Il bacino di Hellas (in alto a sinistra) invaso da nubi che sconfinano sulla calotta polare, ripreso dal Mars Global Surveyor. Le depressioni sono spesso sede di nebbie a bassa quota

Il ciclo stagionale

Mentre le stagioni terrestri obbediscono principalmente ad un solo parametro (l’inclinazione dell’asse di rotazione relativa alla direzione di provenienza dell’irraggiamento solare), quelle marziane sono profondamente influenzate anche da un altro fattore: la grande eccentricità dell’orbita del pianeta. Nel punto più lontano dal Sole (afelio), Marte si trova a circa 1,66 Unità Astronomiche dalla nostra stella, ma tale valore scende a 1,38 UA presso il perielio, con due conseguenze dirette. Innanzitutto, poiché la velocità orbitale dipende dalla distanza dal Sole, le stagioni che cadono presso il perielio hanno durata più breve (vedi Tabella seguente). In secondo luogo, l’irraggiamento solare al perielio è del 44% più intenso rispetto all’afelio.

Durata delle stagioni marziane
Stagione (emisfero Nord) in giorni marziani (sols) in giorni terrestri
Primavera 194 199
Estate 178 182
Autunno 143 146
Inverno 154 160

Da questi due fattori discende una profonda diversità tra le stagioni dei due emisferi. Ad esempio, se è vero che l’estate australe è più breve di quella boreale, essa è tuttavia notevolmente più calda, a causa del maggiore irraggiamento. Si noti, infine, che l’obliquità dell’asse di rotazione di Marte rispetto alla sua orbita è di 25°,2, molto simile a quella della Terra (23°,45).

Uno degli indicatori più efficaci ed evidenti del ciclo stagionale è fornito dalle due calotte polari del pianeta. Durante i periodi invernali, l’anidride carbonica presente nell’atmosfera del pianeta condensa e precipita al suolo, depositando una coltre altamente riflettente alle latitudini circostanti il polo. Al contrario, nei periodi di maggiore irraggiamento solare, la CO2 passa direttamente allo stato gassoso, sublimando.

Poiché l’anidride carbonica è uno dei maggiori costituenti dell’atmosfera marziana, la sublimazione di questo gas da una delle due calotte determina un aumento considerevole della pressione atmosferica media sul pianeta. Nel corso dell’anno marziano, la pressione conosce quindi una variazione notevole, di circa il 25%. La sublimazione dal polo estivo non è esattamente compensata dalla condensazione su quello invernale, a causa dell’asimmetria stagionale descritta. Ciò spiega il motivo per cui ben il 30% dell’atmosfera condensa nella calotta polare Sud durante il rigido e lungo inverno australe; la calotta polare Nord, durante il mite e breve inverno boreale, è in grado di accogliere, invece, una quantità di atmosfera che è inferiore del 60% rispetto all’altra calotta.

L’atmosfera marziana

Il primo studio moderno della composizione dell’atmosfera marziana risale alle osservazioni spettroscopiche di G. Kuiper (1952) il quale, utilizzando come confronto lo spettro della luce lunare, riuscì a dimostrare che l’atmosfera marziana doveva contenere un’elevata percentuale di anidride carbonica (CO2). Grazie alle sonde Mariner, è stato poi possibile determinare per la prima volta il valore della pressione atmosferica sulla superficie del pianeta. Quest’ultima, mediando le fluttuazioni stagionali di cui si è detto, risulta essere di 7 millibar, ovvero appena 1/160 di quella terrestre.

 

Spettro di Marte, ottenuto da Kuiper nel 1952. Si notano le bande di assorbimento dell’anidride carbonica di Marte

 

Tale determinazione permise di dedurre che le caratteristiche spettrali osservate nell’infrarosso, da Terra, erano dovute alla predominanza del CO2: ben il 95,3% del volume dell’atmosfera marziana. Le sonde Viking hanno poi permesso di dedurre con precisione la percentuale degli altri costituenti principali: azoto (2,7%), argon (1,6%), ossigeno (0,13%), monossido di carbonio (0,07%), vapore acqueo (0,03%).

