Marte

Marte

Marte [Lat. Mars Martis, il dio romano della guerra] [ASF] Pianeta del Sistema Solare, il quarto in ordine di distanza dal Sole, subito dopo la Terra e prima di Giove: v. Sistema Solare: V 277 e. Ha piccola massa (1/3 085 000 di quella del Sole e circa dieci volte minore di quella della Terra), piccolo volume (0.15 volte quello della Terra), densità 3.94 g/cm3; l'accelerazione di gravità è, sulla superficie, circa la terza parte di quella che si ha sulla superficie della Terra. Ha diametro equatoriale di 6 786 km (la metà circa di quello terrestre), schiacciamento di 1/192 (quello terrestre è di 1/297); la sua orbita, a differenza di quella della Terra, è notevolmente ellittica, con eccentricità di 0.093; il periodo di rotazione attorno al proprio asse è di 24h 37m 22.67s, per cui la durata del giorno sidereo su M. supera di poco quella del giorno sidereo sulla Terra (23h 56m 4s); il giorno solare su M. corrisponde a circa 24h 37m. L'anno sidereo di M., cioè la durata del suo periodo di rivoluzione intorno al Sole, corrisponde a 1.88 anni tropici terrestri; il periodo sinodico, vale a dire il tempo che M., visto dalla Terra, impiega a riprendere la stessa posizione rispetto al Sole è di circa 2.14 anni tropici terrestri. Il piano orbitale di M. coincide quasi con il piano dell'eclittica, formando con esso un angolo di soltanto 1° 51'. L'equatore di M. è inclinato di 25° 10' sul piano orbitale, pressappoco come l'equatore terrestre (inclinato di 23° 27' sul piano dell'eclittica); di conseguenza su M., come sulla Terra, si verificano le quattro stagioni, ma, a causa della maggiore durata dell'anno marziano, esse sono più lunghe delle stagioni terrestri. Quando M. è in opposizione, cioè quando è allineato con la Terra e il Sole, e si trova, rispetto al Sole, dalla stessa parte della Terra, è in ottime condizioni di visibilità, poiché è allora molto vicino alla Terra e rivolge a essa l'emisfero illuminato dal Sole. Tuttavia la notevole eccentricità dell'orbita di M. fa sì che la distanza reciproca Terra-M. vari notevolmente da opposizione a opposizione. M. è più prossimo alla Terra se l'opposizione si verifica quando esso è in prossimità del perielio (grande opposizione); poiché il periodo sinodico di M. supera di circa 50 giorni la durata di due anni terrestri, le grandi opposizioni si ripetono al-l'incirca ogni 7 opposizioni, cioè circa ogni 15÷17 anni. Al momento di una grande opposizione, M. può avvicinarsi alla Terra fino a un minimo di 56 000 000 km, com'è accaduto, per es., nelle opposizioni del 1971 e del 1987; all'epoca di un'opposizione in prossimità dell'afelio, la distanza Terra-M. può essere più che doppia, fino a circa 400 000 000 km. Il diametro apparente di M. può variare da un minimo di 4'' fino a circa 25'' all'epoca di una opposizione al perielio. Poiché la direzione dell'asse di rotazione di M. è fissa nello spazio, durante una grande opposizione è ben visibile dalla Terra la calotta polare australe, mentre la calotta boreale è visibile all'epoca dell'opposizione all'afelio. Nell'epoca delle grandi opposizioni M. ha declinazione negativa e si trova nel punto dell'orbita più distante dal piano dell'equatore. È detto apparizione di M. il periodo che precede e segue un'opposizione, durante il quale M. può essere agevolmente osservato. (a) Aspetto della superficie di Marte. L'aspetto della superficie, pur variando durante le stagioni marziane e a seconda delle condizioni dell'atmosfera di M., presenta caratteristiche permanenti, riconoscibili per la forma e la colorazione. Sono ben distinguibili, specie durante gli inverni marziani, le calotte polari che le osservazioni indicano essere distese assai sottili, che si dissolvono con estrema rapidità a primavera inoltrata; si pensava potesse trattarsi di strati di ghiaccio, ma le recenti osservazioni delle sonde spaziali Mariner inducono a pensare che si tratti di strati di anidride carbonica congelata. Le parti più brillanti della superficie sono dette terre; esse ricoprono circa i 3/5 del globo e sono di colore bruno-rossastro. Osservazioni spettroscopiche e colorimetriche indicano trattarsi di rocce di silicati alcalini e soprattutto di ossidi di ferro, il che spiegherebbe la loro colorazione e anche la pressoché totale mancanza nell'atmosfera del pianeta dell'ossigeno, trattenuto in superficie dai prodotti di