Marte non presenta canali artificiali ne\u2019 ospita forme di vita evolute. Tuttavia l\u2019interesse per il Pianeta Rosso continua, citando Schiaparelli \u201cVi \u00e8 in Marte un mondo intiero di cose nuove da studiare, eminentemente proprie a destare la curiosit\u00e0 degli osservatori e dei filosofi, le quali daranno da lavorare a molti telescopi per molti anni.<\/span>\u201d Vediamo quali sono le caratteristiche di questo affascinante pianeta. Nonostante le analogie elencate, esistono anche diverse differenze tra Marte e il nostro pianeta. Il Pianeta Rosso risulta essere pi\u00f9 piccolo e meno denso della Terra. La sua densit\u00e0 media di 3.93 g\/cm^3 \u00e8 inferiore al valore terrestre di 5.52g\/cm3<\/sup> \u00a0e la sua massa pari a 6,4185 \u00d71023<\/sup>kg \u00e8 un decimo di quella terrestre. Da tali valori scaturisce che Marte ha una percentuale di ferro inferiore a quella della Terra e quindi un nucleo pi\u00f9 piccolo.\u00a0 inoltre, a causa della sua piccola massa, l\u2019accelerazione di gravit\u00e0 sul pianeta \u00e8 di 3.71m\/s2<\/sup>\u00a0e la velocit\u00e0 di fuga \u00e8 pari a 5.03km\/s. Il valore di questa velocit\u00e0, non sufficientemente elevata per impedire ai gas atmosferici di abbandonare il pianeta, ci permette di spiegare la rarefazione dell\u2019atmosfera marziana (Carbognani, 1999).<\/p>\n Marte non \u00e8 perfettamente sferico: il suo appiattimento \u00e8 maggiore di quello della Terra. La differenza di 20 km circa tra raggio polare e raggio equatoriale dipende principalmente dalla rotazione del pianeta.\u00a0 inoltre, Marte non \u00e8 dotato di campo magnetico globale di tipo dipolare come la Terra, ma sono stati osservati (principalmente nell\u2019emisfero sud del pianeta) campi magnetici locali che per certi aspetti costituiscono l\u2019analogo delle anomalie magnetiche terrestri. Tali campi, rilevati sulla superficie di Marte, si pensa siano il frutto di una magnetizzazione residua che risale al periodo di raffreddamento della crosta, quando il nucleo del pianeta era ancora in grado di generare un campo magnetico per effetto dinamo (Carbognani, 1999). Marte ruota attorno al Sole con un\u2019eccentricit\u00e0 orbitale di 0.0934 che fa s\u00ec che la distanza Terra \u2013 Marte vari in modo significativo da un valore di d ~ 55 \u00d7 106<\/sup> km, quando l\u2019opposizione avviene al perielio, fino ad un valore di d ~ 92 \u00d7 106<\/sup> km, quando l\u2019opposizione avviene all\u2019afelio (Bakouline et al., 1975). Gli astronomi chiamano questi eventi opposizione perch\u00e9 Marte e il Sole vengono a trovarsi su lati opposti del cielo. Essi rappresentano\u00a0 inoltre, i momenti migliori per osservare il Pianeta Rosso che da puntino rosso man mano che si avvicina inizia a svelare i dettagli della sua superficie che risultano visibili anche da piccoli telescopi. Proprio in questi giorni Marte si \u00e8 avvicinato sempre di pi\u00f9 alla Terra, riducendo la sua distanza di 300 km ogni minuto fino a raggiungere la distanza minima di circa 92 \u00d7 106<\/sup> km il 14 Aprile. E\u2019 quindi il momento giusto per osservare Marte.<\/p>\n Figura 1 \u2013 Immagini del Pianeta Rosso nel mese di Marzo 2014. Si pu\u00f2 notare l\u2019aumento delle dimensioni del pianeta e dei dettagli visibili della sua superficie. All with the same equipment set-up<\/em>. (LX200ACF 12 in. OTA, CGE mount, Flea3 Ccd, TeleVue 3x barlows, Astronomik RGB filter set.)