Marte (pianeta)

Caratteristiche orbitali
marzo
Mosaico assemblato da immagini scattate dall'orbiter Viking 1 il 22 febbraio 1980.
Semiasse maggiore	227.944.000 km (1.523 71 a )
Afelia	249.230.000 km (1.666 02 au )
Perielio	206.655.000 km (1.381 4 au )
Circonferenza orbitale	1429083000 km a (9,552 83 a )
Eccentricità	0.09339
Periodo di rivoluzione	686,885 d (≈ 1,88 a )
Periodo sinodico	779.804 d
Velocità orbitale media	24,080 2 km / s
Velocità orbitale massima	26,503 km / s
Velocità orbitale minima	21,975 km / s
Inclinazione sulla eclittica	1,85 °
Nodo ascendente	49,6 °
Argomento del perielio	286,5 °
Satelliti conosciuti	2 ( Phobos , Deimos )
Caratteristiche fisiche
Raggio equatoriale	3.396,2 ± 0,1 km (0,533 Terra)
Raggio polare	3.376,2 ± 0,1 km (0,531 Terra)
Raggio medio volumetrico	3.389,5 km (0,532 Terra)
Appiattimento	0,00589 ± 0,00015
Perimetro equatoriale	21.344 km (0,5326 Terra)
La zona	144,798,500 km 2 (0,284 Terra)
Volume	1,631 8 × 10 11 km 3 (0,151 Terra)
Massa	6.418 5 × 10 23 kg (0.107 Terra)
Densità complessiva	3933,5 ± 0,4 kg / m 3
Gravità superficiale	3,711 m / s 2 (0,379 g)
Velocità di rilascio	5,027 km / s
Periodo di rotazione ( giorno siderale )	1.025 957 d (24,622,962 mila h )
Velocità di rotazione ( all'equatore )	868.220 km / h
Inclinazione dell'asse	25,19 °
Ascensione retta del polo nord	317,68 °
Declinazione del Polo Nord	52,89 °
Albedo geometrico visivo	0.15
Bond Albedo	0.25
Irraggiamento solare	589,2 W / m 2 (0,431 Terra)
Temperatura di equilibrio del corpo nero	210,1 K ( −62,9 ° C )
Temperatura superficiale
• Massimo	293 K ( 20 ° C )
• Media	210 K ( −63 ° C )
• Minimo	130 K ( −143 ° C )
Caratteristiche dell'atmosfera
Pressione atmosferica	610 (da 30 a 1155) Pa
densità terra	0,020 kg / m 3
Massa totale	2,5 × 10 16 kg
Altezza della scala	11,1 km
Massa molare media	43.34. g / mol
Anidride carbonica CO 2	96,0%
Argon Ar	1,93%
Azoto N 2	1,89%
Ossigeno O 2	0,145%
Monossido di carbonio CO	0,07%
Vapore acqueo H 2 O	0,03%
Ossido nitrico NO	130 ppm
Idrogeno molecolare H 2	15 ppm
Neon Ne	2,5 ppm
Acqua pesante HDO	850 ppb
Krypton Kr	300 ppb
Methanal HCHO	130 ppb
Xenon Xe	80 ppb
Ozono O 3	30 ppb
Acqua ossigenata H 2 O 2	18 ppb
Metano CH 4	10,5 ppb
Storia
Divinità babilonese	Nergal
Divinità greca	Ἄρης
Nome cinese (oggetto correlato)	Huǒxīng 火星(fuoco)

Marte ( pronunciato in francese : / maʁs / ) è il quarto pianeta in ordine crescente di distanza dal Sole e il secondo in ordine crescente di dimensione e massa. La sua distanza dal Sole è compresa tra 1,381 e 1,666 UA (da 206,6 a 249,2 milioni di chilometri), con un periodo orbitale di 669,58 giorni marziani ( 686,71 giorni o 1,88 anni terrestri).

È un pianeta terrestre , come Mercurio , Venere e la Terra , circa dieci volte meno massiccio della Terra ma dieci volte più massiccio della Luna . La sua topografia presenta analogie anche con la Luna, attraverso i suoi crateri e i suoi bacini d'impatto , come con la Terra, con formazioni di origine tettonica e climatica come vulcani , spaccature , valli , mesas. , Campi dunali e calotte polari . Il vulcano più alto del Sistema Solare , Olympus Mons (che è un vulcano a scudo ), e il canyon più grande , Valles Marineris , si trovano su Marte.

Marte ha ormai perso quasi tutte le sue attività geologiche interne, e solo eventi minori si verificano ancora sporadicamente sulla sua superficie, come frane , probabilmente geyser di CO 2nelle regioni polari forse terremoti , anche rare eruzioni vulcaniche sotto forma di piccole colate laviche .

Il periodo di rotazione di Marte è dello stesso ordine di quello della Terra e la sua obliquità gli conferisce un ciclo di stagioni simile a quello che conosciamo; queste stagioni sono però caratterizzate da un'eccentricità orbitale cinque volte e mezza superiore a quella della Terra, quindi un'asimmetria stagionale notevolmente più pronunciata tra i due emisferi.

Marte può essere osservato ad occhio nudo, con una luminosità molto inferiore a quella di Venere ma che può, durante opposizioni ravvicinate, superare la luminosità massima di Giove , raggiungendo una magnitudine apparente di -2,91, mentre il suo diametro apparente varia da 25,1 a 3,5 secondi d'arco a seconda che la sua distanza dalla Terra varia da 55,7 a 401,3 milioni di chilometri. Marte è sempre stato visivamente caratterizzato dal suo colore rosso, dovuto all'abbondanza di ematite amorfa - ossido di ferro (III) - sulla sua superficie. Questo è ciò che lo ha reso associato alla guerra sin dall'antichità , da cui il nome in Occidente dopo il dio Marte della guerra nella mitologia romana , assimilato al dio Ares nella mitologia greca . In francese, Marte è spesso soprannominato "il pianeta rosso" a causa di questo particolare colore.

Prima del sorvolo di Marte del Mariner 4 in1965, si credeva che ci fosse acqua liquida sulla superficie e che lì si sarebbero potute sviluppare forme di vita simili a quelle esistenti sulla Terra, un tema molto fertile nella fantascienza . Le variazioni stagionali dell'albedo sulla superficie del pianeta sono state attribuite alla vegetazione, mentre le formazioni rettilinee osservate negli occhiali astronomici e nei telescopi dell'epoca sono state interpretate, in particolare dall'astronomo dilettante americano Percival Lowell , come l' irrigazione del canale che attraversa distese desertiche con l'acqua delle calotte polari. Tutte queste speculazioni sono state spazzate via dalle sonde spaziali che hanno studiato Marte: da1965, Mariner 4 ha permesso di scoprire un pianeta privo di un campo magnetico globale, con una superficie craterizzata che ricorda la Luna e un'atmosfera sottile.

Da allora, Marte è stato oggetto di programmi di esplorazione più ambiziosi che per qualsiasi altro oggetto del Sistema Solare: di tutte le stelle che conosciamo, è proprio quella che presenta l'ambiente che presenta le maggiori somiglianze con quello del nostro pianeta . Questa intensa esplorazione ci ha fornito una migliore comprensione della storia geologica marziana, rivelando in particolare l'esistenza di un'epoca remota - il Noachiano - in cui le condizioni della superficie dovevano essere abbastanza simili a quelle della Terra allo stesso tempo, con la presenza di grandi quantità di acqua liquida; la sonda Phoenix così scoperta in estate2008acqua ghiacciata poco profonda nel suolo di Vastitas Borealis .

Marte ha due piccoli satelliti naturali , Phobos e Deimos .

Caratteristiche fisiche e orbitali

Quarto pianeta nel Sistema Solare in ordine di distanza crescente dal Sole , Marte è un terrestre pianeta metà delle dimensioni della Terra e tratti quasi dieci meno massiccio, la cui area è un po 'inferiore a quella della superficie terrestre del nostro pianeta (144.8 contro 148,9 milioni di chilometri quadrati). La gravità è un terzo di quella della Terra, o il doppio di quella della Luna, mentre la durata del giorno solare marziano, chiamato terra , supera quella del giorno terrestre di poco meno di 40 minuti. Marte è una volta e mezza più lontano dal Sole rispetto alla Terra in orbita sostanzialmente ellittica , e riceve, in base alla sua posizione su questa orbita, da due a tre volte meno energia solare del nostro pianeta. L' atmosfera di Marte essere più di 150 volte meno densa della nostra, e di conseguenza produce solo molto limitato effetto serra , questa debole radiazione solare spiega perché la temperatura media su Marte è di circa -65 ° C .

La tabella seguente confronta i valori di alcuni parametri fisici tra Marte e Terra:

Proprietà	Valore marziano	Valore del terreno	% Marte / Terra
Raggio equatoriale	3.396,2 ± 0,1 km	6.378,1 km	53,3%
Raggio polare	3.376,2 ± 0,1 km	6.356,8 km	53,1%
Raggio medio volumetrico	3.389,5 km	6.371,0 km	53,2%
La zona	144.798.500 km 2	510.072.000 km 2	28,4%
Volume	1.631 8 × 10 11 km 3	1.083 207 3 × 10 12 km 3	15,1%
Massa	6.418 5 × 10 23 kg	5.973 6 × 10 24 kg	10,7%
Densità media	3933,5 ± 0,4 kg / m 3	5515 kg / m 3	71,3%
Gravità superficiale al all'equatore	3.711 m / s 2	9.780 327 m / s 2	37,9%
Velocità di rilascio	5.027 m / s	11 186 m / s	44,9%
Periodo di rotazione siderale	1.025 956 75 d ≈ 88642.663 s	86164.098 903 691 s	102,9%
Durata della giornata solare	1 sol ≈ 1.027 491 25 d ≈ 88 775,244 s	1 giorno = 86.400 s	102,75%
Inclinazione dell'asse	25,19 °	23,439 281 °	-
Bond Albedo	0.25	0.29	-
Albedo geometrico visivo	0.15	0.367	-
Semiasse maggiore del orbita	227.939.100 km	149.597.887,5 km	152,4%
Eccentricità orbitale	0,093 315	0,016 710 219	558,4%
Periodo orbitale	668.599 1 sol ≈ 686.971 d	365.256 366 d	188,1%
Afelia	249.209.300 km	152.097.701 km	163,8%
Perielio	206.669.000 km	147.098.074 km	140,5%
Radiazione solare	Da 492 a 715 W / m 2	Da 1321 a 1413 W / m 2	-
Media suolo temperatura	−63 ° C ≈ 210 K.	14 ° C ≈ 287 K.	-
Temperatura massima	20 ° C ≈ 293 K.	58 ° C ≈ 331 K.	-
Temperatura minima	−133 ° C ≈ 140 K.	−89 ° C ≈ 184 K.	-

La sottile atmosfera marziana, dove compaiono nuvole localmente abbondanti, è sede di una particolare meteorologia, dominata da tempeste di sabbia che talvolta oscurano l'intero pianeta. La sua eccentricità orbitale , cinque volte maggiore di quella terrestre, è all'origine di un'asimmetria stagionale molto sensibile su Marte: nell'emisfero settentrionale, la stagione più lunga è la primavera (198,6 giorni), che supera la più breve (autunno, 146,6 giorni). ) del 35,5%; sulla Terra, l'estate nell'emisfero settentrionale, la stagione più lunga, supera la lunghezza dell'inverno solo del 5%. Questa particolarità spiega anche perché l'area della calotta polare meridionale si restringe notevolmente di più in estate rispetto a quella della calotta boreale.

La distanza media da Marte al Sole è di circa 227,937 milioni di chilometri, o 1,523 7 UA . Questa distanza varia tra un perielio di 1,381 UA e un afelio di 1,666 UA, corrispondente a un'eccentricità orbitale di 0,093315 . Il periodo orbitale di Marte è 686,96 giorni terrestri, o 1,880 8 anni terrestri, e il giorno solare dura 24 ore 39 min 35,244 s .

Variazioni di eccentricità

Degli altri sette pianeti del Sistema Solare, solo Mercurio ha un'eccentricità maggiore di quella di Marte. Tuttavia, in passato, l'orbita di Marte sarebbe stata più circolare di quanto non sia oggi, con un'eccentricità di circa 0,002 1,35 milioni di anni fa. L'eccentricità di Marte si evolverebbe in due cicli sovrapposti, il primo di un periodo di 96.000 anni e il secondo di un periodo di 2.200.000 anni, quindi si prevede che aumenterà ulteriormente nei prossimi 25.000 anni.

Variazioni di obliquità

Lo skew si riferisce all'inclinazione dell'asse di rotazione di un pianeta nella sua orbita piana attorno al sole . L'obliquità di Marte è attualmente 25.19 °, vicina a quella della Terra, ma le esperienze variazioni periodiche dovute a interazioni gravitazionali con altri pianeti nel Sistema Solare . Queste variazioni cicliche sono state valutate da simulazioni al computer negli anni1970avendo una periodicità di 120.000 anni, inscrivendosi essa stessa in un super-ciclo di 1,2 milioni di anni con valori estremi di 14,9 ° e 35,5 °. A questo set si sarebbe sovrapposto un ciclo ancora più lungo, dell'ordine di 10 milioni di anni, a causa di una risonanza orbitale tra la rotazione del pianeta e la sua orbita attorno al Sole, che probabilmente avrebbe portato a 40 ° l'obliquità di Marte, solo 5 milioni di anni fa. Simulazioni più recenti, effettuate all'inizio degli anni1990, inoltre, ha rivelato variazioni caotiche dell'obliquità marziana, i cui valori possibili sarebbero compresi tra 11 ° e 49 ° .

Ulteriormente raffinate utilizzando i dati raccolti dalle sonde marziane negli anni '90 e 2000, queste simulazioni numeriche hanno evidenziato la preponderanza di variazioni caotiche nell'obliquità marziana non appena si torna indietro oltre alcuni milioni di anni., Il che rende casuale qualsiasi valutazione del valore di l'inclinazione oltre alcune decine di milioni di anni nel passato o nel futuro. Un team europeo ha quindi stimato al 63% la probabilità che l'obliquità di Marte abbia raggiunto almeno i 60 ° durante l'ultimo miliardo di anni e oltre l'89% negli ultimi tre miliardi di anni.

Queste variazioni di obliquità inducono variazioni climatiche molto significative sulla superficie del pianeta, influenzando in particolare la distribuzione del ghiaccio d'acqua secondo le latitudini. Pertanto, il ghiaccio tende ad accumularsi ai poli in periodi di bassa obliquità come attualmente, mentre tende a migrare a basse latitudini in periodi di forte obliquità. I dati raccolti dall'inizio del secolo tendono a mostrare che Marte sarebbe uscito proprio in questo momento da una "era glaciale", in particolare per l'osservazione di strutture glaciali (ghiacciai, frammenti di banchi di ghiaccio e permafrost in particolare) fino a latitudini fino a 30 ° e che sembrano subire un'erosione attiva.

Poiché la pressione atmosferica media al suolo dipende dalla quantità di anidride carbonica congelata ai poli, le variazioni di skew hanno un impatto anche sulla massa totale dell'atmosfera di Marte , la pressione atmosferica media può addirittura scendere, in periodi di bassa obliquità , a soli 30 Pa (appena il 5% dell'attuale pressione atmosferica standard) e inducono un riscaldamento da 20 a 30 K del sottosuolo marziano riducendo la conducibilità termica della regolite la cui dimensione media dei pori sarebbe paragonabile al cammino libero medio di molecole di gas in un'atmosfera così rarefatta, che bloccherebbero la dissipazione del “flusso aréotermico”, cioè del flusso geotermico marziano. Tale riscaldamento potrebbe spiegare molte formazioni geologiche che coinvolgono un sottosuolo carico di acqua liquida, senza che sia necessario invocare un passato aumento della pressione atmosferica o il flusso termico del pianeta.

Opposizioni Terra-Marte

Marte è il pianeta esterno più vicino alla Terra. La distanza tra i due pianeti è minima quando Marte è in opposizione , cioè quando la Terra è inserita tra Marte e il Sole. Tuttavia, data l' inclinazione orbitale e l' eccentricità , l'ora precisa in cui Marte è più vicino alla Terra può differire di alcuni giorni dal momento dell'opposizione astronomica. Quindi, l'opposizione di 28 agosto 2003ha avuto luogo esattamente alle 17:58:49 UTC . mentre la più stretta vicinanza tra i due pianeti si era verificata il giorno prima, il27 agosto 2003alle 9:51:14 UTC (dati IMCCE ).

Queste opposizioni si verificano approssimativamente ogni 780 giorni, le ultime due si sono verificate in data 29 gennaio 2010 e il 3 marzo 2012.

Data la rispettiva eccentricità delle orbite di Marte e della Terra, la distanza Terra-Marte non è costante ad ogni opposizione. Essendo l'eccentricità di Marte maggiore di quella della Terra, è quando Marte è al perielio che l'approssimazione è più favorevole. Questa situazione si verifica circa ogni quindici anni, dopo sette opposizioni. Così, il 27 agosto 2003 alle 9 h 51 min 14 s UTC , Marte era distante dalla Terra di 55,758 milioni di chilometri, o 0,372 7 UA ; è la più vicina vicinanza tra Marte e la Terra per 59.618 anni. Un avvicinamento ancora più ravvicinato è previsto per il 28 agosto 2287 , con una distanza di 55,688 milioni di chilometri.

