Marte (astronomia)

1

Introduzione

Marte (astronomia) Quarto pianeta del sistema solare, in ordine di distanza dal Sole. Presenta diverse analogie con la Terra, tra cui la durata del giorno e l’alternarsi di un ciclo di stagioni; per questo motivo è stato ed è oggetto di numerose missioni esplorative volte a rivelare l’eventuale presenza di forme di vita sulla sua superficie. Marte ha due piccole lune, Phobos e Deimos, aventi diametro rispettivamente di 21 km e 12 km e una superficie fortemente craterizzata; si tratta forse di asteroidi catturati dal pianeta all’inizio della sua evoluzione.

2

Aspetto dalla Terra

Osservato senza l’ausilio di un telescopio, Marte si presenta come un oggetto rossastro di luminosità variabile. Nel momento di massima vicinanza alla Terra (55 milioni di km) è, dopo la Luna e Venere, l’oggetto più luminoso del cielo notturno. Le condizioni migliori per l’osservazione diretta si verificano quando il pianeta si trova in opposizione, vale a dire quando si trova più vicino alla Terra; queste favorevoli circostanze si ripetono ogni 15 anni circa.

Se la si osserva con un telescopio, la superficie di Marte presenta ampie regioni di un colore arancione brillante, alcune aree più scure e altre rossastre, i cui confini variano seguendo il ciclo delle stagioni del pianeta. A causa dell’inclinazione dell’asse di rotazione e dell’eccentricità dell’orbita, infatti, il pianeta è caratterizzato da estati meridionali corte e relativamente calde e da inverni lunghi e freddi. Il colore rosso è dovuto alla superficie fortemente ossidata, mentre le aree scure sono probabilmente composte da rocce simili ai basalti terrestri, con la superficie ossidata e alterata dagli agenti atmosferici. Le aree luminose sembrano di composizione simile e sono ricoperte da polveri fini. La scapolite, un minerale abbastanza raro sulla Terra, è diffusa ovunque sulla superficie marziana e potrebbe forse liberare nell’atmosfera notevoli quantità di anidride carbonica (CO₂).

I dati raccolti dalla missione europea Mars Express tra il 2004 e il 2005, e in particolare dal radar italiano Marsis, confermano che sotto la superficie del pianeta sono presenti grandi quantità di ghiaccio d’acqua; secondo le stime, la calotta del polo australe raggiungerebbe in alcuni punti uno spessore di 3,7 km e, nel complesso, equivarrebbe a una quantità di acqua sufficiente a ricoprire l’intero pianeta per uno strato di 11 m. Il ciclo stagionale di Marte è studiato da almeno due secoli: nel corso dell’autunno si formano, in prossimità dei poli, addensamenti di nubi brillanti, al di sotto delle quali si deposita un sottile strato di anidride carbonica. In primavera, alla fine della lunga notte polare, queste nubi si dissipano e i confini delle calotte glaciali si ritirano gradualmente verso i poli, evaporando a causa del calore solare. A metà estate la contrazione delle calotte si arresta e fino all’autunno successivo sopravvive un brillante deposito di brina e ghiaccio.

Oltre alle nubi polari, composte prevalentemente da anidride carbonica, si osservano foschie d’alta quota e nubi di ghiaccio. Queste ultime derivano dal raffreddamento di masse d’aria che si innalzano sopra le alture. Ampie nubi giallastre, che trasportano la polvere sollevata dai venti, sono particolarmente evidenti durante le estati nell’emisfero meridionale.

3

Atmosfera

L’atmosfera di Marte è composta quasi interamente da anidride carbonica (95%), ma sono presenti piccole quantità di azoto (2,7%), argo (1,6%), ossigeno (0,2%) e tracce di vapore acqueo, monossido di carbonio e gas nobili. In superficie la pressione media è circa lo 0,6% di quella terrestre, vale a dire, uguale a quella che si misura nella nostra atmosfera a 35 km di quota. La temperatura superficiale varia molto a seconda dell’ora, della stagione e della latitudine; in estate può superare i 15 °C, ma mediamente ha un valore di circa -33 °C. Poiché l’atmosfera è molto rarefatta, favorisce il verificarsi di escursioni termiche superiori ai 100 °C.