L’estrema rarefazione dell’atmosfera non le consente di ridistribuire il calore in modo efficace, come sulla Terra, e di conseguenza le temperature al suolo vanno incontro a forti escursioni: gli estremi sono rappresentati dai 150 Kelvin (-123 °C) al polo australe durante l’inverno fino ai 270 K (-3 °C) presso le regioni equatoriali. Occorre notare, a fronte di questi dati, che alla pressione marziana le temperature di condensazione dell’anidride carbonica e dell’acqua sono rispettivamente di 150 e 190 K: ciò giustifica la presenza di calotte temporanee di anidride carbonica presso i poli, la cui presenza è stagionale, e la probabile esistenza di calotte permanenti di ghiaccio d’acqua.

 

Il diagramma di fase (temperatura/pressione) per anidride carbonica e acqua. I contorni chiusi rappresentano il dominio interessato dalla superficie marziana e da quella terrestre. La loro estensione è dovuta alle differenze climatiche alle varie latitudini e quote. Come si nota, su Marte è quasi impossibile l’esistenza dell’acqua allo stato liquido nell’ambiente attuale. Sia acqua che anidride carbonica passano direttamente dallo stato solido a quello di vapore, e viceversa, senza transitare attraverso lo stato liquido

Il contenuto d’acqua della calotta polare non è stato tuttavia rivelato dai moduli orbitanti delle sonde Viking; solo recentemente, grazie ai risultati ottenuti dalle misurazioni di temperatura della Mars Odissey, è stato possibile dedurre la presenza di H2O sotto uno strato di anidride carbonica. Si stima attualmente che la quantità d’acqua intrappolata nelle calotte sarebbe sufficiente a formare un oceano su scala planetaria avente una profondità di 20 metri.

La topografia di Marte

Accettato che, in base a quanto detto sopra, le macchie di albedo del pianeta non tutte direttamente correlate alle caratteristiche di superficie, occorre tuttavia riconoscere che la struttura dei rilievi concorre a determinare alcune caratteristiche osservabili come, ad esempio, le formazioni nuvolose sui rilievi. Per completezza è opportuno, quindi, spendere qualche parola in proposito.

Marte possiede un raggio equatoriale di 3393,4 km, ed un raggio polare di 3375.7 km. Poiché non vi sono oceani, è impossibile riferire i dislivelli rispetto ad un “livello del mare”. Si è scelto quindi di misurare la quota rispetto ad un modello di riferimento, costituito da una superficie complessa alla quale la pressione atmosferica media è di 6.1 millibar. Rispetto a questo livello medio, Marte è fortemente asimmetrico, con la maggioranza dell’emisfero australe rilevata di una quota compresa tra 1 e 3 km. La divisione con la parte settentrionale, che si trova complessivamente ad una quota inferiore, passa per cerchio inclinato approssimativamente di 35 gradi rispetto all’equatore.

Eccezioni a questo quadro generale sono costituite da Hellas (bacino circolare depresso per più di 5 km), da Argyre (più in basso di 3 km) e dalla regione posta a sud dei 70 gradi di latitudine. Nell’emisfero Nord spiccano invece i terreni craterizzati rilevati tra 30 e 270 gradi di longitudine, e i grandi complessi vulcanici in Tharsis e Elysium. Tharsis, in particolare, costituisce un cosiddetto “scudo”, ovvero un’area di crosta sollevata che si alza più di 10 km sul livello medio e si estende per ben 4000 km.

A più piccola scala, occorre notare che esistono dislivelli ben più marcati. Esempi notevoli sono quelli del Monte Olimpo (27 chilometri rispetto alla base), ed anche della Valles Marineris, il complesso sistema di canyon che in qualche punto scende di 7 km rispetto alle pianure adiacenti.