\u00a0\u00a0 <\/span><\/p>\n Non sar\u00e0 difficile trovare Marte in cielo in queste notti. Il Pianeta Rosso sar\u00e0 nella costellazione della Vergine poco distante da Spica. Osservando il pianeta Rosso in questi giorni possiamo notare come esso sia estremamente variegato; l\u2019osservazione al telescopio rileva la presenza sulla sua superficie di:<\/p>\n Calotte polari<\/span> \u2013 macchie bianche che si formano attorno ai poli in autunno e scompaiono all\u2019inizio dell\u2019estate;<\/p>\n<\/li>\n Continenti<\/span> (anche detti Deserti) \u2013 sono delle distese omogenee di un caratteristico colore arancione chiaro che ricoprono i 2\/3 della superficie marziana. Tali zone sono formate da un terreno relativamente liscio su cui si \u00e8 depositata una spessa coltre di polvere. Al contrario delle calotte polari i continenti non sono soggetti a variazioni stagionali ma possono subire cambiamenti nel corso dei secoli;<\/p>\n<\/li>\n Mari<\/span> \u2013 regioni scure che presentano un colore ocra \u2013 marrone che si estendono per un 1\/3 della superficie del pianeta e corrispondono ad aree piene di crateri dove il ricoprimento di polvere non \u00e8 continuo. Ci\u00f2 lascia intravedere il colore scuro della roccia sottostante. Anche i mari, cos\u00ec come le calotte polari, variano con il passare delle stagioni. Risulta infatti che il contrasto tra regioni chiare e scure sia minimo durante l\u2019inverno. Tali variazioni sono legate allo spostamento delle polveri generato dall\u2019azione meccanica dei venti. Si nota una sorprendente disparit\u00e0 tra l\u2019emisfero settentrionale e quello meridionale. Quest\u2019ultimo \u00e8 a quota elevata, predominano infatti gli altopiani (highlands<\/em>), ed \u00e8 fortemente craterizzato (indizio di una superficie antica). L\u2019emisfero settentrionale \u00e8 invece costituito da bassipiani (lowlands<\/em>) ed \u00e8 caratterizzato da pianure che costituiscono la parte pi\u00f9 giovane del pianeta. Le lowlands<\/em> sono di origine vulcanica e presentano uno scarso numero di crateri d\u2019impatto, probabilmente dovuto al fatto che parte di tali crateri sono stati successivamente ricoperti da materiale magmatico.<\/p>\n<\/li>\n<\/ul>\n Marte possiede il pi\u00f9 grande vulcano del sistema solare con un diametro pari a 700 km ed un\u2019altezza di ~ 25 km rispetto alle pianure circostanti. Tale vulcano \u00e8 noto con il nome di Olympus Mons<\/em>. Attraverso uno studio statistico dei crateri d\u2019impatto congiunto ad un\u2019 analisi di tipo stratigrafico della superficie marziana, i geologi hanno potuto ricostruire la storia del Pianeta Rosso. Vi sono differenti modelli che descrivono la storia geologica marziana. Il modello qui illustrato e attualmente utilizzato \u00e8 quello di Hartmann et al. (1981) accoppiato alla classificazione di Tanaka (1986) che si basa sulla regola generale in base alle quale le zone che presentano un maggior numero crateri sono le pi\u00f9 antiche. Tale modello prevede la divisione della storia geologica di Marte in tre ere:<\/p>\n Era Noachiana<\/span> – dal nome della regione della Noachis Terra<\/em> che si estende nelle antiche regioni delle highlands. Tale periodo \u00e8 infatti relativo alla formazione dei pi\u00f9 antichi materiali esposti sulla superficie del pianeta. L\u2019era Noachiana \u00e8 datata, secondo Hartmann et al. (1981), dalla formazione del pianeta, avvenuta 4,5 miliardi di anni fa, fino a 3,5 miliardi di anni fa e comprende il periodo dell\u2019intenso bombardamento meteorico di Marte.<\/p>\n<\/li>\n Era Esperiana<\/span> – dal nome di Hesperia Planitia<\/em>, il migliore esempio dei territori che si formarono in quel tempo (Tanaka et al., 1992). L\u2019era Esperiana, che comprende l\u2019et\u00e0 intermedia della storia marziana, \u00e8 datata, secondo Hartmann e colleghi (1981), da circa 3,5 a 1,8 miliardi di anni fa) e inizia dalla fine del periodo dell\u2019intenso bombardamento meteorico.<\/p>\n<\/li>\n Era Amazzoniana<\/span> – dal nome di Amazonis Planitia<\/em>. Ha inizio dal periodo di formazione di queste pianure di origine vulcaniche e passando attraverso la formazione dei territori dei depositi stratificati e delle distese di dune intorno ai poli arriva fino all\u2019attuale periodo della storia marziana.