Distanze minime Terra-Marte

Datato	Distanza ( a )	Distanza (10 9 m )	Diametro apparente
27 agosto 2003	0.372719	55.758	25,13 "
15 agosto 2050	0.374041	55.957	25.04 "
30 agosto 2082	0.373564	55.884	25.08 "
19 agosto 2129	0.373276	55.841	25.10 "
Il 24 agosto 2208	0.372794	55.769	25,13 "
28 agosto 2287	0.372254	55.688	25,16 "

Tenendo conto delle influenze gravitazionali degli altri pianeti sull'eccentricità orbitale di Marte, che continuerà ad aumentare leggermente nei prossimi 25.000 anni, è possibile prevedere approssimazioni ancora più vicine: 55,652 milioni di chilometri il 3 settembre 2650 e 55,651 milioni di chilometri l' 8 settembre 2729 .

Geografia di Marte

Mappa annotata delle principali morfologie marziane

Lo studio della geografia marziana risale ai primi anni '70 con la sonda Mariner 9 , che ha permesso di mappare quasi l'intera superficie marziana con un'ottima risoluzione per l'epoca. Sono i dati raccolti in questa occasione su cui si è basato il programma Viking per lo sviluppo delle sue missioni Viking 1 e Viking 2 . La conoscenza della topografia marziana ha fatto un salto spettacolare alla fine degli anni '90 grazie allo strumento MOLA ( Mars Orbiter Laser Altimeter ) del Mars Global Surveyor , che ha permesso di accedere a letture altimetriche di altissima precisione su tutta la superficie marziana.

Archivi

Su Marte, il meridiano 0 è quello che passa per il centro del cratere Airy-0 .

Nel sistema planetocentrico, sviluppato dai dati acquisiti da MOLA da MGS e il più utilizzato oggi, le coordinate geografiche sono espresse su Marte nel sistema decimale - e non nel sistema sessagesimale utilizzato sulla Terra - con longitudini crescenti verso est da 0 a 360 ° E , gli angoli essendo calcolati dal piano equatoriale per le latitudini e dal meridiano 0 per le longitudini.

Nel sistema planetografico, sviluppato dai dati raccolti da Mariner 9 e sempre meno utilizzato oggi, le coordinate sono espresse in modo decimale con le longitudini crescenti verso ovest da 0 a 360 ° W secondo una maglia proiettata sulla superficie del pianeta. In pratica le longitudini planetografiche e planetocentriche sono facilmente deducibili l'una dall'altra, d'altra parte le latitudini planetografiche possono essere superiori alle latitudini planetocentriche di oltre un terzo di grado in valore assoluto .

Il livello di riferimento per le altitudini marziane è stato, da parte sua, arbitrariamente definito come l'altitudine alla quale la pressione atmosferica media è di 610 Pa . Ciò consente di definire formalmente una superficie equipotenziale globale dalla quale è possibile calcolare le altitudini in ogni punto del pianeta, sebbene in pratica la determinazione di questa superficie sia piuttosto imprecisa a causa delle grandi fluttuazioni stagionali della pressione atmosferica. il fatto che l' anidride carbonica , il principale costituente dell'atmosfera di Marte , è in equilibrio con l'anidride carbonica congelata ai poli, uno stato di equilibrio che varia durante l'anno con le stagioni.

Quadrangoli

Per strutturare lo studio, la superficie di Marte è stata divisa dall'USGS in 30 regioni di dimensioni simili, 15 per emisfero, la cui topografia stabilita dal MOLA di Mars Global Surveyor poi THEMIS di Mars Odyssey è disponibile su Internet sotto forma di carte a 1 ⁄ 5.000.000 . Ognuno di questi quadrangoli prende il nome da uno dei suoi caratteristici rilievi, ma, in letteratura, viene spesso indicato con il loro numero, preceduto dal codice "MC" che significa Carta di Marte .

Questa divisione in quadrangoli è un metodo generale di mappatura, sviluppato dapprima sulla Terra a scale variabili, poi gradualmente esteso ai pianeti del Sistema Solare per i quali ci sono dati geografici sufficienti da dover essere strutturati. Venere è stata suddivisa in otto quadrilateri a 1 / 10000000 e quadrilateri 62 a 1 / 5000000 .

Tratti notevoli

La mappa qui accanto consente di individuare le principali regioni marziane, in particolare:

la dicotomia crostale tra emisfero settentrionale e meridionale,
i grandi bacini d' impatto dell'emisfero meridionale, Argyre di 50 ° S e 316 ° E , e Hellas di 42,7 ° S e 70 ° E , e nell'Utopia Planitia settentrionale di 49,7 ° N e 118 ° E ,
il rigonfiamento di Tharsis e i tre vulcani di Tharsis Montes nonché Olympus Mons e Alba Mons , nell'emisfero settentrionale a sinistra, ea destra i vulcani di Elysium , vicino a Utopia ,
il sistema canyon Valles Marineris , partendo dalla regione Tharsis alla vaschetta impatto Chryse Planitia , centrata intorno ai 15 ° S e 300 ° E .

La caratteristica più sorprendente della geografia marziana è la sua "dicotomia crostale", vale a dire la netta opposizione tra, da un lato, un emisfero settentrionale costituito da una vasta pianura liscia a un'altitudine di mezzo miglio. - circa un una decina di chilometri al di sotto del livello di riferimento, e d'altra parte un emisfero meridionale formato da altipiani spesso alti e molto craterizzati nel rilievo che possono essere localmente piuttosto aspri. Queste due aree geografiche sono separate da un limite molto netto, leggermente obliquo sull'equatore. Due regioni vulcaniche vicine tra loro si trovano proprio su questo confine geologico, una delle quali è un immenso sollevamento di 5.500 km di diametro, il rigonfiamento di Tharsis , la metà nord-occidentale del quale comprende una dozzina di vulcani. Principali tra cui Olympus Mons , mentre la regione meridionale è costituita da un vasto insieme di alti altipiani vulcanici come Syria Planum e Solis Planum , e la parte orientale è segnata dal sistema di canyon della Valles Marineris che si estende a est la rete del Noctis Labyrinthus . Sono ben visibili due grandi bacini d'impatto nell'emisfero sud, Argyre Planitia e soprattutto Hellas Planitia , in fondo al quale si è rilevata la massima profondità sulla superficie di Marte, con un'altitudine di −8.200 m sopra il livello di riferimento. Il punto più alto è in cima all'Olimpo di Mons , 21.229 m sopra il livello di riferimento; cinque delle sei montagne più alte del Sistema Solare sono infatti vulcani marziani, quattro dei quali si trovano sul rigonfiamento di Tharsis e il quinto nella seconda regione vulcanica di Marte, Elysium Planitia .

Origine della dicotomia marziana

Per tenere conto di questa situazione sono stati proposti due tipi di scenari. Il primo si basano sulle dinamiche interne del pianeta, i convettivi movimenti del del manto e uno schema di tettonica a placche , come la formazione di terrestri supercontinenti agli albori della storia del nostro pianeta. I secondi si basano su uno o più grandi impatti che provocano lo scioglimento della corteccia nell'emisfero settentrionale. Lo studio dei bacini da impatto sepolti sotto la superficie ha anche permesso di stabilire che la dicotomia crostale marziana risale a più di quattro miliardi di anni prima del presente, ed è quindi una struttura ereditata dalle prime ere del pianeta. Alcune formazioni più recenti al confine tra i due domini suggeriscono anche un rilassamento isostatico degli altopiani meridionali dopo il riempimento vulcanico della depressione dell'emisfero settentrionale, che sostiene anche la grande età di questa dicotomia.

Atmosfera, clima e radiazioni

Atmosfera

L'esatta pressione e composizione dell'atmosfera di Marte sono note dalle prime analisi in situ effettuate nel 1976 dai lander delle sonde Viking 1 e Viking 2 . Il primo osservatore ad aver ipotizzato l'esistenza di un'atmosfera attorno a Marte fu l'astronomo (e compositore) tedesco-britannico William Herschel che, nel 1783, attribuì alla meteorologia marziana alcuni cambiamenti osservati sulla superficie del pianeta, compresi i punti bianchi interpretati come nuvole. Questa ipotesi è stata contestata all'inizio nel secolo successivo con il progresso del telescopio a specchio, che ha fornito le immagini di migliore qualità che appaiono per mostrare superficie un po 'più statico fino a quando nasce alla fine del XIX ° secolo, il dibattito sulla realtà dei canali di Marte osservate in Italia e reso popolare dall'astronomo dilettante americano Percival Lowell . Un altro americano, William Wallace Campbell , astronomo di professione e pioniere della spettroscopia , rimase scettico sull'esistenza di un'atmosfera significativa intorno a Marte e annunciò durante l' opposizione del 1909 di non essere riuscito a rilevare alcuna traccia di vapore acqueo in questa possibile atmosfera; il suo connazionale Vesto Slipher , che ha sostenuto la teoria dei canali (vedi canali marziani ), ha annunciato il contrario. Sulla base delle albedo variazioni del disco marziano, Percival Lowell stimato nel 1908 la pressione atmosferica al suolo a 87 m bar ( 8.700 Pa ), un valore che rimane più o meno il riferimento fino alle misure fatte dal Mariner sonda. 4 in 1965. La difficoltà di analizzare per spettroscopia la composizione dell'atmosfera marziana fu poi generalmente attribuita alla presenza di diazoto , difficile da caratterizzare con questa tecnica, ed è così che l'astronomo francese Gérard de Vaucouleurs , che allora operò in Inghilterra , nel 1950 , è stata avanzata l'idea che l'atmosfera marziana fosse composta dal 98,5% di azoto , dall'1,2% di argon e dallo 0,25% di anidride carbonica . All'Osservatorio McDonald in Texas , l'astronomo americano di origine olandese Gerard Kuiper stabilì nel 1952 dallo spettro infrarosso di Marte che l' anidride carbonica era almeno due volte più abbondante nell'atmosfera marziana rispetto all'atmosfera terrestre, l'essenza di questa atmosfera avendo essere, come il nostro, costituito secondo lui da azoto .

Proprietà fisiche e chimiche

Ora sappiamo che Marte ha un'atmosfera sottile la cui pressione media al livello di riferimento marziano è per definizione 610 Pa , con una temperatura media di 210 K ( -63 ° C ). È composto principalmente da anidride carbonica CO 2(96,0 ± 0,7%), argon Ar (1,93 ± 0,01%) e azoto N 2(1,89 ± 0,03%). Poi arriva l' ossigeno O 2(0,145 ± 0,009%), monossido di carbonio CO (<0,1%), vapore acqueo H 2 O(0,03%) e monossido di azoto NO (0,013%). Vari altri gas sono presenti in tracce, a concentrazioni che non superano mai poche parti per milione , inclusi neon Ne, krypton Kr, methanal (formaldeide) HCHO, xenon Xe, ozono O 3e metano CH 4, la concentrazione atmosferica media di questi ultimi è dell'ordine di 10,5 ppb . La massa molare media dei costituenti gassosi dell'atmosfera di Marte sarebbe 43,34 g / mol .

Data la bassa gravità sulla superficie di Marte, l' altezza della scala di questa atmosfera è di 11 km , più di una volta e mezza quella dell'atmosfera terrestre, che è di soli 7 km . La pressione rilevata in superficie varia da soli 30 Pa nella parte superiore dell'Olympus Mons e fino a 1155 Pa nel punto più basso del bacino di impatto dell'Hellas Planitia .

Inizio 2004, lo spettrometro infrarosso PFS della sonda europea Mars Express ha rilevato basse concentrazioni di metano (10 ppb ) e formaldeide (130 ppb ) nell'atmosfera marziana. Poiché il metano viene distrutto dalla radiazione ultravioletta dopo soli 340 anni, la sua presenza implica l'esistenza di una fonte interna. L' attività geotermica profonda, il permafrost bombardato da particelle ad alta energia di radiazioni cosmiche e una forma di vita microbica metanogena sono tutte fonti plausibili. Inoltre, considerando che la formaldeide, che ha una durata di sole 7 ore, è prodotta dall'ossidazione del metano, queste fonti devono essere ancora più abbondanti. Quindi, secondo questa ipotesi, la produzione annua di metano è stimata in 2,5 milioni di tonnellate.

Nuvole

L'acqua molto pura può esistere solo allo stato liquido al di sotto del livello di riferimento marziano , che corrisponde grosso modo alla pressione del punto triplo dell'acqua, ovvero 611,73 Pa : a questo livello, perché se la temperatura è sufficiente ( 0 ° C per l'acqua pura , ma solo 250 K ( −23 ° C ) per molte soluzioni saline, o anche 210 K ( −63 ° C ) per alcune miscele di soluzioni acide solforiche H 2 SO 4), l'acqua può essere trovata nei suoi tre stati fisici (gas, liquido e solido). Sopra questo livello, d'altra parte, e soprattutto in atmosfera, può esistere solo nello stato di vapore acqueo , che talvolta si condensa in ghiaccio per formare nubi di H 2 O cristalli.molto simile nell'aspetto ai nostri cirri , tipicamente ad un'altitudine di 10-20 km ; ad esempio, ha osservato tali nubi sui fianchi dei grandi vulcani del Tharsis o Elysium Planitia : visibile dal telescopio dalla Terra al XIX ° secolo, le nuvole aggrappati alla cima del Monte Olimpo erano state prese per la neve, da cui il nome Nix Olympica che è stata donata a questa regione da Giovanni Schiaparelli .

Nuvole viste dal rover curioso

Ma l' anidride carbonica forma anche nuvole, costituite da cristalli di CO 2 .di diametro superiore a 1 µm , a quote superiori a quelle costituite da acqua ghiacciata; lo strumento OMEGA della sonda Mars Express determinato da2007che queste nuvole sono in grado di assorbire fino al 40% della radiazione solare, provocando un calo di 10 K della temperatura sotto queste nuvole, il che non è privo di conseguenze sul clima marziano, in particolare sul suo regime eolico.

Polvere

La caratteristica particolare dell'atmosfera marziana è quella di essere costantemente carica di polvere, i cui granuli hanno un diametro medio dell'ordine di 1,5 µm , responsabile della tinta ocra del cielo marziano. Questa polvere viene continuamente iniettata nell'atmosfera da vortici di polvere (comunemente indicati come diavoli della polvere ), come quello osservato sotto dal rover Spirit su12 marzo 2005 ; i colpi durano per un totale di 575 s (indicati dal contatore nell'angolo in basso a sinistra), e altri tre vortici sono brevemente visibili in lontananza nella metà destra del fotogramma, all'inizio della sequenza, poi vicino al principale vortice, poi alla fine:

Film che mostra il movimento di un vortice di polvere.

Tali turbine sono tutt'altro che aneddotiche; sia la loro permanenza che il loro accumulo portano a spolverare notevoli volumi di atmosfera, come illustrato da una suggestiva immagine (a fianco), dove si notano una moltitudine di scie nere lasciate da vortici che hanno portato via lo strato di polvere superficiale, di colore rosso-arancio caratteristica dell'ossido di ferro (III) Fe 2 O 3( ematite ) amorfa, rivelando gli strati più profondi di sabbia più scura, probabilmente correlata alla vicina regione vulcanica di Syrtis Major Planum . Lo strato di polvere così sollevato non è mai molto massiccio; lo studio della grande tempesta globale di2001, durante il quale la polvere aveva guadagnato tutti gli strati atmosferici fino a 60 km di altitudine, ha portato a stimare che se tutta la polvere poi sollevata si fosse depositata uniformemente tra 58 ° N e 58 ° S , si formerebbe solo una pellicola di 3 µm di spessore. La dinamica della polvere nell'atmosfera marziana è condizionata dalla sottigliezza di questa atmosfera e dalla bassa gravità sulla superficie del pianeta. Quindi, mentre i granelli di polvere marziana hanno tipicamente un diametro di pochi micrometri , è stato calcolato che i grani di 20 μm possono essere sollevati da venti di appena 2 m / se tenuti in sospensione indefinitamente da turbolenze di soli 0, 8 m / s .

Le particelle di polvere sospese nell'atmosfera sono responsabili del colore ruggine di quest'ultima, che diventa blu intorno al sole al tramonto, come hanno scoperto le sonde Viking 1 e Viking 2 e che le seguenti sonde hanno ben illustrato di seguito:

Cielo marziano a mezzogiorno e al tramonto visto da Mars Pathfinder in1999.

L'osservazione dell'attività atmosferica di Marte con il telescopio spaziale Hubble tra il 1996 e il 1997, quando il pianeta ha esposto il suo polo nord all'inizio della primavera, ha permesso di evidenziare il ruolo della sublimazione delle calotte polari nella generazione delle masse d'aria. all'origine di venti che sollevano quantità significative di polvere e rischiano di innescare vere e proprie tempeste di polvere su scala dell'intero pianeta, come quella che ha interessato l'intera atmosfera marziana nell'estate 2001.

Tempo metereologico

A causa della sua maggiore distanza dal Sole rispetto a quella della Terra , Marte riceve dal Sole un'energia variabile da 492 a 715 W / m 2 a seconda della sua posizione nella sua orbita, contro da 1.321 a 1.413 W / m 2 per la Terra , vale a dire dal 37,2% al 50,6% rispettivamente tra afelia e perielio . L'atmosfera marziana essendo oltre 150 volte meno densa di quella terrestre, produce solo un trascurabile effetto serra , da cui una temperatura media di circa Modello: Nor ( −63 ° C ) alla superficie di Marte, con significative variazioni diurne dovute alla bassa inerzia termica di questa atmosfera: Viking 1 Lander aveva così notato variazioni diurne tipicamente comprese tra 184 e 242 K , o da −89 a −31 ° C , mentre le temperature estreme - abbastanza variabili a seconda della sorgente - sarebbero state approssimativamente 130 e 297 K , cioè dell'ordine di -145 e 25 ° C .

