Studio di Marte: Combinazione di tecniche spettroscopiche per una dettagliata analisi del pianeta

Università degli Studi di Roma “La Sapienza”

Corso di laurea in fisica e astrofisica

Facoltà di scienze matematiche, fisiche e naturali

Studio di Marte e sua spettroscopia

Anno Accademico 2005-2006

Corso di laurea in fisica e astrofisica

Facoltà di scienze matematiche, fisiche e naturali

Studio di Marte e sua spettroscopia

Relatore interno Laureando

Prof. Marco De Petris Christian Malacaria

Matricola: 696311

Relatore esterno

Prof.ssa Angioletta Coradini

1. Indice

Introduzione 4

Capitolo 1: caratteristiche di Marte 4

Proprietà globali 4

Fenomeni atmosferici

Tempeste di sabbia

Pianure e altopiani

Canyon & calotte polari

Cratering 7

Morfologia dei crateri

Degradazione dei crateri

Datazione tramite conteggio dei crateri

Limiti legati al conteggio dei crateri

L’atmosfera di Marte 12

Tettonica 14

Vulcanismo 15

I grandi edifici geologici marziani

Mineralogia marziana

Una probabile evoluzione idrogeologica 17

Il problema dell’acqua: quando e come

Ghiacci

Nucleo 19

Il campo magnetico di Marte 20

Le datazioni 21

Capitolo 2: composizione della superficie e del

Sottosuolo di Marte 22

Considerazioni introduttive 22

Shergottiti

Nakhliti

Chassigniti

Ortopiroxeniti

Analisi della superficie 24

Caratteristiche principali

Le maggiori unità superficiali

Materiali scuri

Terreni chiari

Minerali candidati

Composizione della polvere

2

Capitolo 3: la missione Mars Express 29

La sonda Mars Express 29

Lo spettrometro OMEGA 30

OMEGA scopre l’acqua

Analisi spettrale

Capitolo 4: misure in laboratorio 34

Spettrometria 34

Meccanismi di assorbimento 34

Il gon iometro 35

Riferimento

Metodo di misura 37

Analisi dei campioni 38

Conclusioni 44

Bibliografia 47

3

Introduzione

L’azione del “mediare” (dal latino porre nel mezzo) è l’espressione pratica e la sintesi delle capacità intellettuali dell’uomo, in particolare della mente scientifica, in quanto rappresenta, da una parte la comprensione piena di una coppia di opposti che vengono convogliati in un’unica essenza, e contemporaneamente il superamento di tali opposti verso un concetto superiore, in modo da permettere un’evoluzione cosciente nella visione e interpretazione dell’Universo.

In tal modo, il seguente lavoro si propone di evidenziare come lo studio della superficie di Marte è un compito che va trattato tramite la combinazione di tecniche di “remote sensing” (telerilevamento), tecniche “in situ” e tecniche di laboratorio quali analisi spettroscopiche di campioni di origine conosciuta; tale integrazione fornisce un’analisi approfondita e univoca del luogo in esame, permettendo di realizzare un metodo complesso di studio che consenta di eliminare a priori le ambiguità derivanti dalla sola analisi spettroscopica dall’orbita.

La dissertazione si compone di quattro parti fondamentali: (1) descrizione globale del pianeta Marte così come lo conosciamo; (2) descrizione della composizione delle unità marziane di particolare interesse - superficie e sottosuolo -; (3) un riferimento ad uno strumento di telerilevamento di particolare interesse, lo spettrometro OMEGA della missione Mars Express; (4) descrizione dell’esperienza di laboratorio nell’analisi e nella selezione di particolari campioni, le cui caratteristiche riflettono (o possono essere combinati in modo tale da riflettere) le caratteristiche del suolo di Marte.

Capitolo 1: caratteristiche di Marte

1. Proprietà globali

Marte è il quarto pianeta in ordine di distanza dal Sole e il suo raggio orbitale è di circa 1.5 volte quello terrestre. È un pianeta più piccolo della Terra, con un raggio medio di circa 3,397 km, mentre quello terrestre è quasi il doppio (6,378 km). La

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massa del pianeta rosso è di circa 6.4x10 kg, il che porta ad una gravità superficiale pari ad appena il 38% di quella terrestre. Al contrario, la sua velocità di rotazione è relativamente veloce, prossima a quella della Terra. Inoltre, poiché il suo asse di rotazione è inclinato di circa 24.5 gradi rispetto al piano dell’ellittica, la superficie di Marte presenta variazioni stagionali simili a quelle della Terra.