\u00a0\u00a0<\/p>\n<\/li>\n<\/ul>\n L\u2019atmosfera di Marte \u00e8 caratterizzata da dettagli temporanei chiamati nuvole che si distinguono in nubi bianche, composte soprattutto da cristalli di ghiaccio e nubi giallastre, costituite da particelle di sabbia e polvere. Queste ultime derivano dal fatto che il pianeta \u00e8 caratterizzato da frequenti tempeste di polvere estese a tutto il globo e colossali turbini e valanghe di polvere: tutti fenomeni generati dal vento (Albee, 2003). Le tempeste pi\u00f9 intense iniziano per lo pi\u00f9 nel corso della primavera australe, quando il pianeta si riscalda rapidamente. Durante queste tempeste periodiche i venti sollevano fino ad altezze di 10-15 km la polvere che ricopre il suolo marziano e che, una volta cessata la tempesta, torna a depositarsi sulla superficie del pianeta, conferendogli il caratteristico colore rosso (Orofino, 1998). Studi sull\u2019evoluzione delle tempeste di polvere hanno dimostrato che la superficie di Marte durante e dopo la tempesta \u00e8 pi\u00f9 fredda del normale (Murphy et al., 1990).<\/p>\n In termini di particelle per unit\u00e0 di volume l\u2019atmosfera marziana risulta cos\u00ec costituita: 95.3% anidride carbonica, 2.7% azoto, 1.6% argon, 0.13% ossigeno molecolare, 0.07% monossido di carbonio mentre solo lo 0.03% \u00e8 costituito da molecole d\u2019acqua (Carr, 1981). Tale atmosfera, come gi\u00e0 riportato, \u00e8 molto tenue ed esercita al suolo una pressione totale minore di 1\/100 rispetto a quella terrestre. Anche la pressione parziale del vapore acqueo, pari circa a 0,002 mbar, \u00e8 di gran lunga inferiore a quella terrestre. Come conseguenza di ci\u00f2, se si considerano le basse temperature del pianeta (intorno a -55\u00b0), si ha che l\u2019acqua non pu\u00f2 esistere allo stato liquido ma solo nello stato solido o gassoso. Essa infatti solidifica e sublima velocemente. Il basso contenuto di ossigeno molecolare comporta uno strato di ozono quasi inesistente: ci\u00f2 fa s\u00ec che la radiazione ultravioletta giunga direttamente sul suolo marziano.<\/p>\n Anche l\u2019effetto serra esercitato dall\u2019atmosfera di Marte \u00e8 molto debole. Tutto ci\u00f2 spiega le forti escursioni termiche, dovute appunto alla mancanza di un\u2019efficace azione equilibratrice dell\u2019atmosfera. Le temperature possono infatti raggiungere i 25\u00b0 durante una giornata estiva ma cadono di 100\u00b0 o pi\u00f9 durante la notte. Questo brusco calo delle temperature \u00e8 anche dovuto alla mancanza di un\u2019azione equilibratrice da parte degli oceani. Come conseguenza di ci\u00f2 l\u2019acqua allo stato liquido non pu\u00f2 esistere sulla superficie marziana. Bench\u00e9 le condizioni fredde e aride del pianeta siano documentate in maniera inequivocabile, l\u2019idea di Marte come mondo perpetuamente congelato \u00e8 andata sempre pi\u00f9 perdendo credito da quando le sonde hanno inviato i primi dati. Nei primi anni del \u201970, durante la missione americana Mariner<\/em> 9, furono identificate sulla superficie marziana delle strutture geologiche che hanno suscitato un notevole interesse dal punto di vista paleoclimatico. Si tratta di solchi incisi nel terreno indicati con il termine canali. Tuttavia questo nominativo risulta spesso improprio perch\u00e9 ci\u00f2 che effettivamente si osserva, nelle immagini inviate sulla Terra dalle sonde, \u00e8 l\u2019intera valle fluviale in fondo alla quale si trova il canale vero e proprio (Irwin et al., 2005). Dal punto di vista morfologico i canali vengono suddivisi in tre gruppi:<\/p>\n Canali di deflusso<\/span> \u2013 Solitamente sono molto grandi dal momento che possono