siano le zone che più probabilmente possano aver presentato, in passato, scenari di questo tipo, e il meccanismo è dato da tecniche di ricostruzione degli eventi principali che hanno forgiato la roccia fin dalla sua formazione su Marte. La metodologia è chiamata electron backscatter diffraction ed esamina "fette" di due diverse meteoriti note come "nakhlite", gruppi di meteoriti vulcanici che devono il proprio nome alla prima roccia ritrovata (El Nakhla, in Egitto), nel 1911. Proprio queste rocce hanno evidenze di acqua liquida sulla superficie marziana risalente a circa 633 milioni di anni fa. Il mistero ha da sempre riguardato il processo in grado di alimentare questa acqua. La tecnica applicata ha consentito di andare molto vicini all'orientamento e alla deformazione dei minerali, osservando una corrispondenza alla distribuzione delle venature formate dai fluidi marziani. Questa coincidenza ci parla di due grandi eventi passati, dei quali il primo - risalente a 633 milioni di anni fa - riguarda l'impatto di un asteroide in grado di creare un cratere da impatto e di sciogliere il ghiaccio sub-superficiale facendolo precipitare attraverso le crepe appena createsi nella roccia. Il tutto ha dato vita a un sistema idrotermico temporaneo sotto la superficie. La seconda storia raccontata riguarda le rocce, che devono essere state colpite due volte. Un secondo impatto circa 11 milioni di anni fa ha avuto la giusta combinazione di angolazione e energia da far esplodere la roccia fino a condurla verso il nostro pianeta. Nota la storia, potremmo ora capire meglio da quale zona di Marte queste meteoriti hanno maggior probabilità di avere origine. Ora è noto che occorre cercare un edificio vulcanico di circa 1.3-1.4 miliardi di anni, con un cratere di circa 633 milioni di anni e un altro di 11 milioni di anni (L. Daly et al. Boom boom pow: Shock-facilitated aqueous alteration and evidence for two shock events in the Martian nakhlite meteorites, Science Advances - 2019).
Modello grafico della creazione di canali di fuoriuscita di acqua a opera di impatti. Crediti University of Glasgow
Modello grafico della creazione di canali di fuoriuscita di acqua a opera di impatti.
Crediti University of Glasgow

Molti ricercatori stanno giungendo alla conclusione per la quale pioggia o neve possano aver giocato un ruolo importante, anche se magari episodico, nei grandi processi di erosione che hanno segnato i più antichi terreni di Marte. Anche laddove la morfologia induce a pensare che il ruolo maggiore sia stato svolto dall'acqua sotterranea, le precipitazioni hanno avuto rilevanza nella formazione di queste riserve sub-superficiali. A tal riguardo uno studio del 2020 ha cercato di quantificare questi eventi, giungendo alla misura di quanta pioggia o ghiaccio possano essere serviti e dove siano andati a finire oggi. Le precipitazioni sono state così indicate in sigoli episodi da 4 a 159 metri di acqua per riempire i laghi e fornire tanta acqua da far traboccare i laghi aprendo bacini. Si tratta di un valore con range molto ampio ma soprattutto è difficilmente spiegabile con i modelli climatici in uso ed è proprio questa dissonanza per la quale si cercano risposte. Sono stati analizzati 96 bacini formatisi tra 3.5 e 4 miliardi di anni fa, comprendendo bacini aperti (rotti a causa dello straripamento) e bacini chiusi (intatti), calcolandone il volume al netto dell'evaporazione (Gaia Stucky de Quay et al, Precipitation and aridity constraints from paleolakes on early MarsGeology - 2020). 

 

Zona di sedimenti in Arabia Terra in una immagine di HiRISE a bordo di Mars Express. Crediti ESA
L'immagine mostra materiali frantumati sul fondo di un cratere da impatto nella Arabia Terra.
Questo canale ci suggerisce che un tempo, in questo cratere, c'era antico lago.
Immagine di HiRISE a bordo di Mars Express. Crediti ESA

Ci sono dozzine di crateri da impatto su Marte che potrebbero aver contenuto laghi  fino a 3,8 miliardi di anni fa, in un ambiente favorevole alla presenza di acqua liquida. La forma a mezza sfera dei crateri potrebbe aver incoraggiato la formazione di areee di acqua e l'accumulazione di sedimenti. A lungo è stata soltanto una teoria, ma nel 1999 le immagini del Mars Global Surveyor hanno fornito evidenza a queste supposizioni. 

Il fondo di molti di questi crateri, infatti, mostrano strati differenziati, chiari o scuri, posti tipicamente nella zona centrale delle regioni. Sulla Terra strutture di questo tipo sono solitamente associate ai laghi, quindi gli scienziati hanno concluso che su Marte, un tempo, esistevano laghi. I sedimenti trovati nei crateri di Marte potrebbero essere stati quindi formati da laghi alimentati dai fiumi, il che spiegherebbe la struttura a delta mostrata da alcuni depositi al centro dei crateri. La frequente presenza di uno o più canali a tagliare le cime dei crateri è segno di una attività fluviale e porta a pensare al modo in cui l'acqua potrebbe essere giunta nel cratere. I metodi di "datazione" confermano l'antichità di questi depositi, risalendo più o meno alla stessa epoca delle strutture di canali delle vallate fluviali nell'emisfero sud. A dispetto di tutti questi indizi, non c'è sempre la prova che questi sedimenti abbiano avuto origine in laghi. In alcuni casi lo scenario prospettato non prevede neanche l'acqua. Ad esempio, gli strati potrebbero essere il risultato di attività vulcanica che ha depositato cenere. I venti potrebbero anche aver portato polvere in questi posti. L'ultima spiegazione significherebbe che i sedimenti sono dune stratificate formate in cicli dovuti a cambiamenti climatici. Questa ipotesi è molto realistica del resto, visto che Marte è stato soggetto a erosione da vento negli ultimi tre miliardi di anni. 

L'acqua liquida sulla superficie di Marte, un tempo, potrebbe essere stata favorita dalle esplosioni del metano, secondo le simulazioni descritte su Nature Geoscience di Ottobre 2017 a firma di University of Chicago. Il clima poteva sembrare troppo freddo e arido ma eventi estemporanei potrebbero averlo reso comunque ottimale per il mantenimento del prezioso liquido in superficie  Il cratere Gale, secondo i dati di Curiosity, ha accolto una serie di laghi circa 3.5 miliardi di anni fa con un ambiente che potrebbe essere stato favorevole alla vita come la conosciamo. Il periodo più "umido" di Marte è comunque fatto risalire al primo miliardo di anni della sua vita, grazie a una atmosfera più spessa. L'inclinazione di Marte può variare molto, rispetto a quella terrestre, e occasionalmente questi shift di 10-20 gradi potrebbero aver esposto parti ghiacciate della superficie alla radiazione solare, causando un restringimento subitaneo delle zone ghiacciate e una esposizione delle zone ricche di metano, esploso in atmosfera. Si tratta di un gas serra 25 volte più potente dell'anidride carbonica quindi un evento simile potrebbe aver scaldato il clima in maniera significativa per centinaia di migliaia di anni, abbastanza per i laghi. Il cratere Gale dovrebbe quindi essere stato un lago fino a 3.5 miliardi di anni fa, come testimoniano le fratture riscontrate da Curiosity sul suo fondale. Fratture che, trovate agli inizi del 2017, sono state ricondotte con certezza - dopo un anno di analisi - all'essiccarsi del lago. Si tratta di fratture che si presentano soltanto laddove i sedimenti vengono esposti all'aria e la posizione centrale piuttosto che lungo le "rive" del lago indica che i livelli del lago siano cresciuti e calati in maniera drastica nel tempo, seguendo gli stessi cicli che vediamo sulla Terra. 

