Marte è il quarto pianeta del nostro sistema solare dal sole, in orbita attorno al sole in orbita tra quello della Terra e quello di Giove. Il pianeta è più piccolo della Terra e con una magnitudine (massima) di -2,9 meno brillante di Venere e di solito meno luminosa di Giove. Marte viene talvolta chiamato il pianeta rosso, ma in realtà è di colore piuttosto ocra. Il pianeta prende il nome dal dio romano della guerra. Marte è facile da individuare ad occhio nudo, specialmente nei mesi che circondano un’opposizione. Di notte, Marte può quindi essere visto come una “stella” rossastra brillante, che, tuttavia, non è una fonte puntuale ma una fetta a causa della sua relativa vicinanza. Ecco perché Marte non brilla come, ad esempio, la lontana stella gigante rossa Aldebaran.

Marte è un pianeta terrestre con un’atmosfera sottile. La superficie è punteggiata da crateri da impatto in alcuni punti, proprio come quello della Luna, mentre in altri punti, proprio come sulla Terra, si verificano vulcani, valli, dune di sabbia e calotte polari. Inoltre, anche il periodo di rotazione (24 ore) e i cambiamenti delle stagioni su Marte si avvicinano a quello della Terra.

Prima del tempo del viaggio nello spazio, si pensava che esistessero vita e acqua liquida su Marte. Dopo che l’astronave Mariner 4 volò su Marte nel 1965, si credeva che nessuno dei due potesse essere il caso. Nel 2003, la sonda Mars Express dell’ESA ha scoperto l’acqua sotto forma di vapore acqueo e ghiaccio su Marte. Nel 2008, i campioni di ghiaccio sono stati esaminati direttamente dalla sonda spaziale Phoenix. Le osservazioni dell’Orbiter per la ricognizione di Marte potrebbero aver rilevato acqua corrente durante i mesi più caldi su Marte. Nel 2015, la NASA ha annunciato che sono state trovate prove di acqua corrente. Tuttavia, tale ferma accusa è stata ritirata nel 2017.

Marte ha due lune; Phobos e Deimos. Entrambi sono piccoli oggetti di forma irregolare. Queste due lune potrebbero essere state asteroidi catturati dalla gravità di Marte.

Caratteristiche

Marte ha circa la metà del diametro della Terra e circa un decimo della massa. La superficie totale del pianeta ha circa le stesse dimensioni dell’area totale terrestre sulla Terra. Sebbene Marte abbia una massa e un volume maggiori rispetto a Mercurio, ha una densità inferiore rispetto a Mercurio e Terra. Di conseguenza, la gravità superficiale su Mercurio è leggermente maggiore rispetto a Marte. Il colore rossastro della superficie marziana è causato dall’ossido di ferro (III) sotto forma di ematite minerale o ruggine.

Atmosfera

Poiché Marte manca di una magnetosfera a causa della mancanza di un campo magnetico, la ionosfera del pianeta è esposta a un bombardamento di particelle cariche dal vento solare. Di conseguenza, l’atmosfera marziana perde continuamente molecole, rendendola sottile e sottile. Le sonde spaziali Mars Global Surveyor e Mars Express hanno rilevato particelle ionizzate che si spostano dall’atmosfera verso lo spazio. L’atmosfera marziana è stata probabilmente più spessa in passato.

La pressione dell’aria in superficie varia tra circa 30 Pa su Olympus Mons e 1155 Pa su Hellas Planitia, con una media di circa 750 Pa (pressione di mercurio 6 mm). Questo è inferiore all’1% della pressione media dell’aria sulla superficie terrestre (101.325 Pa). La pressione dell’aria sulla superficie di Marte è quindi pari a 35 km sopra la superficie terrestre. A causa della minore gravità, l’altezza della scala (altezza alla quale la pressione è diminuita di un fattore e) su Marte (circa 11 km) è maggiore rispetto alla Terra (circa 6 km).