Le stagioni

Stagione (emisfero settentrionale)	Durata su Marte		Durata sulla Terra
Stagione (emisfero settentrionale)	Suoli	Giorni	Durata sulla Terra
Primavera	193.30	198.614	92.764
Estate	178.64	183.551	93.647
Autunno	142.70	146.623	89.836
Inverno	153.95	158.182	88.997
Anno	668.59	686.97	365.25

L' obliquità di Marte è vicino a quello della Terra (rispettivamente 25.19 ° contro 23.44 ° ), ma l' eccentricità del marziano orbita è notevolmente superiore (0,09,332 mila contro 0,01,671 mila per la terra) in modo che, se Marte ha delle stagioni simili a quelle della Terra, questi sono di intensità e durata molto disuguali durante l'anno marziano (vedi tabella a lato).

L'emisfero settentrionale sperimenta quindi stagioni meno marcate rispetto all'emisfero meridionale, perché Marte è al suo afelio nella tarda primavera e al suo perielio alla fine dell'autunno, con conseguenti inverni ed estati brevi e miti. la primavera dura 52 giorni in più rispetto all'autunno. Al contrario, l'emisfero meridionale vive stagioni molto marcate, con inverni lunghi e molto freddi mentre le estati sono brevi e più calde di quelle dell'emisfero settentrionale. È quindi nell'emisfero meridionale che osserviamo le differenze di temperatura più elevate.

Il simulatore di orologio solare Mars24 NASA fornisce all'emisfero settentrionale le seguenti date per l'inizio di ogni stagione:

Primavera	21 gennaio 2006	9 dicembre 2007	26 ottobre 2009	13 settembre 2011	31 luglio 2013	18 giugno 2015
Estate	7 agosto 2006	24 giugno 2008	12 maggio 2010	29 marzo 2012	14 febbraio 2014	2 gennaio 2016
Autunno	7 febbraio 2007	25 dicembre 2008	12 novembre 2010	29 settembre 2012	17 agosto 2014	4 luglio 2016
Inverno	4 luglio 2007	21 maggio 2009	7 aprile 2011	22 febbraio 2013	10 gennaio 2015	27 novembre 2016

Verso la fine della primavera australe, quando Marte è più vicino al Sole, compaiono tempeste locali e talvolta regionali. Eccezionalmente, queste tempeste possono diventare globali e durare diversi mesi, come nel caso di1971 e, in misura minore, in 2001. Vengono quindi sollevati minuscoli granelli di polvere, rendendo la superficie di Marte quasi invisibile. Queste tempeste di sabbia di solito iniziano sul bacino di Hellas . Le importanti differenze termiche osservate tra il polo e le regioni limitrofe provocano forti venti che provocano il sollevamento di particelle fini nell'atmosfera. Durante le tempeste globali, questo fenomeno provoca notevoli cambiamenti climatici: la polvere aerodispersa assorbe la radiazione solare, riscaldando così l'atmosfera e riducendo allo stesso tempo l' insolazione al suolo. Quindi durante la tempesta di2001, Temperatura dell'aria sale a 30 K quando la temperatura del terreno viene abbassata a 10 K .

C'è solo una cella Hadley su Marte ma molto più marcata in altitudine e ampiezza, che unisce i due emisferi e che si inverte due volte l'anno.

Infine, l' obliquità del pianeta, che non è stabilizzata dalla presenza di un massiccio satellite come nel caso della Terra, segue un regime caotico secondo una ciclicità di circa 120.000 anni. Oscilla tra 0 ° e 60 ° e conosce fasi relativamente stabilizzate intervallate da repentini cambiamenti, che sconvolgono completamente il clima marziano.

Condensa invernale dell'atmosfera ai poli

Una delle caratteristiche uniche del pianeta Marte è che una frazione significativa della sua atmosfera si condensa alternativamente al polo sud e al polo nord rispettivamente durante l'inverno meridionale e l'inverno boreale. Le condizioni invernali ai poli - pressione e temperatura - sono infatti favorevoli alla condensazione dell'anidride carbonica : la pressione di vapore saturo della CO 2a 150 K ( −123 ° C ) sembra essere intorno a 800 Pa , e scende a soli 400 Pa a 145 K ( −128 ° C ), che sono temperature comuni durante l'inverno meridionale; c'è condensa di CO 2non appena la pressione parziale di questo gas supera la pressione del vapore saturo corrispondente alla temperatura alla quale si trova.

La sonda Viking 1 è stata misurata la pressione atmosferica su un anno intero nel suo punto di atterraggio a 22,697 ° e 312,778 ° N E nel bacino della Chryse Planitia ad un'altitudine di circa 3300 m rispetto al livello di riferimento . È stato dimostrato che la pressione atmosferica media evolve nel corso dell'anno secondo le stagioni, con valori approssimativi, in cifre tonde, di 850 Pa in primavera, 680 Pa in estate, 900 Pa in autunno e 800 Pa in inverno: queste variazioni sono facilmente spiegato se si considera che la calotta invernale meridionale condensa una massa di ghiaccio secco maggiore di quella della calotta invernale settentrionale, mentre nell'autunno dell'emisfero settentrionale la maggior parte della calotta meridionale si è sublimata poiché la calotta boreale sta appena iniziando a condensarsi .

Cappucci polari

Le calotte polari di Marte sono stati osservati per la prima volta a metà del XVII ° secolo da Jean-Dominique Cassini e Christiaan Huygens . La loro dimensione varia notevolmente con le stagioni attraverso lo scambio di anidride carbonica e acqua con l'atmosfera. Possiamo così distinguere, nei due emisferi, una calotta polare cosiddetta "residua" o "estiva" che si mantiene per tutta l'estate, ed una calotta polare "stagionale" o "invernale" che viene a coprirla dall'autunno.

Poiché l'inverno meridionale è più lungo e più freddo dell'inverno boreale, il limite stagionale meridionale è maggiore del limite boreale stagionale. Durante l'inverno meridionale, CO 2il contenuto nell'atmosfera si condensa in ghiaccio secco sopra i 55 ° S mentre è piuttosto sopra i 65 ° N che condensa durante l'inverno boreale. È un ghiaccio CO 2 molto puro e quasi trasparente, con uno spessore non superiore a pochi metri, che permette di vedere il suolo direttamente sulle immagini riprese dalle sonde spaziali in orbita sopra le regioni polari.

Con i suoi 300 km di diametro, la calotta meridionale residua è, al contrario, tre volte più piccola della calotta boreale residua (1000 km di diametro). Sono di natura molto diversa dalle calotte stagionali, contenenti un'alta percentuale di ghiaccio d'acqua misto a terra con una struttura stratificata rivelata dallo strumento THEMIS della sonda Mars Odyssey del 2001 , con uno spessore che raggiunge localmente diversi chilometri. Le loro superfici sono intagliate da profonde valli, chiamate chasmata (plurale del latino chasma che designa valli scatolate), che formano spirali la cui direzione di rotazione è condizionata dalla forza di Coriolis . Pertanto, le valli avvolgono il Polo Sud in senso orario mentre avvolgono il Polo Nord in senso antiorario.

Il cappello boreale residuo non contiene ghiaccio secco, ma il cappello meridionale residuo è quasi interamente ricoperto da una crosta spessa una decina di metri, la cui superficie increspata ricorda una fetta di Gruyère; le osservazioni fatte dalla sonda Mars Global Surveyor hanno mostrato che il diametro medio degli alveoli aumentava con le stagioni, suggerendo un riscaldamento globale nell'emisfero meridionale (vedi paragrafo successivo).

Le calotte polari hanno un impatto significativo sulla composizione atmosferica globale del pianeta. Il ciclo di condensazione e sublimazione della CO 2fa variare la pressione atmosferica di quasi un terzo e durante l'estate boreale il ghiaccio d'acqua che costituisce la calotta polare settentrionale residua sublima, iniettando grandi quantità di vapore acqueo nell'atmosfera. Se tutto il vapore acqueo nell'atmosfera dovesse precipitare, formerebbe uno strato di spessore inferiore a 10 µm in inverno e superiore a 40 µm in piena estate.

Variazioni climatiche osservate sulla residua calotta glaciale meridionale

Il confronto delle foto della calotta glaciale residua meridionale scattate da Mars Global Surveyor in1999 e in 2001ha mostrato una tendenza generale alla regressione della crosta superficiale di ghiaccio secco di questa regione. Ciò risulterebbe dalla progressiva sublimazione della CO 2costituendo la crosta superficiale della calotta meridionale residua per rivelare gli strati più profondi, costituiti essenzialmente da acqua ghiacciata mista a polvere. Questo fenomeno sembra essere stato abbastanza rapido, il bordo delle cavità osservate nella crosta di ghiaccio secco progredisce poi di 3 m per anno marziano. Osservata in modo inequivocabile per tre anni marziani consecutivi, questa tendenza a sublimare la calotta meridionale residua si è aggiunta a varie osservazioni in altre parti del pianeta, come la comparsa di canaloni sui bordi di crateri o depressioni, indicando che la superficie marziana è soggetta a più trasformazioni di quanto si pensasse in precedenza.

Questi dati, interpretati dagli scienziati come un segno che Marte potrebbe attualmente sperimentare una transizione da un'era glaciale a un periodo interglaciale simile a quello sperimentato dalla Terra quasi 12.000 anni fa, a volte sono stati interpretati dal grande pubblico come rivelatori di una "globale marziana warming ”, di origine necessariamente non umana, e di conseguenza in contraddizione con le conclusioni del Quarto rapporto dell'IPCC relativo all'origine umana del riscaldamento globale della Terra. I dibattiti sulla questione sono stati particolarmente acuti in autunno2007, a seguito della pubblicazione di questo rapporto.

Con il senno di poi, tuttavia, sembra che le osservazioni marziane non abbiano mai indicato nient'altro che il riscaldamento globale situato nella residua calotta meridionale, e non il riscaldamento globale. Inoltre, il clima marziano è in gran parte condizionato dalle tempeste di sabbia e dalle variazioni di albedo che ne derivano, più che dalla radiazione solare - a differenza del clima terrestre - che limita la rilevanza del ragionamento che stabilisce paralleli tra i due pianeti. E, soprattutto, le osservazioni più recenti, in particolare quelle della sonda Mars Odyssey del 2001 , che si trova in2018ancora in funzione, non confermano la tendenza a lungo termine alla sublimazione delle calotte polari, ma anzi indicherebbero variazioni annuali intorno ad un valore stabile.

Cancellazioni

L'assenza di una magnetosfera intorno a Marte ha come conseguenza l'esposizione diretta della superficie del pianeta ai raggi cosmici e alle esplosioni di protoni solari, all'origine di una radioattività ambientale molto più elevata su Marte di quella registrata sulla superficie della Terra . Lo strumento MARIE - Mars Radiation Environment - della sonda Mars Odyssey del 2001 ha permesso, negli anni 2002-2003, di valutare la dose efficace in orbita marziana compresa tra 400 e 500 m Sv / anno , ovvero almeno quattro volte quella ricevuta in la stazione spaziale internazionale (da 50 a 100 mSv / anno , mentre a terra, al livello di riferimento marziano , le dosi ricevute sarebbero da due a tre volte inferiori - poco meno di 200 mSv / anno - a causa dell'assorbimento di parte del solare e le radiazioni galattiche dall'atmosfera di Marte . A titolo di confronto, la radioattività media sulla Terra ammonta, in Francia, a circa 3,5 mSv / anno e la dose cumulativa ammessa per un astronauta durante la sua carriera, indipendentemente dal sesso e dall'età, non lo fa superare i 1.000 mSv per diverse agenzie spaziali (europee, russe e giapponesi).

Lo strumento MARIE ha anche rivelato che questa radioattività è distribuita in modo molto disomogeneo nel tempo, con un rumore di fondo di circa 220 μ Gy / giorno su cui i picchi sono talvolta 150 volte più intensi, corrispondenti a esplosioni di protoni. Energie - diverse decine di megaelettronvolt - emesso durante un brillamento solare o dall'onda d'urto di un'espulsione di massa coronale .

Inoltre, vi sono radiazioni dovute ai neutroni emessi dalla spallazione di atomi sulla superficie di Marte sotto l'impatto della radiazione cosmica. Questo contributo è stimato utilizzando i dati di Curiosity e 2001 Mars Odyssey fino a 45 ± 7 µSv al giorno, o circa il 7% della radiazione totale della superficie.

Geologia di Marte

Scala temporale geologica marziana

La geologia marziana è caratterizzata dalla dicotomia crostale tra le basse pianure craterizzate dell'emisfero settentrionale e gli altipiani dell'emisfero meridionale, con, tra queste due aree principali, due regioni vulcaniche ben differenziate. In virtù del principio empirico secondo il quale l'età di una regione è una funzione crescente del suo tasso di craterizzazione , questi tre principali tipi di terreno marziano furono molto presto associati a tre epoche caratteristiche nella storia geologica del pianeta, chiamate secondo regioni tipiche di questi periodi:

Il Noachien

Il Noachian (dal nome di Noachis Terra ) corrisponde ai terreni più antichi, dalla formazione del pianeta 4,6 miliardi di anni fa, fino a 3,7 miliardi di anni secondo la scala Hartmann e Neukum (ma 3,5 miliardi di anni sulla scala Hartmann standard), fortemente craterizzato e situato principalmente nell'emisfero meridionale. Marte aveva indubbiamente un'atmosfera densa in quel momento, la cui pressione e l' effetto serra certamente consentivano l'esistenza di un'idrosfera grazie a grandi quantità di acqua liquida. La fine di questo periodo sarebbe stato segnato dagli asteroidi impatti del del grande ritardo bombardamenti , datato circa 4,1 a 3,8 miliardi di anni fa, così come entro l'inizio di intensa attività vulcanica, in particolare nella regione di Tharsis rigonfiamento .

L'esperiano

L' Esperiano (denominato Hesperia Planum ) corrisponde a terre da 3,7 a 3,2 miliardi di anni secondo la scala Hartmann & Neukum (ma da 3,5 a 1,8 miliardi di anni secondo la 'scala standard di Hartmann), segnate da un episodio importante di attività vulcanica causando di lava flussi e depositi di zolfo. Il campo magnetico globale sarebbe scomparso entro la fine del Noachiano , permettendo al vento solare di erodere l' atmosfera di Marte , la cui temperatura e pressione al suolo avrebbe iniziato a scendere sensibilmente, tanto che l'acqua liquida avrebbe cessato di esistere in modo permanente sulla superficie del pianeta.

Amazzonico

L' Amazzonia (chiamata Amazonis Planitia ) corrisponde a terra con meno di 3,2 miliardi di anni sulla scala Hartmann e Neukum (ma solo 1,8 miliardi di anni sulla scala standard di Hartmann), con pochissimi crateri e situata in modo schiacciante nell'emisfero settentrionale, ad un'altitudine al di sotto del livello di riferimento del pianeta. L'attività vulcanica si sarebbe prolungata, perdendo la sua intensità durante questo periodo, in quattro episodi principali, l'ultimo avvenuto circa cento milioni di anni fa, alcuni terreni vulcanici sembravano risalire addirittura a pochi milioni di anni fa. 'Anni. L'erosione dell'atmosfera da parte del vento solare sarebbe continuata per miliardi di anni fino a quando la pressione si sarebbe stabilizzata vicino al punto triplo dell'acqua pura, la cui pressione è di 611,73 Pa . Le strutture geologiche amazzoniche sono caratterizzate dall'estrema aridità dell'ambiente marziano, quindi totalmente privo di idrosfera - che non impedisce l'esistenza discontinua ed episodica di acqua liquida in alcuni punti della superficie.

Questa cronologia in tre ere è ormai ben accettata - la datazione di ciascuna di queste ere rimane, tuttavia, molto incerta - e rende possibile rendere conto dei fenomeni osservati sulla superficie di Marte dalle varie sonde attive intorno a questo pianeta., In particolare la contemporanea presenza di minerali, formatisi in tempi diversi, supponendo per alcuni un ambiente molto umido e per altri invece la totale assenza di acqua liquida. Le date proposte per queste tre epoche geologiche - o eoni -, secondo la scala standard di Hartmann e la scala Hartmann & Neukum, sono le seguenti (età in milioni di anni):

Composizione chimica

Tra gli anni 1970 e 2010i modelli della composizione di Marte si sono basati su quello delle condriti carboniose di tipo CI , considerate rappresentative della parte condensabile della nebulosa protosolare , e su modelli di condensazione della nebulosa, tenendo conto della distanza di Marte dal Sole. Sostanzialmente hanno ammesso che le proporzioni relative degli elementi come o più refrattarie del manganese erano quelle degli IC e che quelle degli elementi meno refrattari erano date dalle loro correlazioni con gli elementi refrattari, osservate o dedotte da modelli di condensazione.

Agli inizi del XXI ° secolo è apparso discrepanze tra i dati spettroscopici sulla composizione delle fotosfera solare e altri approcci alla composizione del Sole ( heliosismology , il flusso di neutrini solari , la composizione del vento solare e dati sperimentali sui metalli opacità in alto plasmi di temperatura), che ha messo in discussione la rappresentatività dei circuiti integrati. Le composizioni isotopiche (in particolare degli elementi O , Ni , Cr , Ti , Mo e W ) e il contenuto degli oligoelementi hanno portato anche a considerare le condriti carboniose separatamente dalle altre condriti (principalmente condriti ordinarie e condriti enstatite ), le prime rimanenti rappresentative di corpi accumulati lontano dal Sole, ma quest'ultimo è ora considerato come il migliore rappresentativo della materia condensata nelle zone interne del Sistema Solare (compresi la Terra e Marte). Un nuovo modello di composizione, basato sull'analisi di meteoriti marziane , sulle misure di sonde marziane e sulle correlazioni osservate nelle condriti non carboniose, coinvolge contenuti di elementi refrattari 2,26 volte superiori a quelli degli IC, e di contenuti sistematicamente inferiori di moderatamente elementi litofili volatili (il rapporto dipende dalla temperatura di condensazione di ciascun elemento). Una delle conseguenze di questo modello è che il nucleo marziano conterrebbe meno del 7 % in peso di zolfo (contro più del 10% secondo i modelli precedenti) ma d'altro canto un po 'di ossigeno e idrogeno .