Dubbi

Acqua superficiale su un pianeta piccolo, più distante della Terra e in un periodo in cui il Sole non era luminoso come lo è oggi: questo è uno dei dubbi maggiori sollevati sulla possibilità per Marte di aver ospitato flussi di acqua liquida in superficie, nonostante tutto quel che si è detto finora. Eppure esistono i canali scavati e questo, fino al 2020, ha fatto sì che il discorso venisse chiuso prima ancora di nascere. Nel 2020, però, la questione è stata riaperta soprattutto perché molti dei paesaggi marziani somigliano parecchio a paesaggi terrestri - soprattutto ai canali subglaciali dell'arcipelago artico canadese - che non sono stati creati da flussi di acqua superficiale ma da antichi ghiacciai. E così la storia di Marte "caldo e umido" con fiumi, pioggia e oceani vacilla. Le valli di Marte sono molto eterogenee e questo sembra giocare a favore di una varietà di processi alla loro origine, con una prevalenza di morfologie che somiglia notevolmente alle zone artiche terrestri. Analizzando più di diecimila vallate marziane con un nuovo algoritmo elaborato per inferire i processi di erosione sottostanti, deriva una netta prevalenza - come detto - a favore dell'erosione subglaciale guidata dal drenaggio di acqua canalizzata sotto una calotta di ghiaccio, il che farebbe cadere l'idea di fiumi correnti in superficie a favore di un paesaggio coperto da uno strato di ghiaccio. Soltanto una piccola frazione dei canali sembra somigliare a quelli scavati da fiumi superficiali, e questo andrebbe anche a calarsi perfettamente in un ambiente lontano 3.8 miliardi di anni e particolarmente sfavorevole all'acqua superficiale ma - a questo punto - in grado di proteggere al meglio quella subglaciale.

Confronto tra le Valli Maumee di Marte (metà superiore) e Isola del Devon a Nunavut (metà inferiore). Credito: Anna Grau Galofre
Confronto tra le Valli Maumee di Marte (metà superiore) e Isola del Devon a Nunavut (metà inferiore). Credito: Anna Grau Galofre

Antichi oceani marziani

Secondo le ipotesi, al termine del periodo del bombardamento pesante, 3.8 miliardi di anni fa, Marte avrebbe dovuto contenere, nel primo chilometro sub-superficiale, una quantità di acqua liquida equivalente ad un oceano globale profondo 500 metri. Il clima, insieme alle attività vulcanica ed idrotermica, è stato probabilmente adatto a mantenere un ciclo di acqua in superficie. 

Simulazioni della situazione oceanica di Marte nel primo miliardo di anni. Crediti NASA
Simulazioni della situazione oceanica di Marte nel primo miliardo di anni. Crediti NASA

Date queste circostanze, grandi quantità di acqua e sedimenti scorrevano attraverso le regioni più basse ed in particolare nelle pianure del nord. E' anche possibile che un oceano di acqua liquida sia esistito, magari temporaneamente, in un'area estesa nota come Oceanus Borealis, grande quattro volte l'Oceano Artico. A quel tempo, la Hellas Planitia dovrebbe essere stata un mare ed il bacino da impatto Argyre dovrebbe essere stato connesso alle pianure del nord. Una volta formato, questo oceano dovrebbe essere progressivamente scomparso per evaporazione e infiltrazione nel suolo. Il clima si è evoluto fino all'attuale stato ghiacciato, bloccando parte dell'acqua nello stato di ghiaccio. Alcuni planetologi pensano anche che l'oceano si sia formato e ri-formato su base ciclica per i primi miliardi di anni nella storia marziana. 

Solo supposizione oppure ci sono tracce di questo oceano? I dati di Mars Global Surveyor supportano l'ipotesi di un oceano nell'emisfero nord. Nelle zone corrispondenti ai litorali, l'altimetro ha rivelato che le altitudini sono abbastanza costanti per circa 1000 chilometri. Questo può fornire la prova a favore della presenza di un oceano, con litorali a formarne una cornice topografica, una sorta di spiaggia globale. Si tratta comunque di una questione ancora aperta. Se Marte ha avuto una atmosfera di anidride carbonica, perché l'oceano non ha assorbito il gas a formare carbonati come, ad esempio, il gesso? Forse gli oceani erano troppo acidi per un simile processo. A favore della presenza di acqua su Marte rema il tema della capacità delle rocce di assorbire acqua: in questi termini sembra che le rocce marziane possano assorbire acqua in misura del 25% superiore a quanto non facciano le rocce terrestri. Parte dell'acqua marziana di un tempo, quindi, potrebbe essere ancora lì, nelle rocce del pianeta rosso il che andrebbe a spiegare anche la parte di acqua mancante che, per questioni numeriche, non può essere spiegata dalla sola evaporazione o dal solo congelamento sub-superficiale. L'acqua che reagiva con la lava formando la crosta marziana ha prodotto un effetto di assorbimento in grado di prosciugare la superficie planetaria (The divergent fates of primitive hydrospheric water on Earth and Mars - Nature (Jon Wade, Brendan Dyck, Richard M. Palin, James D. P. Moore & Andrew J. Smye). 

Dubbi sugli albori e sulla profondità degli oceani marziani sono sopravvenuti a inizio 2018 e legano la storia dei primordiali oceani del pianeta rosso al più grande sistema vulcanico del Sistema Solare, il Tharsis, evidenziando il ruolo chiave del riscaldamento globale. In questa ottica, gli oceani potrebbero essersi formati in concomitanza, se non prima, rispetto al tratto vulcanico in questione, il quale ha origine 3.7 miliardi di anni fa. All'epoca il Tharsis non aveva deformato la crosta marziana come ha fatto ora e le pianure, che all'epoca rappresentavano il fondale marino, erano meno profonde rispetto a quanto ipotizzato fino ad ora con la conseguenza che la quantità di acqua era la metà di quella da sempre stimata. 

L'acqua liquida è in grado di fare molte cose in più rispetto al solo scavare vallate e trasportare sedimenti. Come sulla Terra, infatti, può cambiare la composizione chimica delle rocce quindi analizzare le rocce potrebbe fornire il modo migliore per rispondere alle domande. Non abbiamo nei nostri laboratori rocce marziane, ma è possibile analizzarle a distanza confrontando gli spettri caratteristici delle rocce con gli esempi terrestri. Nel 1998 lo spettrometro TES a bordo del Mars Global Surveyor ha rintracciato l'ematite, un minerale molto interessante. E' un ossido di ferro la cui formazione richiede spesso la presenza di acqua allo stato liquido. Ora, l'ematite è stata trovata in regioni sedimentarie come la Terra Meridiani, a sud dell'Arabia Terra. C'era un lago, qui, una volta? Per chiarire la questione, Terra Meridiani è stata scelta per una esplorazione da parte di Opportunity, rover della NASA dotato di appositi strumenti scientifici. Atterrato il 25 gennaio 2004 in un piccolo cratere di 22 metri, il robottino ha subito analizzato le rocce di una parete di questo cratere confermando subito la presenza di ematite sottoforma di grani millimetrici incorporati nelle rocce. L'esistenza e la configurazione degli strati hanno preservato tracce di onde confortando l'idea di un deposito antico di acqua liquida. In aggiunta, gli strumenti di Opportunity hanno scoperto che la roccia stessa era composta essenzialmente da sali di solfato idrato, che sulla Terra sono presenti sui fondali dei laghi superficiali. Nel frattempo, il Mars Express orbiter tracciava una piantina mineralogica di Marte attraverso la camera OMEGA, scoprendo diversi siti nei quali i sali solfati erano abbondanti. A nord-est rispetto ad Opportunity ha rilevato una vasta zona, larga centinaia di chilometri, dove i solfati formano la gran parte della superficie, soprattutto nella Valles Marineris. OMEGA ha scoperto anche argille, a maggior testimonianza di un'altra epoca in cui l'acqua liquida fluiva in un ambiente diverso. 

