Marte (pianeta)



Marte . Nel Sistema solare, il primo dei pianeti superiori, che hanno cioè un’orbita di rivoluzione esterna a quella della Terra. Prende il nome dal dio romano della guerra, Marte (Mars), ed è noto fin dall'antichità per il suo colore rossastro.

u Astronomia

Marte  compie la sua rivoluzione intorno al Sole in 687 giorni terrestri. La sua distanza media dal Sole è di circa 1.5 UA, pari a 225 milioni di km. Il diametro medio è pari a circa 6.800 km; volume e massa del pianeta sono rispettivamente pari al 15% e al 10% di quelli terrestri.

L’orbita di Marte intorno al Sole è molto poco inclinata sul piano dell'eclittica (meno di 2°), e l’asse di rotazione del pianeta è inclinato di 24° rispetto all’eclittica, all'incirca come avviene per la Terra. Le stagioni su Marte si succedono quindi in modo analogo a quanto avviene sulla Terra; ciascuna dura approssimativamente 6 mesi, ma la durata varia da stagione a stagione a causa dell'alto valore dell'eccentricità dell'orbita (la distanza dal Sole θ di 1.38 UA al perielio e di 1.67 UA all’afelio).

Poichè l’orbita di Marte è esterna a quella della Terra, il pianeta non presenta il fenomeno delle fasi come avviene per Mercurio e Venere; alle quadrature però appaiono gibbosità simili a quelle che caratterizzano la Luna nei giorni che precedono o seguono il plenilunio.

La distanza tra Marte e la Terra, nel corso delle rispettive rivoluzioni, varia da 56 a circa 400 milioni di km. Durante le opposizioni favorevoli, un buon telescopio consente di vedere molti dettagli della superficie del pianeta. Tali circostanze si verificano ogni 15-17 anni e il periodo più idoneo per le osservazioni è tra agosto e settembre, quando Marte rivolge verso la Terra l'emisfero australe; in tale periodo infatti le dimensioni apparenti del pianeta sono massime. Vicino all'afelio, invece, quando Marte ci mostra il proprio emisfero boreale, il diametro del disco apparente non supera nelle condizioni più idonee i 14 secondi d’arco (Marte si trova allora a una distanza dalla Terra di circa 100 milioni di km).

v I due satelliti di Marte

Marte  possiede due minuscoli satelliti, entrambi di forma irregolare, grosso modo elissoidale. Il satellite più grande e più vicino al pianeta è Phobos, scoperto da Asaph Hall nel 1898. Le sue dimensioni sono di circa 20Χ23Χ28 km, e compie una rotazione completa in circa 8 ore, a una distanza di 9.400 km dalla superficie del pianeta. Il secondo satellite, Deimos, ha dimensioni pari a circa 10Χ12Χ16 km e ruota in circa 30 ore.

Il loro moto presenta una particolarità interessante: poichè la velocità di rivoluzione di Phobos è maggiore della velocità di rotazione di Marte, un abitante del pianeta vedrebbe il satellite sorgere a ovest e tramontare a est, in sole cinque ore e mezzo. Il movimento apparente di Deimos, al contrario, è assai lento: resta visibile sopra l'orizzonte per 64 ore circa.

La superficie dei due satelliti appare crivellata da crateri (soltanto ai maggiori è stato dato un nome: Hall e Stickney su Phobos, in onore degli scopritori; Swift e Voltaire su Deimos, in onore degli scrittori che avevano ipotizzato la presenza di questi satelliti). L'origine di questi strani satelliti non è ancora chiara: l'ipotesi più probabile è che un pianetino si sia spezzato in seguito a un urto cosmico, e che i due frammenti siano stati catturati dal campo gravitazionale di Marte.

v L’atmosfera e la superficie

Marte  è circondato da un'atmosfera più sottile e molto più rarefatta di quella della Terra. La pressione atmosferica media alla superficie è di circa 7 millibar, meno di un centesimo di quella terrestre. Il principale costituente dell'atmosfera marziana è il biossido di carbonio (95%) a cui si aggiungono azoto (2,7%), argo (1,6%) e altri gas in percentuali minori (ossigeno, ossido di carbonio e vapore acqueo). La temperatura media del globo è di ­54 ΊC, con escursioni termiche molto accentuate (circa 50 ΊC) tra la notte e il giorno.

Marte è chiamato “pianeta rosso” per via del predominante colore rossastro delle terre (o deserti) che formano circa i due terzi della superficie del pianeta. Parte del disco è occupata da zone oscure (mari o macchie) numerose soprattutto nell'emisfero australe. Nel corso delle stagioni si osservano mutamenti di colore, almeno in parte attribuibili a gigantesche tempeste di polvere e sabbia che interessano grandi porzioni della superficie del pianeta.

Presso i poli di rotazione sono ben visibili al telescopio le calotte polari di colore biancastro, la cui estensione aumenta o diminuisce con l'approssimarsi dell'inverno o dell'estate nell'emisfero corrispondente. Le calotte polari sono costituite da ghiaccio d'acqua e da ghiaccio secco, cioè anidride carbonica allo stato solido.

All'osservazione da Terra la superficie di Marte presenta caratteristiche tracce scure che sembrano collegare tra loro zone diverse della superficie: sono queste i famosi “canali”, così chiamati nell’Ottocento dall'astronomo padre A. Secchi per analogia con i “mari” della Luna. Il Secchi non prevedeva certo a quali sviluppi di fantasia avrebbe dato luogo tale denominazione. Studiati tra gli altri da Schiaparelli e Lowell, i canali furono a lungo considerati opere di canalizzazione costruite da esseri intelligenti allo scopo di irrigare le terre deserte. A partire dagli anni 1960, con le fotografie riprese dai satelliti e dalle sonde spaziali, si è potuto chiarire che i presunti canali non esistono. Sul pianeta rosso sono visibili soltanto strutture di origine naturale.