Province fisiografiche

Possiamo classificare la superficie del pianeta anche dal punto di vista della struttura del terreno, legata alla sua origine. Otterremo quindi una suddivisione in aree di natura diversa, dette “provincie fisiografiche”.

In primo luogo, la gran parte dell’emisfero Sud è costituita da una regione antica, che ha subito in passato un intenso bombardamento, con la conseguente formazione di molti crateri. A differenza della Luna, qui si notano i segni di grandi corsi d’acqua ora prosciugati, e c’è una relativa scarsità di crateri di diametro inferiore a circa 20 km. Inoltre, i grandi crateri da impatto hanno il fondo piuttosto piatto, con pesanti segni di erosione che hanno smussato le pareti, originariamente aspre. Si possono identificare in questa zona delle aree libere da crateri, a volte solcate da “rughe”. Queste ultime potrebbero essersi formate col raffreddamento e lo sprofondamento di una crosta lavica inizialmente fluida, tradendo così un’origine vulcanica dei terreni circostanti.

 

Caratterizzazione di massima dei terreni marziani. Il sud è in basso. Sono ben visibili a sinistra i grandi scudi vulcanici (neri) e la frattura di Valles Marineris. A destra, nell’emisfero sud, spicca la depressione di Hellas

I più grandi bacini da impatto ben riconoscibili sono quelli di Hellas, che ha un diametro di 1800 km, e di Argyre, di 800 km. Regioni molto peculiari sono quelle poste presso i poli dove, a partire da una latitudine di 80 gradi e fino a dove i ghiacci perenni consentono di osservare il suolo, si notano terreni il cui aspetto stratificato deriva da periodi di intensa erosione. Poiché sono quasi assenti i crateri, queste devono essere aree tra le più giovani osservabili sul pianeta.

Attorno alla regione polare Nord si trovano distese di dune di sabbia, assenti invece dalla regione Sud, dove il terreno stratificato ricopre un antico pianoro craterizzato e un bacino di impatto del diametro di 850 km.

L’emisfero nord del pianeta è occupato da pianure che sono assai meno craterizzate di quelle meridionali. Probabilmente esse sono di origine vulcanica, anche se modificate da meccanismi intervenuti successivamente. Questo tipo di terreni si estende verso sud in direzione dello scudo di Tharsis, della regione dei canyon e del bacino di Hellas, e mostra i segni lasciati sia dal rapido intervento delle colate laviche, che dal lento scavare dei venti e di antichi corsi d’acqua.

Ancor meno ricchi di crateri sono gli scudi di Tharsis ed Elysium, di chiara origine vulcanica. Ad essi sono associati sistemi di fratture come la Valles Marineris, originatasi da sprofondamenti del terreno nel corso degli stessi eventi che hanno formato l’altopiano di Tharsis. Essa parte infatti da quest’ultimo, e si prolunga verso ovest correndo parallela all’equatore. Al suo estremo occidentale si trova una regione di fratture caotiche, disposte in tutte le direzioni, che formano quello che viene chiamato il “Labyrinthus Noctis”. Alcuni dei canyon principali della Valles Marineris sono larghi anche più di 200 km. Altre fratture si diramano dallo scudo di Tharsis in altre direzioni (in Tempe e Claritas), e interessano quasi un intero emisfero del pianeta. Formazioni analoghe, che sulla Terra sono note come “graben” (in classico esempio è la Valle del Reno) si estendono verso il Mare Sirenum e Memnonia. Fratture meno sviluppate sono associate all’altro altopiano, quello di Elysium.