Il cratere Gusev. Crediti NASA
Il cratere Gusev. Crediti NASA

Per i primi settecento milioni di anni, il pianeta Marte ha probabilmente sperimentato un numero di episodi ben distinti con acqua più o meno abbondante. E' molto difficile ricostruire l'intero quadro, visto che il tempo annebbia la nostra visione, ed ogni episodio ha cancellato gran parte delle tracce dell'episodio che lo ha preceduto.

Il cratere Gusev

Il 4 gennaio 2003, insieme ad Opportunity, anche il rover Spirit è atterrato su Marte nel cratere Gusev, anch'esso all'epoca indiziato per la ritenzione passata di un lago. Gusev si trova alla fine della Ma'adim Vallis, una lunga vallata che attraversa per 900 chilometri le pianure del sud. Le misure topografiche hanno mostrato come Ma'adim Vallis desse vita a bacini dai quali fluivano grandi quantità di acqua che andavano a finire nel cratere Gusev, dove sono stati osservati considerevoli depositi sedimentari. Per cinque mesi Spirit non ha trovato nulla: la lava aveva coperto ogni deposito sedimentario ma  il 10 giugno il robottino ha raggiunto la base di una collina e tutto è cambiato. Rocce stratificate ed apparentemente molto antiche sembravano aver raccolto acqua nel passato, come se la collina fosse stata, un tempo, un'isola in un flusso di lava. L'ematite era presente così come vari minerali idratati come sali solfati, goethite  e minerali di ferro ossidato che non possono formarsi senza acqua. Lo spettrometro OMEGA ha scoperto due tipi di rocce caratteristiche per la presenza di acqua liquida: solfati e argille. Queste ultime sono state trovate in terreni davvero molto antichi, specialmente laddove l'erosione del vento o gli impatti meteoritici hanno scoperto i depositi più antichi.

Marte dovrebbe aver attraversato, quindi un periodo in cui l'acqua liquida era molto abbondante ed in grado di coprire suoli per un tempo abbastanza lungo da formare argille. Più tardi, in un ambiente più acido e più secco, i sali solfati si sono formati più facilmente.

Il caso delle Recurring Slope Lineae (RSL)

Slopes su Marte. Crediti NASA
Slopes su Marte. Crediti NASA

 

Il passaggio ripetuto della Mars Express sulle stesse zone di Marte ha consentito di rilevare la presenza di variazioni nel numero di righe che solcano le pareti interne di alcuni crateri, righe che sembrano scavate da flussi di acqua superficiale che - quindi - potrebbero ancora presentarsi sul pianeta rosso. Queste righe vengono chiamate Recurring Slope Lineae (RSL) e sono da anni oggetto di discussione. Questi flussi scendono da alcuni pendii marziani nel momento in cui la temperatura si alza dovutamente alle stagioni, e la presenza di solfuro ferrico, un antigelo naturale, potebbe spiegare la forma liquida che sembra solcare queste caratteristiche superficiali. Sono presenti in elevata quantità soprattutto nelle regioni orientali e centrali della Valles Marineris, in corrispondenza dei canyon: il loro numero va da poche unità a più di mille in ciascuno dei siti studiati. In genere, per i bacini da impatto, queste righe erano state ricondotte a risalite di acqua provocate proprio dall'impatto, ma questi canyon hanno strutture diverse che devono implicare un meccanismo diverso, e quello più gettonato riguarda l'acquisizione di vapore acqueo atmosferico da parte di alcuni sali presenti nel suolo.  Il problema che nasce riguarda la quantità di vapore acquo richiesto per un processo simile: non che in atmosfera manchi una quantità simile, compresa tra 30 mila e 100 mila metri cubi, ma occorre verificare quale sia in effetti un processo in grado di acquisire così tanta acqua dall'atmosfera e cosa abbia di speciale questa zona rispetto alle altre. Le slopes potrebbero non essere legate a falde acquifere poco pronfonde ma a un sistema che va più dentro il suolo marziano: un meccanismo simile di risalita e fuoriuscita è stato osservato nel Sahara del Nord Africa e nella penisola araba, anche se ovviamente i due paesaggi distano molto dalle caratteristiche marziane. Le fratture nei crateri marziani consentirebbero all'acqua di risalire fino alla superficie come conseguenza della pressione. Questo potrebbe giustificare anche la stagionalità delle slopes visibili sulle pareti dei crateri (A deep groundwater origin for recurring slope linea on Mars, Nature Geoscience - 2019).

Sempre stagionale sembra il comportamento di altre parti di Marte: alcune zone di polvere infatti diventano talmente fredde nelle notti estive, anche in prossimità dell'equatore , tanto da somigliare alle zone più fredde, polari, in inverno. La superficie di queste zone appare così fredda durante la notte da creare uno strato sottile di anidride carbonica ghiacciata. Il ghiaccio evapora durante la mattina. La polvere è abbastanza presente, in queste regioni, e la capacità termica è così bassa da provocare escursioni termiche giornaliere abbastanza alte. L'evaporazione quotidiana dei cristalli di ghiaccio che si formano tra i grani di questa polvere può aiutare a mantenere soffice la polvere stessa e quindi a sostenere questo freddo durante la notte inoltrata.  L'anidride carbonica è l'ingrediente principale dell'atmosfera di Marte, con il pianeta che detiene anche elevate riserve dello stesso elemento in forma ghiacciata nelle calotte polari. Il congelamento e lo scongelamento di anidride carbonica in base alle stagioni e alle latitudini è uno dei fenomeni maggiormente studiati per il pianeta rosso ed è legato a strani fenomeni come eruzioni di ghiaccio sotto forma di geyser.  Lo studio mostra che la temperatura notturna scende così tanto, anche a basse latitudini, da generare il congelamento dell'anidride carbonica presente in bassa atmosfera . Il ghiaccio accumulato indica come il freddo di queste zone non abbia nulla da invidiare al freddo invernale delle regioni polari di Marte. Le aree che presentano fenomeni simili per tutto l'anno o quasi sono state individuate nel Tharsis e nelle regioni Arabia e Elysium, ciascuna di esse grande più o meno quanto il Texas e ciascuna coperta di polvere in grado di velocizzare le escursioni termiche. Le stesse regioni che di notte sono così fredda tanto da ghiacciare, di giorno sono caldissime, il che ha a che fare con la natura soffice dei materiali un po' come avviene sulla nostra spiaggia: di giorno il nostro piede si brucia ma sotto lo strato caldissimo la sabbia è più fresca, così come diventa fredda dopo il tramonto. A differenza delle regioni polari, a basse latitudini l'atmosfera è più calda di quella del suolo notturno. Il problema è di prospettiva: finora l'emissione infrarossa era stata misurata dall'alto, dove le emissioni di atmosfera e di suolo si uniscono. Osservazioni tramite il Mars Climate Sounder hanno consentito, invece, di scindere le emissioni in base all'altezza, distinguendo tra quelle atmosferiche e quelle derivanti dalla superficie. Inoltre, sono state trovate le firme spettrali di cristalli ghiacciati di anidride carbonica che formano una patina ghiacciata spessa non più di qualche foglio di carta.  L'evaporazione mattutina e lo spazio che questa garantisce tra i grani di polvere è un meccanismo che mantiene la superficie soffice e pronta per ghiacciare di nuovo, dando vita a un meccanismo quotidiano.  Un processo simile può influenzare anche lo scambio di vapore acqueo tra atmosfera e superficie, il che potrebbe andare a spiegare anche la formazione delle RSL. 

