L'atmosfera e l'ambiente La quantità di vapore acqueo nell'atmosfera marziana è molto scarsa (0,01 % circa) e varia notevolmente da zona a zona con l'elevazione, la latitudine e, nello stesso luogo, in funzione dell'ora locale e~del periodo dell'anno. L'acqua è comunque concentrata in prossimità della superficie e si crede possa muoversi da un emisfero all'altro col mutare delle stagioni. Nei periodi estivi più avanzati si osserva in corrispondenza di ciascun polo una calotta di ghiaccio residua; questo ghiaccio, sublimando, sarebbe una sorgente plausibile del vapore acqueo misurato e giustificherebbe inoltre come le maggiori quantità di vapor d'acqua riscontrate dai Viking si trovino in corrispondenza dei bordi della calotta polare settentrionale. li graduale ritiro delle calotte polari e il loro successivo espandersi in relazione al volgere delle stagioni rappresenta uno dei Fenomeni dinamici di maggiore spicco, evidenziato in tutti i suoi dettagli dalle riprese del Mariner 9 e dei Viking. In particolare, il Mariner 9 ha potuto compiere osservazioni sulla calotta polare meridionale in fase di ritiro; si è così potuto appurare che, avvenuta la sublimazione della vasta calotta annuale di anidride carbonica allo stato solido, rimane una calotta residua costituita da normale ghiaccio d'acqua il quale evapora molto più lentamente del biossido di carbonio. Anche nella regione polare boreale si è in presenza di ghiaccio d'acqua, come ha confermato il Viking 2. In alcune zone la coltre ghiacciata può raggiungere spessori considerevoli (da alcune decine ad alcune centinaia di metri) e in alcune immagini sono visibili crateri riempiti da questo elemento. Sebbene la concentrazione del vapor d'acqua sia volumetricamente molto scarsa se paragonata a quella della bassa atmosfera della Terra, l'umidità relativa media di Marte è attualmente piuttosto elevata; nubi di ghiaccio possono formarsi ogniqualvolta l'atmosfera si raffreddi intensamente a causa di moti ascensionali o per la perdita di calore proprio. Raffreddamenti oltremodo intensi, con temperature prossime a ~1270C, provocano a loro volta il formarsi di nubi di C02: è un fenomeno che si verifica nelle regioni polari nei mesi invernali quando l'estesa coltre nuvolosa dà luogo a una ocappa polare". Nelle zone polari è stato possibile riprendere un insieme di sistemi nuvolosi di estremo interesse. In particolare, e con notevole analogia con situazioni similari esistenti sulla Terra, si sono osservate formazioni nuvolose poste sottovento rispetto a grandi crateri. Sulla Terra fenomeni di questo tipo avvengono nelle regioni montuose e sono dovute alla risalita, sempre sottovento, di masse d'aria che, espandendosi, si raffreddano. Nelle regioni equatoriali di Marte avviene talvolta la creazione di formazioni nuvolose più localizzate rispetto a quelle polari, la cui origine è attribuita anche in questo caso alla salita di quota e al conseguente raffreddamento di masse d'aria in movimento al di sopra di strutture elevate. La pressione dell'atmosfera marziana varia stagionalmente con oscillazioni di circa il 30% in funzione dei fenomeni di condensazione che avvengono nelle regioni polari. li valore medio registrato dal Viking 1 nella località di atterraggio è di 7,7 millibar. I valori della pressione rivestono un'estrema importanza in quanto, in combinazione con le misure di temperatura, determinano la possibilità per l'acqua di esistere allo stato liquido. A basse pressioni, infatti, l'acqua può passare direttamente dallo stato solido a quello di vapore senza passare attraverso lo stato liquido, che è ritenuto un elemento essenziale per la presenza della vita. Pressioni sufficienti a consentire l'esistenza di acqua come liquido, e cioè valori superiori di 6,1 millibar, sono state registrate durante il periodo estivo nelle regioni di Iside e di Hellas, nel settore occidentale del Sinus e in una larga fascia che avvolge l'emisfero settentrionale tra i 40° e i 50° di latitudine. Differenti misure di temperatura alla superficie indicano un valore medio di 290 K a mezzogiorno (di Marte) in prossimità dell'equatore, con una brusca caduta verso i 200 K nella parte non illuminata del pianeta. Nel periodo di massima illuminazione le temperature decrescono approssimativamente con il crescere della latitudine fino a un minimo di circa 230 K in vicinanza delle calotte polari. Si nota inoltre una variazione stagionale tale per cui la temperatura diminuisce dall'estate all'inverno dai 20 K ai 40 K alle latitudini intermedie e di circa 30 K nelle regioni polari. Questi valori però possono essere notevolmente influenzati dalla maggiore o minore presenza nell'atmosfera di particelle sospese, per esempio sabbia e polvere.

