Marte, il pianeta più vicino alla Terra nel sistema solare, è un mondo particolarmente interessante, anche perché solo fino a poco tempo fa si era sperato di rintracciarvi una forma di vita simile alla nostra; anzi, fino all'inizio del nostro secolo, molti astronomi erano convinti che su Marte vi fosse una civiltà in avanzato stadio di sviluppo. I marziani, invece, non esistono e sembra che il massimo che ci si possa aspettare di trovare è della materia organica allo stato primitivo, ma forse ancora più certamente il pianeta è del tutto sterile. Nonostante questa certezza Marte rimane il pianeta più simile alla Terra e sarà certamente la prima meta dell'uomo dopo la Luna. Al telescopio Marte appare come un disco rosso, con delle calotte bianche ai poli, e sulla superficie si notano degli evidentissimi segni scuri che si mantengono costanti. La sua distanza media dal Sole è di 228 milioni di chilometri, l'anno marziano corrisponde a 687 giorni terrestri e il giorno è di 24 ore e 37 minuti. Inoltre, poiché l'inclinazione dell'asse è solo leggermente maggiore a quella terrestre, anche le stagioni sono abbastanza simili a quelle della Terra, pur essendo molto più lunghe. Un'altra somiglianza con la Terra è costituita dal fatto che il polo sud è inclinato verso il Sole quando Marte si trova al perielio (punto dell'orbita in cui un pianeta si trova più vicino al Sole); l'influenza del Sole sul clima è più grande di quella che si verifica sulla Terra perché l'orbita di Marte è più eccentrica. Il clima nell'emisfero meridionale raggiunge valori più estremi che non in quello settentrionale; le estati sono più corte e più calde, mentre gli inverni sono più lunghi e più freddi. A mezzogiorno sull'equatore marziano, durante il solstizio d'estate, la temperatura può superare i 16 gradi centigradi. Per questo non si può considerare Marte un mondo particolarmente freddo. Poiché Marte non soltanto è meno denso della Terra, ma anche molto più piccolo (il suo diametro è solo 6790 km), la velocità di fuga (cioé la velocità che un oggetto deve raggiungere per vincere la gravità) è bassa (5 km al secondo), e per questo fatto l'atmosfera di Marte è molto tenue. Si sa attualmente che essa è costituita prevalentemente da anidride carbonica (95%) e che la pressione barometrica al livello del suolo non raggiunge i 10 millibar. Questi fattori fanno ritenere che nessuna creatura evoluta di tipo terrestre possa sopravvivervi senza protezione. Non esiste attualmente acqua allo stato libero sulla superficie marziana. Però è evidente che le bianche calotte polari sono costituite essenzialmente da ghiaccio d'acqua, anche se con la presenza di tracce di ghiaccio secco (anidride carbonica ghiacciata). Le calotte variano secondo le stagioni: quando raggiungono le massime dimensioni sono molto estese e si possono vedere anche con un telescopio di scarsa potenza. L'astronomo olandese Christian Huygens (1629-1695) è stato il primo nel 1659, a riconoscere alcune formazioni caratteristiche della superficie marziana e fra l'altro segnalò la regione a forma di V che ora è chiamata Syrtis Maior Planitia. Le prime mappe di Marte che possono considerarsi attendibili sono della seconda metà del diciannovesimo secolo. Tuttavia quello che si può chiamare il periodo "moderno" delle ricerche telescopiche venne iniziato da Giovanni Schiapparelli nel 1877, quando Marte si trovava nello stesso tempo al perielio e in opposizione ed era in condizioni eccellenti per essere osservato. Schiapparelli, che lavorava all'osservatorio di Milano, ricavò delle mappe del Pianeta più precise di qualunque altra fino allora ottenuta; inoltre egli fu il primo ad osservare delle particolarissime formazioni, che divennero presto famose con il nome di canali di Marte. Inevitabilmente questi canali, che formavano una rete rettilinea ed uniforme, suggerirono la convinzione che fossero costruzioni fatte dagli abitanti di Marte per convogliare l'acqua e irrigare vaste aree del pianeta. Secondo questa teoria l'acqua delle calotte polari sarebbe portata dai canali verso le regioni più aride, in prossimità dell'equatore; nei punti in cui i canali si incrociano si pensò che esistessero delle "oasi", considerate i centri in cui raccoglieva la popolazione del pianeta. Riguardo questa ipotesi, tuttavia lo stesso Schiapparelli poneva delle riserve, mentre l'astronomo americano Percival Lowell (1855-1916) sosteneva la teoria che su Marte dovesse trovarsi un popolo con un avanzato grado di civiltà. Quando divenne certo che le aree scure sulla superficie di Marte non potevano essere mari, si credette che dovessero il loro aspetto a macchie di vegetazione entro depressioni. Questa ipotesi fu ritenuta valida fino al lancio della prima sonda verso Marte, il Mariner 4 nel 1965. Adesso sappiamo con certezza che queste regioni scure sono altopiani irregolari come la Syrtis Maior e il loro colore è probabilmente dovuto a una differente struttura superficiale. La maggior parte della superficie marziana presenta un colore rosso ocra ed è probabilmente per questo suo aspetto rossiccio che al pianeta fu dato il nome del mitologico dio della guerra. I tratti ocra sono chiamati generalmente "deserti" ed il nome sembra appropriato sebbene non vi sia una reale analogia con i deserti terrestri. Non sono rare le tempeste di sabbia e vi sono pure venti nell'atmosfera del pianeta. Anche se i "canali" di Marte non esistono, la navicella Viking ha fornito la prova più evidente che l'acqua un tempo scorreva su Marte in abbondanza. Nella regione di Chryse canali chiaramente scavati si snodano e si intersecano come letti di fiumi inariditi, e "isole" di roccia antica, formate forse dal fluire dell'acqua entro i canali, risultano modellate nello stesso senso della corrente. Le condizioni migliori per osservare il pianeta Marte dalla Terra si verificano per pochi mesi, ogni due anni circa, essendo questo l'intervallo di tempo tra due successive opposizioni (780 giorni). Prima dell'era spaziale le nostre conoscenze di Marte erano piuttosto incomplete. Un primo tentativo di raggiungere il pianeta venne compiuto nel 1962 dai russi, che inviarono una sonda spaziale oltre Marte, ma essi fallirono poiché il contatto con il veicolo venne perso durante le prime fasi del volo e non più ristabilito. Nel luglio 1965 la sonda americana Mariner 4 passò accanto a Marte e inviò a Terra