Nessuna firma spettrale tra quelle catturate, tuttavia, riconduce ad acqua direttamente, quindi non ci sono prove che questi materiali ferrosi e non ferrosi, evidenziati dall'analisi dello spettro, siano generati dall'acqua fluente. Una motivazione dell'assenza di acqua potrebbe essere data dal fatto che i flussi sono molto più stretti dell'area campionata dalle sonde, oppure che i dati sono stati prelevati nel pomeriggio marziano, quando l'umidità mattutina è ormai assente. L'ipotesi più forte è che l'acqua, nei pressi della superficie, venga mantenuta allo stato liquido da sali che ne abbassano il livello di congelamento. Nel frattempo uno studio parallelo ha condotto analisi su 200 possibili zone di presenza di RSL: aree alle medie latitudini meridionali con presenza di scogliere rocciose. Soltanto 13 di questi 200 siti hanno tuttavia mostrato RSL, a testimonianza che servono caratteristiche che ancora sfuggono agli scienziati e che non sono così comuni. In più, confrontando le immagini di svariati anni, è risultato che RSL sono più presenti in alcuni anni piuttosto che in altri. Una stagionalità molto variabile quindi, ancora da studiare.

Come detto, però, c'è chi dubita sul fatto che si tratti effettivamente di acqua (in realtà sembra proprio che no sia affatto acqua) e così a Novembre 2017 (Nature Geoscience) i dati di HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) hanno consentito di osservare come queste RSL si verifichino soltanto in presenza di pendii molto ripidi, tanto ripidi da consentire il flusso di grani di sabbia anziché di acqua, il che questo spiegherebbe anche l'assenza della firma dell'acqua nelle riprese degli spettri. Marte oggi è molto secco e anche in questo caso, quindi, non ci sarebbe spazio per l'acqua anche se la possibilità era ed è affascinante. Sono stati analizzati i dati del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) per osservare più in dettaglio i solchi lasciati dal materiale in caduta. Le strutture evidenziano gli stessi rapporti tra creste e solchi di quelli che in laboratorio prevedono la sola sabbia: sarebbe quindi uno strato di base rocciosa instabile e asciutto a creare le formazioni osservate. Depositi più spessi e con un bacino pari a otto piscine olimpioniche sono associati a cresce di sessanta metri di altezza, mentre quando i depositi si diradano verso i bordi della frana le cresce arrivano a dieci metri di altezza e sono più vicine tra loro. Non si esclude la presenza di ghiaccio ma si vuol evidenziare come non si tratti dell'unica strada da battere: le vibrazioni delle particelle di roccia, infatti, innescano un processo di convezione che causa la caduta degli strati superiori più pesanti a fronte di un rialzo della roccia più leggera ('Longitudinal ridges imparted by high-speed granular flow mechanisms in martian landslidesNature Communications - 2019). I dati sembrano avvalorati anche dal confronto delle immagini ottenute da HiRISE con quelli ottenuti successivamente dal TGO, unica sonda in grado di riprendere la zona con la luce del mattino: nessun indizio di evaporazione di acqua e una ulteriore conferma del fatto che le slopes sembrano verificarsi esclusivamente laddove il pendio si fa più ripido (Planetary Space Science - “Implications for the origin and evolution of Martian recurring slope lineae at Hale crater from CaSSIS observations” - G. Munaretto). 

Ultimo aggiornamento del: 20/08/2020 13:01:22

Evoluzione del territorio, vulcani e terremoti

Un suolo caratterizzato dal colore rosso dell'ossido di ferro accoglie strutture stupefacenti, che vanno dai vulcani più alti del Sistema Solare fino a depressioni in grado di raggiungere profondità elevatissime per un pianeta così piccolo

L'intera superficie di Marte riflette preferenzialmente la luce rossa ed assorbe il violetto e l'azzurro. Il colore del pianeta si rispecchia proprio nei nomi assegnati a Marte nei vari linguaggi. In antico egiziano il pianeta è The Red One, mentre in India si parla di Red-Bodied. Per i romani, invece, Marte - dio della guerra - è associato al sangue. Gli scienziati hanno visto per anni Marte come un pianeta arrugginito, dato il suo colore, ed i dati del Mars Pathfinder hanno mostrato come, infatti, il suolo contenga ossido di ferro in misura del 17-18%. Si tratta del secondo costituente in ordine di abbondanza nel suolo marziano, dopo il diossido di silicio (43%). Venti anni prima, Vikings 1 e 2 hanno registrato composizioni simili nei rispettivi luoghi di atterraggio, dimostrando come la superficie del pianeta sia coperta da un sottile strato di polvere uniforme, la regolite, mossa da tempeste di polvere in periodi di miliardi di anni.

Perché c'è così tanto ferro su Marte? Le analisi delle meteoriti SNC ci parlano di un mantello che possiede ferro in quantità pari a due volte e mezzo la quantità presente sul nostro pianeta. La minor gravità di Marte potrebbe aver causato un processo di differenziazione meno efficiente. Il pianeta Marte è simile, per alcuni aspetti, alla Siberia. La temperatura può cadere fino a -100°C durante l'inverno equatoriale, e salire a +23°C in estate. Nella Siberia centrale non è raro incontrare temperature invernali di -70°C e temperature estive fino a +30°C. In questi ambienti estremi, le basse temperature sono responsabili di profondi e continui permafrost che giocano un ruolo essenziale nell'evoluzione del paesaggio. Nella Yakutia centrale la profondità del permafrost può raggiungere i 1500 metri, e su Marte si incontrano valori molto simili.

Mappa globale di Marte elaborata a partire dai dati del Mars Global Surveyor e delle missioni Viking. Crediti NASA
Mappa globale di Marte elaborata a partire dai dati del Mars Global Surveyor e delle missioni Viking. Crediti NASA

La perdita del calore

Nella sua infanzia, Marte ha mostrato la propria energia ed i giganti vulcani che presenta sono lì a testimoniare come il pianeta , un tempo, fosse in possesso di un calore abbastanza elevato da consentire un massiccio vulcanismo. Molta della sua primordiale atmosfera , ed anche di quella attuale, nonché la primordiale acqua potrebbero essere provenuti dal mantello in forma di gas vulcanici. Tuttavia, questa pur vigorosa fase eruttiva è presto andata scemando a causa della perdita di calore interno tramite processo convezione .

Un meteorite rinvenuto in Africa nel 2012 ha giocato il ruolo di backup dell'attività vulcanica di Marte registrando eventi risalenti ad almeno 2 miliardi di anni, donando quindi al pianeta rosso le prove che testimoniano una tra le più longeve attività del Sistema Solare .  L'analisi della roccia marziana caduta sulla Terra offre nuovi indizi sull'evoluzione dell'attività vulcanica di Marte, fornendo indicazioni sull'età della roccia, sulla fonte di magma, sulla durata del tempo passato nello spazio e di quello passato sulla Terra in attesa di essere recuperata.  Qualcosa andò a cozzare contro Marte un miliardo di anni fa, colpendo un vulcano o una pianura lavica. L'impatto portò l'espulsione di rocce nello spazio e alcuni frammenti sono finiti sulla Terra.  Questa meteorite in particolare, Northwest Africa 7635, è assegnata alla tipologia delle "shergottiti", ad oggi molto rare. Si tratta di rocce di origine vulcanica e, dal momento che risalgono allo stesso periodo di espulsione da Marte, si ipotizza con ragione che provengano dalla stessa zona marziana. Insieme, queste meteoriti ci parlano quindi di una zona di Marte in particolare. Le precedenti meteoriti avevano una età stimata tra 327 e 600 milioni di anni mentre l'ultima si è formata 2.4 miliardi di anni fa, indicando una provenienza da uno dei vulcani più longevi del Sistema Solare.