raggiungere una larghezza massima pari circa a 100 km e una lunghezza compresa fra i 1000 e i 2000 km. La loro profondit\u00e0 \u00e8 in genere maggiore di un chilometro (Malin, 1976). Questi canali si dipartono dai cos\u00ec detti terreni caotici, regioni di rocce fratturate e ammucchiate le quali sarebbero collassate quando le acque sotterranee eruppero improvvisamente in superficie per effetto della fusione del permafrost (strato di terreno permanentemente ghiacciato presente al di sotto della superficie del pianeta). Tale processo si ritiene sia stato indotto dal calore rilasciato durante l\u2019attivit\u00e0 vulcanica (Masursky et al., 1977). Questi terreni caotici sono caratteristici delle highlands<\/em>. I canali di deflusso partendo da tali zone si estendono verso l\u2019emisfero settentrionale. Generalmente non possiedono tributari e hanno un\u2019ampiezza iniziale maggiore o uguale a quella della parte finale del loro corso (Malin, 1976).\u00a0 inoltre, la geometria di questi canali sembra indicare velocit\u00e0 elevatissime dei corsi d\u2019acqua. Esempi di canali di deflusso sono la Mangala Vallis<\/em>, l\u2019Ares Vallis<\/em> e la Kasei Vallis<\/em> (vedi figura 3);<\/p>\n Valli longitudinali (o valli sinuose)<\/span> \u2013 Sono strette e sinuose e hanno lunghezze di centinaia di chilometri e ampiezze di una decina di chilometri (Baker et al., 1992). Questo tipo di valli non si generano mai in terreni caotici. Circa la loro origine sono state avanzate diverse ipotesi. Alcuni ricercatori ritengono che questi canali siano stati scavati dallo scorrimento di acqua superficiale, processo noto come runoff, derivante da piogge (Masursky, 1973), oppure da acque sotterranee risalite in superficie. Molti altri autori, invece, sostengono che queste valli siano state generate da processi di basal sapping<\/em>, ossia collasso del terreno prodotto dall\u2019affioramento di ghiacci o acque sotterranei (Baker et al., 1992). Il basal sapping<\/em> si suddivide in ground-ice sapping<\/em> o ground-water sapping<\/em>. Quest\u2019ultimo si osserva quando il collasso del terreno \u00e8 stato provocato dall\u2019affioramento di acque che avrebbero gradualmente eroso il terreno sovrastante fino a causarne il crollo (Craddock e Maxwell, 1993). Nel processo di ground-ice sapping<\/em> la sublimazione del ghiaccio avrebbe generato il collasso del terreno. In genere le valli originate da processi di runoff<\/em> hanno una tipica sezione a \u201cV\u201d mentre quelle generate da ground-water<\/em> sapping mostrano una sezione a \u201cU\u201d. Una tipica valle longitudinale \u00e8 la Ma\u2019adim Vallis<\/em>. La figura 4 mostra un altro esempio di valle longitudinale, la Nirgal Vallis.\u00a0\u00a0 \u00a0 Valli dendritiche<\/span> \u2013 Si tratta di sistemi ramificati con un certo numero di affluenti, che vanno a confluire in un unico ramo principale. Sistemi che mostrano affluenti fino al settimo ordine prendono pi\u00f9 specificatamente il nome valley networks <\/em>(Ansan e Mangold, 2006). Solitamente il ramo principale ha un\u2019ampiezza che va aumentano lungo il suo corso. Generalmente queste valli hanno lunghezze inferiori ai 200 km (Carr, 2006), mentre le ampiezze dei rami principali sono dell\u2019ordine del chilometro e le profondit\u00e0 variano dai 50 ai 400 metri (Williams e Phillips, 2001; Kereszturi, 2005). Anche la genesi di questi canali \u00e8 riconducibile a processi di runoff<\/em> o ground-water sapping<\/em>.