Una Curiosita': questa e' la Foto della famosa faccia di Marte. Molti Ufologi e altri amanti della fantascienza sostengono che si tratti di un opera architettonica che fu costruita da una civilta' extraterrestre in realta' non e' altro che una collina.

Canyons e Canali

Uno degli elementi più spettacolari della struttura superficiale di Marte è costituito da una regione di enormi canyons situati nella zona equatoriale. Queste strutture straordinarie sono larghe più di 200 km, hanno una lunghezza di oltre 5 000 km e una profondità che raggiunge i 6 km. Si ritiene che esse rappresentino una tappa fondamentale dell'evoluzione del pianeta, collegata con il sollevamento vulcanico dei Tharsis che si trovano immediatamente a ovest di questo sistema, chiamato Valles Marineris. La sua origine è rimasta celata tino al giorno in cui le prime immagini riprese dal Mariner 9 non furono accessibili alla comunità degli studiosi. I canyons sono formati da una serie principale di depressioni parallele delimitate da scoscese pareti che scendono a precipizio dagli orli degli altopiani circostanti. Raramente le pareti dei canyons sono lisce, mentre il più delle volte presentano ampie rientranze oppure un fitto intersecarsi di gole e burroni simili nell'aspetto al reticolato idrografico riscontrabile negli altopiani desertici dell'Ovest degli Stati Uniti. lì tondo dei canyons non presenta tracce di crateri e questo elemento può essere messo in relazione o con la presenza di processi erosivi o con la relativa giovinezza delle strutture. Quali furono gli eventi all'origine di questi canyons? L'ipotesi più probabile è che il sistema si sia originato dal combinarsi di fenomeni di fratturazione superficiale, concomitanti o conseguenti al ritiro dei magmi sottostanti, seguiti dalla fusione del ghiaccio contenuto nel terreno che, a sua volta, ha rimosso parte del materiale dal tondo e dato luogo alle intricate forme del reticolo idrografico di questa zona al cui aspetto definitivo hanno poi concorso frane di crollo e colate di fango. Il meccanismo però di questo trasporto di masse enormi di roccia lascia aperti alcuni interrogativi che riguardano per esempio le modalità con cui poté venire asportato tutto l'insieme dei materiali presente all'origine in quest'area e, fatto ancor più importante, dove è finito tutto il materiale rimosso. Ancor più dei canyons, uno dei risultati che maggiormente hanno caratterizzato questa fase dell'esplorazione di Marte, è stata la scoperta di sinuosi canali fluviali simili a quelli riscontrabili attualmente sulla Terra e formati dallo scorrere di acque in superficie. Si possono così osservare terrazze fluviali, isole a forma di goccia, ramificazioni intrecciate e banchi abbandonati dalla corrente. Il più grande di questi canali fluviali ha un'ampiezza di 200 km e una lunghezza di almeno i 700 km. Alcuni dei canali maggiori sembrano avere origine nelle terre dell'altopiano settentrionale e scorrono verso nord nella regione di Crise in accordo con l'inclinazione regionale prevalente della superficie topografica. Questi canali ricordano per molti aspetti il risultato prodotto sulla Terra da eventi alluvionali episodici.

Per altri canali però, come quelli degli altopiani delle regioni equatoriali, appare logico presupporre per l'acqua, in assenza di un possibile bacino di alimentazione, una sorgente meteorica intermittente, e cioè delle precipitazioni più o meno episodiche. Per gli scienziati che reputano che attualmente l'acqua non può scorrere su Marte in grandi quantità in quanto la temperatura e la pressione sono globalmente troppo basse, queste caratteristiche rappresentano un rompicapo continuo. Anche se, infatti, queste forme di erosione si sono formate milioni di anni fa, in condizioni completamente diverse dalle attuali, rimane il grosso interrogativo sul meccanismo che consente a questi canali di apparire così dettagliati e freschi quando invece dovrebbero essere stati da tempo ricoperti dalla polvere e dalla sabbia sollevate nel corso delle tempeste. Su Marte esiste poi un ulteriore tipo di canali, e cioè quelli lavici, associati a centri di attività vulcanica. Questi canali si dipartono ben definiti dalle pareti degli edifici vulcanici e si confondono lungo i pendii degli stessi, in modo quindi opposto a quanto avviene per i canali di erosione.