La composizione è molto simile all’atmosfera esistente sulla Terra circa 4 miliardi di anni fa: principalmente biossido di carbonio (95%), integrato con azoto (3%), argon gassoso nobile (1,6%) e ulteriori tracce di ossigeno, metano e acqua. Il metano arriva in una concentrazione di circa 10 ppb. Poiché il metano viene scomposto nelle parti più alte dell’atmosfera sotto l’influenza del vento solare, ha un tempo di permanenza di 340 anni. Quindi ci deve essere una fonte (o almeno diverse centinaia di anni fa) che produce metano. Vulcanismo, scioperi di comete o microrganismi metanogenici sono considerati possibili come fonti. La spiegazione più logica, tuttavia, è la serpentinizzazione, una reazione alle intemperie della roccia ricca di olivina (questo è comune su Marte), dove viene rilasciato metano.

L’atmosfera marziana contiene anche molta polvere fine con particelle di polvere con una media di circa 1,5 µm di diametro. La polvere assicura che l’aria dalla superficie abbia un colore marrone-arancio.

Le stagioni su Marte, causate dall’inclinazione dell’asse di rotazione, significano che ai poli c’è una notte continua per mezzo anno Marte. Il raffreddamento della superficie provoca la condensazione di strati spessi di anidride carbonica nel ghiaccio secco. Quando arriva la primavera e la piscina si illumina di nuovo, il ghiaccio secco si sublima di nuovo. L’anidride carbonica rilasciata provoca forti venti dal polo. Questi venti stagionali trasportano grandi quantità di polvere e vapore acqueo, causando gelo sulla superficie e grandi cirri nell’atmosfera.

Clima

Di tutti i pianeti, il clima su Marte assomiglia molto a quello della Terra, anche se a causa dell’orbita più lunga attorno al sole, le stagioni su Marte durano circa il doppio della Terra. La temperatura superficiale su Marte può variare tra -140 ° C (in inverno artico) a 20 ° C (in estate). L’enorme variazione di temperatura è il risultato diretto della sottile atmosfera e della bassa capacità di calore della superficie in marcia.

Tuttavia, le stagioni su Marte non sono determinate solo dalla posizione dell’asse di rotazione, ma anche dall’eccentricità dell’orbita marziana. La Terra ha un’orbita molto meno eccentrica, quindi questo effetto sulla Terra gioca un ruolo meno importante. Quando è estate nell’emisfero meridionale di Marte, il pianeta è al perielio della sua orbita (vicino al sole), mentre durante l’estate nell’emisfero settentrionale, il pianeta è all’afelio (lontano dal sole) . Nell’emisfero meridionale, la differenza tra le stagioni è quindi maggiore rispetto all’emisfero settentrionale e la temperatura estiva nell’emisfero meridionale può essere di 30 gradi più elevata rispetto all’emisfero settentrionale.

Le tempeste di polvere sono un sorprendente fenomeno climatico stagionale su Marte. Queste tempeste possono essere fenomeni minori, ma possono anche coprire l’intero pianeta. Si verificano quando Marte è il più vicino al sole e l’estate si trova nell’emisfero australe, causando un aumento della temperatura in tutto il pianeta. Le tempeste di polvere che cambiano il colore della superficie sono probabilmente la causa di osservazioni storiche contrastanti con i telescopi terrestri. Tempeste di polvere, cicloni e piccoli tornado (diavoli di polvere) sono stati osservati da un’orbita attorno a Marte e con i carri su Marte.

Superficie

Le funzioni di superficie su Marte sono identificate in vari modi. La maggior parte delle aree dell’albedo alto (di colore chiaro) hanno nomi più antichi, dati da astronomi del XIX secolo. In molti casi, quei vecchi nomi sono leggermente cambiati a causa della migliore comprensione che esiste oggi nella natura di queste aree. Ad esempio, Nix Olympia (snow of Olympus) è ora Olympus Mons (Monte Olimpo).