le prime informazioni sul pianeta rilevate a distanza ravvicinata. Per prima cosa si scoprì che l'atmosfera marziana era tenue quanto previsto e che, invece di essere costituita principalmente da azoto, con una pressione al suolo di 85 millibar, era composta in prevalenza da anidride carbonica, con una pressione inferiore ai 10 millibar. Tuttavia la scoperta più rilevante fu rappresentata da una serie di crateri che, pur essendo abbastanza simili a quelli lunari, hanno caratteristiche proprio. I crateri marziani, infatti sono molto grandi e alcuni di essi presentano un picco centrale come i crateri lunari. La scoperta dei crateri fu una vera sorpresa, poiché la maggior parte degli scienziati pensava che Marte avesse un paesaggio piuttosto piatto senza alte montagne o profonde depressioni. Nell'estate 1969 altre due sonde americane, Mariner 6 e 7, ottennero un vero successo avvicinandosi a Marte e inviando delle bellissime fotografie del pianeta. Anche queste fotografie mostrarono crateri e regioni montagnose e, quando si ottennero i primi risultati dalle registrazioni delle due sonde, vennero alla luce nuove sorprese. Per esempio, la formazione circolare dall'aspetto biancastro nota come Ellade, proprio a sud della formazione a V denominata Syrtis Maior, si rivelò una depressione invece di un altopiano, anzi la più profonda depressione di tutto il pianeta. I primi tre Mariner erano delle sonde progettate per passare vicino a Marte e poi allontanarsene per inserirsi in orbita attorno al Sole. I Mariner 8 e 9, invece, lanciati nel 1971, furono inviati con lo scopo di orbitare attorno a Marte e di inviare a Terra dati e fotografie per un periodo di mesi anziché di soli pochi giorni. Il Mariner 8, tuttavia, fu un vero fallimento, in quanto, immediatamente dopo il lancio, cadde in mare; per fortuna il Mariner 9 ottenne un successo enorme, fornendo un gran numero di dati, comprese 7239 immagini fotografiche. Il veicolo fu inserito in orbita intorno a Marte il 14 novembre quando quasi tutto il pianeta era circondato da sabbia e ben poco della sua superficie risultava visibile. Quando la sabbia si disperse, le telecamere rilevarono la presenza di vulcani, di forma simile a quelli terrestri delle Hawaii, anche se molto più imponente. Per esempio, l'Olympus Mons raggiunge i 25 km circa sopra il livello del suolo marziano e l'Arsia Mons i 20 km circa. Si scorgevano, inoltre, profonde vallate con pendii scoscesi, e il panorama ricordava letti fluviali prosciugati. Si riuscirà a scoprire qualche specie di vita in un punto qualsiasi di questo mondo freddo ed inospitale ? Proprio per questo gli Stati Uniti hanno lanciato i Viking. Il primo entrò in orbita il 19 giugno 1976, il secondo il 7 agosto dello stesso anno. Dopo un periodo di esplorazione fotografica per determinare le località adatte all'atterraggio, ambedue sganciarono i moduli di atterraggio. Quello del Viking 1 atterrò il 20 luglio nel vasto bacino di Chryse, posto alle latitudini medie settentrionali. L'altro atterrò il 3 settembre nella Utopia Planitia, a 7400 km circa dal Viking 1 e 1400 km circa più vicino al polo nord. Le spettacolari fotografie, inviate dai moduli di atterraggio, mostravano un terreno cosparso di rocce di colore rossastro. Il cielo non era azzurro ma rosa a causa della luce riflessa dalle particelle di polvere rossa sospese nell'aria. Gli elementi più importanti del suolo, scoperti dallo spettrometro a fluorescenza a raggi X, erano silicio, ferro, calcio, alluminio e titanio. I due veicoli spaziali scavarono nel terreno sotto il controllo di un calcolatore prelevando i campioni da analizzare nei laboratori biologici, con risultati che sorpresero suscitando speranze. Gli esperimenti sono stati scelti in base al concetto che ogni essere vivente esistente in un terreno deve nutrirsi espellendo alcune sostanze chimiche di base. L'esperimento iniziale di "scambio gassoso" rilevò ben presto una quantità di ossigeno 15 volte superiore a quella attesa. Tutte le forme di vita terrestri note agli scienziati, hanno bisogno di tempo per crescere e riprodursi e i dati ottenuti con questo esperimento sembravano piuttosto il risultato di una reazione chimica in un terreno ricco di ferro. I risultati dell'esperimento di "emissione controllata" si dimostrarono subito interessanti. Ci si aspettava che i microbi, se presenti, avrebbero assorbito carbonio-4 e liberato di anidride carbonica, ossido di carbonio e metano. Si scoprì una notevole quantità di anidride carbonica ma, anche questa volta, di origine chimica. L'esperimento "pirolitico" indicava "qualcosa" nella camera di sperimentazione stava sottraendo anidride carbonica all'aria e la incorporava in altri composti all'interno del suolo, ma restava il dubbio se questo "qualcosa" fosse biologico o chimico. La maggior preoccupazione degli scienziati era l'assenza di molecole organiche. Tutti e tre gli esperimenti biologici effettuati avrebbero avallato la presenza su Marte di organismi viventi sempre che ci si fosse trovati di fronte a composti organici. I principali problemi da affrontare inviando esseri umani su Marte sono il tempo e la distanza. Mentre gli astronauti possono atterrare sulla Luna e ritornare in meno di due settimane, una navicella verso Marte deve lasciare il sistema Terra-Luna e intraprendere un viaggio immenso che la porta direttamente intorno al Sole. Prima che un simile progetto possa davvero iniziare, è necessario costruire una stazione spaziale in orbita terrestre che possa essere usata come stazione di montaggio e di rifornimento. Gli uomini e le donne che compiono un simile viaggio devono imparare a vivere e lavorare nello spazio per un periodo da 18 mesi a due anni e mezzo. I momenti opportuni per i lanci verso Marte si ripetono a intervalli di circa 25-26 mesi, quando Marte si trova in opposizione. Un piano elaborato dagli americani prevedeva la possibilità di una spedizione umana in questo secolo. Due navi spaziali a propulsione atomica, lunghe ciascuna 82,3 m. avrebbero dovuto portare sei esploratori l'una. Erano già stati iniziati i lavori su motori dei razzi Nerva, che usano il calore sviluppato dalle reazioni nucleari per espandere il combustibile (idrogeno liquido) in modo da dare origine a un potente getto propulsore. Il viaggio avrebbe dovuto portare gli esploratori attorno al Sole fino a raggiungere un punto dello