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

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 •

•

diminuizione 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

diminuizione > 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. Inoltre, la pressione

atmosferica su Marte subisce cambiamenti stagionali poiché durante l’inverno

marziano la temperatura si abbassa così tanto da congelare il diossido di carbonio e

precipitare sulle calotte polari sotto forma di “neve”. Questa caduta riduce fortemente

la quantità di diossido di carbonio presente nell’atmosfera. Al contrario, durante

12

l’estate, quando la calotta polare si riscalda nuovamente, il diossido di carbonio può

tornare nell’atmosfera.

Le misure effettuate nel 1976 dai landers Viking hanno fornito la composizione esatta

dell’atmosfera marziana: 95.3% CO , 2.7% N, 1.6% Ar, 0.15% O, 0.03% vapor

2

d’acqua, e tracce di altri gas quali neon, krypton, xenon, ozono e metano. La

pressione media superficiale è di circa 7 millibars, ma il valore effettivo dipende

fortemente dall’altitudine e varia tra 1÷9 millibars.

Lo spessore dell’atmosfera è sufficiente a generare effetti meteorologici simili a

quelli terrestri (come nuvole e tempeste di sabbia), ma la sua composizione garantisce

soltanto un effetto serra molto debole, che aumenta la temperatura superficiale di soli

5 gradi rispetto ad una situazione in cui l’atmosfera sia completamente assente. Di

conseguenza, la maggior parte del pianeta è ben al di sotto della temperatura di

congelamento dell’acqua per la maggior parte dell’anno. Inoltre, è da notare che a

causa della bassa pressione presente sul pianeta, qualora la temperatura aumentasse

tanto da permettere la fusione del ghiaccio d’acqua, la pressione atmosferica sarebbe

cosi bassa che esso si trasformerebbe direttamente in vapor d’acqua, senza passare

per lo stato liquido.

Figura 1.3

L’atmosfera marziana visibile anche ad occhio nudo.

13

Nel 2004 la sonda Mars Express ha rilevato piccole quantità di metano nell’atmosfera

marziana. Tale scoperta porta alla formulazione di nuovi scenari sul pianeta in quanto

si ritiene che il metano debba essere estinto dall’azione dei raggi solari nel tempo

scala di qualche secolo. Ciò significa che su Marte è presente qualche processo che

continua a creare metano. Le principali teorie che giustificano la presenza di questo

gas sono due: attività vulcanica o l’azione di “metanogeni” (batteri che emanano

metano) sul suolo marziano. In ogni caso, studi recenti (Krasnopolsky, NASA –

2005) dimostrano che nell’atmosfera di Marte non v’è traccia del diossido di zolfo,

un gas prodotto in notevole quantità dall’attività vulcanica terrestre; di conseguenza,

l’ipotesi biologica è la più accreditata, secondo tale autore. E’ comunque possibile

che il magma sotterraneo stia reagendo con i minerali del sottosuolo, producendo

metano ma non diossido di zolfo (Formisano et al., 2004).

4. TETTONICA

Dalle ultime analisi del campo magnetico marziano ricavate dalla missione MGS

risulta che, a differenza di ciò che si credeva in precedenza, Marte potrebbe essere

stato caratterizzato da una tettonica a placche simile a quella terrestre (grandi placche

crostali che si separano e si scontrano – Carr, 1981; Banerdt et al., 1992 -). Le prove

di questi processi inaspettati sono fornite dall’evidenza di un campo magnetico “a

bande”: tali bande si formano quando due placche tettoniche vengono spinte dalla

convezione presente nel mantello fuso (Connerney et al., 2001), e mostrano un

campo magnetico alternativamente in direzioni opposte. Per confronto, simili bande

sono state osservate sulla Terra sulle creste Medio-Atlantiche, le quali si sono

formate proprio attraverso questo tipo di attività tettonica.

Figura 1.4

Variazioni del campo magnetico della crosta marziana. E’ evidente l’alternanza delle bande.

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Basandosi su questi dati recenti, si è giunti alla conclusione che anche su Marte vi

sono regioni in cui la nuova crosta risale dal mantello, si raffredda e genera tettonica

di tipo estensivo. Per contro, i moti convettivi nel mantello producono anche

l’inabissarsi nel mantello di porzioni della crosta.

Questo processo su Marte è stato meno esteso che sulla Terra, e molto più limitato

temporalmente. L’esistenza di un processo limitato di tettonica a placche su Marte

fornisce così una abbastanza soddisfacente teoria sull’evoluzione geologica del

pianeta. Ad esempio, permette di spiegare la distribuzione dei vulcani Tharsis, i quali

sono grossolanamente allineati.