L'attività tettonica del pianeta è confermata dalla presenza di formazioni vulcaniche, oggi non attive, tra le quali si distingue il gigantesco Monte Olympus, che raggiunge i 23 km di quota rispetto alla pianura circostante, con un diametro alla base di oltre 600 km e un diametro della caldera sommitale pari a 65 km. I crateri osservati su Marte, a differenza di quelli lunari, hanno subito un’erosione da parte degli agenti atmosferici.

La presenza di catene montuose e depressioni non è uniforme: su Marte si alternano zone estremamente piatte ad altre zone dove si addensano crateri e montagne. Nella zona equatoriale esiste un gigantesco caρσn, chiamato Valles Marineris, che solca il pianeta per 4000 km, è largo in media 150 km e raggiunge una profondità di migliaia di metri.

L’origine della Valles Marineris potrebbe essere tettonica, oppure potrebbe trattarsi (come per il Grand Canyon degli Stati Uniti) del risultato di un’erosione provocata in epoche lontane dallo scorrere dell’acqua. Se un tempo su Marte era presente acqua, essa è in parte evaporata nello spazio, in parte si trova imprigionata nelle calotte polari e in parte nel permafrost, lo strato di terreno gelato sotto la superficie del pianeta.

Si ritiene che, a differenza della Terra, Marte non possieda un nucleo di ferro-nichel liquido, ma un nucleo solido di ferro e solfuro di ferro con temperatura inferiore a quello terrestre. A questa proprietà potrebbe essere legata una delle caratteristiche peculiari di Marte rispetto agli altri pianeti, e cioè la presenza di un campo magnetico debolissimo. Alternativamente è possibile immaginare che Marte oggi stia attraversando una fase di inversione della polarità del suo campo magnetico (un fenomeno che pare essere avvenuto anche sulla Terra, come mostrano gli studi del paleomagnetismo).

L'altitudine media dell'emisfero meridionale di Marte è di circa 3 km superiore a quella dell'emisfero boreale, forse a causa del diverso spessore della crosta superficiale. Tale ipotesi potrebbe spiegare anche la differenza nell'attività vulcanica verificatasi nei due emisferi. Inoltre lo spessore medio della crosta marziana è probabilmente superiore a quello della crosta terrestre, per cui essa non ha subito spostamenti laterali; di conseguenza i vulcani su Marte sono rimasti gli stessi per centinaia di milioni di anni e questo fatto, unito alla bassa gravità superficiale del pianeta, ha prodotto vulcani più alti di quelli terrestri.

v L’esplorazione del pianeta con sonde spaziali

Le  prime mappe dettagliate di Marte sono state prodotte grazie alle immagini inviate a Terra dalle sonde statunitensi Mariner e da quelle sovietiche Mars, a partire dal 1965. Le prime fotografie ad alta risoluzione sono state trasmesse dal Mariner 9, che nel 1971 fu la prima sonda a entrare in orbita attorno al pianeta rosso.

Due sonde sovietiche Viking sono scese sul suolo marziano nel 1976 e hanno analizzato il terreno, senza trovare segni della presenza di forme di vita. Lo studio delle rocce marziane effettuato grazie a queste sonde ha indicato che il colore rossastro è dovuto alla presenza di un sottile strato di ossido di ferro sui silicati che compongono la superficie. Sono state riscontrate poche differenze tra le aree chiare e quelle scure della superficie; non è quindi stata ancora compresa la ragione della diversa colorazione osservata per le diverse zone di Marte.

Dopo una serie di missioni sfortunate, grande risonanza ha avuto nel luglio 1997 l’impresa della sonda statunitense Mars Pathfinder, che ha portato sul suolo di Marte il robot Sojourner. Telecomandato da Terra, il Sojourner si è spostato sulla superficie marziana e ha analizzato con uno spettrometro di massa la composizione chimica del suolo e di alcune rocce.

Un anno prima, nel 1996, aveva destato scalpore l’annuncio che un meteorite di origine marziana, trovato in Antartide, sembrava contenere i fossili di antichi batteri. La possibilità che esistano (o, più verosimilmente, siano esistite) forme di vita su Marte è affascinante, ma questa particolare scoperta non è stata confermata dalle successive verifiche.

Dal 1999 è attiva in orbita intorno al pianeta rosso la sonda Mars Global Surveyor, che fornisce nuovi dati ad alta risoluzione sulla composizione dell’atmosfera e del suolo marziano. E' invece fallita la missione Mars Polar Landerche si proponeva di far scendere un modulo sul ghiaccio di un polo marziano e di iniettare due piccole sonde nel sottosuolo marziano per analizzarne la composizione e verificare l’eventuale presenza di acqua sotterranea.

Alcune misurazioni del Mars Global Surveyor sembrano suggerire la presenza di acqua nel sottosuolo della Valles Marineris. Mentre questa scoperta attende ulteriori conferme, due ipotesi alternative sono attualmente accreditate nella comunità scientifica per quanto riguarda la presenza di acqua superficiale su Marte in un remoto passato. C’è chi ritiene che il clima marziano sia stato molto più caldo e umido dell’attuale, grazie a un’atmosfera molto più densa, e che il pianeta rosso abbia avuto laghi e oceani, fiumi e pioggia. Secondo la teoria rivale, invece, Marte è sempre stato freddo ma l’acqua intrappolata sotto forma di ghiaccio sotterraneo è stata liberata, di tanto in tanto, da periodici riscaldamenti del pianeta che l’hanno fatta emergere e scorrere in superficie.