L’equatore e i poli di Marte sono determinati dalla rotazione del pianeta. Non è un caso che il meridiano principale su Marte attraversi il cratere Airy-0, dal nome dell’astronomo inglese George Biddell Airy, nella regione del Sinus Meridiani.

Dato che Marte non ha oceani e quindi nessun livello del mare, è stato necessario selezionare un livello zero arbitrario per le misurazioni dell’altezza. Questo livello è definito su Marte come l’altezza alla quale la pressione dell’aria è di 610,5 Pa. Questa pressione corrisponde al triplo punto d’acqua (H2O) ed è approssimativamente uguale allo 0,6% della pressione dell’aria a livello del mare sulla Terra.

Calotte polari

Sulle aste si formano calotte di ghiaccio con acqua ghiacciata e anidride carbonica (ghiaccio secco). Le calotte polari crescono e si sciolgono nel corso delle stagioni. Ogni inverno uno strato di ghiaccio secco spesso 1 m cresce al Polo Nord, al Polo Sud lo strato di ghiaccio è più spesso (8 m) e permanentemente presente. La calotta polare artica ha un diametro di circa 1000 km in estate [30] e contiene circa 1,6 milioni di km³ di ghiaccio (circa due terzi della calotta glaciale della Groenlandia). Se il ghiaccio fosse distribuito uniformemente sulla cappa, l’intera cappa avrebbe uno spessore di 2 km. La calotta di ghiaccio antartica ha un diametro di 350 km e uno spessore medio di 3 km. Il volume totale di ghiaccio nella calotta del Polo Sud insieme al ghiaccio nei sedimenti vicini corrisponde al volume della calotta polare del Polo Nord. Entrambi i cappucci polari hanno depressioni a spirale. Si ritiene che queste strutture siano formate da differenze nel riscaldamento e nella sublimazione del ghiaccio secco e dell’acqua.

L’area in cui si trova la calotta glaciale settentrionale si chiama Planum Boreum, l’area della calotta glaciale meridionale Planum Australe.

Plains

La topografia di Marte mostra una chiara dicotomia (dicotomia): le pianure vulcaniche più basse dell’emisfero settentrionale rispetto agli altopiani ricoperti di crateri dell’emisfero meridionale. Vista dallo spazio, la superficie marziana può quindi essere divisa in due tipi di aree con differenti albedos. Le pianure più leggere, ricoperte di polvere e sabbia ricca di ossido di ferro rosso, un tempo erano pensate come “continenti” e avevano nomi simili, ad esempio Arabia Terra (terra di Arabia) o Amazonis Planitia (pianura dell’Amazzonia). Le aree scure sono state viste come mari e hanno ricevuto nomi come Mare Erythraeum, Mare Sirenum e Aurorae Sinus. La più grande area scura è Syrtis Major; questo è anche chiaramente visibile dalla Terra.

Crateri da impatto

Esistono molti crateri da impatto su Marte. Circa 43.000 di questi hanno un diametro maggiore di 5 km. Il più grande cratere da impatto, in realtà un bacino di impatto, è Hellas Planitia, una regione leggera visibile dalla Terra nell’emisfero meridionale di Marte. Ha una profondità di 8 km e un diametro di 2300 km.

A causa della sua massa più piccola e della corrispondente bassa gravità, la probabilità che un meteorite colpisca Marte è circa la metà di quella della Terra, sebbene la vicinanza della fascia di asteroidi aumenti questa probabilità. Marte è anche più vicino alle orbite di molte comete di breve periodo, cioè comete con orbite all’interno dell’orbita di Giove. Tuttavia, Marte ha relativamente pochi crateri rispetto alla Luna, perché l’atmosfera marziana brucia oggetti più piccoli prima che abbiano la possibilità di colpire. Alcuni crateri hanno una forma che suggerisce che la superficie era bagnata al momento dell’impatto. Una catena di crateri (una catena) può formarsi quando un meteorite da impatto si rompe in frammenti, ciascuno dei quali provoca un cratere.

Valli

Le centinaia di valli brevi e talvolta lunghe come Ares Vallis, che sembrano essere causate da liquidi fluenti, colpiscono.