\u00a0 inoltre, \u00e8 probabile che la morfologia delle valli cos\u00ec come noi la osserviamo oggi non sia quella originaria. In seguito alla loro incisione nel terreno, tali strutture potrebbero infatti essere state modificate da processi di mass wasting<\/em>, ovvero cedimento delle pareti laterali della valle, che hanno dato origine a una morfologia tipica del processo di ground-water sapping<\/em> (Gulick e Baker, 1990). Di fatto le valli dendritiche sono le pi\u00f9 simili alle valli fluviali terrestri. Esemplare di questa categoria \u00e8 il sistema denominato Warrego Valles (vedi figura 5);<\/p>\n Oltre alle valli dendritiche esistono poi un gran numero di canali pi\u00f9 piccoli detti gullies<\/em> (vedi figura 6), molto spesso privi di affluenti, che tendono a disporsi parallelamente su terreni caratterizzati da pendenze molto ripide (Clow, 1987). Tali canali sfociano in aree pi\u00f9 basse che probabilmente un tempo erano la sede di laghi o mari.<\/p>\n Vi sono\u00a0 inoltre, diverse tracce che sembrano suggerire la presenza di un antico oceano (definito come Oceanus Borealis) che avrebbe ricoperto le lowlands<\/em> dell\u2019emisfero settentrionale (Parker et al., 1989; Helfer, 1990; Schaefer, 1990; Baker et al., 1991; Parker et al., 1993; Di Achille e Hynek, 2010). Prima di tutto, i bassopiani settentrionali sono straordinariamente piatti, e questa caratteristica ha portato a ipotizzare che siano stati fondali marini rivestiti da sedimenti per un periodo significativo della storia marziana.\u00a0 inoltre, grazie all\u2019altimetro laser MOLA della sonda Mars Global Surveyor<\/em> \u00e8 stato possibile rilevare che le probabili linee di costa del presunto oceano presentano la stessa altezza (Di Achille e Hynek, 2010). Due strutture geologiche particolarmente significative in questo contesto sono le scarpate che circondano l\u2019Olympus Mons e l\u2019Apollinaris Patera, due dei pi\u00f9 importanti vulcani del pianeta. Si ritiene che il primo si sia trovato nelle vicinanze della linea costiera dell\u2019Oceano Boreale, mentre il secondo sia stato completamente circondato delle acque dell\u2019oceano (Guaita, 2000).\u00a0 inoltre, l\u2019altimetro MOLA ha permesso di notare che i punti in cui sei dei principali fiumi marziani spariscono nei piani settentrionali si trovano allo stesso livello (Ivanov e Head, 1999; Di Achille e Hynek, 2010).<\/p>\n Non esistono dubbi sul fatto che le valli siano state generate dallo scorrere di acqua liquida. Ci\u00f2 ha portato molti ricercatori ad intuire che probabilmente al tempo della loro formazione le condizioni di pressione atmosferica e temperatura superficiale del pianeta dovevano essere differenti rispetto a quelle attuali (Hynek et al., 2010). In particolare alcuni autori ritengono che l\u2019era Noachiana sia stata caratterizzata da una clima molto pi\u00f9 caldo e umido grazie all\u2019intensa attivit\u00e0 vulcanica che ha reso l\u2019atmosfera pi\u00f9 densa. Ci\u00f2 ha indotto un effetto serra sufficiente a riscaldare il pianeta. In seguito per\u00f2 tale effetto sarebbe diminuito e l\u2019atmosfera sarebbe diventata rarefatta a causa della progressiva riduzione dell\u2019attivit\u00e0 vulcanica, non pi\u00f9 in grado i compensare le perdite di anidride carbonica verso l\u2019esterno del pianeta (dovute alla bassa gravit\u00e0). Da un punto di vista paleoclimatico risulta interessante studiare la durata del flusso d\u2019acqua all\u2019interno delle valli fluviali. Per quanto riguarda i canali di deflusso, tale tempo di permanenza deve essere stato dell\u2019ordine di alcuni giorni o al massimo di qualche settimana. Questi canali sono stati infatti caratterizzati da una portata elevatissima, pertanto in essi la permanenza dell\u2019acqua \u00e8 stata del tutto effimera. L\u2019ingente quantit\u00e0 d\u2019acqua coinvolta nel processo \u00e8 giunta alla fine del corso prima di ghiacciare in tempi estremamente brevi (Squyres, 1989).