spazio dove si sarebbe trovato Marte nove mesi dopo la partenza. Per la maggior parte del volo, le due navi avrebbero dovuto essere collegate faccia a faccia, per poi separarsi prima di arrivare. Quindi avrebbero dovuto restare in orbita per 80 giorni, mentre tre esploratori di ciascuna nave sarebbero discesi sulla superficie del pianeta a bordo di veicoli adatti all'atterraggio. All'interno dei loro veicoli, a temperature e pressione controllate, gli astronauti avrebbero lavorato in libertà, senza tute. Solo prima di lasciare l'astronave avrebbero indossato le tute spaziali, per poi far funzionare i loro strumenti, raccogliere campioni e fare escursioni in un veicolo apposito. Giunto il momento di partire, essi avrebbero sistemato i loro campioni per poi decollare da Marte, lasciandosi dietro la sezione più bassa del veicolo d'atterraggio; quindi avrebbero incontrato l'astronave madre ancora in orbita e si sarebbero ricollegati ad essa. All'istante prestabilito le astronavi si sarebbero distaccate dall'orbita attorno a Marte, avrebbero continuato a volare intorno al Sole, passando in prossimità di Venere e infine, sfruttando la gravità, avrebbero rallentato fino a ritornare alla stazione terrestre dopo un viaggio circolare di 21 mesi. Il costo esorbitante di questa missione e la sua complessità rendono improbabile che gli esseri umani atterrino su Marte agli inizi del terzo millennio. Collocare una base scientifica su Marte richiederebbe un investimento ancor maggiore. Le informazioni che se ne potrebbero ottenere sarebbero certo più costose di quelle ricavabili da sonde automatiche o da esploratori meccanici. I nomi attribuiti alla maggior parte delle regioni di Marte risalgono alle osservazioni fatte da Giovanni Schiapparelli dopo il 1877. Il suo sistema di nomenclatura sostituì tutti quelli precedenti: per esempio il mare del Kaiser o della clessidra venne detto Syrtis Maior. Dopo i risultati del Mariner 9 vennero però effettuate delle revisioni da parte dell'Unione Astronomica Internazionale, che assegnò nomi latini a quelle caratteristiche topografiche che Schiapparelli aveva battezzato in base alla loro apparenza nell'albedo (quantità di luce solare incidente riflessa). L'emisfero occidentale include la maggior parte della pianura di Acidalia (Acidalium Planitia). Questo è il più intereessante dei due emisferi perché comprende alcuni dei maggiori vulcani come l'Olympus Mons (l'ex Nix Olympus di Schiapparelli): quest'ultimo è visto dalla Terra come una macchiolina, circondata da una zona estesa, quasi circolare, relativamente libera dai grandi crateri. Questa zona include le pianure dell'Amazzonia (Amazonis Planitia) a nordovest, quelle dell'Arcadia (Arcadia Planitia) a ovest e la catena dei monti Tharsis a est. I pochi e piccoli crateri di tale regione sono dovuti probabilmente a impatti meteoritici e non all'atteso vulcanismo marziano che si è verificato in epoche passate. Di particolare importanza nelle aree vulcaniche sono i flussi lavici, che sono particolarmente evidenti attorno all'Olympus Mons, Ascraeus Mons, Pavonis Mons e Arsia Mons. Sono anch'essi grandi coni vulcanici che nel loro insieme costituiscono la catena dei monti Tharsis (Tharsis Montes). Durante le grandi tempeste di sabbia alla fine del 1971, quando il Mariner 9 raggiunse Marte, queste tre cime erano tra le poche caratteristiche che potevano essere identificate, dal momento che spuntavano attraverso le nubi di polvere. La Vastità Boreale (Vastitas Borealis) si estende attorno alla regione del polo nord. Durante l'inverno Boreale i depositi bianchi della calotta polare possono estendersi a sud fino a Tempe Dorsum, ricoprendo questa regione oscura. La Chryse Planitia venne scelta come luogo di atterraggio della prima sonda Viking nell'estate 1976 (la Viking 2 atterrò nella Utopia Planitia, nell'emisfero orientale). Circa 5 gradi a sud dell'equatore e a longitudine zero si trova il Sinus Meridiani, che veniva considerato dagli astronomi come lo zero della longitudine marziana; a 20 gradi ovest e 20 gradi sud si trova invece la macchia scura del Margaritifer Sinus. Questi due nomi non sono rimasti dopo le revisionio poiché non corrispondono a rilevabili caratteristiche. L'emisfero è dominato dal poderoso sistema di "rift" (valli di spaccature) che si estendono verso est dai Tharsis Montes attraverso il Tithonius Chasma, il Melas Chasma e il Coprates Chasma attraverso il Dimud Vallis. Immediatamente a sud di Tithounis Chasma si trova il Solis Planum, una delle aree più variabili che esistono su Marte. Rilevazioni eseguite al telescopio fin dal 1877 hanno portato all'osservazione dei forti cambiamenti di forma e di intensità: cosa che concordava con la vecchia ipotesi che sul pianeta ci fosse vegetazione; oggi, però, che si ritiene che le zone oscure siano di natura inorganica, è moltopiù difficile poterle spiegare. Le evidenti macchie scure attorno ai solchi del Sirenum Dorsum e la serpeggiante Nirgal Vallis fanno parte del gruppo di mari che nella nuova nomenclatura non hanno trovato più posto: ambedue sono costellati di crateri. La sonda sovietica Mars 3 è atterrata nel dicembre 1971 a sud del Sirenum Dorsum, ma ha trasmesso per soli 20 secondi senza fornire utili indicazioni sulla topografia marziana. La caratteristica dell'emisfero orientale è la pianura Syrtis (Syrtis Planitia), già osservata da Christiaan Huygens (1629-1695) nel 1659; si tratta della macchia scura più evidente su Marte. Il Mariner 9 dimostrò che essa è un pianoro relativamente liscio e inclinato a est verso la base della pianura Isidis (Isides Planitia) e non, come si era ritenuto, un fondo marino sprofondato. Sorprendentemente, a parte il colore, c'era ben poco che la distingua dalla più chiara pianura di Isidis; si può concludere che la sua prominenza sia dovuta semplicemente al basso albedo delle sue rocce. La pianura Elysium (Elysium Planitia), è zona vulcanica: essa contiene due grandi crateri vulcanici (caldere) come pure un duomo molto marcato. La regione oscura a 55 gradi nord di latitudine è l'altra metà della Vastitas Borealis. Essa forse è in parte responsabile della zona oscura attorno alle calotta polare. La parte meridionale di questo emisfero è dominata dalla pianura Hellas (Hellas Planitia), che può apparire estremamente brillante dalla Terra e che talvolta può essere scambiata per una terza calotta