Struttura interna

Stime prima della missione Insight

In assenza di dati sismici utilizzabili - i sismometri delle sonde Viking erano troppo sensibili al vento per effettuare misurazioni affidabili - non è stato possibile per molto tempo determinare direttamente la struttura interna del pianeta. A partire dai dati indiretti raccolti dalle varie sonde che hanno esplorato il pianeta è stato quindi sviluppato un modello standard, che ha permesso di specificare in particolare la struttura del suo campo gravitazionale , il suo momento di inerzia e la densità dei suoi diversi strati di materiali.

Il risultato più eclatante è che il nucleo di Marte, che si dice abbia una temperatura intorno ai 2000 K , è sicuramente liquido, almeno per la maggior parte, a causa di un carico elevato - precisamente una frazione in peso almeno del 14,2% - negli elementi leggeri, in particolare lo zolfo , che abbassano il punto di fusione della miscela di ferro e nichel che dovrebbe costituire la parte principale del nucleo. Questo nucleo avrebbe un raggio compreso tra 1.300 e 2.000 km (cioè tra il 38% e il 59% del raggio del pianeta), forse più precisamente tra 1.520 e 1.840 km (cioè tra il 45% e il 54% del raggio del pianeta ). di Marte), incertezza in parte dovuta all'ignoto riguardante la frazione di mantello che potrebbe essere liquida e ridurrebbe di conseguenza la dimensione del nucleo; troviamo abbastanza spesso citato il valore 1480 km come raggio del nucleo di Marte, vale a dire il 43,7% del raggio medio del pianeta stesso (3389,5 km ). Le caratteristiche fisiche (dimensione, densità) del nucleo possono essere approssimate qualitativamente dal momento di inerzia del pianeta, che può essere valutato analizzando la precessione del suo asse di rotazione nonché le variazioni della sua velocità di rotazione attraverso le modulazioni per effetto Doppler dei segnali radio emessi dalle sonde poste sulla sua superficie; I dati di Mars Pathfinder hanno così permesso di affinare quelli raccolti in precedenza con le sonde Viking e di stabilire che la massa di Marte è piuttosto concentrata nel suo centro, il che fa supporre un nucleo denso e non troppo grande.

Il mantello di Marte sarebbe molto simile a quello della Terra , costituito da fasi solide dominate da silicati ricchi di ferro , quest'ultimo rappresentando una frazione in peso dall'11 al 15,5% del mantello.

La crosta marziana sembra, coerente con la topografia, molto più spessa nell'emisfero sud che nell'emisfero settentrionale: un modello semplice con una densità uniforme di 2.900 kg / m 3 porta a uno spessore medio di circa 50 km , ovvero il 4,4% del volume del pianeta, con valori estremi 92 km nella regione della Siria Planum e appena 3 km sotto il bacino di impatto a Isidis Planitia , mentre la crosta sarebbe inferiore a 10 km in qualsiasi regione di Utopia Planitia .

Risultati della missione Insight

Il lander InSight è stato costruito per studiare la struttura interna di Marte utilizzando il sismometro SEIS . Fornisce il 6 aprile 2019 la prima registrazione di un terremoto marziano .

Nel 2021 i dati sismici raccolti consentono per la prima volta di determinare con certezza il raggio del nucleo marziano: compreso tra 1.810 e 1.860 km , ovvero circa la metà di quello del nucleo terrestre. Questo risultato, notevolmente superiore alle stime basate sulla massa e sul momento d'inerzia , implica che il nucleo marziano contenga elementi leggeri, possibilmente ossigeno , oltre a ferro - nichel e zolfo .

Campo magnetico

Marte non ha una magnetosfera . Tuttavia, il magnetometro MAG / ER e il riflettometro elettronico della sonda Mars Global Surveyor hanno mostrato1997un magnetismo residuo , fino a 30 volte maggiore di quello della crosta terrestre , su alcune regioni geologicamente antiche dell'emisfero meridionale, e in particolare nella regione di Terra Cimmeria e Terra Sirenum . Le misurazioni mostrano un campo magnetico che raggiunge 1,5 µ T ad un'altitudine di 100 km , che richiede la magnetizzazione di un volume significativo di crosta marziana, almeno 10 6 km 3 . Per nove anni, il Mars Global Surveyor ha misurato i parametri magnetici sopra la superficie marziana, con lo strumento MGS MAG ( Magnetometro MGS ) che raccoglie dati vettoriali da un'altitudine di circa 400 km , a volte avvicinandosi a 90 km dalla superficie del mare, e MGS ER ( MGS Electron Reflectometer ) misura il magnetismo totale da un'altitudine di 185 km in media. Non esiste quindi attualmente una mappa magnetica della superficie marziana stessa, così come la natura esatta dei minerali magnetizzati può essere assunta solo allo stato attuale delle nostre conoscenze.

Geografia del paleomagnetismo marziano e minerali coinvolti

Lo studio dei meteoriti provenienti da Marte suggerisce che questo paleomagnetismo risulta, come sulla Terra, dalla magnetizzazione di minerali ferromagnetici come la magnetite Fe 3 O 4e pirrotite Fe 1-δ Si cui atomi allineare loro momento magnetico con il campo magnetico globale e congelare questa configurazione passando al di sotto della temperatura di Curie del minerale , ad esempio 858 K ( 585 ° C ) per la magnetite, ma solo 593 K ( 320 ° C) ) per pyrrhotite. Altri minerali candidati come vettori del paleomagnetismo della crosta marziana sono ilmenite FeTiO 3in soluzione solida con ematite Fe 2 O 3, della stessa struttura, per formare titanoematiti, e in misura minore titanomagnetite Fe 2 TiO 4, la cui magnetizzazione e temperatura di Curie sono comunque inferiori.

L'assenza di tale paleomagnetismo sui bacini da impatto dell'emisfero meridionale come Hellas e Argyre è generalmente interpretata come un'indicazione che Marte non possedeva più un campo magnetico globale durante questi impatti, sebbene sia anche possibile che il raffreddamento dei materiali nel sito del l'impatto era troppo rapido per consentire l'allineamento della loro eventuale magnetizzazione con il campo magnetico globale. Al contrario , un paleomagnetismo significativo, e talvolta anche piuttosto elevato, è stato notato sopra i 14 bacini più antichi identificati sul pianeta. Allo stesso modo, non è stato rilevato alcun campo magnetico degno di nota sulle principali regioni vulcaniche dell'Elysium Planitia e del rigonfiamento di Tharsis , tuttavia è stato notato un magnetismo debole ma più forte sulle province vulcaniche.

L'analisi delle componenti tridimensionali del campo magnetico registrate in poche decine di punti significativi sulla superficie marziana ha permesso a diverse squadre di estrapolare la posizione del polo paleomagnetico di Marte. Queste simulazioni - che devono comunque essere prese con un certo senno di poi - sono abbastanza coerenti tra loro e portano a localizzare uno dei poli paleomagnetici marziani tra 150 ° E e 330 ° E da un lato e 30 ° S e 90 ° N d dall'altro, cioè approssimativamente entro un raggio di 3.600 km attorno ad un punto situato a metà strada tra Alba Mons e Olympus Mons .

Inversioni di polarità e scomparsa del magnetismo globale

Sorprendentemente, la magnetizzazione misurata dal Mars Global Surveyor è strutturato in bande parallele di polarità opposta, ricordano quelle del fondo dell'oceano sulla Terra (vedi schema a lato): Questo cristallizza ai lati delle creste come vanno i. Piastre muovono a parte "memorizzare" l'orientamento del campo magnetico terrestre al momento della solidificazione; ogni inversione del campo magnetico terrestre viene quindi “registrata” nelle rocce così formate, la cui magnetizzazione è di conseguenza simmetrica su ciascun lato di ciascuna cresta. Tale simmetria, d'altra parte, non è mai stata osservata su Marte, quindi nessun elemento attualmente ci permette di supporre l'esistenza passata di una tettonica a zolle sul pianeta rosso. Solo l'osservazione a risoluzioni più elevate consentirebbe di chiudere la discussione.

Quando è globale, il campo magnetico di un pianeta è principalmente di origine interna. Si ritiene che sia causato dalla convezione di fluidi conduttivi (cioè metalli liquidi) che costituiscono la parte esterna del nucleo. Questo processo è noto come effetto dinamo . Questi movimenti di convezione implicano l'esistenza di un gradiente termico sufficiente dal nucleo al mantello ; in assenza di tale pendenza, l'effetto dinamo non poteva essere mantenuto.

Questo fatto potrebbe essere all'origine della scomparsa del campo magnetico globale di Marte, probabilmente almeno quattro miliardi di anni fa: gli asteroidi impatti del del grande ritardo bombardamenti avrebbero iniettato abbastanza energia termica nel mantello di Marte convertendo l' energia cinetica degli impattori in calore , che avrebbe fermato l'effetto dinamo annullando il gradiente termico necessario per mantenerlo.

Origine della dicotomia magnetica tra emisfero settentrionale e meridionale

L'attribuzione della scomparsa del campo magnetico globale marziano a un impatto cosmico è stata ripresa in una teoria alternativa che implica questa volta un protopianeta residuo delle dimensioni della Luna che colpisce Marte molto prima del grande bombardamento tardivo, vale a dire solo poche decine di milioni di anni dopo la formazione del pianeta (in modo simile all'ipotetico impatto di Théia con la proto-Terra), in prossimità dell'attuale polo nord e con un angolo di incidenza piuttosto basso: questo impatto sarebbe a l'origine da un lato della dicotomia crostale (l'idea non è nuova, sovrapponendosi alla teoria, piuttosto discussa, del bacino boreale ) e dall'altro dell'assenza di paleomagnetismo nella corteccia dell'emisfero settentrionale, dovuta alla scomparsa del gradiente termico tra il nucleo e il mantello solo nell'emisfero nord, lasciando un effetto dinamo concentrato nell'emisfero sud. Marte avrebbe così conosciuto transitoriamente un magnetismo non globale, ma "emisferico" e decentrato verso il polo sud, il che spiegherebbe l'eccezionale intensità del magnetismo rimanente in alcune parti della crosta dell'emisfero meridionale, nonché l'assenza di notevole paleomagnetismo nell'emisfero settentrionale.

Questa teoria non è l'unica proposta per spiegare la sovrapposizione di una "dicotomia magnetica" sulla dicotomia crostale marziana: la differenza di spessore e struttura della crosta marziana tra i due emisferi, lo scioglimento parziale della corteccia dell'emisfero settentrionale all'origine del rimodellamento della sua superficie, e la serpentinizzazione della corteccia marziana nel Noachiano , sono le spiegazioni più comunemente avanzate.

Aurora

Le luci possono verificarsi sulle anomalie magnetiche della crosta marziana. Con ogni probabilità, tuttavia, non possono essere visti dall'occhio umano, poiché emettono principalmente nell'ultravioletto .

Vulcanismo

Il vulcanismo marziano sarebbe iniziato quasi quattro miliardi di anni fa, alla fine del Noachiano dopo il grande bombardamento tardivo . Sarebbe nota la sua massima intensità al Esperiana - tra 3.7 e 3.2 G un secondo la scala di Hartmann & Neukum - allora sarebbe gradualmente indebolito tutto il amazzonica . Ha prodotto enormi vulcani a scudo che sono i più grandi edifici vulcanici conosciuti nel Sistema Solare : il più grande di loro, Alba Mons , ha un diametro di circa 1.600 km alla base, mentre il più grande è Olympus Mons , sul margine occidentale della Tharsis Bulge , che raggiunge i 22,5 km di altezza dalla base alla vetta. Ha prodotto anche molti stratovulcano , molto più piccoli, diverse centinaia di piccoli vulcani larghi poche centinaia di metri (ad esempio sul Syria Planum ) oltre a pianure laviche, simili alle distese vulcaniche identificate sulla Luna , su Venere o su Mercurio .

Pianure laviche

La più antica forma di vulcanismo marziano, risalente alla fine del Noachiano , persistente fino al primo Esperiano , sarebbe quella delle distese basaltiche che ricoprono il fondo dei bacini di impatto dell'Argyre Planitia e dell'Ellade Planitia e che certe distese piatte e lisce localizzate tra questi due bacini e quello di Isidis , che ricorda i terreni vulcanici levigati identificati su Mercurio (ad esempio Borealis Planitia ), su Venere (tipicamente Ginevra Planitia ) e sulla Luna (i " mari " lunari), il più delle volte correlati con impatti cosmici .

Su Marte, queste pianure laviche noachiane costituiscono le regioni di Malea Planum , Hesperia Planum e Syrtis Major Planum , che si presentano come altopiani basaltici la cui superficie, tipica dell'Esperiano , è geologicamente più recente. Le dinamiche alla base di questo tipo di vulcanismo, tra fessura e punto caldo , non sono realmente comprese; in particolare, non si spiega completamente il fatto che i vulcani di Malea , Hesperia ed Elysium siano più o meno allineati su più di un terzo della circonferenza marziana.

Tipologia e distribuzione dei vulcani marziani

Il vulcanismo marziano è meglio conosciuto per i suoi vulcani a scudo , i più grandi del Sistema Solare . Questo tipo di vulcano è caratterizzato dalla bassissima pendenza dei suoi lati. Sulla Terra , un tale vulcano è il risultato di effusioni di lava povera di silice , molto fluida, che scorrono facilmente su grandi distanze, formando strutture appiattite che si espandono su superfici molto ampie, a differenza, ad esempio, degli stratovulcano , il cui cono, ben formato, ha molto base più ristretta. Il vero tipo di vulcano a scudo sulla Terra è il Mauna Loa alle Hawaii ; il Piton de la Fournaise , a Reunion , è un altro, più piccolo ma molto attivo.

Il più iconico dei vulcani a scudo marziano, Olympus Mons , è alto circa 22,5 km e largo 648 km e ha una caldera sommitale 85 × 60 × 3 km risultante dalla coalescenza di sei crateri distinti. Marte ha i cinque vulcani più alti conosciuti nel Sistema Solare (altitudini date in relazione al livello di riferimento marziano ):

Olympus Mons (21.229 m ), sul margine occidentale del rigonfiamento di Tharsis ;
Ascraeus Mons (18.225 m ), vulcano settentrionale di Tharsis Montes ;
Arsia Mons (17.761 m ), vulcano meridionale di Tharsis Montes ;
Pavonis Mons (14.058 m ), vulcano centrale di Tharsis Montes ;
Elysium Mons (14.028 m ), vulcano principale di Elysium Planitia .

Per fare un confronto, il vulcano venusiano più alto , Maat Mons , sorge solo circa 8.000 m sopra il raggio medio di Venere , che funge da livello di riferimento su questo pianeta.

Su Marte si trova anche il più grande dei vulcani del Sistema Solare, Alba Mons , la cui altitudine non supera i 6.600 m ma che si estende per circa 1.600 km di larghezza.

I vulcani a scudo marziani raggiungono dimensioni gigantesche rispetto alle loro controparti terrestri a causa dell'assenza di tettonica a placche su Marte: la crosta marziana rimane stazionaria rispetto ai punti caldi , che possono così perforarla nello stesso punto per periodi molto lunghi. danno origine a edifici vulcanici derivanti dall'accumulo di lava per talvolta diversi miliardi di anni, mentre, sulla Terra, lo spostamento delle placche litosferiche al di sopra di questi punti caldi porta alla formazione di una serie di talvolta diverse dozzine di vulcani, ciascuno dei quali rimane attivo solo per pochi milioni di anni, che è troppo breve per consentire la formazione di strutture imponenti come su Marte. L' arcipelago hawaiano è il miglior esempio terrestre dello spostamento di una placca tettonica sopra un hotspot, in questo caso la placca del Pacifico sopra l' hotspot delle Hawaii ; allo stesso modo, l'arcipelago delle Mascarene risulta dallo spostamento della placca somala sopra il punto caldo della Riunione .

I sei vulcani a scudo marziano sono geograficamente divisi in due regioni vulcaniche vicine di importanza diseguale:

la regione di Elysium Planitia , a ovest di Amazonis Planitia , dove si trova Elysium Mons , che appare di natura diversa (meno " rossa " e più " grigia ") da altri vulcani, e da altri tre vulcani più piccoli;
il Tharsis Bulge , un enorme sollevamento della crosta di 5.500 km di diametro a sud-est di Amazonis, dove si trovano gli altri cinque principali vulcani a scudo marziano e innumerevoli vulcani più piccoli, solo cinque dei quali sono stati nominati.

Questi vulcani più piccoli sono spesso vulcani a scudo anonimi, come quelli del Syria Planum , ma alcuni di dimensioni intermedie ricordano più gli stratovulcano , che derivano dall'accumulo di depositi di lava mescolati con cenere vulcanica . Si tratta dei tholi (plurale latino di tholus ), edifici di dimensioni più modeste rispetto ai vulcani a scudo, con pendii più ripidi, soprattutto in prossimità del cratere, così come le patere , che a volte sono ridotte alla loro caldera . Tutti questi tipi di vulcani sono presenti nelle regioni del rigonfiamento di Tharsis e dell'Elysium Planitia , la tendenza generale è però quella di osservare i vulcani a scudo piuttosto nella regione di Tharsis mentre i vulcani di Elysium sono più simili a stratovulcano.