<\/p>\n Di maggiore interesse paleoclimatico sono invece le valli longitudinali e quelle dendritiche di grandi dimensioni dove l\u2019acqua sarebbe circolata per diversi milioni di anni. Queste valli si sarebbero generate durante l\u2019era Noachiana. (Pieri, 1976, 1980; Fassett e Haed, 2008). \u00a0Anche le valli dendritiche di piccole dimensioni hanno richiesto un tempo di formazione abbastanza lungo. L\u2019analisi della loro morfologia rivela, infatti, una modesta portata dalla quale si deduce che per produrre il volume di erosione osservato sono stati impiegati tempi almeno dell\u2019ordine di \u00a0105<\/sup> anni (Gulick e Baker, 1989; Hoke et al., 2011). \u00c8 probabile che durante l\u2019era Noachiana il pianeta sia stato caratterizzato da periodi in cui le condizioni climatiche sono tornate ad essere temperate o localmente, in seguito a grandi eruzioni vulcaniche, o su scala globale. In quest\u2019ambito estremi stagionali di temperatura possono essere stati provocati dalla tendenza dell\u2019asse di rotazione a variare in modo drastico la propria inclinazione (Kargel e Strom, 1997).<\/p>\n Tuttavia non tutti i ricercatori sono concordi sul fatto che Marte abbia avuto un clima pi\u00f9 caldo e umido rispetto a quello che si osserva oggi. Per questi studiosi i canali di cui abbiamo ampliamente discusso si sarebbero generati in condizioni analoghe a quelle attuali, in seguito allo scorrimento di acqua coperta in superficie da ghiaccio (ipotesi originariamente proposta da Wallace e Sagan (1979) e poi ripresa da Carr (1983) e da diversi ricercatori). Questa ipotesi non sembra per\u00f2 tener conto dei processi di congelamento dei corsi d\u2019acqua che si osservano in natura (Carr, 1996). Gulick and Baker (1989, 1993), Clifford (1996) e Squyres e Kasting (1994) ritengono invece che i sistemi vallivi si siano generati per processi di runoff<\/em> e ground-water sapping<\/em> generati da acque sotterranee riscaldate da intrusioni magmatiche e sgorgate in superficie. Questi ricercatori sostengono che tutto ci\u00f2 sia avvenuto in condizioni climatiche simili alle attuali. La loro idea riesce a spiegare l\u2019origine di diversi canali marziani ma non \u00e8 adattabile alla genesi di molti altri. La superficie del pianeta mostra, infatti, diversi canali dendritici in terreni nei quali non vi \u00e8 alcuna traccia di presente o passata attivit\u00e0 vulcanica.\u00a0 inoltre, la morfologia di questi canali sembra richiedere un flusso d\u2019acqua abbastanza lungo che nelle attuali condizioni non \u00e8 possibile (Squyres, 1989; Wharton et al., 1995).<\/p>\n Per quanto riguarda i canali che si trovano in prossimit\u00e0 dei crateri d\u2019impatto si ritiene che la loro origine sia dovuta al calore liberato durante l\u2019urto che ha causato lo scioglimento del ghiaccio sotterraneo (Brakenridge et al., 1985). Se cos\u00ec fosse, ogni cratere avrebbe dovuto ospitare un lago ma questo non accade. E\u2019 stato dimostrato\u00a0 inoltre, che il calore liberato dall\u2019impatto di crateri di diametro inferiore a 100 km non \u00e8 sufficiente a far sciogliere il ghiaccio sotterraneo (Gulick, 1998). Tutto ci\u00f2 sembra suggerire che i canali, situati in prossimit\u00e0 dei crateri d\u2019impatto, abbiano un\u2019origine dovuta a precipitazioni e lo stesso si pensa riguardo alla genesi di molte altre valli fluviali che non si trovano nelle vicinanze di crateri o in aree vulcaniche. Siccome attualmente le uniche precipitazioni possibili sul Pianeta Rosso sono quelle di anidride carbonica allo stato solido, questo va a sostegno della tesi in base alla quale Marte abbia sperimentato in passato condizioni climatiche differenti rispetto a quelle che si osservano oggi. Per verificare tale tesi numerose sonde orbitano attorno al pianeta e lander<\/em> passeggiano sulla sua superficie.