polare. A est di Hellas si trovano le due caratteristiche zone scure del Mare Tirennum e del Mare Cimmerium. Nella regione polare boreale la calotta non svanisce mai completamente. E' visibile parte della pianura di Acidalia, che è la più evidente delle caratteristiche scure nell'emisfero nord del pianeta. Nella regione polare meridionale la zona entro 10 gradi dall'effettivo polo sud sembra liscia e laminata, mentre il residuo estivo della calotta polare è spostato alla longitudine di 45 gradi. Le zone oscure circostanti sono costellate di crateri con un formazione molto preminente, l'Argyre Dorsum. Durante l'inverno australe i depositi polari coprono quasi tutta questa zona. Anche se Marte ha più o meno la stessa età della Terra (siamo nell' ordine di 4700 milioni di anni), esso è talmente più piccolo e meno pesante che si è evoluto più rapidamente. Questo porta alla considerazione generale che la sua superficie ha un aspetto più consumato ed eroso di quello della Terra: infatti l'atmosfera di Marte, per quanto sia debole e non troppo densa, non è tuttavia trascurabile. Alla luce delle conoscenze attuali è interessante vedere quali erano le teorie degli astronomi su Marte prima del 1965, anno che segna una data importante nella storia del pianeta; la sonda Mariner 4, infatti, inviò a Terra per la prima volta fotografie della sua superficie scattate a distanza ravvicinata. Precedemente si pensava che le aree scure fossero depressioni, probabilmente il letto di vecchi mari, mentre le regioni luminose come Hellas e Argyre fossero altopiani; in generale si credeva che la sua superficie avesse piccoli rilievi e che non ci fossero né alte montagne né profonde vallate. Ma la realtà era molto diversa. Le prime foto arrivate a Terra dal Mariner 4 hanno rivelato l'esistenza di crateri e, man mano che esse diventavano sempre più nitide, la natura generale del paesaggio si è fatta più chiara. Invece di essere un mondo con un paesaggio pianeggiante, Marte si è rivelato estremamente accidentato. I primi risultati del Mariner 4 hanno messo in luce che esistono differenze tra le varie regioni del pianeta e che la sua superficie è molto più accidentata di quella della Luna. Il Mariner 4 rivelò che l'atmosfera del pianeta è molto più tenue di quanto non si pensasse e divenne sempre meno credibile la teoria secondo cui i presunti "mari" marziani fossero occupati da vegetazione. Nel 1969 le sonde Mariner 6 e 7 hanno confermato questo primo quadro di Marte e furono evidenziate sia aree ricoperte da crateri, sia aree definite "caotiche" senza particolari caratteristiche. Senza dubbio i risultati più sorprendenti si sono ottenuti da Mariner 9 (1971) che, dopo essersi avvicinato al pianeta ed averne fotografato i due satelliti, dovette attendere la fine della tempesta di sabbia. Quando l'atmosfera divenne nuovamente limpida si poterono osservare i torreggianti vulcani come Olympus Mons e Arsia Mons, le cime più alte di Marte (oltre i 20 km). Pochi astronomi si erano aspettati di trovare vulcani di tipo terrestre; d'altra parte la somiglianza tra i vulcani come Olympus Mons e Arsia Mons e quelli delle Hawaii sulla Terra è molto evidente. La differenza principale sta nella scala; si sono fatte valutazioni delle altezze delle strutture superficiali di Marte sia per mezzo di radar sia misurando la quantità di anidride carbonica sulle diverse regioni di Marte: si è potuto scoprire che i vulcani marziani sono circa tre volte più alti di quelli delle Hawaii e, dato che Marte è molto più piccolo della Terra, risultano in proporzione anche più elevati. I vulcani non erano stati individuati dai Mariner precedenti per due ragioni. La prima è spiegata dal fatto che il tempo per scattare le fotografie era molto limitato: infatti i Mariner 4, 6 e 7 effettuarono ognuno un unico passaggio su Marte per poi inserirsi in orbite senza ritorno intorno al Sole; mentre Mariner 9 e i Viking sono stati messi in orbita intorno al pianeta e perciò hanno potuto trasmettere informazioni fino all'esaurimento delle batterie. La seconda ragione consiste nel grande progresso della "rifinitura" computerizzata delle immagini fotografiche (cleaning-up); i metodi elettronici hanno reso così possibili fondamentali progressi. La nostra conoscenza della superficie marziana è stata rivoluzionata dal Mariner 9 e dai Viking. L'aspetto più sconvolgente è la diversità delle caratteristiche delle variee aree. A regioni fittamente coperte di crateri si alternano aree relativamente livellate; a parte i grandi vulcani, esistono canyon imbriferi (di drenaggio) e profondi bacini: i migliori esempi sono Hellas e Argyre. I canyons equatoriali della Valles Marineris intagliano in profondità la superficie di Marte e si estendono per quasi un terzo della sua circonferenza. In certe zone le pareti dei canyon sembrano modificate da giganteschi franamenti; in altre, invece, da erosione dirette, formando così sistemi tributari integrati. Altrove sembra aver predominato il fenomeno della fagliazione. Quando l'orbita dell'Orbiter 1 venne cambiata in modo che l'intero pianeta si trovò a ruotare al di sotto di esso, analizzando il vapore acqueo e la temperatura della navicella si fece un'altra importante scoperta. Si trovò che la calotta polare settentrionale è per lo più costituita di acqua ghiacciata e non di ghiaccio secco (anidride carbonica ghiacciata), come aveva creduto la maggior parte degli scienziati. In alcune zone il ghiaccio può raggiungere uno spessore da 100 a 1000 m. Le foto indicavano che esso riempiva virtualmente alcuni crateri. Al di sopra di vaste aree del pianeta si evidenziano attività vulcanica ed erosione idrica. Nel passato geologico di Marte, quando l'atmosfera era molto più densa di oggi, piogge torrenziali devono avere allagato i bacini e intagliato canali attraverso rocce e deserto. Alcuni canali di drenaggio sono stati forse causati dall'azione geotermale che ha liquefatto gli strati di ghiaccio subsuperficiali, facendo sgorgare l'acqua in gigantesche sorgenti bollenti. Parte dell'acqua adesso esistente su Marte è tuttora imprigionata nel ghiaccio polare e forse in aree di permafrost (sottosuolo sempre gelato) al di sotto dei poli. Quando sorge il Sole, in talune aree compaiono macchie di nebbia in fondo ai crateri e ai canali prosciugati. Per maggiori dettagli su Marte, vedi ARGOMENTO: [La BIOASTRONOMIA].