ossidazione. Valutazioni dell'inerzia termica del suolo basate su osservazioni polarimetriche e misurazioni dell'escursione diurna della temperatura (specie quelle effettuate dalle sonde Mariner) portano a ritenere che le terre siano ricoperte di polvere minuta o sabbia, probab. limonite finemente polverizzata. Sono occasionalmente osservabili tempeste di polvere o sabbia, che si manifestano come nubi e foschie di colore giallastro, ricoprenti in tutto o in parte le terre sottostanti; una di queste tempeste oscurò per più giorni consecutivi la superficie del pianeta in occasione della grande opposizione del 1956. La parte rimanente del globo è ricoperta da estese macchie verde blu-scuro, dette mari; questi, a somiglianza dei mari lunari, potrebbero essere ampi avvallamenti di cenere e materiale vulcanico. In molte località, come nel Pandorae Fretum sono state osservate variazioni stagionali e in altre, come nel Solis Lacus, variazioni secolari sia nella forma sia nel colore; e ciò suggerì nel passato l'ipotesi, poi rivelatasi non provata, che i mari potessero essere ricoperti da una debole vegetazione di piante primitive, come licheni e alghe unicellulari sensibili a variazioni di clima. Sia i mari sia le terre appaiono attraversati da una rete di solchi, detti canali, di colore verde-bluastro; osservati con mezzi ottici molto potenti sono risolubili in file di piccole macchie; probab. si tratta di crateri disposti lungo linee di frattura della superficie. Il rilievo fotografico diretto mediante sonde spaziali, ha mostrato, inoltre, l'esistenza di imponenti crepacci. Su M. i crateri da impatto sono comuni; altri crateri mostrano coltri di materiale eruttato, spesso con disposizione raggiata. Una metà della sua superficie consiste di terreni antichi, craterizzati, che circondano vasti bacini ritenuti da impatto. Il resto è coperto da vulcani o rocce vulcaniche più giovani; da alcuni crateri sono uscite colate laviche che sembrano recenti. M. possiede il più grande vulcano a scudo che sia stato osservato nell'intero sistema solare. Interessante è il sistema equatoriale di canyon, grande quanto la fossa tettonica del-l'Africa orientale: esso misura più di 5000 km di lunghezza e 6000 m di profondità. Da un altipiano settentrionale scende, fino a una zona depressa, una rete di larghi canali sinuosi; essi partono da terreni caotici che qualcuno interpreta come permafrost con episodi franosi. Le masse rocciose più antiche, partic. presso le calotte polari, sono state erose, bucherellate e incise. Alcune pianure o bacini contengono depositi eolici; un po' ovunque si vedono coltri di detriti, sabbia o polvere, non di rado stratificate dal vento, che si vanno assottigliando verso l'equatore. Sul piatto fondo di un cratere è stato visto un campo di dune del diametro di 130 km. L'attività, tuttora vivace, di un'atmosfera ricca di cristalli di ghiaccio provoca anche forti cambiamenti nell'albedo. Vi sono anche casi di sedimenti solcati da un evidente reticolo fluviale; più di uno specialista crede che, in un recente passato geologico, sulla superficie di M. sia potuta scorrere una certa quantità di acqua. M., essendo più lontano dal Sole, riceve calore raggiante in misura minore della Terra; si stima che riceva tra ²600 e ²400 W/m2 (contro ²1400 W/m2 della Terra), a seconda della posizione sull'orbita. La temperatura media è inferiore a quella terrestre; a causa della scarsa attenuazione da parte dell'atmosfera e della bassa conduttività termica del suolo, è molto alta la variazione di temperatura tra giorno e notte: durante l'estate la temperatura superficiale delle zone equatoriali raggiunge 25 °C, mentre nella notte cade rapidamente a circa -70 °C. L'albedo della superficie è 0.16. La grandezza apparente al momento dello splendore massimo è -1.8. La colorazione di M. è caratteristicamente rossastra. (b) Atmosfera di Marte. Sulla superficie di M. è presente un'atmosfera: ciò è provato dal-l'offuscamento che si osserva al bordo del pianeta, dall'esistenza di nubi e di una zona crepuscolare, dal fatto che il disco di M. fotografato in luce violetta ha diametro maggiore di quello fotografato in luce rossa, in conseguenza della diffusione della luce violetta operata appunto dall'atmosfera. Stime effettuate con metodi astrofisici assegnavano alla pressione atmosferica, alla superficie, valori tra 85 e 10 hPa (millibar), contro i circa 1013 hPa sulla Terra, ma i rilievi delle sonde spaziali Mariner indicano come più probabile una pressione minore, dell'ordine di 8 hPa (la pressione che nell'atmosfera terrestre si ha a circa 30 km di quota). Sempre in base ai rilievi effettuati dalle sonde Mariner che avvalorano studi già effettuati dal suolo terrestre, l'atmosfera di M. sembra essere composta, quasi esclusivam. da anidride carbonica e in assai minore misura da argon, neon, con tracce di azoto e vapor d'acqua; la tab. riporta la composizione attualmente (1996) accettata; data la bassa velocità di fuga dal pianeta (5 km/s) l'atmosfera è ormai priva dei gas più leggeri, quali idrogeno ed elio. Il fatto che l'atmosfera sia così tenue, insieme con il forte assorbimento della CO₂ nell'infrarosso, provoca uno scambio termico molto rapido, per cui in confronto con la Terra i fenomeni di riscaldamento o raffreddamento radiativo sono più importanti e la profondità della troposfera di M. (cioè la regione dominata da scambi turbolenti) subisce forti variazioni diurne (mentre sulla Terra subisce solo modeste variazioni). L'atmosfera di M. presenta forti instabilità e variazioni climatiche. Un tipico processo d'instabilità è la generazione e propagazione di tempeste di sabbia che raggiungono sporadicamente (circa ogni 10 anni) intensità tale da coinvolgere l'intero pianeta. Durante queste tempeste globali c'è un aumento medio delle temperature atmosferiche di 30÷40 °C, con un progressivo scioglimento delle calotte polari; tale riscaldamento è dovuto al notevole assorbimento della radiazione solare da parte della sabbia. L'esistenza, nel passato, di climi più miti con abbondante H₂O liquida suscita notevole interesse, da un punto di vista sia geologico sia biologico. Le cause che possono averli determinati vanno ricercate nelle variazioni dell'eccentricità dell'orbita e dell'inclinazione dell'asse di rotazione, nonché in possibili cambiamenti della costante solare. Inoltre sono stati ipotizzati meccanismi d'instabilità secondò cui M. si troverebbe attualmente in una fase glaciale e l'acqua si troverebbe soltanto sotto forma di ghiaccio nelle calotte polari. (c) Struttura interna di Marte. Ben poco sappiamo su essa; la ragione principale di tale ignoranza è legata alla mancanza di dati sismici, che hanno invece permesso di investigare l'interno di altri corpi celesti come la Terra e la Luna. Le capsule planetarie dei Viking trasportavano sismometri, ma le misure ottenute non hanno permesso di distinguere gli eventuali terremoti dalle vibrazioni prodotte dai venti. Le uniche fonti d'informazione disponibili sono, quindi, i dati gravimetrici, ottenuti osservando le traiettorie dei satelliti artificiali che hanno orbitato intorno al pianeta, e il valore della densità media (3.94 g/cm3), che è intermedio fra quelli della Luna (3.33 g/cm3) e della Terra (5.52 g/m3). Si distinguono tre strati: la crosta, lo strato più esterno formato da rocce rigide, che avrebbe uno spessore di ≈100 km; il sottostante mantello, di composizione ignota, che sarebbe formato da materiali più plastici; il nucleo, avente un raggio di ²1200 km, che probab. non è liquido, come quello esterno della Terra, ma solido. Poiché la densità media di M. e minore di quella della Terra, si ipotizza che il nucleo sia costituito da qualche composto del ferro (per es., FeS) più leggero del ferro metallico, che è il costituente principale del nucleo terrestre. Su M. non vi è traccia dei processi connessi ai meccanismi della tettonica a zolle, che invece sono attivi sulla Terra; ciò nonostante, si deve supporre che il mantello di M., almeno nel passato, sia stato rimescolato da correnti convettive. La differenza fra i vulcani a scudo terrestri e quelli marziani sta solo nelle dimensioni: per es., il Monte Olimpo (il maggiore vulcano di M. e dell'intero Sistema Solare) ha un diametro di base ²700 km, un'altezza di ²27 km ed è sormontato da un cratere (o, meglio, da una caldera) del diametro di ²80 km (per confronto il volume di questa montagna è ²100 volte maggiore di quello del Mauna Loa, il più grande vulcano terrestre). (d) Magnetismo di Marte. È dubbio che M. possegga un campo magnetico endogeno; le uniche misure disponibili sono quelle ottenute dalla sonda statunitense Mariner IV e da quelle sovietiche Mars III e V, che indicherebbero la presenza di un campo