La quantità di vapore acqueo presente nell’atmosfera è estremamente bassa e variabile; maggiori concentrazioni di questa sostanza si trovano nei pressi delle calotte glaciali, soprattutto in primavera. Le condizioni di temperatura e pressione presenti su Marte assomigliano a quelle di un deserto d’alta quota estremamente freddo: sulla maggior parte della superficie, sono troppo basse per permettere all’acqua di esistere allo stato liquido.

In alcuni periodi dell’anno, alcune aree di Marte sono soggette a venti tanto forti da creare vere e proprie tempeste di polvere. Tra la fine della primavera e l’inizio dell’estate, nell’emisfero sud, se ne formano di enormi proporzioni, tanto che possono oscurare la superficie per settimane o addirittura per mesi.

4

Superficie e interno

Se si immagina di dividere la superficie di Marte con un cerchio inclinato di circa 30° rispetto all’equatore, si individuano due grandi emisferi. Quello meridionale si presenta come un territorio fortemente craterizzato, risalente alla storia primordiale di Marte, quando, come tutti i pianeti del sistema solare, fu soggetto a un bombardamento meteoritico molto intenso. L’emisfero settentrionale, invece, presenta una superficie meno craterizzata e quindi più giovane, probabilmente formata da colate vulcaniche successive. Sono state identificate due sedi di un’attività vulcanica passata: l’altopiano di Elysium e la regione di Tharsis. In quest’ultima zona si trovano alcuni dei principali vulcani del sistema solare: ad esempio, il monte Olimpo, una struttura che mostra tutte le caratteristiche tipiche di un vulcano a scudo, raggiunge un’altezza di oltre 25 km e ha una base di più di 600 km di diametro. Non vi sono prove di attività vulcanica ancora in atto.

Le faglie presenti sulla superficie sono interpretate come fratture crostali provocate da locali rigonfiamenti ed espansioni del suolo; non vi è evidenza, infatti, di un complesso di fenomeni tettonici analoghi a quelli che regolano le dinamiche della litosfera terrestre.

Alcune zone della superficie sono solcate da canali che fanno pensare a resti di fiumi ormai estinti. Se ne conoscono di due tipi: uno di questi potrebbe essere stato originato dal rilascio improvviso e catastrofico di grandi quantità di acqua allo stato liquido. L’origine del fenomeno che avrebbe causato la fusione improvvisa e localizzata di ghiaccio in queste aree non è ancora chiara, ma risalirebbe alla storia antica del pianeta, vale a dire, a oltre tre miliardi di anni fa. Vi sono poi canali più piccoli, nei quali sono meno evidenti gli effetti dell’erosione esercitata dall’acqua. La presenza di canali sulla superficie di Marte, in ogni caso, costituirebbe una prova che nel suo passato siano esistite condizioni di pressione e temperatura diverse da quelle attuali, che avrebbero consentito la formazione e il mantenimento di acqua allo stato liquido.

Altre caratteristiche geomorfologiche attestano l’importanza dei venti ai fini dell’azione erosiva della superficie: in particolare, vi sono grandi dune di sabbia e altri tipi di depositi riconducibili proprio all’azione erosiva del vento.

Dell’interno di Marte si conosce poco. Il valore relativamente basso della densità indica che il pianeta non può avere un nucleo metallico molto grande. Gli studi condotti sui dati raccolti dalla missione della NASA Mars Global Surveyor sembrerebbero indicare che si tratti di un nucleo fluido, a differenza di quanto ritenuto in passato. L’ipotesi è stata formulata in base alla stima delle deformazioni prodotte sul pianeta dall’attrazione gravitazionale solare: tali deformazioni, di entità rilevabile, non sarebbero giustificate se si assumesse un nucleo planetario rigido. La crosta del pianeta, a giudicare dalla presenza di grandi strutture come la regione di Tharsis, potrebbe essere spessa anche 200 km, cioè cinque o sei volte di più di quella terrestre. Un sismometro collocato a bordo del modulo di atterraggio del Viking 2 non ha rivelato la presenza di fenomeni sismici.