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A new clue from Mars ?
EUROPEAN SPACE AGENCY NEWS RELEASE
Posted: September 20, 2004

Recent analyses of ESA's Mars Express data reveal that concentrations of water vapour and methane in the atmosphere of Mars significantly overlap. This result, from data obtained by the Planetary Fourier Spectrometer (PFS), gives a boost to understanding of geological and atmospheric processes on Mars, and provides important new hints to evaluate the hypothesis of life present on the Red Planet. PFS observed that, at 10-15 kilometres above the surface, water vapour is well mixed and uniform in the atmosphere. However, it found that, close to the surface, water vapour is more concentrated in three broad equatorial regions: Arabia Terra, Elysium Planum and Arcadia-Memnonia. Here, the concentration is two to three times higher than in other regions observed. These areas of water vapour concentration also correspond to the areas where NASA's Odyssey spacecraft has observed a water ice layer a few tens of centimetres below the surface, as Dr Vittorio Formisano, PFS principal investigator, reports. New in-depth analysis of PFS data also confirms that methane is not uniform in the atmosphere, but concentrated in some areas. The PFS team observed that the areas of highest concentration of methane overlap with the areas where water vapour and underground water ice are also concentrated. This spatial correlation between water vapour and methane seems to point to a common underground source. Initial speculation has taken the underground ice layer into account. This could be explained by the 'ice table' concept, in which geothermal heat from below the surface makes water and other material move towards the surface. It would then freeze before getting there, due to the very low surface temperature (many tens of degrees Celsius below zero). Further investigations are needed to fully understand the correlation between the ice table and the presence and distribution of water vapour and methane in the atmosphere. In other words, can the geothermal processes which 'feed' the ice table also bring water vapour and other gases, like methane, to the surface ? Can there be liquid water below the ice table ? Can forms of bacterial life exist in the water below the ice table, producing methane and other gases and releasing them to the surface and then to the atmosphere ? The PFS instrument has also detected traces of other gases in the Martian atmosphere. A report on these is currently under peer review. Further studies will address whether these gases can be linked to water and methane and help answer the unresolved questions. In-situ observations by future lander missions to Mars may provide a more exhaustive solution to the puzzle. The result is reported Monday, by Dr Vittorio Formisano at the International Mars Conference (19-23 September), organised by the Italian Space Agency (ASI) in Ischia, Italy. The objective of the PFS instrument is the study, with unprecedented spectral resolution, of temperature fields in the atmosphere, dust, variation and cycle of water and carbon monoxide, vertical distribution of water, soil-atmosphere interactions and minor gaseous species. From this, hints of extant life can be extracted (in terms of the presence of 'biomarker' gases and chemical study of atmospheric environmental conditions).