Origine e cronologia del vulcanismo marziano

La discontinuità tra Phyllosian e Theiikian , che coinciderebbe più o meno con l'inizio dell'ipotetico " grande bombardamento tardivo " ( LHB in inglese), materializzerebbe l'epoca di massima attività vulcanica, che si estenderebbe a Theiikien e ai Sidérikien - e quindi al Hesperian e il amazzonica - scomparendo man mano che il pianeta ha perso gran parte della sua attività interna. Non si può escludere una correlazione tra il vulcanismo dell'Esperiano e gli impatti cosmici del Noachiano . Questo vulcanismo avrebbe raggiunto il suo massimo come risultato dei massicci impatti cosmici alla fine dell'eone precedente, e ciascuna delle cinque regioni vulcaniche del pianeta è direttamente adiacente a un bacino d'impatto :

il rigonfiamento di Tharsis , più grande di Marte formazione vulcanica, sul bordo della ipotetica Nord polare bacino , il più grande bacino impatto sul pianeta (e il sistema solare ), la schermatura di Alba Mons è, del resto, che si trova esattamente a antipodi di Hellas Planitia ;
la regione di Elysium Mons , ai margini dell'Utopia Planitia e vicino agli antipodi dell'Argyre Planitia ;
Malea Planum , all'estremità sud-occidentale dell'Hellas Planitia , e Hesperia Planum all'estremità nord-orientale, quest'ultima regione essendo anch'essa vicina agli antipodi della Chryse Planitia ;
Syrtis Major Planum , confinante con Isidis Planitia .

La superficie e la massa di Mars essendo rispettivamente 3,5 e 10 volte inferiori a quelli della Terra , questo pianeta raffreddato più rapidamente della nostra e propria attività interna è stata quindi anche ridotto più rapidamente: mentre vulcanismo e, più in generale, tettonica ( orogenesis , terremoti , tettonica a placche , ecc.) sono ancora molto attivi sulla Terra, non sembrano più essere notevoli su Marte, dove nessuna tettonica a placche , anche passata, potrebbe mai essere evidenziata.

Anche il vulcanismo marziano sembra aver cessato di essere attivo, sebbene l'età, sembra molto recente, di alcune colate laviche suggerisca, per alcuni vulcani, un'attività attualmente certamente molto ridotta, ma forse non rigorosamente zero, soprattutto perché Marte, a differenza del Moon , non ha finito di raffreddarsi, e il suo interno, lungi dall'essere del tutto congelato, contiene in realtà un nucleo che può essere del tutto liquido. In generale, l'analisi dei dati raccolti da Mars Express ha guidato un team di scienziati planetari dalla ESA -LED tedesco Gerhard Neukum di proporre una sequenza di cinque episodi vulcanici:

1: grande episodio vulcanico dell'Esperiano circa 3,5 miliardi di anni fa,
2 e 3: rinascita del vulcanismo circa 1,5 miliardi di anni fa, quindi tra 800 e 400 milioni di anni prima del presente,
4 e 5: recenti episodi vulcanici di intensità in rapida diminuzione intorno a 200 e 100 milioni di anni fa.

Queste date si basano sulla valutazione del tasso di craterizzazione delle colate laviche corrispondenti, che sembra essere confrontato con osservazioni indirette a medio termine ma contraddetto da osservazioni dirette a breve termine dedotte dalla frequenza dei recenti impatti osservati su più di dieci anni. dalle sonde satellitari attorno a Marte, la principale difficoltà di questo tipo di datazione è quella di valutare i bias statistici introdotti dalla notevole differenza in ordini di grandezza tra superfici antiche (oltre 2 miliardi di anni), che rappresentano una frazione significativa di la superficie di Marte e le superfici più recenti (meno di 200 milioni di anni), che sono relativamente estremamente piccole.

Inoltre, se la frequenza dei recenti impatti registrati dalle sonde satellitari attorno a Marte sembra suggerire un tasso di crateri più alto di quello solitamente utilizzato per datare le formazioni marziane (che porterebbe a dover "ringiovanire" tutte queste date), sembrerebbe piuttosto che , nel lungo periodo, questo tasso di craterizzazione è stato invece diviso per tre negli ultimi 3 miliardi di anni, il che tenderebbe ad "invecchiare" la datazione marziana, tanto più che si riferiscono a fenomeni recenti.

Chimica e mineralogia

Per molto tempo, la mineralogia della superficie marziana è stata affrontata solo attraverso lo studio di poche decine di meteoriti provenienti da Marte . Sebbene pochi in numero e limitati a periodi geologici limitati, questi meteoriti consentono di valutare l'importanza delle rocce basaltiche su Marte. Sottolineano le differenze nella composizione chimica tra Marte e la Terra e testimoniano la presenza di acqua liquida sulla superficie del pianeta più di 4 miliardi di anni fa. "Orbiters", i cui spettrometri ci permettono di determinare la natura delle fasi solide presenti sulla superficie, e lander, che possono analizzare chimicamente la composizione di campioni prelevati dalle rocce o nel terreno, ci hanno poi permesso di affinare la nostra conoscenza del marziano minerali.

Analisi in situ di lander

Dagli anni 1970, le sonde Viking 1 e Viking 2 hanno analizzato il suolo marziano, rivelando una natura che potrebbe corrispondere all'erosione del basalto . Queste analisi hanno mostrato un'elevata abbondanza di silicio Si e ferro Fe, oltre a magnesio Mg, alluminio Al, zolfo S, calcio Ca e titanio Ti, con tracce di stronzio Sr, ittrio Y ed eventualmente zirconio Zr. Il contenuto di zolfo era quasi il doppio del contenuto di potassio cinque volte inferiore alla media della crosta terrestre . Il suolo conteneva anche composti di zolfo e cloro simili a depositi di evaporite , risultanti sulla Terra dall'evaporazione dell'acqua di mare . La concentrazione di zolfo era più alta in superficie che in profondità. Gli esperimenti volti a determinare la presenza di possibili microrganismi nel suolo marziano misurando il rilascio di ossigeno dopo l'aggiunta di "nutrienti" hanno misurato un rilascio di molecole di O 2 .significativo, che, in assenza di altre tracce biologiche altrimenti rilevate, è stato attribuito alla presenza di ioni superossido O 2 - .. Lo spettrometro APXS di Mars Pathfinder condotto in autunno1997 una serie di misurazioni espresse come percentuale in peso di ossidi che integrava questi risultati con quelli di una diversa regione della superficie di Marte.

La tonalità rossastra del pianeta deriva principalmente dall'ossido di ferro (III) Fe 2 O 3, onnipresente sulla sua superficie. Questa ematite amorfa ( ematite cristallizzata, da parte sua, è di colore grigio) è molto presente sulla superficie delle rocce così come i granelli di polvere trasportati dai venti che spazzano continuamente la superficie del pianeta, ma non sembrano penetrare molto in profondità nel terreno, a giudicare dalle tracce lasciate dall'inverno2004dalle ruote delle radici del Mars Exploration Rover , che mostrano il colore della ruggine come strati di polvere, più spessi e ricoperti di polvere scura per Opportunity , mentre le rocce stesse sono notevolmente più scure.

Inoltre, il suolo di Marte analizzato in situ dalla sonda Phoenix in autunno2008è risultato essere alcalino ( pH ≈ 7,7 ± 0,5) e contenere molti sali , con un'elevata abbondanza di potassio K + , cloruri Cl - , perclorati ClO 4 -e magnesio Mg 2+ . La presenza dei perclorati, in particolare, è stata ampiamente commentata, perché a priori poco compatibile con la possibilità di una vita marziana. Questi sali hanno la particolarità di abbassare notevolmente la temperatura di fusione del ghiaccio d' acqua e potrebbero spiegare i "canaloni" - gullia in inglese - regolarmente osservati dalle sonde in orbita attorno al pianeta, che sarebbero quindi tracce di colate salmastre su terreni in pendenza.

In generale, le rocce marziane hanno dimostrato di essere prevalentemente di natura basaltica tholeitica .

Nel 2018, il mini-laboratorio SAM a bordo del rover Curiosity rileva i composti organici ( tiofenici , aromatici e alifatici ) nei terreni del cratere Mojave e Confidence Hills.

Risultati raccolti dagli orbitatori

Le sonde americane (in particolare il 2001 Mars Odyssey e Mars Reconnaissance Orbiter ) ed europee ( Mars Express ) studiano il pianeta a livello globale da diversi anni (rispettivamente2002, 2006 e 2003), permettendoci di ampliare e affinare la nostra comprensione della sua natura e storia. Se hanno confermato la predominanza dei basalti sulla superficie del pianeta, anche queste sonde hanno raccolto alcuni risultati inaspettati.

Olivine e pirosseni

Pertanto, la sonda Mars Express , dell'ESA , dispone di uno strumento chiamato OMEGA - " Osservatorio di Mineralogia, Acqua, Ghiaccio e Attività " - realizzato principalmente in Francia, sotto la responsabilità di Jean-Pierre Bibring , dello IAS di Orsay , che misura lo spettro infrarosso (in lunghezze d' onda comprese tra 0,35 e 5,2 µm ) della luce solare riflessa dalla superficie marziana al fine di rilevare lo spettro di assorbimento dei vari minerali che la compongono. Questo esperimento è stato in grado di confermare l'abbondanza di rocce ignee sulla superficie di Marte, tra cui olivine e pirosseni , questi ultimi con livelli di calcio inferiori negli altopiani craterizzati dell'emisfero meridionale rispetto al resto del pianeta., Dove si trova con olivina ; quindi, i materiali più antichi della crosta marziana si sarebbero formati da un mantello impoverito di alluminio e calcio.

Olivine e pirosseni sono i principali costituenti delle peridotiti , rocce plutoniche ben note sulla Terra per essere il principale costituente del mantello.

Fillosilicati, agenti atmosferici acquosi di rocce ignee

Una scoperta decisiva nella comprensione della storia di Marte è stata l'identificazione da parte di OMEGA dei fillosilicati ampiamente distribuiti nelle regioni più antiche del pianeta, rivelando l'interazione prolungata delle rocce ignee con l'acqua liquida. Il CRISM - Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars - strumento della sonda Mars Reconnaissance Orbiter ha permesso di specificare la natura di questi minerali.

Cloruri e solfati idratati, segni di un passato umido

OMEGA ha inoltre permesso di rilevare i solfati idrati in molte parti del mondo , come, ad esempio, la kieserite MgSO 4 • H 2 Onella regione del Meridiani Planum , o ancora, nella regione della Valles Marineris , solfati ancora più idratati di cui non è stato possibile identificare la natura mineralogica, nonché depositi di gesso CaSO 4 • 2H 2 Osulla kieserite il fondo di un lago secco, indicando un cambiamento di natura salina di questo specchio d'acqua durante il suo essiccamento, dal solfato di magnesio al solfato di calcio .

Sono state rilevate anche ampie aree di solfato di calcio idrato, presumibilmente gesso, lungo il bordo della calotta polare boreale. La presenza di minerali idratati è una forte indicazione dell'aumentata presenza di corpi idrici liquidi sulla superficie marziana, compresa l'acqua contenente solfati di magnesio e calcio disciolti.

La sonda Mars Odyssey del 2001 ha rilevato anche la presenza di cloruri negli altopiani dell'emisfero australe, derivante dall'evaporazione di corpi di acqua salata non superiori a 25 km 2 in vari luoghi di queste antiche terre risalenti all'epoca noachiana o addirittura, per alcuni , all'inizio dell'Esperiano .

Metano ed energia idrotermale nella regione di Nili Fossae

Uno dei risultati più sorprendenti di Mars Reconnaissance Orbiter viene dallo studio dettagliato nel 2008 della regione di Nili Fossae , identificato all'inizio del 2009 come fonte di significativi rilasci di metano . Il metano è stato rilevato già2003in atmosfera di Marte , sia con sonde come la Mars Express e dalla Terra; queste emissioni di CH 4si concentrerebbe in particolare in tre aree specifiche della regione di Syrtis Major Planum . Tuttavia, il metano è instabile nell'atmosfera marziana, studi recenti addirittura suggeriscono che è seicento volte meno stabile di quanto inizialmente stimato (la sua durata media è stata stimata in 300 anni) perché il tasso di metano non ha il tempo di diventare uniforme nell'atmosfera e rimane concentrato attorno alle sue zone di emissione, che corrisponderebbero ad una durata di alcune centinaia di giorni; la corrispondente fonte di metano sarebbe anche 600 volte più potente di quanto inizialmente stimato, emettendo questo gas una sessantina di giorni all'anno marziano, alla fine dell'estate nell'emisfero settentrionale.

Le analisi geologiche effettuate in 2008dalla sonda Mars Reconnaissance Orbiter nella regione di Nili Fossae ha rivelato la presenza di argille ferromagnesiane (smectiti), olivina (silicato ferromagnesiano (Mg, Fe) 2 SiO 4, rilevato già nel 2003) e magnesite (carbonato di magnesio MgCO 3), rivelando la presenza di argille ricche di ferro , magnesio , olivina e carbonato di magnesio oltre che serpentino . La contemporanea presenza di questi minerali permette di spiegare molto semplicemente la formazione del metano, perché, sulla Terra, il metano CH 4si forma in presenza di carbonati - come MgCO 3 rilevato in 2008- e acqua liquida durante il metamorfismo idrotermale dell'ossido di ferro (III) Fe 2 O 3o olivina (Mg, Fe) 2 SiO 4in serpentino (Mg, Fe) 3 If 2 O 5 (OH) 4, soprattutto quando il livello di magnesio nell'olivina non è troppo alto e quando la pressione parziale di anidride carbonica CO 2è insufficiente per portare alla formazione di talco Mg 3 Si 4 O 10 (OH) 2ma al contrario porta alla formazione di serpentine e magnetite Fe 3 O 4, come nella reazione:

24 Mg 1,5 Fe 0,5 SiO 4+ 26 H 2 O+ CO 2→ 12 Mg 3 Si 2 O 5 (OH) 4+ 4 Fe 3 O 4+ CH 4.

La probabilità di questo tipo di reazione nella regione di Nili Fossae è rafforzata dalla natura vulcanica di Syrtis Major Planum e dalla stretta correlazione, osservata da2004, tra l'umidità di una regione e la concentrazione di metano nell'atmosfera.

Olivina e jarosite, sopravvivono solo in climi aridi

L' olivina , scoperta nella regione di Nili Fossae e in altre regioni di Marte dal Thermal Emission Spectrometer (TES) su Mars Global Surveyor , è un minerale instabile acquoso medio , che dà facilmente altri minerali come l' iddingsite del goethite , del la serpentina , le cloriti , le smectiti , la maghemite e l' ematite ; la presenza di olivina su Marte indica quindi superfici che non sono state esposte all'acqua liquida dalla formazione di questi minerali, che risale a diversi miliardi di anni, al Noachiano per i suoli più antichi. Questo è quindi un forte segnale dell'estrema aridità del clima marziano durante l' Amazzonia , aridità che apparentemente era già iniziata, almeno localmente, alla fine dell'Esperiano .

Inoltre, la scoperta da parte del rover Mars Opportunity su Meridiani Planum nel 2004 di jarosite , solfato ferrico di sodio (sulla Terra il sodio è sostituito dal potassio ) di formula NaFe (III) 3 (OH) 6 (SO 4 ) 2, ha permesso di specificare ulteriormente la sequenza degli episodi climatici su Marte. Questo minerale è infatti formato sulla Terra dall'alterazione di rocce vulcaniche in un mezzo acquoso ossidante acido, per cui la sua rilevazione su Marte implica l'esistenza di un periodo di clima umido che consente l'esistenza di acqua liquida acida. Ma questo minerale viene anche degradato abbastanza rapidamente dall'umidità, per formare ossidrossidi ferrici come l' α-FeO (OH) goethite , che è stata trovata anche in altri luoghi del pianeta (in particolare dal rover Spirit nel cratere Gusev ). Pertanto, la formazione di jarosite in un clima umido doveva essere rapidamente seguita fino ai giorni nostri da un clima arido al fine di preservare questo minerale, nuova indicazione che l'acqua liquida aveva cessato di esistere in Amazzonia ma era stata presente in epoche precedenti nella storia di Marte.

Recenti sviluppi

Il 28 settembre 2015, La NASA annuncia di aver rilevato flussi di “salamoie di diversa composizione, fatte di clorato e perclorato di magnesio e di perclorato di sodio, mescolate con poca acqua. ". Secondo le analisi, nel sottosuolo marziano ci sarebbe acqua liquida o ghiacciata.

Storia geologica di Marte

Il seguente scenario vuole essere una sintesi plausibile dedotta dalle attuali conoscenze risultanti dalle varie campagne di esplorazione di Marte negli ultimi quarant'anni e i cui risultati sono riassunti nell'articolo Geology of Mars .

Formazione e differenziazione

Come gli altri pianeti nel sistema solare , Marte avrebbe formato circa 4,6 miliardi di anni fa da gravitazionale accrescimento di planetesimi derivanti dalla condensazione del nebulosa solare . Essendo situato al di sotto del limite di 4 UA del Sole , oltre il quale possono condensare composti volatili come l' acqua H 2 O , metano CH 4o ammoniaca NH 3, Marte era formato da planetesimi di natura essenzialmente siderofila (ricca di ferro ) e litofila (composta da silicati ), ma con un maggior contenuto di elementi calcofili , a partire dallo zolfo che sembra molto più abbondante su Marte che sulla Terra , come rivelato dalle misurazioni di Mars Global Surveyor .

Questo alto contenuto di zolfo avrebbe avuto l'effetto di favorire la differenziazione del globo marziano, da un lato abbassando la temperatura di fusione dei materiali che lo costituiscono, e dall'altro formando solfuri di ferro che separavano chimicamente il ferro. silicati e accelerato la sua concentrazione al centro del pianeta per formare un nucleo elemento siderophilic elementi ricchi chalcophile il nucleo della terra ; lo studio degli isotopi radiogenici dei meteoriti di Marte , ed in particolare del sistema 182 Hf / 182 W , ha così rivelato che il nucleo di Marte si sarebbe formato in appena 30 milioni di anni, contro gli oltre 50 milioni di anni per la Terra . Questo tasso di elementi luminosi spiegherebbe sia perché il nucleo di Marte è ancora liquido, sia perché le più antiche effusioni di lava identificate sulla superficie del pianeta sembrano essere state particolarmente fluide, al punto da scorrere per quasi mille chilometri intorno ad Alba Patera. per esempio.

