Il suolo di Marte

Quattro diversi aspetti telescopici del suolo marziano

 

 

Alla fine del secolo scorso l’interpretazione delle macchie di Marte vedeva contrapposte la teoria fisica di Schiaparelli e quella ottica di Cerulli. Il primo sosteneva che quanto si osservava corrispondeva alla “realtà fisica” del Pianeta, dove le aree chiare individuavano le terre, e quelle scure i mari.

Per il secondo i dettagli marziani altro non erano che il risultato dell’ integrazione ottica, operata dall’ osservatore, delle strutture superficiali irrisolte, e che nulla si poteva dire circa le caratteristiche geofisiche.

I lavori di Antoniadi e Maggini fecero ben presto giustizia delle forme geometriche che la corrente più convinta della teoria fisica (Lowell) andava accreditando, nel presupposto – anche esplicito – di interventi di ingegneria idrica da parte degli evoluti abitanti dell’arido Pianeta.

L’ ipotesi di mari e bacini fu poi abbandonata perché non sostenibile alla luce delle osservazioni e della conoscenza dell’ambiente marziano che via via si andava delineando.

Tuttavia la convinzione che le aree chiare corrispondessero a deserti e quelle scure a regioni fertili, pur nella prospettiva di forme vegetali sempre più semplici, ha resistito fin quando le sonde Mariner e Viking, tra il 1965 e il 1976, hanno tracciato un preciso quadro di riferimento dell’ ambiente marziano. Abbiamo così appreso che i valori della pressione atmosferica e della temperatura sono tali da non consentire la presenza di acqua liquida in superfice, ed è praticamente certo che il suolo è sterile. Quanto alle macchie, della cui realtà “fisica” non c’era di che dubitare, esse indicano regioni caratterizzate da diversa riflettività del suolo. In particolare le zone chiare sono tali perché quasi interamente coperte da un sottile strato di polveri chiare a grana fine, mentre nelle macchie scure la copertura è parziale, e lascia intravedere le rocce sottostanti o la pavimentazione detritica a grana grossa.

Le configurazioni scure, o macchie d’albedo, più prominenti interessano una fascia continua – il Gran Diaframma degli osservatori d’inizio secolo – compresa tra 0 e 40 gradi di latitudine Sud. Poche di esse mostrano di avere i contorni associati alla topografia locale. E’ il caso, ad esempio, della Syrtis Major, un ampio declivio scosceso orientato verso NE; dei canyons Juventae Fons e Coprates/Agathodaemon; del Mare Acidalium che corrisponde a una grande depressione; del fondo particolarmente scuro di qualche cratere (Huygens).

Le macchie d’albedo sono soggette a cambiamenti anche notevoli del loro aspetto. Tali variazioni si dicono stagionali se correlabili alla posizione orbitale, secolari in caso contrario. La disposizione delle macchie e i loro cambiamenti sono governati dal regime eolico che provvede alla distribuzione e rimozione delle polveri fini secondo modelli di circolazione ordinaria (diurna e stagionale) ed episodica (tempeste di polvere).

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

Nelle pianure si trovano le grandi regioni vulcaniche di Tharsis (Olimpus Mons, Ascareus, Pavonis, Arsia) – a cui è associato il complesso dei grandi Canyons (Coprates e dintorni) – e di Elysium (Elysium Mons, Hecates Tolus).

Nei più antichi altopiani, dove la craterizzazione è quasi satura, troviamo i grandi bacini da impatto (Hellas, Argyre).

Il paesaggio marziano è dunque estremamente vario e complesso, caratterizzato da notevolissimi dislivelli (31km tra l’ altezza del Monte Olimpo e la fossa di Hellas NW) e da imponenti strutture geomorfologiche. Malgrado ciò, e in questo Cerulli aveva ragione, nessuna di queste strutture è riconoscibile direttamente come tale mediante l’osservazione telescopica. Indirettamente però, oltre quanto detto a proposito delle macchie d’albedo, i fenomeni atmosferici controllati dalla topografia locale ne rivelano numerose.

E’ il caso dei grandi bacini da impatto (Hellas, Argyre, Schiaparelli/Edom) che, a seconda dell’ andamento stagionale, possono apparire come macchie brillanti circolari in quanto al loro interno si formano e/o vengono ritenute nubi altrimenti destinate a dissolversi rapidamente.

A loro volta i grandi edifici vulcanici vengono messi in evidenza dalle nubi pomeridiane di origine orografica che stazionano alla loro sommità. E’ il caso delle nubi bianche discrete di Tharsis e dell’ antica “Nix Olimpica” a cui il vulcano associato deve appunto il nome.

L’atmosfera

Per molti aspetti l’atmosfera di Marte è simile alla nostra: essa mostra modelli dinamici regionali e stagionali, un regime generale dei venti e un insieme di fenomeni metereologici (precipitazioni escluse) analoghi a quelli terrestri.