Dalle immagini di Elysium Planitia scattate dalla Mars Orbiter Camera (MOC) a bordo del Mars Global Surveyor (MGS) e da quelle delle vecchie missioni Mars Odyssey Orbiter, del 2001, e Mars Reconnaissance Orbiter, del 2006, un team internazionale di geologi ha potuto analizzare i cambiamenti geochimici avvenuti nel tempo nelle lave di questa regione. Lo studio ha evidenziato la natura relativamente giovane di queste lave, nonostante Marte sia considerato piuttosto quieto geologicamente. Elysium Planitia, una regione vulcanica il cui picco raggiunge circa 16 chilometri di altezza, presenta, infatti, lave di 3-4 milioni di anni, contro i circa 3-4 miliardi di anni della maggior parte dei sistemi vulcanici marziani. Circostanza che non esclude, al momento in via del tutto ipotetica, la possibilità che si presentino, ad oggi, nuove eruzioni, per una attività vulcanica ancora in essere. Anche la composizione chimica di questa regione risulta piuttosto insolita, essendo povera di elementi radioattivi come torio e potassio, abbondanti, invero, in altre regioni vulcaniche del pianeta. Cosa abbia provocato tali differenze non è certo, tuttavia anche questo gioca a favore della presenza di una lunga attività eruttiva, durata miliardi di anni, o la antica presenza di ghiacciai localizzati proprio in quelle zone: entrambe le circostanze potrebbero dunque aver modificato, a lungo andare, la chimica del mantello marziano. 

Ma come ha fatto Marte a perdere il proprio calore interno?

Tra i 4,4 ed i 4 miliardi di anni fa, forti correnti convettive erano presenti nel mantello di Marte causando un rinnovo costante della superficie (ancora non confermata). La perdita di calore tramite convezione dal mantello ha causato movimento all'interno del nucleo di ferro, tanto da creare un campo magnetico . Dopo poche centinaia di milioni di anni, la convezione è andata diminuendo e la crosta è divenuta stabile in superficie. Il pianeta si è mosso fino alla sua fase tettonica caratterizzata da una singola placca. La convezione divenne quindi meno energetica lasciando soltanto pochi hot spots. All'interno del nucleo, la convezione  ha creato perdita di calore e raffreddamento dei processi. I movimenti all'interno del nucleo, e l'indotto campo magnetico, scomparvero. Il raffreddamento sarà un processo continuo anche nei tempi a venire e la convenzione terminerà nel mantello con la solidificazione di parte del nucleo. Marte a questo punto è tettonicamente morto.

Il calore interno di Marte origina dall'accrescimento seguito alla formazione del nucleo di ferro ed è stato mantenuto dalla radioattività dell'uranio, del torio e del potassio presenti nel mantello. Comunque, la quantità di energia interna al pianeta non è inesauribile e quando tutta l'energia dovuta al processo di formazione ed alla radioattività è stata convertita in calore, il pianeta - nel freddo ambiente dello spazio - si è raffreddato. I movimenti convettivi all'interno del mantello portano il calore interno dal nucleo alla superficie. Allo stesso modo in cui l'acqua si muove quando viene riscaldata, il mantello solido di Marte si deforma e si contorce, portando lentamente il materiale più caldo dalle profondità fino a contatto con gli strati freddi nei pressi della superficie (la convezione dovrebbe essere confinata tra il nucleo e poche centinaia di chilometri sotto la superficie). La convezione all'interno del mantello raffredda la superficie del nucleo ed innesca ulteriore convezione nel nucleo stesso. La catena di raffreddamento è così stabilita e determinerà la faccia del pianeta nel corso della sua storia. 

Per i primi due miliardi di anni, la convezione interna al mantello è proseguita con estremo vigore. Progressivamente, gli elementi più radioattivi sono stati espulsi dal mantello per disintegrazione oppure perché sono stati spinti verso la crosta dalla lava. Ma la convezione non si è spenta in questo momento. La lenta agonia della convezione su Marte è dovuta alla crosta, che ora contiene elementi radioattivi. Sulla Terra, il 30-40% della produzione di calore è concentrata all'interno della crosta continentale. Ora, Marte ha imprigionato il proprio mantello all'interno di un rigido ed isolante strato di materiale noto come litosfera. La sua profondità varia tra 500 chilometri a sud e 150-250 chilometri a nord. Marte ha seguito il percorso preso dalla Luna, la quale è in possesso di una litosfera spessa 800 chilometri e mantiene il suo nucleo fluido fino ad oggi. Il pianeta rosso molto probabilmente ha un mantello molto caldo ed un nucleo fluido, ed alcuni scienziati hanno persino proposto che il mantello potrebbe essere parzialmente fuso sotto a qualche vulcano, dove giovani flussi di lava sono stati trovati dalla Mars Express.

I grandi vulcani di Marte

Le strutture superficiali più caratteristiche di Marte sono i suoi enormi vulcani, tanti e diversi tra loro, messi lì a raccontarci qualcosa riguardo l'attività geologica del pianeta. I più imponenti sono concentrati nelle aree di Tharsis ed Elysium. Nel passato hanno generato enormi quantità di gas, compresi CO2, SO2 e vapore acqueo, che probabilmente hanno portato ad un riscaldamento climatico e ai depositi solfatici. La regione Tharsis si compone di un rigonfiamento ampio, largo circa 5000 chilometri ed alto 5 chilometri, che accoglie vulcani immensi come Arsia Mons, Pavonis Mons, Ascraeus Mons e Olympus Mons. Si tratta di strutture morfologicamente simili ai cugini terrestri, come quelli delle isole Hawaii. Le pendici non superano i 6° di inclinazione e la loro sommità è occupata da una zona collassata chiamata caldera. Queste strutture sono il risultato dell'accumulazione di flussi di lava molto fluida, il che spiega la delicatezza del profilo e la larghezza della loro base.

Paterae

Le strutture di questo tipo, caratterizzate da una forma a dolce, potrebbero avere una ampiezza di centinaia di chilometri. Sono più antiche delle strutture vulcaniche del Tharsis anche se si trovano vicino a questa regione, come Apollinaris Patera, ed in Elysium, come Hadriaca Patera, Tyrrhena Patera e Amphitrites Patera. Hanno una caldera centrale e canali di lava che scendono lungo le pendici. Alba Patera, a nord del Tharsis, ed Apollinaris Patera sembrano aver sperimentato episodi esplosivi di tipo idrotermico, innescati dall'incontro tra il magma e l'acqua sotterranea. L'esplosione che ne è risultata è stata caratterizzata dall'espulsione di detriti piroclastici e da sottili nubi di cenere note come nuéès ardentes.

Apollinaris Patera. Crediti: Malin Space Science Systems, MGS, JPL, NASA
Apollinaris Patera.
Crediti: Malin Space Science Systems, MGS, JPL, NASA

Tholi

Questi vulcani sono di un ulteriore differente tipo. Sono situati principalmente nella regione Tharsis e sono più piccoli dei tipi precedenti. La loro inclinazione è di circa 8° e potrebbe essere il risultato di un tipo più viscoso di lava. Non è escluso che alcune di queste strutture abbia sperimentato una fase esplosiva.

