Marte tra aurore perdita di atmosfera e fasi di Phobos
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Lo studio delle aurore di Marte è una strada importante per comprendere la perdita atmosferica del pianeta. Nel frattempo Mars Express immortala in dettaglio Phobos


Fonte Andréa Hughes et al. Proton Aurora on Mars: A Dayside Phenomenon Pervasive in Southern Summer, Journal of Geophysical Research: Space Physics (2019)


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 e possono aiutare nella comprensione di ciò che ha reso inabitabile un pianeta che un tempo era molto diverso. Non è quindi un caso che 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 l'atmosfera 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

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).

PHOBOS PER LA MARS EXPRESS

La sonda Mars Express di ESA ha ottenuto 41 nuove immagini della piccola luna Phobos il 17 novembre 2019, dalla distanza di 2400 chilometri. La sonda è riuscita a ottenere una miriade di strutture superficiali tra le quali numerosi crateri da impatto (Stickney, con 10 chilometri di diametro, il maggiore) e striature causate, probabilmente, dal rotolamento di detriti in superficie oppure da forze mareali. 
La sequenza mostra la rotazione della piccola luna e la variazione di illuminazione da parte del Sole. Il moto minore in senso verticale è dovuto invece alle oscillazioni della sonda. L'angolo tra la sorgente di luce (il Sole) e l'osservatore (la sonda) varia durante le riprese passando da 17° a zero prima di tornare a 15°. La variazione di illuminazione consente di osservare al meglio una serie più numerosa di dettagli.