La natura dei planetesimi che hanno portato alla formazione del pianeta ha determinato la natura dell'atmosfera primordiale di Marte, dal graduale degassamento dei materiali fusi nella massa del pianeta differenziante. Allo stato attuale delle conoscenze, questa atmosfera doveva essere molto più densa di quella odierna, costituita essenzialmente da vapore acqueo H 2 Ocosì come l' anidride carbonica CO 2, azoto N 2, anidride solforosa SO 2e possibilmente quantità piuttosto elevate di metano CH 4.

All'inizio della sua esistenza, Marte deve certamente aver perso, più rapidamente della Terra, una frazione significativa del calore derivante dall'energia cinetica dei planetesimi che si sono schiantati gli uni contro gli altri per portare alla sua formazione: la sua massa è infatti 10 volte inferiore a quella della Terra, mentre la sua superficie è solo 3,5 volte più piccola, il che significa che il rapporto superficie / massa del pianeta rosso è quasi tre volte quello del nostro pianeta. Una crosta deve quindi certamente essersi solidificata sulla sua superficie in cento milioni di anni, ed è possibile che la dicotomia crostale osservata oggi tra l'emisfero settentrionale e quello meridionale risalga alle successive poche centinaia di milioni di anni dalla formazione del pianeta.

Una volta raffreddato sufficientemente, circa 4,5 a 4,4 miliardi di anni fa, la superficie solida del pianeta deve aver ricevuto come pioggia il condensato acqua atmosferica vapore , che reagisce con il ferro nei minerali riscaldate al ossidante rilasciando l'idrogeno H 2, che, troppo leggera per accumularsi nell'atmosfera, è fuggita nello spazio. Ciò avrebbe portato a un'atmosfera primitiva in cui rimaneva solo CO 2 ., la N 2e SO 2come i costituenti maggioritari della primitiva atmosfera marziana, con una pressione atmosferica totale allora diverse centinaia di volte superiore a quella odierna; l'attuale pressione standard al livello di riferimento marziano è, per definizione, 610 Pa .

Campo magnetico globale e clima temperato umido

Ambiente marziano a Noachien

Durante l' epoca geologica nota come Noachian, che si è conclusa da 3,7 a 3,5 miliardi di anni fa, Marte sembra aver offerto condizioni molto diverse da quelle odierne e abbastanza simili a quelle della Terra in questo momento, con un campo magnetico globale che proteggeva una fitta e forse un'atmosfera temperata che consente l'esistenza di un'idrosfera centrata attorno a un oceano boreale che occupa l'attuale estensione della Vastitas Borealis .

L'esistenza passata di un campo magnetico globale attorno a Marte è stata scoperta attraverso l'osservazione, effettuata nel 1998 da Mars Global Surveyor , di un paleomagnetismo sulla terra più antica dell'emisfero meridionale, in particolare nella regione di Terra Cimmeria e Terra Sirenum . La magnetosfera prodotta da questo campo magnetico globale doveva agire, come oggi magnetosfera terrestre, nel proteggere l' atmosfera di Mars dalla erosione del vento solare , che tende ad atomi di espulsione dall'atmosfera superiore nello spazio. Trasferendo loro l'energia necessaria per raggiungere la velocità di rilascio .

Sarebbe stato all'opera un effetto serra per temperare l'atmosfera marziana, che altrimenti sarebbe stata più fredda di oggi a causa della più debole radiazione emessa dal Sole , allora ancora giovane e in via di stabilizzazione. Le simulazioni mostrano che una pressione parziale di 150 kPa di CO 2avrebbe permesso di avere una temperatura media al suolo pari a quella odierna, ovvero 210 K (poco meno di −60 ° C ). Un rafforzamento di questo effetto serra oltre questa temperatura potrebbe derivare da diversi fattori aggiuntivi:

la condensazione di CO 2in nubi riflettenti nel raggio dell'infrarosso avrebbe contribuito a restituire al suolo la radiazione termica che emette, anche più efficacemente delle nubi terrestri, costituite da acqua,
la presenza in quota di SO 2molto assorbente nel campo dell'ultravioletto avrebbe contribuito a riscaldare l'alta atmosfera, così come lo strato di ozono sulla Terra con un meccanismo simile,
il ruolo dell'acqua e del metano (CH 4genera un effetto serra venti volte più potente di quello della CO 2) forse non è nemmeno da trascurare.

Indici di un'idrosfera marziana in Noachian

Sappiamo che l' acqua liquida era allora abbondante su Marte perché lo studio mineralogico della superficie del pianeta ha rivelato la significativa presenza di fillosilicati nei terreni risalenti a questo periodo. Tuttavia, i fillosilicati sono buoni indicatori dell'alterazione delle rocce ignee in un ambiente umido. L'abbondanza di questi minerali nei suoli prima di circa 4,2 miliardi di anni fa ha portato il team ESA di planetologi responsabili dello strumento OMEGA e guidato da Jean-Pierre Bibring a proporre il nome di Phyllosien per il corrispondente eone stratigrafico : è apparentemente il periodo più piovoso che il pianeta Marte ha conosciuto.

Studi più dettagliati effettuati in situ dai due Mars Exploration Rover , Spirit e Opportunity , rispettivamente nel cratere Gusev , a sud di Apollinaris Patera , e sul Meridiani Planum , suggeriscono addirittura l'esistenza passata di un'idrosfera abbastanza grande da essere stata in grado di omogeneizzarsi il contenuto di fosforo dei minerali analizzati in questi due siti situati su entrambi i lati del pianeta. Un approccio diverso, basato sulla mappatura dell'abbondanza di torio , potassio e cloro sulla superficie di Marte da parte dello spettrometro gamma (GRS) della sonda Mars Odyssey , porta allo stesso risultato.

Inoltre, lo studio dettagliato delle tracce lasciate nel paesaggio marziano da presunti corsi d'acqua e distese liquide ha portato alla proposizione dell'esistenza di un vero oceano che ricopre quasi un terzo della superficie del pianeta al livello dell'attuale Vastitas Borealis . In un articolo del 1991 che è diventato un classico, Baker et al. si è spinto fino a identificare alcune strutture con tracce di un antico litorale. Le linee costiere così individuate sono state trovate corrispondere anche alle curve di quota costante corrette per successive deformazioni dedotte dal vulcanismo e stime circa la variazione dell'asse di rotazione del pianeta. Queste proiezioni, a volte piuttosto ardite, però, non convinsero tutti, e sono state proposte anche altre teorie per rendere conto di queste osservazioni, in particolare sulla base della possibile origine vulcanica delle strutture così interpretate.

L'idea di un oceano boreale al centro di un'idrosfera estesa rimane comunque attraente come sempre e molti team stanno lavorando per analizzare, con strumenti sempre più efficienti, i dati topografici continuamente arricchiti con le informazioni raccolte dalle sonde attualmente in funzione intorno a Marte, nella speranza di stabilire la distribuzione geografica dell'idrosfera marziana presso il Noachiano.

Allo stesso modo, l'esistenza del Lago Eridania nel cuore degli altipiani di Terra Cimmeria è stata suggerita per spiegare in particolare la genesi di Ma'adim Vallis dall'osservazione di alcune formazioni topografiche interpretate come antiche sponde fossilizzate.

Possibilità di abiogenesi noachiana

Le condizioni marziane del Noachiano avrebbero forse potuto permettere l'emergere di forme di vita su Marte come accaduto sulla Terra: oltre alla presenza di acqua liquida e all'effetto serra che avrebbe potuto mantenere una temperatura sufficientemente elevata, l'abbondanza di argille lo rende possibile considerare scenari di comparsa della vita sviluppati nell'ambito di alcune delle (molte) teorie dell'abiogenesi , mentre altre teorie (ad esempio quella concepita alla fine del XX secolo). secolo da Günter Wächtershäuser) considerano l'abiogenesi terrestre in bocche idrotermali ricche di solfuro di ferro (II) FeS, un ambiente probabilmente esistito anche su Marte in epoca noachiana. Queste condizioni sarebbero però divenute rapidamente molto meno favorevoli nell'eone successivo, l' esperiano , che sarebbe iniziato al più tardi 3,5 miliardi di anni fa: dominato dalla chimica dello zolfo , ha certamente determinato un significativo abbassamento del pH del acqua Marte sotto l'effetto della pioggia di acido solforico H 2 SO 4Ciò avrebbe inciso la conseguenza di consentire l'esistenza di acqua liquida a temperature notevolmente inferiori a 0 ° C .

Tuttavia le più antiche tracce di "vita" rilevate sul nostro pianeta non risalgono a oltre 3,85 miliardi di anni per la più remota di tutte le date pubblicate (intorno al limite convenzionale tra l' Adeano e l' Archeano ), ovvero 700 milioni di anni dopo la formazione. della Terra, vale a dire quasi quanto la durata totale del primo eone marziano nell'ipotesi più favorevole, come ricorda la cronologia degli eoni inferiori terrestri rispetto alla scala standard di Hartmann e alla scala Hartmann & Neukum :

In queste condizioni, se un processo di abiogenesi potesse aver avuto luogo su Marte nel Noachiano , avrebbe portato a forme di vita che avrebbero avuto pochissimo tempo per evolversi prima degli sconvolgimenti dell'Esperiano , contemporaneamente - circa 4 3,8 miliardi di anni prima che l'attuale - segnata da asteroidi impatti da grande ritardo bombardamenti .

Per confronto, la fotosintesi non sarebbe apparso sulla Terra per 3 miliardi di anni, o anche solo 2,8 miliardi di anni, mentre i più antichi eucariotiche cellule sarebbero non tornare indietro al di là di 2,1 miliardi di anni. Anni, e la riproduzione sessuale non è più di 1,2 miliardi di anni.

Prime effusioni vulcaniche e grande bombardamento tardivo

Mentre il Phyllosian sembra essere stato piuttosto privo di attività vulcanica , l'analisi dettagliata dei dati raccolti dallo strumento OMEGA di Mars Express , progettato per l'analisi mineralogica della superficie marziana, ha portato ad identificare, alla fine di questo eone , un periodo di transizione, che si estende da circa 4,2 a 4,0 miliardi di anni prima del presente, segnato dalla comparsa di una significativa attività vulcanica mentre il pianeta stava presumibilmente ancora vivendo condizioni temperate e umide sotto un'atmosfera piuttosto densa.

Inoltre, l'esplorazione da sonde della superficie di pianeti terrestri - che inizia con la Luna - alla fine del XX ° secolo ha portato a postulare un episodio chiamato " intenso bombardamento tardivo " (chiamato intenso bombardamento tardivo da -saxons anglo) che coprono un periodo datato da circa 4,0 a 3,8 miliardi di anni prima del presente, entro più o meno 50 milioni di anni. Fu durante questo episodio che si formarono i grandi bacini da impatto visibili oggi su Marte, come Hellas , Argyre o Utopia .

Avvenendo sia sulla Terra che su Marte, questo cataclisma sarebbe forse anche all'origine della differenza di concentrazione di ossido di ferro (più del semplice al doppio) osservata tra il mantello della Terra e quello di Marte. Gli impatti cosmici avrebbero infatti liquefatto il mantello terrestre su uno spessore di circa 1.200-2.000 km , portando la temperatura di questo materiale fino a 3.200 ° C , una temperatura sufficiente a ridurre FeO in ferro e ossigeno . Il nucleo terrestre avrebbe quindi sperimentato un apporto aggiuntivo di ferro derivante dalla riduzione del mantello alla fine di questo bombardamento meteoritico, il che spiegherebbe il contenuto in peso residuo di circa l'8% di FeO nel mantello terrestre. Su Marte, al contrario, la temperatura del mantello fuso non avrebbe mai superato i 2.200 ° C , temperatura insufficiente a ridurre l' ossido di ferro (II) e quindi lasciando invariato il contenuto di FeO del mantello marziano intorno al 18%. Questo spiegherebbe perché Marte oggi è esternamente più del doppio più ricco di ossidi di ferro della Terra quando si suppone che questi due pianeti fossero originariamente simili.

Come risultato di questi impatti giganteschi, le condizioni sulla superficie del pianeta sono state probabilmente alterate in modo significativo. In primo luogo, Marte avrebbe perso una frazione significativa della sua atmosfera, dispersa nello spazio sotto l'effetto di queste collisioni. Il clima generale del pianeta sarebbe stato sconvolto dalle polveri e dai gas iniettati nell'atmosfera durante queste collisioni, nonché da un possibile cambiamento di obliquità durante tali impatti. Ma è anche possibile che l'energia cinetica degli impattori , iniettando energia termica nel mantello marziano, abbia modificato il gradiente termico che dovrebbe mantenere, nel nucleo planetario , i moti convettivi all'origine dell'effetto dinamo che genera il globale campo magnetico, che avrebbe causato la scomparsa della magnetosfera marziana alla fine del Noachiano .

Formazione di grandi strutture vulcaniche marziane

Gli impatti all'origine dei grandi bacini marziani potrebbero aver dato inizio al più grande episodio vulcanico nella storia del pianeta, definendo l'era conosciuta come Hesperian . Questa è caratterizzata, da un punto di vista petrologico , dall'abbondanza di minerali contenenti zolfo , ed in particolare solfati idrati come la kieserite MgSO 4 • H 2 Oe gesso CaSO 4 • 2H 2 O.

Le principali formazioni vulcaniche marziane sarebbero apparse all'Esperiano , forse anche, per alcuni, dalla fine del Noachiano ; questo è particolarmente il caso delle pianure laviche come Malea Planum , Hesperia Planum e Syrtis Major Planum . Anche Alba Mons potrebbe aver iniziato la sua attività in questo periodo, in seguito all'impatto all'origine del bacino Hellas Planitia situato agli antipodi . Il rigonfiamento di Tharsis e dei vulcani di Elysium Planitia , invece, risalirebbe alla metà dell'Esperiano , circa 3,5 miliardi di anni prima del presente, data che corrisponderebbe al periodo di massima attività vulcanica sul pianeta rosso ; Alba Mons avrebbe così conosciuto la sua maggiore attività nella seconda metà dell'Esperiano fino all'inizio dell'Amazzonia .

Questo vulcanismo avrebbe rilasciato nell'atmosfera di Marte grandi quantità di anidride solforosa SO 2che, reagendo con l'acqua delle nuvole, avrebbe formato anidride solforica SO 3cedendo, in soluzione in acqua, acido solforico H 2 SO 4. Questa reazione sarebbe stata senza dubbio favorita su Marte dalla fotolisi ad alta quota di molecole d' acqua , sotto l'azione della radiazione ultravioletta del Sole , che in particolare rilascia radicali idrossilici HO • e produce perossido di idrogeno H 2 O 2, un ossidante . Confronto con l' atmosfera di Venere , che ha nuvole di acido solforico in un'atmosfera di anidride carbonica , evidenzia anche il ruolo di fotochimica dissociazione di anidride carbonica da ultravioletta inferiore a 169 nm per iniziare ossidazione. Di anidride solforosa :

CO 2+ h ν → CO + O COSÌ 2+ O → SO 3 COSÌ 3+ H 2 O→ H 2 SO 4

Acqua marziana sarebbe dunque stato caricato con Esperiana acido solforico , che sia la conseguenza di abbassare significativamente il suo punto di congelamento - l' eutettico della miscela H 2 SO 4 • 2H 2 O - H 2 SO 4 • 3H 2 Oquindi congela un po 'al di sotto di −20 ° C , e quello della miscela H 2 SO 4 • 6.5H 2 O - H 2 Ocongela intorno a 210 K , temperatura leggermente inferiore a -60 ° C , che è l'attuale temperatura media su Marte - e porta alla formazione di solfati piuttosto che di carbonati . Questo spiegherebbe perché, quando Marte aveva a priori un'atmosfera di CO 2e grandi distese di acqua liquida, non ci sono quasi carbonati, mentre i solfati sembrano, al contrario, particolarmente abbondanti: la formazione di carbonati è inibita dall'acidità - che la presenza di solfati suggerisce (la siderite FeCO 3, a priori il carbonato meno solubile, precipita solo a pH > 5) - e il rilascio continuo di SO 2dall'attività vulcanica all'Hesperian avrebbe spostato la CO 2di carbonati che si sarebbero potuti formare nel Noachiano per sostituirli con i solfati , come accade per esempio a pH più basso con il magnesio :

MgCO 3+ H 2 SO 4→ MgSO 4+ H 2 O+ CO 2

Il mineralogica cronostratigrafia proposto dal team di planetologi responsabili della OMEGA strumento dei Mars Express Le sonde partite, al Hesperian , il stratigrafico Aeon chiamato " Theiikian ", un termine coniato tramite inglese dal greco antico τ θεΐον che significa "solforosa" - la la radice esatta sarebbe piuttosto l'aggettivo * θειικον nel senso di "sulfurico". Questo eone sarebbe comunque datato da 4,0 a 3,6 miliardi di anni prima del presente, vale a dire con un ritardo di 300-400 milioni di anni nel passato rispetto alla scala di Hartmann. & Neukum .