Olympus Mons

Olympus Mons è un vero colosso. Alto circa 25 chilometri, il suo volume è da 50 a 100 volte più grande del più grande vulcano terrestre. La sua formazione è ricondotta ad una mera accumulazione di flussi lavici provenienti da una riserva sotterranea di magma. Sulla Terra, vulcani di questo tipo sono noti come Hawaiiani. La camera magmatica di Olympus dovrebbe essere almeno tre volte più grande di quella del vulcano hawaiiano, ma la ragione principale della sua enorme dimensione non va cercata nella modalità di formazione, quanto nella lunghezza del periodo durante il quale la formazione stessa si è protratta. Sulla Terra, i movimenti tettonici hanno fatto scivolare la crosta sopra la camera di magma, in modo che invece di un singolo vulcano si sia formata una catena di vulcani minori. Visto che su Marte non esiste attività tettonica, lo strato posto sopra la lava è rimasto sempre lo stesso ed ha accumulato lava per centinaia di milioni di anni. Le sue pendici sono inclinate di circa 6° ed intorno alla sua base è presente una scarpata di circa 6 chilometri di altezza, creata probabilmente dall'azione del peso del vulcano che ha deformato gli strati di lava e cenere. La caldera ha un diametro di 80 chilometri ed è profonda 2600 metri, ed è composta da sei caldare sovrapposte. La grande massa del vulcano crea ovviamente delle fratture lungo le pendici. Dal settore nord-ovest si diramano aureole che raggiungono distanze di 700 chilometri, la cui origine non è ancora ben concepita. Potrebbero essere prodotte dall'erosione dei depositi vulcanici o da intense fratture. Altre spiegazioni invocano l'esistenza di ghiacciai antichi. L'ultimo episodio vulcanico per l'Olympus Mons, secondo i dati della Mars Express, dovrebbe essere avvenuto circa 2 milioni di anni fa, a voler dire che il vulcano potrebbe essere ancora attivo.

Olympus Mons, immagini riprese da Mars Global Surveyor su mosaico della missione Viking. Crediti NASA
Olympus Mons, immagini riprese da Mars Global Surveyor su mosaico della missione Viking. Crediti NASA

Strutture laviche su Marte

Il vulcanismo marziano non termina con la costruzione delle strutture: molte caratteristiche morfologiche dipendono anche dal fluire della lava.

Fiumi di lava

Nelle aree che circondano molti vulcani, come Tharsis, Elysium, Hellas Planitia e Syrtis Major, c'è traccia di molti flussi lavici, alcuni recenti, che hanno viaggiato per centinaia di chilometri dai fianchi dei vulcani stessi. Questi flussi hanno la stessa natura di quelli hawaiiani ma la loro portata è almeno cinque volte maggiore. L'assenza di attività tettonica su Marte, unitamente alla debole gravità ed alla bassa pressione atmosferica, implicano che grandi quantità di gas, lava e ceneri sono stati espulsi. Molti di questi canali, tuttavia, potrebbero essere legati a un processo di assorbimento di grandi quantità di acqua e di successiva riemersione della stessa sotto forma di fango, così come avviene in diverse zone della Terra. La teoria sarebbe avallata da esperimenti portati avanti nei laboratori della Lancaster University, dove è stato ricreato l'ambiente marziano. A differenza di quanto avviene sulla Terra, tuttavia, il fango a flusso libero marziano si comporta in modo alternativo a causa del rapido congelamento e della formazione di una crosta ghiacciata. L'evaporazione dell'acqua, instabile, rimuove il calore latente dal fango causandone il congelamento (Experimental evidence for lava-like mud flows under Martian surface conditionsNature Geoscience - 2020).

Pianure laviche

Ci sono immensi banchi di lava, le cui sorgenti non sono ad oggi evidenti, lungo le pianure come Utopia, Acidalia e Lunae Planum. Si pensa che questa lava, particolarmente fluida, sia fuoriuscita da fessure e spaccature. In molti casi, il tipo di vulcanismo ricorda le caratteristiche delle mariae lunari, con la differenza che l'attività vulcanica lunare è spenta da 3 miliardi di anni mentre su Marte la lava è fluita fino a tempi più recenti. Flussi successivi si sono accumulati a profondità di qualche chilometro. Dalla fine del bombardamento meteoritico, circa 3,8 miliardi di anni fa, circa 60 milioni di chilometri cubici di lava sono passati per le pianure marziane, con un tasso di circa 0,016 chilometri cubici per anno. Il volume totale delle formazioni vulcaniche è di circa 500 milioni di chilometri cubici.

Utopia Planitia, con creste e coni, ripresa in dettaglio dalla camera HiRISE di Mars Express. Crediti ESA
Utopia Planitia, con creste e coni, ripresa in dettaglio dalla camera HiRISE di Mars Express. Crediti ESA

Tubi lavici 

Tubi lavici. Crediti: Esa / Luca Ricci
Tubi lavici. Crediti: Esa / Luca Ricci

Tubi lavici si trovano sulla Terra così come su Marte e sulla Luna e salgono alla ribalta nel momento in cui vengono indicati come strutture fondamentali per l'esplorazione del sottosuolo marziana o come possibili sedi di "case" sul pianeta rosso. In particolare sono state studiate dimensioni e morfologia de tubi lavici collassati tramite modellizzazioni del terreno (Digital Terrain Models - DTM) per ottenere immagini stereo satellitari e altimetria laser. I tunnel scavati dalla antica lava marziana appaiono cento volte più larghi di quelli terrestri (raggiungendo i tre chilometri quindi), con lunghezze che possono raggiungere i 40 chilometri. Il fatto che molti siano collassati non è dovuto a cedimenti strutturali visto che la bassa gravità li rende strutture stabili: i crolli sono da imputare a impatti asteroidali passati e proprio questo rende i tubi dei veri e propri scudi da raggi cosmici e da micrometeoriti, nonché luoghi in cui l'escursione termica non è netta come in superficie. Proprio nel 2019 l'ESA ha invitato università e settore industriale a pensare nuove soluzioni per lo sviluppo di tecnologie adatte a esplorare le grotte lunari, e di conseguenza quelle marziane (Earth-Science Reviews - “Lava tubes on Earth, Moon and Mars: A review on their size and morphology revealed by comparative planetology” - Francesco Sauro et al.)

Fratture, crepe, creste e vallate

Quasi recentemente, Marte era un pianeta geologicamente attivo. Strutture come gli enormi vulcani del Tharsis sono testimoni di quanto appena detto. Le potenti convezioni nel mantello e le loro interazioni con la crosta hanno portato al vulcanismo ed hanno avuto considerevoli effetti sulla superficie marziana. Alcune di queste deformazioni superficiali appaiono come una estensione o una diffusione della crosta, mentre altre sono di natura comprimente. Tharsis è particolarmente interessante, in tal senso. In questa regione, la crosta è stata forzata verso l'alto ed è stata inspessita dalle correnti convettive sottostanti e convergenti. Il moto verso l'alto ha causato restringimenti e strutture radiali di crepe dal centro dell'evento. Alcune strutture appaiono come creste, disposte concentricamente intorno ad un rigonfiamento centrale.