avente intensità dell'ordine di 1/1000 di quello terrestre, cioè dell'ordine di poche decine di nT. Se questo debole campo magnetico fosse di origine endogena, M. dovrebbe possedere un piccolo nucleo fluido, il che, come detto sopra, non è. (e) La vita su Marte. Fin dal 1700 molti studiosi hanno congetturato che su M. esistesse la vita e addirittura che su esso si fosse sviluppata una civiltà evoluta come quella umana. Nel 1877 la scoperta dei cosiddetti canali, a opera di Schiaparelli, diede nuovo impulso a tali ipotesi. In loro favore sembrano esserci due fatti osservativi: le variazioni periodiche delle dimensioni delle calotte polari, che facevano pensare a uno scioglimento estivo di ghiacci e, quindi, a un'abbondanza di acqua liquida sul pianeta; i cambiamenti di colore delle regioni più scure, che suggerivano che esse fossero ricoperte da una vegetazione soggetta a un ciclo stagionale. Ancora nel 1964, alla vigilia dell'esplorazione diretta del pianeta, numerosi astronomi ritenevano che su M. vi fosse qualche tipo di vegetazione, magari consistente di organismi microsco- pici.Le missioni spaziali hanno contraddetto queste aspettative, sia per osservazione diretta, sia a seguito di esperimenti specifici. Oggi si ritiene probabile che su M. non si sia sviluppata la vita, ma ciò non è affatto certo: per risolvere questo problema, occorrerà effettuare nuovi esperimenti più perfezionati e visitare zone del pianeta più vaste di quelle esplorate dai Viking. ◆ [ASF] Cartografia e topografia di M.: le prime osservazioni di M. si iniziarono poco dopo l'invenzione del cannocchiale; ai primi disegni, eseguiti a Napoli (1636) da F. Fontana, seguirono quelli di C. Huygens (1659), G.D Cassini (1666), W. Herschel (1800), W. Beer e J. M. Maedler (1830), A. Secchi (1862). Il primo astronomo che effettuò osservazioni di M. su base veramente scientifica fu G.V. Schiaparelli, il quale determinò la durata del periodo di rotazione, la posizione dei poli e dell'equatore del pianeta e ne disegnò una pianta molto accurata; egli notò per primo l'esistenza dei canali e ritenne che essi non fossero corsi d'acqua, ma qualcosa di simile a lunghe e strette valli. L'esistenza dei canali fu confermata qualche anno dopo in America da P. Lowell, il quale, data la loro regolarità geometrica, li interpretò come opera di creature intelligenti. Tra gli osservatori più recenti vanno citati R.J. Trumpler, e poi W.H. Wright, G.P. Kuiper, E.C. Slipher e A. Dollfuss. In occasione della grande opposizione del 1956 fu istituito un programma internazionale per l'osservazione continua del pianeta. A partire dal 1965 sono state iniziate ricognizioni del pianeta a mezzo di sonde spaziali (per le quali, v. Sistema Solare, esplorazione del: V 285 c), che hanno consentito di tracciare un'accurata topografia di M., spec. in base alle 7329 splendide e dettagliate (risoluzione 1÷2 km) fotografie riprese con la sonda Mariner IX (1971-72). Gli oggetti della superficie del pianeta più facilmente riconoscibili sono stati designati, per opera di G.V. Schiaparelli e in seguito di P. Lowell, E.M. Antoniadi e numerosi altri osservatori, con nomi tratti dalla mitologia greca e latina. A causa del moltiplicarsi delle designazioni e di una certa confusione che con il passare degli anni si era andata creando, l'Unione astronomica internazionale ha recentemente riordinato e uniformato la nomenclatura, con la pubblicazione di una mappa (v. fig.), dove è anche riportato un reticolato di coordinate, per una più facile identificazione delle regioni. ◆ [ASF] Satelliti di M.: sono due, Phobos e Deimos, scoperti il 17 agosto 1877 da A. Hall. Phobos orbita intorno a M. a una distanza media di 9378 km in 7h 39m 13.9s; il fatto che la sua rivoluzione sia più breve della rotazione di M., fa si che esso, se osservato dalla superficie del pianeta, percorrerebbe apparentemente il cielo da ovest a est; ha una forma irregolare, con dimensione massima di circa 13.5 km. Deimos, anch'esso di forma irregolare, ha dimensione massima di circa 7.5 km; la durata della sua rivoluzione intorno a M. e di 1d 6h 17m 55s, la distanza media di circa 20 000 km (v. Sistema Solare: V 272 Tab. 1.3, 273 Tab. 1.4). Ambedue i satelliti sono difficilmente osservabili dalla Terra a causa della relativa vicinanza al pianeta; sono stati però fotografati dalle sonde in orbita intorno al pianeta.