<\/p>\n Le sonde attualmente in orbita operativa sono la Mars Odissey<\/em>, partita nel 2001, la Mars Express, lanciata dall\u2019ESA il 4 Giugno 2003, entrata in orbita attorno a Marte il 25 Dicembre 2003 e al cui progetto ha partecipato anche il gruppo di Astrofisica dell\u2019Universit\u00e0 di Lecce. Attorno al Pianeta Rosso orbita\u00a0 inoltre, il Mars Reconnaissance Orbiter<\/em>, una sonda spaziale polifunzionale della NASA lanciata il 12 agosto 2005. Tutti questi orbiter<\/em> hanno permesso di mappare la superficie del pianeta e determinare la sua composizione. Di notevole importanza \u00e8 stato\u00a0 inoltre, il contributo dei rover<\/em> che hanno permesso di delineare la storia geologica marziana, come Spirit<\/em> e Opportunity<\/em>, i due rover<\/em> americani della missione MER 2003 della NASA, atterrati sul pianeta nel Gennaio 2004. Questo \u00e8 il momento del rover<\/em> Curiosity<\/em> della NASA, che ha toccato la superficie del pianeta il 6 Agosto 2012. L\u2019ipotesi che sta alla base di questa missione \u00e8 che un tempo Marte sia stato abitabile. Il rover<\/em> trasporta un vero e proprio laboratorio di analisi per verificare questa ipotesi e capire come il clima abbia apparentemente avuto un cambiamento cos\u00ec drastico portando Marte a quel gelido deserto che oggi lo caratterizza.<\/p>\n Gli obiettivi principali del rover Curiosity <\/em>sono:<\/p>\n Indagare sul clima marziano e sulla sua geologia;<\/p>\n<\/li>\n Valutare la possibilit\u00e0 che il luogo analizzato abbia ospitato vita microbica;<\/p>\n<\/li>\n Studi di abilit\u00e0 planetaria in preparazione ad una possibile missione umana su Marte.<\/p>\n<\/li>\n<\/ul>\n Le analisi di Curiosity<\/em> partono dall\u2019utilizzo di una telecamera ad alta risoluzione al fine di ricercare le zone della superficie di particolare interesse. Curiosity<\/em> pu\u00f2 poi vaporizzare una porzione di tale superficie con un laser a infrarosso ed esaminare la struttura spettrale che ne deriva al fine di determinare caratteristiche e composizione della roccia sotto esame. Se il risultato di tale analisi \u00e8 particolarmente interessante il rover pu\u00f2 utilizzare il suo braccio robotico dotato di uno spettrometro a raggi x per osservare la zone interessata pi\u00f9 da vicino. Infine Curiosity<\/em> pu\u00f2 perforare il masso e portare il campione al SAM (Sample Analysis at Mars<\/em>) o al CheMin (Chemistry and Mineralogy<\/em>), due laboratori di analisi presenti all\u2019interno del rover<\/em>. Il SAM analizza elementi organici e gas appartenenti sia al campione che all\u2019atmosfera, mentre il CheMin ha lo scopo di identificare e quantificare i minerali presenti nel campione di roccia, valutando il coinvolgimento dell\u2019acqua nella loro formazione. Analisi dettagliate di alcune rocce da parte del rover<\/em> hanno confermato l\u2019iniziale ipotesi di alcuni ricercatori in base alla quale quest\u2019ultime contengono ghiaia di origine marina. La forma e le dimensioni della ghiaia incorporata in queste rocce ha permesso ai ricercatori di calcolare la profondit\u00e0 e la velocit\u00e0 dell\u2019acqua che scorreva in questa zona.\u00a0 inoltre, \u00e8 stato notato che i ciottoli pi\u00f9 grandi non sono distribuiti uniformemente nel conglomerato della roccia ma quest\u2019ultimo presenta diversi strati di sabbia. Questo \u00e8 comune a molti depositi di ruscelli presenti sulla Terra ed \u00e8 quindi un\u2019ulteriore prova della presenza di un antico ruscello su Marte. Ma siamo ad un punto di svolta della missione di Curiosity<\/em> su Marte. Ad un anno dal suo atterraggio, dopo aver studiato una zona pi\u00f9 piccola di un campo di calcio, il rover<\/em> si sta spostando ai piedi del Monte Sharp a circa 8 km di distanza dal suo sito attuale, dove \u00e8 prevista un\u2019ulteriore trivellazione. Ci\u00f2 ha lo scopo di fare un confronto con i risultati ottenuti fino ad ora. Curiosity<\/em> guider\u00e0 verso sud-ovest per diversi mesi prima di raggiungere il Monte. Jim Erickson, del Jet Propulsion Laboratory<\/em> della NASA, ha affermato: \u201c Non sappiamo quando raggiungeremo il Monte Sharp. Questa \u00e8 davvero una missione di esplorazione, solo perch\u00e9 il nostro obiettivo finale \u00e8 il Monte Sharp non vuol dire che non troveremo caratteristiche interessanti lungo la strada\u201d<\/span>.