La differenza sostanziale è data dalla composizione, per il 95% di anidride carbonica, e dalla pressione, che è di 8 mb in media al livello di riferimento.

In mancanza di oceani, agiscono come fattori di perturbazione gli effetti topografici, ben maggiori di quelli terrestri, e la circolazione mareale tra gli emisferi diurno e notturno.

L’ osservazione telescopica permette di evidenziare un gran numero di eventi.

  • Cappucci e nubi polari (Polar Hoods). L’ acqua e l’ anidride carbonica liberate dalla calotta polare in dissoluzione, si condensano in nubi ad alte latitudini nell’ emisfero opposto (specialmente a Nord) dove, con l’ arrivo dell’ autunno, nascondono il processo di riformazione dei ghiacci polari. Al loro diradarsi e poi dissolversi con l’ avanzare della primavera, corrisponde il miglior periodo di osservabilità delle calotte polari;
  • Nebbie, foschie e/o brinate. Si osservano frequentemente come illuminamenti (brightening) serali o mattutini al lembo o al terminatore;
  • Nubi bianche sul disco. Osservabili per mezzo di filtri, particolarmente nell’emisfero invernale. Talvolta un sottile velo cinge completamente le regioni equatoriali (Equatorial Cloud Belt), e determina un curioso aspetto a bande;
  • Nubi bianche d’alta quota. Visibili occasionalmente al terminatore in quanto riflettono la luce solare poco dopo il tramonto o prima dell’alba;
  • Nubi orografiche. Associate ai grandi edifici vulcanici esse si formano intorno a mezzogiorno, raggiungono la massima estensione nel pomeriggio e si dissolvono al tramonto.
  • Tempeste di polvere (nubi gialle).

 

Luoghi di insorgenza abituale delle tempeste di polvere

 

In queste due immagini di Vincenzo della Vecchia è possibile osservare l’aspetto di una tempesta di polvere regionale, abbastanza estesa da coprire vaste aree dell’emisfero australe marziano. Il colore giallo brillante e la sua evidenza in luce rossa ci danno conferma della sua natura.

 

Esse danno luogo a manifestazioni particolarmente appariscenti e di grande interesse. Al loro insorgere appaiono come inconfondibili macchie giallo brillante di dimensioni limitate e dai contorni ben definiti. La loro espansione e successiva evoluzione è estremamente variabile: possono esaurirsi nel giro di qualche giorno nell’ambito di un’area più o meno limitata, o perdurare anche qualche mese, interessando tutto il Pianeta fino ad obliterare ogni configurazione superficiale.

Le statistiche sulla loro frequenza sono ancora insoddisfacenti, ma gli eventi maggiori appaiono riconducibili alla primavera-estate dell’emisfero australe. La Figura seguente mostra i siti nei quali è maggiormente frequente la genesi di tempeste.

  • Le calotte polari. Per quanto inerenti al suolo, esse sono il risultato di evidenti manifestazioni metereologiche. Composte di ghiacci d’acqua e anidride carbonica, seguono un ciclo stagionale assolutamente analogo a quello terrestre. La loro formazione sfugge all’indagine telescopica a causa delle nubi polari e per ragioni geometriche, mentre la fase di regressione è osservabile dettagliatamente. Anche le calotte mostrano una marcata asimmetria Nord – Sud.

Alla sua massima estensione la calotta polare Nord (NPC) raggiunge il sessantacinquesimo parallelo. Con l’aumento dell’insolazione primaverile si ritrae abbastanza regolarmente di circa 20 km al giorno, per stabilizzarsi in estate intorno a 80-85 gradi di latitudine.

La calotta Sud (SPC) raggiunge la Latitudine australe di 55-60 gradi, e si ritrae in modo non uniforme in Longitudine (ma simile da un anno all’altro) alla velocità di circa 15 km al giorno.

Sono presenti numerose fratture e ampie zone di maggiore brillanza – dunque di copertura più continua – che ritardano la dissoluzione rispetto all’andamento generale anche di molti giorni. Già prima di metà primavera il contorno della calotta diviene asimmetrico, e il piccolo residuo estivo (circa 10 gradi) sfiora appena il Polo, risultando centrato a 85 gradi di Latitudine Sud sul trentesimo meridiano.

Rimane da accennare al controverso fenomeno del “Blue (o Violet) Clearing”. Osservato attraverso un filtro violetto, Marte appare generalmente privo di particolari. Talvolta però è possibile intravederne qualcuno, e raramente osservarlo come in luce integrale. Accertato che il suolo marziano mostra minimi contrasti a lunghezze d’onda inferiori a 0,45 micrometri, e che pertanto non è necessario attribuire il fenomeno a un tenue strato di nebbia (blue haze) semi-permanente, rimane da spiegare l’origine delle variazioni osservate.