The PFS is an Italian Space Agency instrument, developed by the Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario (IFSI) of the Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), in the framework of ESA Mars Express mission.

MARS EXPRESS 3D MODEL

Where is Mars Odyssey Right Now ?

The images below are all SIMULATED views. All of the images are computer generated and are automatically updated every 10 minutes.  

This image shows the position of the Mars Odyssey spacecraft relative to Mars

This image shows the relative position of the planets in the inner solar system. In particular, not where Mars is relative to Earth.

Traducendo e RIASSUMENDO: Acqua e metano su Marte. Uno strumento italiano rivela le aree di maggior concentrazione. Le recenti analisi dei dati della Mars Express dell'ESA rivelano che le concentrazioni di vapor acqueo e di metano nell'atmosfera di Marte si sovrappongono in modo significativo. Questo risultato, calcolato a partire dai dati del Planetary Fourier Spectrometer (PFS), uno strumento di progettazione italiana, aiuterà a comprendere i processi geologici e atmosferici del pianeta rosso e fornirà nuovi indizi per valutare l'ipotesi della presenza di vita su Marte. Il PFS, il cui principale investigatore è Vittorio Formisano dell'Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario del CNR di Roma, ha osservato che a 10-15 chilometri sopra la superficie il vapor acqueo è pressoché uniforme nell'atmosfera. Tuttavia, più vicino alla superficie, il vapore è maggiormente concentrato in tre vaste regioni equatoriali, dove la concentrazione è superiore di due o tre volte a quelle delle altre regioni osservate. Queste tre aree corrispondono a quelle dove la navicella Odyssey della NASA ha osservato uno strato di ghiaccio a poche decine di centimetri sotto la superficie. Anche il metano non è uniforme in tutta l'atmosfera, ma è concentrato in alcune aree. Il team del PFS ha osservato che le aree di maggior concentrazione di metano si sovrappongono con quelle dove sono concentrati il vapor acqueo e il ghiaccio sotterraneo. Questa correlazione spaziale sembrerebbe dovuta a una comune fonte sotterranea. I risultati sono stati presentati da Formisano il 20 settembre alla Conferenza Internazionale su Marte, organizzata dall'Agenzia Spaziale Italiana a Ischia.

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GIOVE

Distanza dal Sole media	778,3 milioni di km
Distanza dal Sole massima	815,7 milioni di km
Distanza dal Sole minima	740,9 milioni di km
Raggio	71400 km
Schiacciamento	0,062
Albedo	0,45
Periodo di rivoluzione	11,86 anni terrestri
di rotazione	9h 50m 30s
Eccentricità dell'orbita	0,048
Inclinazione dell'orbita	1 grado e 18 primi
dell'asse	3 gradi e 5 secondi

Cassini's Wild Ring Ride. Credit:NASA

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URANO

Distanza dal Sole media	2875 milioni di km
Distanza dal Sole massima	3008 milioni di km
Distanza dal Sole minima	2742 milioni di km
Raggio	25800 km
Schiacciamento	0,021
Albedo	0,46
Periodo di rivoluzione	84,01 anni terrestri
di rotazione	17h 30m 30s
Eccentricità dell'orbita	0,047
Inclinazione dell'orbita	98 gradi
dell'asse	0 gradi e 45 primi