La regione del Tharsis in una immagine ad ampio campo di Mars Express. Crediti ESA
La regione del Tharsis in una immagine ad ampio campo di Mars Express. Crediti ESA

Graben

Si tratta di strutture caratterizzate da crepe parallele che delimitano vallate e sono presenti essenzialmente sul Tharsis. Possono essere lunghe centinaia di chilometri e larghe pochi chilometri. Sono realmente sezioni di superficie che sono stati smossi dalle crepe causate dal restringimento della crosta.

Creste di compressione

Le catene di Lunae Planum somigliano alle mariae della Luna. Sono lande lineari lunghe centinaia di chilometri, con larghezza media di 5 chilometri ed altezza massima di 300 metri. Risultano dalla compressione della superficie marziana e sono presenti sulla crosta fino alla profondità di pochi chilometri. A queste profondità, la presenza di materiali volatili come l'acqua ed i ghiacci hanno favorito lo scorrimento reciproco degli strati. Altre creste possono essere il segno di una contrazione che è avvenuta nella crosta marziana durante la fase di raffreddamento del pianeta.

Lunae Planum ripresa dalla sonda Viking 1. Crediti NASA
Lunae Planum ripresa dalla sonda Viking 1. Crediti NASA

Valles Marineris

Una delle più stupefacenti caratteristiche di Marte è la natura estrema dei suoi rilievi. Una spaccatura lunga 3.500 chilometri, larga 300 chilometri e profonda 7 chilometri, nota come la valle delle meraviglie, si estende verso est dai vulcani del Tharsis quasi parallela all'equatore . Un sistema di crepe parallele lungo le quali giace un complesso insieme di trincee collassate. Alcuni planetologi vedono Valles Marineris come una versione gigante delle Rift Valley terrestri. Su Marte, comunque, l'altopiano si è aperto e collassato ad una profondità di ben 7 chilometri. Il restringimento della crosta ha consentito al magma di risalire dalle spaccature prima di recedere più tardi causando collassi localizzati della superficie. Questo fenomeno ha lasciato dietro di se le depressioni, simili a linee di crateri, trovate nelle vicinanze delle trincee. Lo slittamento del terreno sottoforma di frane ha allargato queste trincee della Valles Marineris. Ad esempio, nell'area centrale profonda 5000 metri, il canyon si allarga a formare la grande e lunga depressione nota come chasmata. I versanti sono ripidi e talvolta i resti dei crolli hanno diffuso i depositi fino a 200 chilometri di distanza. La dimensione di questa diffusione ha portato gli scienziati a stimare come le frane dalle quali provengono consistessero in cadute alla velocità di circa 300 km/h. Nei luoghi indicati, i pavimenti del canyon hanno strati di depositi. Queste antiche strutture hanno una provenienza misteriosa. Alcune sono ricche in solfati e si sono probabilmente formate con l'evaporazione di laghi o come risultato di precipitazioni di acqua molto salata.    

Valles Marineris. Crediti JPL-Caltech/NASA
Valles Marineris. Crediti JPL-Caltech/NASA

Lo strato ghiacciato sub-superficiale

Molti crateri da impatto presentano depositi di ejecta tutto intorno al bordo, probabilmente per l'esistenza di materiale sub-superficiale ricco di ghiaccio. Al momento dell'impatto, l'incremento immediato della temperatura causa lo scioglimento del ghiaccio sotterraneo e l'ejecta viene ad avere grandi quantità di acqua, ghiaccio e vapore acqueo a formare un tipo di nuée ardente. Una volta tornata al suolo, l'ejecta continua a scivolare lungo la superficie formando dei lobi. Crateri con ejecta a lobo sono indicatori delle caratteristiche e dello stato del materiale sub-superficiale al tempo dell'impatto. Studi accurati della morfologia possono fornire informazioni sulla profondità e sul contenuto di ghiaccio sub-superficiale, il permafrost. La temperatura annuale superficiale media di Marte è circa -70°C, ben al di sotto del punto in cui l'acqua ghiaccia. Ciononostante, non ci sono stabili depositi di ghiaccio sul pianeta se si eccettuano le regioni polari. A latitudini tropicali il ghiaccio che si forma prima del tramonto sublima (passa dallo stato ghiacciato a quello gassoso senza passare per lo stato liquido)  quando la temperatura aumenta nelle prime ore del mattino. Quando il Sole scalda la superficie, lo strato di atmosfera più vicino alla terra si asciuga a tal punto che il ghiaccio è costretto a sublimare, persino a temperature negative. In inverno, a medie latitudini o nelle zone non illuminate, il ghiaccio può essere presente per settimane ma diviene di nuovo instabile quando il calore primaverile inizia a farsi sentire. Comunque, se il ghiaccio è relativamente isolato dall'atmosfera (ad esempio, posto sotto uno strato di polvere) e se la temperatura resta abbastanza bassa, potrebbe resistere in modo stabile allo stato solido. Infatti, l'acqua può teoricamente essere presente su Marte al di sopra della latitudine 40°, in forma di ghiaccio nelle cavità neanche molto profonde. 

Sulla Terra, nei posti in cui le condizioni sono simili a quelle descritte (come in Siberia del nord o in Canada) il materiale sub-superficiale è ghiacciato a profondità di centinaia di metri: il permafrost. Potrebbe esserci permafrost ricco di ghiaccio su Marte? Ci sono numerose osservazioni che spingono a una risposta positiva a questa questione. Mentre la maggior parte dei crateri da impatto del sistema solare è circondata da radianti di ejecta, migliaia di crateri marziani mostrano ejecta a lobo, reminiscenza di flussi liquidi. Per i geologi, questi crateri forniscono una prova dell'esistenza di permafrost ricco di acqua sotto la superficie di Marte. Persino i crateri più piccoli hanno ejecta a lobo, a conferma di un suolo ricco di ghiaccio abbastanza prossimo alla superficie. La concentrazione nelle pianure del nord è probabilmente evidenza di una distribuzione differente di ghiaccio nel sottosuolo marziano. I canali e gli ipotetici oceani hanno sicuramente contribuito alla formazione di permafrost ricco di ghiaccio nella zona dell'emisfero nord.

Il permafrost globale inizia ad una profondità stimata tra 300 metri ed 1 chilometro nella zona equatoriale e tra 300 metri e meno di 10 metri nelle regioni a medio-alta latitudine, dove la temperatura media inferiore a -70°C consente al permafrost di stabilizzarsi nei pressi della superficie. Si pensa che la profondità del permafrost sia tra 1 e 3 chilometri nelle zone equatoriali e tra 3 e 7 chilometri nella latitudini maggiori. Al di sotto di queste profondità, la pressione degli strati geologici ed il riscaldamento geotermico proveniente dall'interno del pianeta indica che l'acqua potrebbe esistere genericamente allo stato liquido. Proprio in questo ambito si cala la scoperta a opera di Mars Express del lago subsuperficiale posto al di sotto del Polo Sud del quale si è parlato nel paragrafo dedicato all'acqua sul pianeta rosso.

All'equatore, invece, la zona del Meridiani Planum potrebbe trarre in inganno in termini di composizione: i bassi valori della costante dielettrica rilevati da Opportunity sono stati interpretati come presenza di ghiaccio ma potrebbero anche essere indice di uno spesso strato di sabbia basaltica porosa priva di ghiaccio. Le indicazioni vengono dal radar Marsis a bordo della Mars Express, riconfigurato sui parametri per adattarsi alla nuova tipologia di analisi.