La regione di terreno caotico nella quale la Valles Marineris ha origine al suo estremo orientale è attraversata da alcuni tra i maggiori canali del pianeta, che correndo verso nord e poi verso ovest vanno a sfociare nella piana di Chryse. Questi canali, che nulla hanno a che vedere con quelli visti al telescopio nel secolo scorso, portano il segno chiaro di un’origine dovuta allo scorrimento di grandi masse d’acqua. Le loro dimensioni sono impressionanti: alcuni di quelli che attraversano Chryse sono larghi ben 25 km. Il più lungo di essi, Kasei Vallis, si estende per ben 2000 km.

I cicli osservabili

Il Viking orbiter ha ripreso queste immagini che testimoniano la grande variazione di opacità dell’atmosfera marziana. In alto sono appena visibili leggere velature, e il bacino di Argyre riempito da nebbie. In basso, polveri e vapori si mescolano in una compatta copertura

 

Preso atto della situazione sopra descritta, si possono ora meglio comprendere quali sono le variazioni che un telescopio anche modesto può mostrare sul pianeta. Esse comprendono:

Il ciclo dell’anidride carbonica

E’ rappresentato dall’alternarsi della sublimazione del ghiaccio delle calotte col suo condensare nuovamente. Il segno osservativo principale consiste nella regressione delle calotte polari, e nel loro successivo riformarsi. In quota, l’anidride carbonica può essere in grado di formare velature nuvolose.

Il ciclo dell’acqua

Il ghiaccio stagionale delle calotte contiene anche una certa percentuale di acqua, che sublima insieme alla CO2. Il fatto che, tuttavia, si osserva un aumento dell’umidità atmosferica ben prima della regressione (ad inizio primavera) è probabilmente legato alla sublimazione di ghiaccio normalmente intrappolato in strati superficiali del suolo (permafrost). L’atmosfera del pianeta, inoltre, si trova sempre prossima al punto di saturazione del vapore acqueo, e ciò determina l’apparizione di nubi per condensazione (come sulla Terra), ben osservabili al telescopio.

Il ciclo della polvere

Esso determina la distribuzione globale delle polveri, con le regioni dell’emisfero settentrionale che, in generale, fungono da “pozzi”, catturando la polvere in sospensione, e quelle meridionali da “sorgenti”. Per tale motivo le aree più povere di polveri, che corrispondono alle regioni più scure viste al telescopio, si trovano nell’emisfero Sud. Le tempeste si generano solitamente dal contrasto di temperatura tra i poli e le regioni adiacenti, capaci di determinare i venti necessari al sollevamento delle particelle solide. Talvolta, le polveri possono trovarsi miscelate ai vapori in sospensione, determinando la presenza di nubi miste. Una tempesta di polvere di grande estensione può contribuire ad un abbassamento notevole della temperatura atmosferica, rallentando o addirittura invertendo temporaneamente la regressione delle calotte.

 

 Riassunto delle caratteristiche orbitali e fisiche di Marte

Distanza massima dal Sole (afelio)

1.666 u.a. (249,2 MLkm)

Distanza media dal Sole

1.524 u.a. (227,9 MLkm)

Distanza minima dal Sole (perielio)

1.381 u.a. (206,6 MLkm)

Periodo di rotazione assiale (solare)

24h 37m 22.7s

Periodo di rivoluzione siderale

686.98 giorni

Periodo di rivoluzione solare

668.60 giorni

Inclinazione dell’orbita

1,849°

Eccentricità dell’orbita

0,093

Periodo sinodico medio

779.94 giorni

Inclinazione dell’asse polare

25.2°

Diametro

6794 km all’equatore, 6759 km ai poli

Diametro apparente massimo

25″.7

Diametro apparente minimo

3″.5

Magnitudine massima

– 2.8

Albedo

0,15

Volume

15.04 % del volume terrestre

Massa

10.74 % della massa terrestre

Densità

3.94 (acqua = 1)

Superficie

28 % della superficie terrestre

Lunghezza di 1° sul cerchio massimo

59 km

Gravità superficiale

37.9 % della gravità terrestre

Velocità di fuga alla superficie

5.02 km/s