Anticamente i limiti del sistema solare si facevano coincidere con l'orbita del pianeta Saturno. Si conoscevano in tutto sette corpi celesti (cinque pianeti visibili ad occhio nudo, il Sole e la Luna) e sette era il numero sacro agli astrologi. Nel 1781 William Hershel, osservando con un telescopio il cielo nella zona che racchiude la costellazione dei Gemelli, scoprì un corpo celeste che presentava un disco ben visibile che si spostava tra le stelle di notte in notte. Hershel pensò si trattasse di una cometa, ma una volta calcolata la sua orbita si accorse che senza dubbio si trattava di un nuovo pianeta esterno a Saturno. A questo nuovo membro del sistema solare venne dato il nome di Urano. Appena visibile ad occhio nudo, Urano ha un diametro di 51.800 km. Al telescopio appare come un disco decisamente verdastro e con difficoltà si possono osservare delle regioni luminose ed altre più scure. Urano ha una distanza media dal Sole di 2.875 milioni di chilometri e un periodo di rivoluzione di 84 anni. Il periodo della rotazione assiale è di 17 ore e 30 minuti; l'inclinazione dell'asse del pianeta è veramente insolita, in quanto raggiunge i 98° (è cioé superiore ad un angolo retto) di modo che dalla Terra il pianeta a volte è visto dalla parte delle regioni polari (quando l'asse di rotazione è diverso dalla Terra) mentre altre volte l'equatore attraversa il centro del disco. La sonda Voyager 2, che il 24 gennaio 1986 è arrivata fino a 73.000 km da Urano, ha permesso di aggiornare le nostre conoscenze sul pianeta. Ora si sa che questo è un corpo per lo più gassoso, composto da idrogeno, elio e metano, con una temperatura alla sommità osservabile delle nubi di circa -210°C. La massa di Urano è circa 14,6 volte quella terrestre e la gravità alla superficie è 1,17 volte più intensa. Urano presenta un sistema di 11 anelli; di questi 5 furono scoperti nel 1977 mediante lo studio dell'occultazione, da parte del pianeta, di una stella che, al passaggio di ogni anello, veniva temporaneamente oscurata; 4 nel 1978 con lo stesso metodo; il decimo e l'undicesimo nel 1986 dalla sonda Voyager 2. E' ancora troppo presto per poter dire quando la prima spedizione umana si avventurerà fino a Urano. Saranno necessari veicoli molto più sofisticati di quelli fino ad oggi progettati; anche così, l'atterraggio sulla superficie del pianeta potrebbe essere impossibile. Urano, come Giove e Saturno, ha una superficie gassosa, benché la costituzione del pianeta differisca dagli altri due in molti particolari importanti. Non c'è alcuna prova che indichi l'esistenza di pericolose fasce di radiazioni come quelle di Giove. Dei suoi satelliti, Miranda è tra i più vicini, ma è più probabile che il primo atterraggio verrà effettuato su uno dei satelliti maggiori, per esempio Ariel. Si dovrebbe allora vedere uno strano paesaggio, un quadro di vuoto e desolazione dovuto alla luce fioca e verdastra di Urano che colpisce le rocce dei suoi satelliti. A causa della strana inclinazione del suo asse Urano appare talvolta come una falce con le punte agli estremi opposti all'equatore invece che ai poli.

SATELLITI DI URANO

 
    Satellite   Distanza  Raggio    Massa   Scopritore  Data della
              (x1000 km)   (km)     (kg)                scoperta
     ---------  ---------  ------  --------  ----------  ----------

Ariel           191     579    1.27e21  Lassell      1851
Belinda          75      34      ?      Voyager 2    1986
Bianca           59      22      ?      Voyager 2    1986
Cordelia         50      13      ?      Voyager 2    1986
Cressida         62      33      ?      Voyager 2    1986
Desdemona        63      29      ?      Voyager 2    1986
Giulietta        64      42      ?      Voyager 2    1986
Miranda         130     236    6.30e19  Kuiper       1948
Oberon          583     761    3.03e21  Herschel     1787
  Ofelia           54      16      ?      Voyager 2    1986  
Portia           66      55      ?      Voyager 2    1986
Puck             86      77      ?      Voyager 2    1985
Rosalind         70      27      ?      Voyager 2    1986
Titania         436     789    3.49e21  Herschel     1787
 Umbriel         266     585    1.27e21  Lassell      1851

New Moons of Uranus and Neptune
News story originally written on October 31, 2003

Astronomers have discovered new moons orbiting Uranus and Neptune. 2003 has been a banner year for moon discoveries; several new moons orbiting Jupiter, Saturn, and Neptune were announced earlier this year. All of the newfound moons are small, having diameters less than 100 km (60 miles). Mark Showalter of Stanford University and NASA's Ames Research Center and Jack Lissauer of Ames discovered two new moons of Uranus that have been given the temporary names S/2003 U1 and S/2003 U2. At the time of their discovery in September, the two were the smallest moons yet found orbiting Uranus, having diameters of 16 km (12 miles) and 12 km (8 miles) respectively. The moons, which were discovered via observations made with the Hubble Space Telescope (HST), both orbit closer to the planet than Uranus's five large moons (Ariel, Miranda, Oberon, Titania and Umbriel). S/2003 U2 orbits in a region crowded with eleven other small moons, all of which were discovered via observations made by Voyager. Scott Sheppard and David Jewitt at the University of Hawaii discovered two other moons of Uranus, which are currently called S/2003 U3 and S/2001 U2. Both were found using the Subaru telescope on the top of the Mauna Kea volcano in Hawaii. S/2003 U3 is 11 km in diameter (7 miles) and takes about 4 years to complete an orbit around Uranus; S/2001 U2 is 12 km (8 miles) across and orbits so far from the planet that it takes almost 8 years to go around once! S/2001 U2 had originally been spotted in 2001 by Matthew Holman and J.J.Kavelaars, but they weren't able to make enough observations at that time to prove it was a satellite of Uranus, and astronomers hadn't been able to locate it since. Astronomers need to observe a new moon several times before they declare a discovery since the multiple observations allow them to determine the orbital path of the newly found satellite. Two new moons of Neptune have also recently been found. S/2002 N4 was first seen by Holman and B.Gladman in August 2002. The discovery was confirmed with new observations in August and September of this year by Holman. The moon is roughly 60 km (37 miles) in diameter. S/2003 N1 was discovered by Jewitt, Sheppard and Jan Kleyna, again using the Subaru telescope. It is about 38 km (24 miles) across. Both moons orbit farther from their parent planet than any other moon so far discovered in the entire Solar System. Each moon orbits Neptune at an average distance of roughly 47 million km (29 million miles), and takes about 25 years to make it around the planet once! That distance is about one third as large as the distance from Earth to the Sun! These new discoveries boost the total count of moons found around Uranus to 27 and around Neptune to 13. Stay tuned - it has been a good moon hunting season this year, and you never know when more new moons might be found!