Vulcani e montagne

Intorno all’equatore si trova l’area di Tharsis, che è punteggiata da enormi vulcani a scudo. Per quanto è noto, il vulcano spento Olympus Mons è la montagna più alta del nostro sistema solare. Altri vulcani alti nella regione di Tharsis sono Ascraeus Mons, Pavonis Mons e Arsia Mons. Grotte sono state trovate nei fianchi di Arsia Mons.

Gorge Valles Marineris

Più a est si trova Valles Marineris, una doppia gola lunga 4000 km con una larghezza fino a 250 km e una profondità di 7 km. Questa gola continua lungo l’equatore fino a Noctis Labyrinthus (latino: labirinto della notte). Questa è un’area in cui tutti i tipi di valli profonde e con pareti scoscese sono caotiche. Valles Marineris occupa circa un quinto della circonferenza di Marte. Il Grand Canyon sulla Terra è molto più piccolo in confronto: 450 km di lunghezza e 2 km di profondità.

Un’altra grande gola è Ma’adim Vallis, lunga 700 km, larga 20 km e profonda 2 km. È possibile che questo vuoto sia stato colmato con acqua liquida in un lontano passato.

Acqua

L’acqua liquida può verificarsi solo per un breve periodo nei punti più bassi della superficie di Marte; altrove evapora o congela immediatamente. Tuttavia, allo stato solido e gassoso, su Marte può verificarsi acqua.

Ghiaccio e permafrost

Il ghiaccio d’acqua è presente in grandi quantità, in particolare sulle due calotte polari. La quantità di acqua immagazzinata nella calotta di ghiaccio sul polo sud di Marte è sufficiente a coprire l’intera superficie marziana con uno strato d’acqua spesso 11 m quando viene sciolta. La quantità di ghiaccio nell’Antartico di Marte è pari a due terzi del ghiaccio della Groenlandia.

Le calotte polari di Marte si stanno sciogliendo e diminuendo di dimensioni. Una possibile spiegazione è che il tessuto sdraiato ha un colore chiaro e quindi riflette più luce solare della superficie scura e nuda marziana sottostante. Nel vento, la polvere marziana esplode, a seguito della quale la superficie marziana si riscalda di più e quindi più vento soffia, e così via. Questi effetti si rafforzano a vicenda.

Oltre ad essere immagazzinato nelle calotte polari, nel suolo marziano è presente una grande quantità di acqua sotto forma di permafrost. La zona di permafrost si estende dai poli al 60 ° parallelo. Nel 2016, il radar SHARAD di MRO ha scoperto una vasta distesa di ghiaccio sotto la superficie dell’Utopia Planitia. Lo strato di ghiaccio ha uno spessore da 80 a 170 metri; oltre a polvere e rocce, è costituito dal 50 all’85% di ghiaccio d’acqua. Il ghiaccio non sublima perché è coperto da uno strato di terreno spesso da uno a dieci metri.

Nel giugno 2008, la sonda Mars su Phoenix ha scoperto pezzi di ghiaccio delle dimensioni di dadi in un buco scavato dalla sonda. Inizialmente si pensava che fosse sale, ma pochi giorni dopo i blocchi erano spariti, apparentemente sublimati. Anche la neve è stata scoperta.

Acqua corrente

Ci sono molte strutture sulla superficie marziana, come enormi letti di fiumi asciutti e canali fluviali, che possono essere formati dall’acqua corrente. Tuttavia, alcune di queste strutture sono contestate sul fatto che ciò possa effettivamente essere attribuito all’acqua. Anche il vento, i flussi di lava e lo scioglimento del ghiaccio secco possono aver formato tali strutture. Tuttavia, l’acqua liquida che scorre sembra essere responsabile di gran parte delle strutture.

È probabile che vi siano grandi quantità di acque sotterranee liquide sotto lo spesso strato di permafrost, che in passato è stato portato in superficie durante brevi periodi di attività vulcanica. La più grande eruzione deve essere avvenuta durante la creazione delle Valles Marineris, con abbastanza acqua che fuoriesce per creare fiumi in tutto il pianeta.