Rallentamento del vulcanismo e essiccamento dell'atmosfera

Superato il maggiore episodio vulcanico dell'Esperiano , Marte avrebbe gradualmente visto la sua attività interna ridursi fino ai nostri giorni, quando sembra essere diventato impercettibile, forse addirittura zero. Infatti diversi episodi vulcanici, di intensità decrescente, sarebbero avvenuti durante l' Amazzonia , soprattutto all'Olimpo Mons , e alcune eruzioni sarebbero avvenute anche solo 2 milioni di anni fa, ma questa attività rimane episodica e, comunque, insignificante rispetto a , ad esempio, il vulcanismo attualmente esistente sulla Terra.

Allo stesso tempo, l' atmosfera di Marte avrebbe subito una continua erosione dall'inizio dell'Esperiano sotto l'effetto del vento solare in seguito alla scomparsa della magnetosfera , indubbiamente alla fine del Noachiano . Una simile erosione, anche moderata, ma continua per diversi miliardi di anni, avrebbe facilmente disperso nello spazio la maggior parte di ciò che restava dell'involucro gassoso sulla superficie di Marte dopo il grande bombardamento tardivo . Ciò ha comportato la graduale scomparsa dell'effetto serra dovuto alla CO 2.Marziano, quindi la costante diminuzione della temperatura e pressione atmosferica del pianeta dal Hesperian e tutto il amazzonica .

La presenza di acqua liquida su Marte ha quindi progressivamente cessato di essere continua, divenendo solo rada ed episodica. Le attuali condizioni marziane consentono infatti l'esistenza di acqua liquida nelle regioni più basse del pianeta nella misura in cui quest'acqua è carica di cloruri e / o acido solforico , che sembra proprio essere il caso su Marte. Tenendo conto dei risultati delle analisi effettuato in situ dalle sonde che hanno studiato chimicamente il suolo del pianeta rosso. Pare che si siano verificate piogge significative anche fino al centro dell'Amazzonia , a giudicare dalle creste tortuose individuate ad esempio ad est di Aeolis Mensae . Ma durante l' Esperio e l' Amazzonia , le condizioni generali marziane sono passate da un'atmosfera densa, umida e temperata a un'atmosfera sottile, arida e fredda.

Queste particolari condizioni, esponendo per miliardi di anni i minerali della superficie marziana ad un'atmosfera secca carica di ioni ossidanti , hanno favorito l'ossidazione anidra del ferro sotto forma di ossido di ferro (III) Fe 2 O 3(ematite) amorfo, all'origine del colore ruggine caratteristico del pianeta. Questa ossidazione rimane tuttavia limitata alla superficie, i materiali immediatamente sottostanti sono rimasti per lo più allo stato precedente, con un colore più scuro. Questa predominanza di ossidi di ferro è all'origine del termine Sidérikien che designa la corrispondente stratigrafico eon , forgiata dai planetologi responsabili della OMEGA strumenti del Mars Express sonda a ESA , dal greco antico ὁ σίδηρος che significa " ferro " - la radice esatta sarebbe piuttosto l'aggettivo * σιδηρικος nel senso di "ferrico" - e che inizierebbe già 3,6 miliardi di anni prima del presente.

Il passaggio tra l' esperiano e l' Amazzonia sarebbe stato abbastanza graduale, il che spiega l'estrema variabilità delle date che definiscono il limite tra queste due epoche : 3,2 miliardi di anni prima del presente secondo la scala di Hartmann & Neukum , ma solo 1, 8 miliardi di anni dopo la scala standard di Hartmann.

Acqua su Marte

Dell'abbondanza di acqua liquida del Noachiano , oggi rimangono solo tracce nell'atmosfera di Marte e, senza dubbio, grandi quantità di acqua congelata nel terreno e nelle calotte polari di Marte, sotto forma di permafrost , o addirittura mollisol . Nel2005, la sonda Mars Express ha rilevato, vicino al Polo Nord, un lago di acqua ghiacciata in un cratere. Nel2007Il radar MARSIS di Mars Express ha rivelato grandi quantità di ghiaccio d'acqua sepolto nel terreno al confine con la calotta glaciale meridionale residua. Pertanto, il volume di ghiaccio d'acqua contenuto nel Polo Sud è stimato a 1,6 milioni di chilometri cubi, o approssimativamente il volume di ghiaccio d'acqua nella calotta boreale residua.

La presenza di acqua nel sottosuolo è stata rilevata anche a metà strada tra l'equatore e il polo nord. Ad esempio, nel 2009, il Mars Reconnaissance Orbiter ha scoperto che i crateri da impatto formati di recente contenevano ghiaccio puro al 99%.

La presenza durevole di acqua liquida sulla superficie di Marte è considerata improbabile. Infatti, tenendo conto della pressione e della temperatura sulla superficie di Marte, l'acqua non può esistere allo stato liquido e passa direttamente dallo stato solido allo stato gassoso per sublimazione . Tuttavia, prove recenti suggeriscono la presenza temporanea di acqua liquida in condizioni specifiche. Sperimentalmente sono stati effettuati flussi di acqua e salamoia a bassa pressione per studiarne le ripercussioni sulla superficie.

Nel 2004, il team scientifico di THEMIS, lo strumento di Mars Odyssey destinato a rilevare la presenza di acqua passata su Marte, ha scoperto su una delle immagini della sonda una " struttura che ricorda un lago situato al centro del cratere " .
Potrebbero ancora verificarsi flussi molto brevi. Così, Michael Malin e Kenneth Edgett (e coautori), ricercatori della NASA , hanno annunciato indicembre 2006ora hanno evidenza di flusso granulare episodico attivo. L'analisi delle immagini ad alta risoluzione OMC scattate dalla sonda Mars Global Surveyor ha rivelato la presenza di nuovi anfratti ( canaloni ) la cui realizzazione potrebbe essere collegata a smottamenti o detriti. Ma analisi successive hanno mostrato che queste osservazioni potevano essere spiegate altrettanto bene con flussi secchi. L'analisi di questi flussi con i dati HiRISE mostra che sono stagionali e che si verificano alla fine dell'inverno e all'inizio della primavera.
Nel bacino d' impatto dell'Hellas Planitia , il dislivello tra il bordo e il fondo è di circa 9 km . La profondità del cratere (7.152 metri sotto il livello topografico di riferimento) spiega la pressione atmosferica sottostante: 1.155 Pa (cioè 11,55 mbar o anche 0,01 atm ). Questo è superiore 89% alla pressione a livello zero ( 610 Pa , o 6.1 mbar ) e al di sopra del punto triplo di acqua , suggerendo che la fase liquida sarebbe effimero (evaporazione come la fusione del ghiaccio) se la temperatura supera 273,16 K ( 0,01 ° C ) nel caso di acqua pura. Una temperatura più bassa sarebbe comunque sufficiente per l'acqua salata, come sarebbe il caso per l'acqua marziana - l'acqua liquida esiste sulla Terra fino a temperature molto basse, ad esempio nel lago molto salato Don Juan in Antartide e alcune salamoie rimangono liquide anche a temperature inferiori temperature, così come alcune soluzioni di acido solforico .

Tracce stagionali di flusso sono state individuate anche in primavera 2011dallo strumento HiRISE della sonda Mars Reconnaissance Orbiter in più punti della superficie marziana sotto forma di tracce scure che si allungano e si allargano sui pendii esposti al sole, in particolare sui bordi del cratere di Newton . Queste formazioni piuttosto scure, larghe da 0,5 a 5 metri, si formano preferenzialmente di fronte all'equatore su pendii inclinati da 25 ° a 40 ° tra 48 ° S e 32 ° S , con una lunghezza massima a fine estate e inizio autunno il locale, mentre la temperatura superficiale è compresa tra 250 e 300 K .

Le variazioni di luminosità, la distribuzione in latitudine e la stagionalità di queste manifestazioni suggeriscono che siano causate da una sostanza volatile, ma questa non è stata rilevata direttamente. Si trovano in punti che sono troppo caldi sulla superficie marziana per essere anidride carbonica congelata, e generalmente troppo freddi perché sia anche acqua ghiacciata pura. Queste osservazioni quindi invocano anche le salamoie , che sembrano formarsi occasionalmente di tanto in tanto sulla superficie del pianeta. Il28 settembre 2015 La NASA annuncia che le analisi delle immagini della sonda Mars Reconnaissance Orbiter confermerebbero la presenza di liquido su Marte sotto forma di sali idrati.

Nel marzo 2014, a seguito dell'esplorazione effettuata dal robot Curiosity, la NASA ha annunciato che un grande lago avrebbe riempito il cratere Gale, che era stato alimentato dai fiumi per milioni di anni.

Uno studio pubblicato in marzo 2017ha mostrato che i flussi alla fine sarebbero stati asciutti. In effetti, le quantità di acqua necessarie per spiegare queste fonti d'acqua ogni anno non sono sufficienti nell'atmosfera. La sorgente sotterranea è anche molto improbabile perché i flussi oscuri ( Recurring Slope Lineae , RSL ) a volte si formano sulle cime. La nuova teoria ha l'effetto pompa Knudsen (in) come flussi di innesco che sono quindi completamente asciutti.

Il 25 luglio 2018, la sonda spaziale Mars Express guidata dall'Agenzia spaziale europea rileva a livello della calotta polare meridionale la presenza di un lago sotterraneo di acqua liquida largo 20 km , 1,5 km sotto la superficie di Marte. Sebbene a una temperatura inferiore al punto di congelamento dell'acqua pura, questo lago sarebbe liquido a causa della sua alta concentrazione di sali e minerali marziani.

Satelliti naturali

Marte ha due minuscole lune, Phobos e Deimos , simili a condrite carboniosa di tipo asteroide o tipo D , la cui origine rimane incerta con diverse ipotesi sollevate:

Potrebbero essere asteroidi incidenti catturati da Marte, ma la difficoltà di questo scenario è spiegare come, in questo caso, questi due satelliti siano riusciti ad acquisire le loro orbite attuali, circolari e poco inclinate - appena 1 ° - rispetto al marziano equatore: ciò implicherebbe meccanismi di frenata atmosferica e regolarizzazione da effetti di marea, scenari che presentano difficoltà rispetto all'insufficienza dell'atmosfera di Marte per ottenere tale frenata nel caso di Phobos , e il tempo insufficiente richiesto per circolarizzare l'orbita di Deimos . Tuttavia, questo meccanismo di cattura avrebbe potuto essere notevolmente facilitato nel caso dei doppi asteroidi, uno dei cui componenti sarebbe stato espulso mentre l'altro orbitava attorno al pianeta rosso.
I due satelliti di Marte potrebbero anche essersi formati contemporaneamente al loro pianeta madre, la difficoltà in questo caso è di spiegare la differenza di composizione tra Marte da un lato ei suoi due satelliti dall'altro.
Infine, una terza ipotesi propone che Phobos e Deimos siano due corpi agglomerati da residui posti in orbita a seguito di uno o più impatti maggiori di planetesimi subito dopo la formazione di Marte, uno scenario che si unisce all'ipotesi " Théia " che spiega la formazione della Luna da parte di un meccanismo simile è intervenuto sulla proto-Terra.

Phobos

Phobos , il satellite naturale di Marte più vicino al suo pianeta, è una massa irregolare di 27 × 22 × 18 km che orbita a meno di 6.000 km sul livello del mare, quindi non può essere visto dalle regioni polari della superficie marziana, oltre 70,4 ° latitudine nord o sud, dove è mascherata dalla curvatura del pianeta. La sonda Mars Global Surveyor ha rivelato che la sua superficie, molto craterizzata, è ricoperta da una spessa regolite di un centinaio di metri probabilmente derivante dalle miriadi di impatti avvenuti sulla superficie di questo oggetto. La sua densità media è la metà di quella di Marte, poco meno di 1.890 kg / m 3 , suggerendo una natura porosa risultante da una struttura a blocchi agglomerati la cui coesione complessiva sarebbe piuttosto debole. Sarebbe un asteroide di tipo D , cioè costituito da materiali dominati da silicati anidri con una proporzione significativa di carbonio , composti organici e, forse, acqua ghiacciata. Avrebbe una composizione simile a una condrite carboniosa , il che spiega la sua albedo di appena 0,071. La natura mineralogica della superficie esaminata dallo spettrometro infrarosso ISM della sonda Phobos 2 sembra corrispondere all'olivina con concentrazioni locali di ortopirosseno . La presenza di acqua sulla superficie del satellite è stata chiaramente esclusa da diversi studi ma non rimane esclusa in profondità.

Una delle caratteristiche di Phobos è la presenza di solchi paralleli profondi al massimo 30 m , larghi 200 me lunghi 20 km , che sembrano avvolgere radialmente il satellite attorno al cratere Stickney , e che potrebbero essere le tracce dei detriti lanciati nello spazio durante impatti su Marte che sarebbero stati portati in orbita da Phobos : i solchi sembrano effettivamente "fluire" sulla superficie del satellite dal suo punto "in avanti" - nella direzione della sua rivoluzione sincrona attorno a Marte - più che dal cratere Stickney stesso , situato vicino al punto anteriore. Queste scanalature sono più precisamente catenae , che risultano da catene di crateri allineati.

Orbitando all'interno dell'orbita sincrona di Marte, situata a un'altitudine di 17.000 km , Phobos è rallentato dalle forze di marea esercitate dal globo marziano, facendogli perdere quota ad una velocità di circa 18 cm all'anno: a questa velocità, lo farà raggiungerà il suo limite di Roche in circa 11 milioni di anni e si disintegrerà a circa 4.000 km di altitudine sopra la superficie marziana dove dovrebbe gradualmente formare un anello .

Deimos

Il secondo satellite di Marte, Deimos , è ancora più piccolo del primo, con dimensioni di 15 × 12,2 × 10,4 km . Orbita a un'altitudine di poco più di 23.000 km , in un'orbita quasi circolare inclinata a meno di un grado dall'equatore marziano. Sembra essere della stessa natura di Phobos - un asteroide di tipo D di composizione simile a una condrite carboniosa - ma la sua superficie, a priori craterizzata come quella di Phobos, sarebbe molto più ammorbidita da uno strato di regolite abbastanza spesso per riempire la superficie, la maggior parte dei crateri. La densità di questa regolite è stata stimata dal radar in circa 1.100 kg / m 3 , quella del satellite nel suo complesso è dell'ordine di 1.470 kg / m 3 .

Le viste riprese dal Mars Reconnaissance Orbiter mostravano una superficie di colore variabile a seconda delle regioni, la regolite aveva una tinta rosso più scura più pronunciata rispetto alle superfici apparentemente più recenti, situate attorno a certi crateri e ai bordi delle creste. La catenae che forma i caratteristici solchi della superficie di Phobos non è stata osservata su Deimos.

Proprietà dei satelliti naturali di Marte

Proprietà	Phobos	Deimos
Dimensioni	26,8 × 22,4 × 18,4 km	15,0 × 12,2 × 10,4 km
Massa	1.072 × 10 16 kg	1,48 × 10 15 kg
Densità media	1.887 kg / m 3	1.471 kg / m 3
Gravità superficiale	Da 1,9 a 8,4 mm / s 2	circa 3,9 mm / s 2
Velocità di rilascio	11,3 m / s	5,6 m / s
Albedo	0,071	0,068
Semiasse maggiore del orbita	9.377,2 km	23.460 km
Eccentricità orbitale	0,015 1	0.000 2
Inclinazione dell'asse	1.075 °	0,93 °
Periodo orbitale	0,310 841 8 sol ≈ 0,318 910 23 d	1.230 5 sol ≈ 1.262 44 d

Scoperta e denominazione

Entrambi i satelliti furono scoperti durante l' opposizione dell'agosto 1877 da Asaph Hall usando un telescopio da 26 pollici dell'Osservatorio navale degli Stati Uniti a Washington .

Erano originariamente chiamati Phobus e Deimus dopo un suggerimento del professore Henry Madan all'Eton College dalla riga 119 della canzone XV dell'Iliade :

Ὣς φάτο, καί ῥ 'ἵππους κέλετο Δεῖμόν τε Φόβον τε ζευγνύμεν, αὐτὸς δ' ἔντε 'ἐδύσετο παμανόωντα.

- traduzione dal greco antico di Leconte de Lisle , The Iliad - Song XV

«Così parlò e ordinò al Terrore e alla Paura di imbrigliare i suoi cavalli, e si coprì con la sua splendida armatura. "

- L'Iliade - Canzone XV

Nella mitologia greca , Phobos e Deimos sono i figli del dio Ares , in greco antico Φόϐος / Phóbos significa "paura" e Δεῖμος / Deĩmos "terrore". Questo nome è un gioco di parole sulla polisemia della parola satellite che può designare allo stesso tempo una stella (i satelliti del pianeta) o una persona, una guardia del corpo (i satelliti del dio).

Asteroidi troiani e incrociatori su Marte

Attualmente sono noti quattro Trojan sulla scia di Marte. Il primo, scoperto in1990, e il più noto di loro, è (5261) Eurêka , situato nel punto di Lagrange L 5 . Gli altri tre sono 1998 VF31 (al punto L 4 ), 1999 UJ7 (al punto L 5 ) e 2007 NS2 (al punto L 5 ).

Marte ha anche un asteroide coorbitale: (26677) 2001 EJ18.

Anche altri sei asteroidi sono strettamente legati a Marte, ma non sembrano essere trojan: 2001 FR127, 2001 FG24, 2001 DH47, 1999 ND43, 1998 QH56 e 1998 SD4.

2007 WD 5 è un asteroide vicino alla Terra e scoperto un aréocroiseur lungo 50 m20 novembre 2007di Andrea Boattini del Catalina Sky Survey . Secondo alla NASA Near Earth Object Programma , aveva un uno su 10.000 (o 0,01%) probabilità di impatto Marte30 gennaio 2008, un impatto che alla fine non si è verificato.