La variazione media di temperatura è di circa 50°, molto più piccola di quella della Luna o di Mercurio. La ragione di ciò è l’esistenza di un’atmosfera su Marte, con una pressione molto bassa, ma massiva abbastanza da risultare visibile. Essa è composta principalmente da diossido di carbonio (95%), azoto (3%), argon (1.6%), ossigeno e alcuni altri gas rari. A giudicare dalla sola composizione, è evidente che l’atmosfera di Marte dev’essersi formata dopo la formazione del pianeta, forse in seguito ad eventi vulcanici globali, altrimenti le componenti dominanti dell’atmosfera sarebbero stati idrogeno ed elio, proprio come quelle dei pianeti esterni del nostro Sistema Solare.

4

1.2 Fenomeni atmosferici

Sebbene l’atmosfera marziana sia sottile se confrontata con quella terrestre, essa è abbastanza densa da manifestare molti fenomeni dinamici simili a quelli osservati nell’atmosfera terrestre, ad esempio nuvole e cicloni. Tuttavia, mentre sulla Terra la formazione delle nuvole è dovuta alla condensazione del vapor d’acqua, su Marte le nuvole possono formarsi sia per condensazione del vapor d’acqua che, più spesso, per condensazione del diossido di carbonio gassoso.

Lo studio di questi fenomeni è facilitato dalla somiglianza della velocità di rotazione tra Terra e Marte, la quale genera una forza di Coriolis approssimativamente uguale su ambedue i pianeti.

1.2a Tempeste di sabbia

Oltre a nuvole e cicloni, un’altra caratteristica interessante osservabile all’interno dell’atmosfera marziana sono le tempeste di sabbia. Tale fenomeno ha ricorrenza stagionale e sembra avere inizio d’estate, nell’emisfero sud del pianeta. La tempesta ha origine dal sollevamento delle particelle ghiacciate da parte dei venti polari, che le trascinano così nell’atmosfera. Maggiore è la quantità di polvere che raggiunge l’atmosfera, più velocemente essa si riscalda, portando ad una maggior differenza di temperatura tra giorno e notte nella parte superiore dell’atmosfera. Tale incremento produce, a sua volta, forti venti che catturano altre particelle, cosicché la tempesta si autoalimenta diffondendosi rapidamente sul pianeta.

Come l’inizio, anche la fine della tempesta è “autogestito”: essa raccoglierà polvere finché la sua densità non sarà capace di bloccare i raggi solari, causando un crollo della temperatura superficiale. In media, il processo impiega tre mesi per rendere nuovamente l’atmosfera pulita.

1.3 Pianure e altopiani

In modo molto schematico la superficie marziana è caratterizzata da due province geologiche ben distinte: quella delle grandi pianure laviche che interessa la maggior parte dell’emisfero nord, e quella degli altopiani, fortemente craterizzata, a sud.

Questa differenza viene generalmente indicata come “dicotomia”, ed è indice di due storie geologiche diverse. L’emisfero nord, infatti, risultando più giovane dalle stime di craterizzazione, è figlio di un processo di ringiovanimento della superficie, dovuto all’attività vulcanica del pianeta, la quale è andata avanti fino ad un recente passato (< 100 Myr – Neukum and Hiller, 1981; Tanaka et al., 1992-).

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Figura 1.1.3

In figura è schematizzata la differenza strutturale dei due emisferi di Marte.

Nelle pianure si trovano le grandi regioni vulcaniche di Tharsis (Monte Olimpo, Arsia) - a cui è associato il complesso dei grandi Canyons (Coprates e dintorni) - e di Elysium (Monte Elysium, Hecates Tolus).

Nei più antichi altopiani, dove la superficie è così densamente craterizzata da risultare quasi satura, troviamo i grandi bacini da impatto (Hellas, Argyre).

1.4 Canyon & calotte polari

Vicino all’equatore, Marte presenta un vasto sistema di canyon interconnessi chiamato Valles Marines. L’intera struttura è lunga oltre 3000 km (qualcosa come la larghezza degli US). L’imponenza di questo complesso è tale che l’intero canyon è visibile solo se si osserva il pianeta a scala globale. I singoli canyon possono essere larghi circa 200 km e profondi 7 km; per confronto, si ricorda che il Grand Canyon è profondo circa 1.6 km. Il modo preciso in cui i canyon si sono formati non è conosciuto; si pensa comunque che siano di origine tettonica, siano cioè grandi faglie, sulle quali si sono innestati processi di erosione e frane.