Grazie alle foto ad alta risoluzione della superficie marziana, realizzate dal Mars Global Surveyor tra il 1996 e il 2006, questi canali, come Nirgal Vallis e Nanedi Vallis, sono stati mappati in dettaglio. I giganteschi letti del torrente prosciugato e i loro rami laterali non sono stati trovati e potrebbero essere scomparsi a causa dell’erosione. I flussi devono quindi essere strutture più vecchie.

Nell’emisfero australe sono state trovate strutture al di sopra della latitudine del cratere nelle pareti del cratere e del canyon, al di sopra del trentesimo parallelo, che assomigliano a canali di scorrimento dove l’acqua è filata dal muro. Finora, non sono state trovate tracce di agenti atmosferici in questi canali più piccoli o canali di flusso che sono parzialmente scomparsi attraverso crateri da impatto, dimostrando che si tratta di strutture relativamente giovani. In un caso, si possono vedere chiari cambiamenti nelle foto della stessa trincea prese a distanza di sei anni. Sembra che nel frattempo nuovi strati di sedimenti siano stati depositati dalle frane. Questo è difficile da spiegare senza acqua liquida. Non è chiaro se l’acqua provenga dalle precipitazioni, dal sottosuolo o da un altro processo. Ci sono anche spiegazioni alternative per questi canali, come spostare la polvere dal vento e scongelare il ghiaccio secco.

Nel 2013, i ricercatori delle foto di Marte hanno scoperto una possibile causa per la presenza di canali sulle dune di polvere. Questi hanno bordi rialzati, hanno una lunghezza massima di due chilometri, una larghezza inferiore a dieci metri e una cavità è spesso visibile sotto. Questi erano già stati notati nelle foto di Mars Global Surveyor, ma non era chiaro come fossero avvenute. È improbabile che l’acqua abbia causato questi canali, quando si chiudono improvvisamente, senza materiale eroso visibile. Fotografie più recenti dell’Orbiter per la ricognizione di Marte hanno mostrato che questi canali si formano durante la primavera marziana su dune di polvere su cui si deposita ghiaccio di biossido di carbonio durante l’inverno. Questi pezzi di ghiaccio si rompono e rotolano giù, dove poi evaporano. Per mezzo di esperimenti con ghiaccio secco CO2 sulle dune della Terra, è diventato chiaro che in queste condizioni questo ghiaccio si sublima a tal punto che uno strato di gas si forma sotto il blocco di ghiaccio e solleva il ghiaccio, dopo di che rotola giù per il pendio. Il gas spinge anche verso l’alto i bordi della trincea. Questo processo si svolge su pendii ripidi e deboli.

Alcuni minerali sulla superficie marziana sono stati utilizzati anche per indicare la presenza di acqua liquida. Ematite e goethite, ad esempio, si formano spesso in prossimità dell’acqua.

Il 28 settembre 2015, la NASA ha annunciato in una conferenza stampa che erano state trovate prove di acqua corrente usando una combinazione di foto e dati spettrometrici provenienti dalla curiosità. Le foto mostrano pendenze con strisce scure, la cosiddetta linea di pendenza ricorrente. La lunghezza delle strisce cresce nei mesi caldi e diminuisce nei mesi freddi. Uno studio spettrometrico ha dimostrato, secondo la NASA, che su queste pendenze c’è sale solubile, che può essere depositato solo con acqua corrente. Nel novembre 2017, i ricercatori del JPL e del US Geological Survey hanno annunciato che i fenomeni osservati potrebbero avere una causa diversa rispetto all’acqua corrente: le linee di pendenza ricorrenti potrebbero anche essere un flusso granulare, un fenomeno che è conosciuto sulla terra da dune attive; i depositi di sale osservati potrebbero sorgere se i cristalli di sale sono idratati dal vapore acqueo atmosferico.