I misteri dei terreni caotici

All'equatore , la parte ad est della Valles Marineris porta ad una vasta depressione topografica la cui superficie è superiore a quella della Francia. In questo settore, il terreno craterizzato è tagliato, fino alla profondità di 3 chilometri, da strutture del tutto caotiche. Alcune di queste prende forma di grandi depressioni chiuse, lunghe molte centinaia di chilometri. Si tratta di un terreno di origine misteriosa. Grandi e profonde valli di deflusso sono strettamente associate a questi terreni. Un buon esempio si nota nella regione di Hydaspis Chaos, proprio alla bocca della Valles Marineris. Qui, il terreno caotico è costellato da un gran numero di strutture piramidali alte circa un chilometro, situate lungo una crepa ortogonale e distanziate in modo regolare. Come si è formato questo terreno? Uno dei principali misteri è l'assenza di qualsiasi forma di sbocco o di interruzione attraverso la quale il materiale inizialmente presente possa essere stato evacuato. Una ipotesi comunemente supportata suggerisce che la regione craterizzata sia stata originalmente soggetta a permafrost. Con il surriscaldamento del materiale sub-superficiale dovuta all'attività vulcanica o a variazioni climatiche, il permafrost si sarebbe sciolto causando il collasso del terreno. 

La regione di Hydaspis Chaos ripresa dalla camera HiRISE a bordo di Mars Express. Crediti ESA
La regione di Hydaspis Chaos ripresa dalla camera HiRISE a bordo di Mars Express. Crediti ESA

Un'altra questione resta aperta: dove è il materiale solido (sedimenti e detriti rocciosi) che sono stati trasportati via durante questo scongelamento? Una spiegazione potrebbe essere quella per la quale nel permafrost in questa area il ghiaccio era particolarmente abbondante mentre il materiale roccioso era scarso. Quando il ghiaccio si è sciolto il volume si è abbondantemente ridotto ed il terreno è collassato. La quantità totale di acqua scavato da questo terreno caotico, se la teoria del permafrost ricco di ghiaccio è giusta, dovrebbe rappresentare uno strato profondo 40 metri.

I canali di deflusso

A nord-est della Valles Marineris, immense e profonde vallate tagliano l'altopiano craterizzato e si estendono fino alla pianura Chryse Planitia. Quando sono state scoperte, l'eccitazione era massima visto che i canali di deflusso sembravano scavati da acqua fluente o fango. La loro origine e morfologia sembrava avere qualcosa in comune con quelli delle reti di vallate fluviali sulla pianura craterizzata. Alcune di queste strutture sono apparse recenti su scala geologica. I canali di deflusso mostrano morfologie peculiari: non hanno affluenti e le origini geografiche sono abbastanza localizzate. Sui fondali di questi canali, molti solchi secondari girano intorno ad ostacoli prominenti come crateri da impatto, sculture a forma di goccia dirette proprio in direzione tale da assecondare il flusso. La geometria di queste isole ha portato i ricercatori a concludere come questi canali siano stati scavati da corsi d'acqua turbolenti piuttosto che da ghiaccio, acqua o fango. Soltanto istantanei e temporanei eccessi di acqua possono spiegare le caratteristiche di questi canali. E' possibile stimare la quantità di acqua necessaria a far scaturire questi catastrofici episodi studiando la larghezza dei canali. Ad esempio, Ares Vallis è larga 25 chilometri e se immaginiamo una profondità di 10 metri si ottiene una portata di acqua di circa 100.000 metri cubici al secondo. Altri canali possono aver sperimentato portate di ben 70 milioni di metri cubici al secondo, che è di duemila volte più grande della portata del Mississippi.

La regione di Chruse Planitia ripresa dalla camera HiRISE di Mars Express. Crediti ESA
La regione di Chruse Planitia ripresa dalla camera HiRISE di Mars Express. Crediti ESA

Da dove viene tutta questa acqua? Mike Carr, del US Geological Survey (California) ha proposto come l'inondazione associata ai canali di deflusso a nord di Valles Marineris rappresenti la immediata liberazione di una riserva di acqua sotterranea, intrappolata sotto la pressione del permafrost. Questa riserva sarebbe stata in grado di fornire circa 10.000 miliardi di metri cubici di acqua. In altri canali, come Athabasca Vallis, l'acqua sembra essere provenuta dallo scioglimento del permafrost dovuto all'emergere della lava attraverso le fratture della crosta.
Nel 1977, a luglio, la missione Pathfinder ha raggiunto il suolo marziano, in un canale di deflusso, trasportando il piccolo rover Sojourner. E' riuscito a trasmettere un panorama del canale di deflusso Ares Vallis mostrando rocce sparse, grandi decine di centimetri e dune sparse. Il paesaggio era lievemente differente da quanto mostrato nel 1976 dal Viking 1, che abitava il suolo marziano da 800 chilometri di distanza, verso nord-est.

Da dove provengono tutte queste rocce? Sono state trasportate da enormi inondazioni di acqua o fango che, si crede, hanno spazzato i canali tanti anni fa? Rappresentano il materiale espulso da crateri da impatto nelle vicinanze? Oppure sono i resti di una roccia originaria e frammentata dall'erosione? Tutte e tre le ipotesi sono possibili. Ora, alcuni blocchi sono triangolari e marcati da striature, ad evidenziare il fatto che intensi venti hanno eroso le strutture. Le analisi chimiche condotte dal rover Sojourner mostrano come i blocchi siano il risultato, principalmente, di una passata attività vulcanica. Tutti i blocchi sono coperti da un sottile strato di polvere, composta da granelli di pochi chilometri e ricchi di ossido di ferro magnetizzato. Il suolo ha una sottile crosta ricca di solfato di magnesio, il che tende a suggerire la presenza di sali minerali, probabilmente lasciati dall'evaporazione di acqua nel passato.

I terremoti di InSight

Il 6 aprile 2019 è stato registrato il primo terremoto su Marte a opera del sensore SEIS a bordo della missione InSight. Lo strumento misura le vibrazioni causate dal meteo ma anche quelle provenienti dall'interno del pianeta o derivanti da impatti meteoritici. L'agenzia francese CNES sostiene di aver captato un chiaro segnale sismico il quale, se confermato, fornirebbe la prova di un pianeta ancora attivo e determinerebbe l'avvio della sismografia marziana. E la conferma viene dai dati successivi visto che a Febbraio 2020 si contano più di 450 terremoti registrati da SEIS, il che potrebbe essere indice della presenza di magma liquido con punti caldi al suo interno (Nature Geoscience - “The seismicity of Mars” - D. Giardini). Il terremoto maggiore ha fatto registrare una magnitudo pari a 4.0, non sufficiente a viaggiare sotto la crosta. Sebbene sia complesso stabilire, con un solo sismometro, la struttura interna del pianeta, è possibile dire qualcosa circa l'origine dei terremoti osservati, molti dei quali deboli anche se alcuni hanno raggiunto la magnitudo 4. L'analisi di polarizzazione ha mostrato come le onde registrate abbiano diverse origini: le variazioni nelle onde P a bassa frequenza risultano correlate a variazioni distanti nel vento e nell'irradiazione solare mentre le onde di Rayleigh a bassa frequenza sono correlate alla direzione del vento in prossimità del lander. I rumori ambientali ad alta frequenza sono dominati dalle vibrazioni del lander stesso, quindi i microtremori di diverse tipologie e frequenze hanno probabilmente diverse fonti e alcune sono probabilmente legate a strutture geologiche (Yudai Suemoto et al, Temporal Variation and Frequency Dependence of Seismic Ambient Noise on Mars From Polarization AnalysisGeophysical Research Letters - 2020).

Di seguito l'audio generato dalla NASA in base ai dati di SEIS con indicazione del segnale, trasformato, del "martemoto". 

 

Ultimo aggiornamento del: 11/08/2020 10:41:06