6 Figura 1.1.4

La struttura quasi orizzontale nel mezzo del pianeta rappresenta l’immenso canyon di Marte: Valles Marines.

Un’altra delle caratteristiche immediatamente visibili a scala globale sono le calotte polari (fig. 1.6.2). Al polo nord esistono zone stratificate di ghiaccio d’acqua, che formano la calotta perenne, mentre il ghiaccio di diossido di carbonio (che varia stagionalmente) è stato rilevato in ambedue le regioni polari.

I dati dello spettrometro OMEGA della missione Mars Express, che sarà successivamente descritto, mostrano che anche la calotta sud contiene ghiaccio d’acqua, anche se di difficile rilevazione poiché è misto a polvere (Bibring et al., 2005).

2. Cratering

2.1 Morfologia dei crateri

La craterizzazione è un importante processo di modificazione della superficie marziana, e mostra forti analogie con la morfologia dei crateri di Luna e Mercurio. Piccoli crateri (< 10 – 15 km di diametro), mostrano depressioni di forma semplice, simile ad una ciotola, con gli orli rialzati. Crateri più grandi mostrano forme più complesse, come un picco centrale e pareti “a terrazze”. Crateri con diametri maggiori di 100 km mostrano picchi “ad anello” al centro e strutture “multi-ring”.

Come per gli altri corpi celesti, i crateri marziani possono essere degradati dal cedimento degli orli del cratere, da impatti successivi, flussi lavici e dal materiale espulso da impatti vicini.

7

Inoltre, i crateri di Marte possono essere consumati dall’acqua e dall’atmosfera.

2.2 Datazione tramite conteggio dei crateri

La datazione del suolo di Marte è un metodo empirico che si basa sul conteggio dei crateri da impatto che la superficie in analisi presenta.

Ovviamente, l’età stimata attraverso questo metodo è un’età relativa: maggiore è il numero di crateri, più antica è la superficie. Se il flusso di oggetti impattanti fosse noto, si potrebbe operare una datazione più precisa; purtroppo esso può essere inferito solo sulla base di modelli evolutivi del sistema solare.

Una prima quantificazione dell’età derivata dal conteggio dei crateri proviene da Hartmann (1960), che definisce la Crater Retetion Age (C.R.A.) come il numero di

2

crateri su Km di superficie osservata. Essa rappresenta l’intervallo di tempo medio durante il quale i crateri di diametro D sono preservati. 2

Nel diagramma che riporta il numero di crateri per km a diverse dimensioni, si possono individuare delle curve dette Isocrone (fig. 2.3a), le quali forniscono il numero di crateri presenti sulla superficie di una specifica età, visibili ancora oggi in assenza di effetti corrosivi. Le Isocrone permettono dunque di stimare l’età relativa di una certa superficie in base al tasso di craterizzazione osservato.

8 Figura 1.2.2

Nel diagramma sono riportate le diverse isocrone al variare del diametro dei crateri e della loro frequenza.

L’ultima isocrona è una retta ed indica la frequenza massima di saturazione.

Per determinare le età assolute, i conteggi sono poi comparati con quelli delle regioni lunari (fig. 1.2.2b), alcune delle quali sono state datate con molta precisione grazie a dei campioni di roccia prelevati direttamente dal suolo lunare dagli astronauti dell’Apollo.

Il passo successivo, dunque, è quello di quantificare il rapporto di craterizzazione Marte/Luna tramite il parametro:

2 2

R = [bolidi / km – anno su Marte] / [bolidi / km – anno sulla Luna]

9 Figura 1.2.2b

In figura viene mostrato il metodo con cui il conteggio dei crateri marziani viene relazionato a quello dei crateri lunari, di cui si conoscono le età assolute, in modo da ricavare una datazione esatta anche per le superfici di Marte.

Nel diagramma delle isocrone è riportata anche una retta che indica la saturazione di equilibrio, ovvero la densità massima raggiungibile, oltre la quale è previsto un nuovo impatto che cancelli uno o più impatti precedenti.

Tali considerazioni hanno permesso di derivare le età assolute dei principali periodi storici marziani, definiti da Tanaka (1986): Figura 1.2.2c

In figura vengono riportati i tre principali periodi marziani, identificati attraverso il crater count. ÷

• NOACHIAN: 3.5 3.7 Gyr;
• HESPERIAN: 1.4 2.1 Gyr;
• AMAZONIAN: 0.3 0.6 Gyr.