Secondo questa nuova teoria infatti, sembra che i vulcani si siano formati attraverso il

moto di una placca crostale sopra un hotspot presente nel mantello sottostante, come

nel caso delle isole Hawaii.

Anche l’imponente canyon Valles Marines sembra essere il risultato della

separazione delle placche tettoniche, e le bande magnetiche associate a questa zona

forniscono prove evidenti di ciò.

5. VULCANISMO

5.1 I GRANDI EDIFICI GEOLOGICI MARZIANI

Una delle caratteristiche più prominenti su Marte sono i vulcani a scudo. I vulcani

Tharsis (fig. 1.5) sono facilmente riconoscibili anche soltanto tramite una visione da

grande distanza del pianeta. Tale regione contiene 12 grandi vulcani e molti altri più

piccoli. Il più grande vulcano in questa zona (e su Marte, e anche in tutto il nostro

Sistema Solare), è il Monte Olimpo: una struttura circolare di circa 550 km di

diametro che si eleva per circa 25 km dalla pianura sottostante.

Un’altra grande area vulcanica è la cosiddetta Elysium, la quale sostiene un

complesso di tre grandi vulcani, più altri di minor rilevanza.

Sia la regione Tharsis che Elysium sono localizzati su una zona ove la crosta

raggiunge un notevole spessore. Ciò suggerisce che tali regioni sono il risultato di

dell’evoluzione termica del pianeta, e di processi convettivi che hanno prodotto il

sollevamento e la fratturazione della crosta, accompagnata dall’espulsione di

materiale magmatico.

In effetti, ambedue le regioni mostrano caratteristiche morfologiche molto simili,

eccetto che per le dimensioni: i vulcani della regione Elysium sono più piccoli, e

questo perché sono più di giovani di quelli del Monte Olimpo, e ciò è evidenziato

dalla mancanza di crateri da impatto.

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Figura 1.5

Il complesso Tharsis.

A dispetto di queste gigantesche conformazioni, sembra che la più grande struttura

vulcanica su Marte non sia un vulcano a scudo, bensì un’area dal profilo basso, una

grande caldera, chiamata Alba Patera. Essa è situata nella regione Tharsis, a nord-est

del Monte Olimpo. Ha un diametro che supera i 1500 km, e sembra essere il frutto di

una complessa serie di processi vulcanici e tettonici.

5.2 MINERALOGIA MARZIANA

Nella primavera del 2004, la sonda Mars Express ha confermato la diffusione di

feldspato, olivina e pirosseni, minerali tipici della roccia basaltica (Bibring et al.,

2004). Il basalto è una roccia ignea diffusa anche sulla Terra che deriva dal

consolidamento del magma che erutta da vulcani come l’Etna, dai vulcani delle isole

Hawaii e dalle dorsali medio oceaniche. E’ stata scoperta anche l’andesite, una roccia

che contiene quantità maggiori di minerali silicati rispetto a quelli contenenti ferro, la

quale sulla Terra si forma quando l’acqua contenuta in una zolla tettonica in

subsidenza si mescola con le rocce sotterranee fuse.

Nel magma che si raffredda allontanandosi dalla camera magmatica, cristallizzano

per primi i minerali ricchi di ferro e magnesio (olivina e pirogeni), successivamente il

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magma si arricchisce di silice e alluminio formando le daciti (colate laviche vetrose e

ricche di silice). Alcuni picchi sono invece di granito, roccia ancora più ricca di silice

che può essersi formata per separazione cristallina o in seguito alla rifusione dei

basalti più antichi.

6. UNA PROBABILE EVOLUZIONE IDROGEOLOGICA

6.1 IL PROBLEMA DELL’ACQUA LIQUIDA: QUANDO E COME

Diversamente dalla Luna o da Mercurio, Marte non è un pianeta asciutto. Molte

immagini raccolte dall’orbita marziana mostrano canali simili ai letti dei fiumi

terrestri (fig 1.6a -Masursky et al., 1977; Bakel and Kochel, 1979; Pieri, 1980; Carr,

1981). Sembra che molti di questi canali si siano originati negli altopiani a sud e si

esauriscano conseguentemente nei bacini nordici del pianeta. Gli altopiani mostrano

una ricca serie di canali disposti uniformemente lungo tutta la superficie.

Figura 1.6.1

Un’immagine del suolo di Marte che mette in mostra

quelli che vengono considerati i letti di antichi fiumi.

Ques