Storia delle osservazioni del pianeta

Antiche osservazioni

"Hor-Desher"

"Chi si muove all'indietro"

Essendo Marte uno dei cinque pianeti visibili ad occhio nudo (insieme a Mercurio, Venere, Giove e Saturno), è stato osservato da quando gli umani guardano il cielo notturno. Durante le sue opposizioni, è il pianeta più luminoso dopo Venere (la sua magnitudine apparente può quindi raggiungere -2,9, il resto del tempo, il secondo pianeta più luminoso è Giove).

Il caratteristico colore rosso di Marte gli valse nell'antichità il legame con il dio greco della guerra Ares poi con il suo equivalente romano Marte , il rosso che evoca il sangue dei campi di battaglia.

I babilonesi la chiamavano Nirgal o Nergal , il dio della morte, della distruzione e del fuoco.

Gli egiziani lo chiamavano " Red Horus " ( ḥr Dšr, Hor-desher ) e conoscevano il suo "movimento all'indietro" (attualmente noto come movimento retrogrado ).

Nella mitologia indù , Marte è chiamato Mangala ( मंगल ) dal nome del dio della guerra. Nel quadrilatero di Memnonia , Mangala Valles è chiamata in suo onore.

In ebraico si chiama Ma'adim ( מאדים ): colui che arrossisce . Ma'adim Vallis usa questo termine.

In Asia orientale ( Cina , Giappone , Corea e Vietnam ) Marte è火星, letteralmente la stella (星) fuoco (火). In mandarino e cantonese , è comunemente indicato come huoxing (火星, huǒxīng in Pinyin ) e tradizionalmente Yinghuo (荧惑, yínghuò in Pinyin, litt. "Flamboyant confused"). In giapponese ,火星in kanji ,かせいin hiragana , o kasei in rōmaji (che ha dato il nome a Kasei Vallis ). In coreano ,火星in hanja e 화성 in hangeul , trascritto in hwaseong .

Marte è ancora oggi conosciuto come il "Pianeta Rosso".

Poca documentazione resta del astronomiche pre-telescopica osservazioni , e questi si tingono di religione o l'astrologia (come ad esempio lo Zodiaco di Dendera in Alto Egitto ). Inoltre, le osservazioni ad occhio nudo non ci consentono di osservare il pianeta stesso ma piuttosto la sua traiettoria nel cielo.

Osservazioni telescopiche

Nel 1600a Praga, Johannes Kepler diventa assistente di Tycho Brahe (morto nel1601) per il quale deve calcolare l'orbita precisa di Marte. Ci vogliono sei anni per fare i conti e scopre che le orbite dei pianeti sono ellissi e non cerchi. Questa è la prima legge di Keplero in cui ha pubblicato1609nel suo libro Astronomia nova .

La credenza nell'esistenza di canali di Marte è durata dalla fine del XIX ° secolo all'inizio del XX ° secolo e ha sparato la fantasia popolare, contribuendo al mito dell'esistenza di vita intelligente sul quarto pianeta del Sistema Solare. La loro osservazione, mai unanime, proveniva da un'illusione ottica, fenomeno frequente nelle condizioni di osservazione dell'epoca ( pareidolia ).

Nel XX ° secolo, l'uso di grandi telescopi ha permesso di ottenere le mappe più accurate prima di inviare sonde. Al Meudon osservatorio, le osservazioni di Eugène Antoniadi in1909ha portato alla pubblicazione di Planet Mars in1930. Al Pic du Midi osservatorio, le osservazioni sono state fatte da Bernard Lyot , Henri Camichel, Audouin Dollfus , e Jean-Henri Focas .

Esplorazione

L'esplorazione di Marte viene effettuata utilizzando sonde spaziali : in particolare satelliti artificiali e " astromobili ", detti anche " rover ".

Detiene un posto importante nei programmi di esplorazione spaziale della Russia (e prima ancora dell'URSS ), degli Stati Uniti , dell'Unione Europea e del Giappone , e comincia a concretizzarsi nel programma spaziale della Repubblica popolare cinese . Negli anni sono stati lanciati su Marte circa 40 sonde orbitali e lander1960.

NB: le date sottostanti sono quelle del lancio e della fine delle missioni; la data intermedia è quella dell'inserimento di un satellite nell'orbita ( orbita ) marziana o dell'atterraggio di un lander ( lander ).

Missioni fallite

Sonde sovietiche:
- Marzo 1960A
- Marzo 1960B
- Marzo 1962 A.
- Marzo 1962 B.
- 1 marzo (1 ° novembre 1962 - 21 marzo 1963)
- 4 marzo
- 7 marzo
- Zond 2
- Phobos 1
- Phobos 2

Sonde americane:
- Marinare 3
- Marinare 8
- Deep Space 2
- Mars Observer (25 settembre 1992 - perdita di contatto in corso 21 agosto 1993)
- Mars Climate Orbiter (11 dicembre 1998 - 23 settembre 1999)
- Mars Polar Lander (3 gennaio 1999 - 3 dicembre 1999)

Sonde russe:
- Marzo 96
- Phobos-Grunt era una missione guidata dalla Russia lanciata8 novembre 2011 ma senza essere in grado di posizionare la sonda nella sua orbita di transito verso Marte, in modo che il veicolo spaziale si schiantasse sulla Terra 15 gennaio 2012nel Pacifico meridionale . L'obiettivo era quello di riportare campioni di suolo da Phobos .
Yinghuo 1 era una missione cinese costituita da un piccolo modulo da collocare in orbita marziana dalla navicella spaziale russa Phobos-Grunt per studiare l'ambiente immediato del pianeta rosso; il fallimento della missione Phobos-Grunt portò a quella di Yinghuo 1.
La sonda europea Beagle 2 (2 giugno 2003 - 25 dicembre 2003). L'atterraggio sembra essere andato bene, ma il contatto con la sonda è stato perso. Nel gennaio 2015, è stata trovata su immagini della superficie marziana scattate dall'orbiter Mars Reconnaissance Orbiter .
Sonda giapponese Nozomi (のぞみ) (3 luglio 1998 - 9 dicembre 2003) da allora è rimasto in orbita eliocentrica .
La sonda europea Schiaparelli (14 marzo 2016 - 19 ottobre 2016) ha perso a causa dell'espulsione prematura del paracadute durante la discesa atmosferica, che ha quindi provocato un incidente.

Missioni compiute

Sonde americane (sorvoli semplici):
- Marinare 4 (28 novembre 1964 - sorvolare 14 luglio 1965 - missione completata il 21 dicembre 1967)
- Marinare 6 (24 febbraio 1969 - sorvolare 31 luglio 1969)
- Marinare 7 (27 marzo 1969 - sorvolare 5 agosto 1969)
Satelliti americani:
- Marinare 9 (30 maggio 1971 - 13 novembre 1971 - 27 ottobre 1972)
- Mars Global Surveyor (7 novembre 1996 - 11 settembre 1997 - 5 novembre 2006)

Orbitatori sovietici:
- 5 marzo (25 luglio 1973 - 12 febbraio 1974 - 5 marzo 1974)
Lander sovietici:
- 2 marzo (19 maggio 1971 - 27 novembre 1971 - 22 agosto 1972)
- 3 marzo (28 maggio 1971 - 2 dicembre 1971 - 22 agosto 1972).
- 6 marzo (5 agosto 1973 - 12 marzo 1974 - 12 marzo 1974) dati trasmessi solo durante la discesa.

Programma Viking , con lander e orbiter:
- Viking 1 (20 agosto 1975 - 11 novembre 1982)
- Viking 2 (9 settembre 1975 - 11 aprile 1980)
Lander e rover Mars Pathfinder (4 dicembre 1996 - 4 luglio 1997 - 27 settembre 1997)
Phoenix lander (4 agosto 2007 - 26 maggio 2008 - 10 novembre 2008)
Mars Exploration Rover :
- Spirito (10 giugno 2003 - 3 gennaio 2004 - 22 marzo 2010, data dell'ultimo contatto con questo rover ora bloccato.)
- Opportunità (8 luglio 2003 - 24 gennaio 2004 - 13 febbraio 2019, data dell'ultimo contatto)

Missioni orbitali in corso

2001 Mars Odyssey (7 aprile 2001 - 24 ottobre 2001 -?)
March Express (2 giugno 2003 - esteso molte volte, spegnimento programmato per la fine del 2022)
Mars Reconnaissance Orbiter (12 agosto 2005 - 10 marzo 2006 -?)
Mars Orbiter Mission (5 novembre 2013 - 24 settembre 2014 - ottobre 2016 è la fine prevista della missione ma il satellite è ancora attivo in 2017.)
MAVEN (18 novembre 2013 -?)
Trace Gas Orbiter (14 marzo 2016 - 19 ottobre 2016 - fine previsto tra 2022)
La Emirates Martian Mission è una sonda dell'Agenzia Spaziale degli Emirati che decolla19 luglio 2020. È costituito da un orbiter dotato di tre strumenti scientifici dedicati allo studio dell'atmosfera di Marte. È la prima sonda spaziale degli Emirati Arabi Uniti e la prima sonda spaziale del mondo arabo . Si è posizionato in orbita attorno a Marte9 febbraio 2021.

Missioni di terra in corso

Mars Science Laboratory è una missione sviluppata dalla NASA e lanciata in data26 novembre 2011. È equipaggiato con un rover chiamato Curiosity che è significativamente più efficiente di Spirit e Opportunity per cercare tracce di vita passata attraverso varie analisi geologiche. Curiosity ha toccato terra nella zona di atterraggio di Bradbury a Gale Crater , il6 agosto 2012.
InSight , incorpora strumenti scientifici europei (sismometro, sensore di flusso di calore e stazione meteorologica). atterraggio riuscito26 novembre 2018alla latitudine 4,5 ° N e longitudine 135,9 ° E. La fine della missione è prevista per2020.
Marzo 2020 è una missione della NASA che è decollata30 luglio 2020A bordo del rover (rover) Perseverance (la sua costruzione è in gran parte basata su Curiosity, pur presentando gli strumenti più avanzati) e un mini elicottero (tipo UAV ), il March Helicopter Scout Ingenuity . Il rover è atterrato18 febbraio 2021nel cratere Jezero .

Missione in orbita in attesa di atterraggio

Tianwen-1 è una sonda dell'agenzia spaziale cinese ( CNSA ) che decolla23 luglio 2020. Include un orbiter e un lander che deve depositare un rover sulla superficie del pianeta. Questa è la prima missione marziana indipendente guidata dalla Cina. Si è posizionato in orbita attorno a Marte10 febbraio 2021, mentre il lander e il rover devono atterrare sulla sua superficie a maggio o Giugno 2021.

Programma in progetto

Il programma di Aurora della Agenzia Spaziale Europea (ESA) comprende diversi componenti, tra cui l'ExoMars missione in collaborazione con l'agenzia spaziale russa Roscosmos e la Mars Sample Return progetto in collaborazione con la NASA .

Programma annullato

La costellazione del programma 's NASA ha proposto di inviare uomini sulla Luna entro il2020per prepararsi per future missioni con equipaggio su Marte. Ritenuto troppo costoso per opzioni tecnologiche obsolete, questo programma avviato dall'amministrazione Bush , che era già seriamente in ritardo , è stato abbandonato il1 ° febbraio 2010dall'amministrazione Obama .

Cronologia

Satelliti artificiali attorno a Marte

Le varie missioni marziane hanno installato satelliti artificiali in tutto il pianeta. Fungono da relè per le telecomunicazioni con i moduli posti a terra ed effettuano misurazioni globali sull'ambiente e sulla superficie di Marte.

Dieci satelliti artificiali attualmente orbitano attorno a Marte, otto dei quali sono ancora in funzione, più macchine che per qualsiasi altro oggetto nel Sistema Solare tranne la Terra.

Satelliti artificiali in orbita marziana nel febbraio 2021

Missione	Lanciare	In orbita	Stato
Marinare 9	30 maggio 1971	14 novembre 1971	Missione completata il 27 ottobre 1972 Orbita stabile stimata in 50 anni, dopodiché il satellite entrerà nell'atmosfera marziana
Mars Global Surveyor	7 novembre 1996	11 settembre 1997	Contatto perso il 2 novembre 2006
2001 marzo Odyssey	7 aprile 2001	24 ottobre 2001	In operazione
March Express	2 giugno 2003	25 dicembre 2003	In operazione
Mars Reconnaissance Orbiter	12 agosto 2005	10 marzo 2006	In operazione
Missione Mars Orbiter	5 novembre 2013	24 settembre 2014	In operazione
ESPERTO DI	12 novembre 2013	21 settembre 2014	In operazione
Trace Gas Orbiter	14 marzo 2016	19 ottobre 2016	In operazione
EMM (Mars Hope)	19 luglio 2020	9 febbraio 2021	In operazione
Tianwen-1 (orbiter)	23 luglio 2020	10 febbraio 2021	In operazione

Cultura

Simbolizzazione e simbolismo

Il simbolo astronomico di Marte è un cerchio con una freccia che punta a nord-est ( Unicode 0x2642 ♂). In alchimia , questo simbolo è associato al ferro (il cui ossido è rosso) e talvolta indica una miniera di ferro sulle carte.

Poiché Marte impiega poco meno di due anni per girare intorno al Sole, il suo simbolo è stato usato da Carl von Linné per rappresentare le piante biennali nel suo libro Species plantarum .

Questo simbolo è una rappresentazione stilizzata dello scudo e della lancia del dio Marte . In biologia , lo stesso simbolo viene utilizzato come segnalibro per il sesso maschile .

Volvo ha incorporato questo simbolo nel suo logo a causa della sua associazione con il ferro, da cui l' industria siderurgica .

Men Are From Mars, Women Are From Venus è un bestseller di John Gray pubblicato in1992.

Il colore rosso è associato a Marte. Lo associamo anche a violenza, rabbia, guerra: tutti i soliti attributi del dio Marte.

L'ipotetica correlazione tra la posizione del pianeta Marte rispetto all'orizzonte al momento della nascita e il destino di alcuni atleti è chiamata effetto Marte .

Nelle foto scattate da Viking 1 , il25 luglio 1976Durante il suo 35 ° orbita, sono in Cydonia di apparente strutture artificiali tra cui una faccia gigante e piramidi. Questa leggenda è ripetuta nel film di fantascienza americano Mission to Mars, realizzato in2000di Brian De Palma .

Musica

"Marte, colui che porta la guerra" è il primo movimento della grande opera orchestrale The Planets , composta e scritta da Gustav Holst tra1914 e 1916.

Una canzone del cantautore britannico David Bowie , Life on Mars? , pubblicato nel 1971, pone nel suo coro la domanda: c'è vita su Marte? ("C'è vita su Marte?")

Fiction

Letteratura

HG Wells , La guerra dei mondi [ "La guerra dei mondi"] ( 1 ° ed. 1898) ; - testo de La guerra dei mondi su Wikisource ;
The Cycle of Mars , di Edgar Rice Burroughs , del febbraio 1912;
Ray Bradbury , Cronache marziane [ "Cronache marziane"] ( 1 ° ed. 1950) ;
Leigh Brackett , The Book of Mars (tra il 1953 e il 1967);
Kim Stanley Robinson :
- La trilogia di Marte
  - Red Mars [ "Rosso Mars"] ( 1 ° ed. 1992) ;
  - March green ["Green March"] ( 1 a ed. 1993) ;
  - Blue Mars [ "Blue Mars"] ( 1 ° ed. 1996) ;
- I marziani [ "marziani"] ( 1 ° ed. 1999) - raccolta di storie;
Stephen Baxter , viaggi ( 1 ° ed. 1996) ;
Gustave Le Rouge , Il prigioniero del pianeta Marte (1908); The Vampire Wars (1909)
Dan Simmons , Ilio ( 1 ° ed. 2003) ;
Dan Simmons , Olympos ( 1 a ed. 2005) ;
Andy Weir , Il marziano [ "Il marziano"] ( 1 ° ed. 2011) ;
Lady Astronaute , raccolta di racconti di Mary Robinette Kowal pubblicata nel 2020.

Fumetti francofoni

Patrick Cothias (sceneggiatura) e Antonio Parras (disegno), Le Lièvre de Mars , Glénat ;
Richard Marazano (sceneggiatura) e Jean-Michel Ponzio (disegno), Le Complexe du Chimpanzé , Dargaud.

Giochi da tavolo

Mission: Red Planet di Bruno Cathala e Bruno Faidutti (Asmodée, 2005)
Terraforming Mars di Jacob Fryxelius (FryxGames, 2016)
First Martians: Adventures on the Red Planet di Ignacy Trzewiczek (Portal Games, 2017)
Su Marte di Vital Lacerda (Eagle-Gryphon Games, 2019)

Note e riferimenti

Appunti

La montagna più alta del Sistema Solare è la vetta centrale del cratere Rheasilvia , a Vesta , con un'altezza di circa 22.000 m sopra il fondo del cratere. In termini di altitudine (rispetto al livello di riferimento del corpo celeste) è invece Olympus Mons a detenere il primo posto, con 21.229 m contro i soli 9.000 m (circa) di Rheasilvia.
Una di queste teorie, formulata negli anni '80, utilizza specificamente le proprietà replicative delle argille per catalizzare la formazione di macromolecole organiche .

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Vedi anche

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link esterno

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In francese

Il pianeta Marte sul sito web del National Center for Space Studies .
Logbooks of a Martian , il blog di Charles Frankel specializzato in geologia dei pianeti.
la Planet Mars Association il cui obiettivo è promuovere l'esplorazione di questo pianeta.
Dal pianeta rosso all'origine della vita , un sito amatoriale molto completo; ultimo aggiornamento ingennaio 2017.
Esplorazione di Marte mediante sonde e robot ; una serie di articoli dell'École normale supérieure de Lyon ; ultimo aggiornamento innovembre 2015.
ORBIT-MARS: un viaggio sul pianeta Marte! , immagini e articoli; ultimo aggiornamento in2009.
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In inglese

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