La primissima storia di Marte (Noachian) vede svilupparsi i processi di differenziazione iniziale e di formazione di nucleo e crosta. L’attività tettonica di quel tempo è riconosciuta tramite le strutture tettoniche a sud di Hellas. Anche il complesso di Tharsis sembra essersi generato in quest’epoca, mentre il suo sviluppo è continuato nelle epoche successive.

Il periodo Hesperiano fa parte della cosiddetta “età di mezzo” e rappresenta un periodo di transizione da una prima fase caratterizzata da una consistente attività endogena e da un elevatissimo tasso di craterizzazione, ad un più tardo periodo, detto Amazoniano, con un progressivo annullamento dell’attività vulcanica e del flusso d’impatto. Le pianure dell’emisfero nord sono state rimodellate durante questo periodo tramite un processo che ha coinvolto circa il 40% dell’intera superficie del pianeta; anche l’acqua liquida sembra essere una delle caratteristiche di questo periodo: nell’ultima parte dell’Hesperiano, le reti formatesi in precedenza si evolvono nei maggiori canali di scorrimento dell’acqua.

Il periodo cosiddetto Amazoniano ha visto il completamento delle grandi unità vulcaniche marziane come l’Elysium e il complesso Tharsis. Tale vulcanismo sembra essere continuato fino a tempi molto recenti.

2.3a Limiti legati al conteggio dei crateri

Il metodo del conteggio dei crateri, essendo un metodo empirico, presenta delle limitazioni intrinseche che non permettono di ottenere datazioni definitive della superficie marziana. Infatti:

• La posizione delle isocrone di Marte dipende fortemente dall’età assegnata alle superfici lunari;
• Piccoli crateri vengono cancellati dall’attività geologica del pianeta;
• I crateri di piccole dimensioni possono derivare dal materiale che viene espulso durante un impatto di dimensioni notevoli (origine secondaria);

Di conseguenza bisogna tener conto di parecchi fattori di diversa natura che alterano la cronologia. Ad esempio, il tempo di sopravvivenza dei crateri a diverse dimensioni ci dà un’idea dell’attività geologica del pianeta (erosione, deposizione, vulcanismo…); da questi studi è possibile stimare il tasso di riempimento dei crateri in nm/yr.

11 Vulcanismo, tettonica, idrologia, cratering, eventi superficiali

N° crateri

•

• •

Channelling a

Ultimi flussi a sud Disposizione di 6 2

20

per 10 km

sud di Elysium

di Elysium mantello e dune >2km

Planitia polari

•

AMAZONIAN Vulcanismo in •

•

diminuzione a Erosione delle

Continuo • Ultimo

nord pianure nordiche

dell’attività

• periodo di

Flussi diffusi tettonica di •

formazione dei

intorno a Monte Erosione profonda

Tharsis 100

canali

Elysium dei depositi

stratificati in >5km

Valles Marines

• • • 50

Vulcanismo a Formazione di Sviluppo di

Syrtis Major Valles Marines grandi canali • Degradazione di

• • di uscita

Vulcanismo a Formazione di materiali delle

Tempre Terra sistemi a creste pianure nordiche

•

• Riempimento

Vulcanismo 100

HESPERIAN delle pianure

massiccio nelle • Formazione di

nordiche

regioni Elysium e Dorsa Argentea al

Tharsis polo sud

• Rifacimento delle

pianure nordiche

•

• • •

Ceraunius,

Formazione delle Formazione di Flusso d’impatti 1000

Tempe e Noctis

pianure grandi reti decrescente

Fossae

“intercrater” •

• Disseccamento

Vulcanismo degli delle rocce di

altopiani in • altopiani

Tettonica a sud

diminuzione > 16km

•

• di Hellas Bombardamento

Inizio di un 100 600

intenso

vulcanismo •

diffuso Archeron • Formazione ed

Fossae • erosione di

Impatto Argyre superfici

pesantemente

• •

Claritas Fossae Impatti Hellas e craterizzate

NOACHIAN Isidis • Erosione profonda

• Formazione delle rocce

delle più antiche sotterranee 600

rocce esposte

3. L’atmosfera di Marte

L’atmosfera di Marte è un sottile strato gassoso composto quasi esclusivamente da diossido di carbonio. La pressione superficiale su Marte è appena 0.07% della pressione superficiale media al livello del mare sulla Terra.