\u00a0\u00a0\u00a0<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":" Marte, il quarto pianeta a partire dal Sole, \u00e8 dopo Venere il pianeta pi\u00f9 vicino alla Terra. Anche noto come Pianeta Rosso per la sua caratteristica colorazione, Marte orbita alla distanza media di 1.524 u.a. dal Sole, con un periodo … Continua a leggere![\"\"](\"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/Hypatia\/Ridimensiona%20dischiapar.jpg\")
Mars Map 1890 Giovanni Schiaparelli<\/span><\/p>\n![\"\"](\"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/Hypatia\/Ridimensiona%20diEfrain-Morales-Rivera-Mars-2014-03-29_25_20_17_14_8-2_1396305067.jpg\")
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![\"\"](\"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/wp-content\/uploads\/2022\/06\/hs-2001-31-m-large_web1-600x338.jpg\")
Figura 2 \u2013 Immagine della superficie di Marte prima e durante una tempesta di polvere (HST)\u00a0\u00a0 <\/span><\/p>\n![\"\"](\"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/wp-content\/uploads\/2022\/06\/Ridimensiona-diKasei-Vallis-600x317.jpg\")
Figura 3\u2013 Immagine di un tipico canale di deflusso, la Kasei Vallis. L\u2019acqua che ha scavato il canale proveniva dalla regione in basso a sinistra e fluiva verso l\u2019area in alto a destra con un andamento dettato dalla pendenza del terreno. Si noti l\u2019isola dalla caratteristica forma allungata. L\u2019immagine centrata a 20\u00b0 Nord e 68\u00b0 Ovest, ha dimensioni di 1130 km x 650 km ed \u00e8 stata ottenuta mediante l\u2019utilizzo del programma JMARS.<\/span>\u00a0\u00a0<\/p>\n![\"\"](\"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/Hypatia\/Ridimensiona%20diNirgal%20Vallis.JPG\")
Figura 4 \u2013 Valle longitudinale, denominata Nirgal Vallis, che scorre da Nord-Ovest a Sud-Est negli altipiani meridionali marziani, andando a sfociare nel grande canale di deflusso Uzboi Vallis, parzialmente visibile a destra. Si estende per circa 420 km e il fondo della valle \u00e8 parzialmente coperto da dune e increspature. L\u2019immagine, centrata 29\u00b0 Sud e 41\u00b0 Ovest, copre un\u2019area di 500 km x 350 km ed \u00e8 stata ottenuta grazie al programma JMARS.\u00a0\u00a0 <\/span><\/p>\n![\"\"](\"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/Hypatia\/Ridimensiona%20diCopia%20di%20Warrego%20Valles.JPG\")
Figura 5 \u2013 Sistema ben sviluppato di canali dendritici, denominato Warrego Valles, posto negli altopiani meridionali (43\u00b0 Sud, 93\u00b0 Ovest). Secondo alcuni ricercatori, questi canali dendritici hanno avuto un\u2019origine principalmente dovuta a precipitazioni atmosferiche e quindi presuppongono un clima pi\u00f9 caldo e umido rispetto a quello attuale (Ansan e Mangold, 2006). Immagine ottenuta tramite JMARS, copre un\u2019area di 170 km x 95 km. \u00a0<\/span><\/p>\n![\"\"](\"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/Hypatia\/Ridimensiona%20diGullies.jpg\")
Figura 6 – Immagine tridimensionale che mostra delle gullies poste all\u2019interno di un cratere d\u2019impatto nei pressi della regione dei Nereidum Montes. L\u2019immagine ha le dimensioni di 90 km x 52 km (dal sito http:\/\/mars.jpl.nasa.gov\/mars3d\/<\/a>). <\/span><\/p>\n\n
![\"\"](\"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/Hypatia\/Curiosity.jpg\")
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