FINE DIGRESSIONE

 

NETTUNO

Distanza dal Sole media	4496 milioni di km
Distanza dal Sole massima	4537 milioni di km
Distanza dal Sole minima	4456 milioni di km
Raggio	24750 km
Schiacciamento	0,02
Albedo	0,53
Periodo di rivoluzione	164,79 anni terrestri
di rotazione	18h 12m
Eccentricità dell'orbita	0,009
Inclinazione dell'orbita	17 gradi e 12 primi
dell'asse	28 gradi e 48 primi

Con la scoperta di Urano sembrava che niente dovesse più turbare l'armonia del sistema solare; tuttavia dopo pochi da questa scoperta si presentò agli astronomi un nuovo strano problema. Urano infatti non si muoveva lungo l'orbita prevista, ma presentava delle notevoli perturbazioni che lo portavano in posizioni diverse da quelle calcolate teoricamente; l'unica soluzione ragionevole di questo problema era l'esistenza di un altro pianeta ancora sconosciuto che avrebbe potuto pertubare in quel modo l'orbita di Urano. Nel 1843, a Cambdrige, John Couch Adams si interessò al problema e pensò che sarebbe stato possibile scoprire il pianeta sconosciuto, ammesso che esistesse realmente, studiando le perturbazioni riscontrate nell'orbita di Urano. Dopo mesi di duro lavoro Adams giunse alla conclusione di aver determinato con una certa sicurezza la posizione del pianeta (1845) e prospettò a George Biddel Airy (1801-92) la propria teoria, ma l'astronomo non la prese in considerazione. Contemporaneamente gli stessi calcoli fatti da Adams erano stati eseguiti in Francia dal matematico Urbain Leverrier (1811-77), che li inviò all'osservatorio di Berlino dove furono utilizzati da Johann Galle e Heinrich D'Arrest, che in breve tempo riuscirono a localizzare il nuovo pianeta più o meno nella stessa posizione indicata teoricamente dal matematico francese. La scoperta del pianeta venne fatta nel 1846; poco dopo anche Challis, lavorando a Cambdrige sulle basi del lavoro di Adams, localizzò il pianeta. Questo fu chiamato Nettuno, e Adams e Leverrier sono universalmente conosciuti come i suoi scopritori. Nettuno è più o meno un gemello di Urano, è leggermente più piccolo (con un diametro di 49.500 km) e più pesante, ma non presenta l'inclinazione notevole di Urano. Il periodo di rivoluzione è di 164,79 anni, mentre la sua distanza dal Sole media è di 4.496 milioni di km. I dettagli della sua superficie non sono visibili con nessun telescopio ed il pianeta appare come un disco pallido e bluastro. La sua massa è circa 17,2 volte quella terrestre e la gravità della superficie 1,18 volte più intensa. Nettuno è un pianeta quasi completamente allo stato fluido, composto da idrogeno, elio, ammoniaca e metano e mostra una struttura a fasce delle nubi, dove la temperatura è di -220°C, con presenza di grossi vortici ciclonici. La sonda automatica Voyager 2 ha scoperto nel 1989 due tenui anelli nel piano equatoriale del pianeta.

Facility... Filmati AVI/MPEG: Voyager Mission Agg. 22.09.2004

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PLUTONE

Distanza dal Sole media	5900 milioni di km
Distanza dal Sole massima	7400 milioni di km
Distanza dal Sole minima	4425 milioni di km
Raggio	1500 km
Schiacciamento	-
Albedo	0,6
Periodo di rivoluzione	24,7 anni terrestri
di rotazione	6g 9h 18m
Eccentricità dell'orbita	0,25
Inclinazione dell'orbita	17 grado e 1 primo
dell'asse	118 gradi

Anche dopo la scoperta di Nettuno si continuò a riscontrare delle perturbazioni notevoli nei moti dei giganti più esterni. Percivall Lowell, deciso a risolvere il problema, intraprese nuovi calcoli per vedere se queste perturbazioni erano dovute alla presenza di un altro pianeta. Quattordici anni dopo la sua morte il pianeta fu localizzata nel 1930 dal Lowell Observatory, in Arizona; la scoperta venne fatta da Clyde Tombaugh, un allora giovane studente che è stato uno dei più famosi ed importanti astronomi americani. La conoscenza di Plutone è ancora approssimativa: nessuna sonda automatica lo ha sinora esplorato, e al telescopio è osservabile come un dischetto di soli 49 secondi d'arco con magnitudine 14,5. Più piccolo della Luna, con una massa di 2/1000 di quella terrestre e una gravità alla superficie di 3/100, Plutone pareva ricoperto da metano ghiacciato, ma nel 1996 il telescopio spaziale Hubble ha scoperto che la sua superficie è ricoperta in gran parte da ghiaccio d'azoto. La sua temperatura è vicina ai -230°C. La sua orbita è talmente eccentrica che dal 1979 e fino al 1999 si trovò più vicino al Sole di Nettuno; questa sua caratteristica ha fatto ipotizzare una sua "cattura" da parte del sistema solare in epoca più recente rispetto alla formazione degli altri pianeti.

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