Foto delle ultime opposizioni del pianeta dallo Space Telescope

Natura del Suolo

La natura del suolo Prima dei rilievi effettuati dai due Lander dei Viking i e 2 Io studio delle caratteristiche superficiali di Marte, e in particolare della composizione e delle proprietà fisiche dei materiali sciolti, ha potuto essere effettuato solo per via indiretta mediante l'impiego di spettrometri all'intrarosso, di radiometri all' infrarosso e tramite lo studio del campo gravitazionale di Marte. Terreni di particolare interesse affiorano nelle regioni polari, sia meridionale che settentrionale; qui sono state riscontrate strutture molto particolari alle quali è stato dato il nome di <> in quanto esso appare composto da una fitta alternanza di strati chiari e scuri. Questo tipo di terreno, che è stato rinvenuto solamente in queste regioni, sembra legato strettamente all'anidride carbonica che nelle regioni polari forma annualmente uno strato congelato. Un'altra struttura tipica delle regioni a latitudine elevata è data da un tipo di terreno molto intricato e caratterizzato da rilievi e scarpate isolate, che si ritiene collegato alla scomparsa del ghiaccio dal sottosuolo. La maggior parte delle caratteristiche morfologiche dei terreni delle regioni polari risulta influenzata anche dai venti che, insieme al gelo e disgelo, modificano in continuazione l'aspetto di queste zone attenuandone il rilievo con un'azione sia di demolizione che di deposito. Le immagini e le informazioni inviate dai due moduli di atterraggio delle sonde Viking si sono rivelate assai utili nel fornire una descrizione estremamente dettagliata della superficie marziana nelle due aree dove si erano posati. Entrambe queste aree (Chryse Planitia, Viking Lander 1; Utopia Planitia, Viking Lander 2) sono rappresentative delle situazioni geologiche riscontrabili in superficie alle medie latitudini dell'emisfero settentrionale. Le riprese e le analisi di dettaglio hanno mostrato come entrambe le località siano caratterizzate dalla presenza di una grande varietà di rocce sepolte in un materiale finemente granulare e da un colore variabile dal marroncino all'arancione. Anche il cielo mostra una tinta rosso-pallida dovuta con tutta probabilità alla diffusione della luce attraverso particelle di polvere sospese nell'atmosfera marziana. La topografia della prima zona è ondulata e mostra una grande varietà di tipi e di frammenti di roccia che hanno dimensioni oscillanti dai pochi centimetri di sezione a circa due metri, mentre blocchi anche più grossi appaiono, in lontananza, all'orizzonte. Il terreno è formato dalla distruzione chimica e meccanica della parte più superficiale di una colata lavica basaltica alla quale si è successivamente aggiunto del detrito formato da urti di tipo meccanico. Questo materiale minuto si è distribuito e deposto per azione di venti che hanno fra l'altro levigato alcuni dei blocchi rocciosi presenti in quest'area. Nella zona di Utopia invece si è in presenza di una pianura uniforme caratterizzata dalla presenza di numerosi macigni dall'aspetto vescicolare che sembrano provenire da un vicini cratere meteoritico. Il materiale finemente granulare che si trova deposto fra le varie rocce è stato trasportato dai venti provenienti dalle regioni polari poste più a nord. Le analisi fin qui condotte attestano un maggior consistenza del materiale superficiale di Marte rispetto a quello lunare. Durante le rispettive fasi di atterraggio, le superfici al di sotto dei moduli Lander sono state erose solo lievemente. I materiali sparsi sulla superficie intorno ai due punti di atterraggio contengono dall'1 al 7% c materiale fortemente magnetico. Una delle ipotesi più accreditate riferisce questa magnetizzazione alla presenza della maghemite (y Fe2O3) il che giustificherebbe la colorazione rossastra complessiva del panorama marziano in quelle località. Grazie a uno strumento capace di ottenere dati relativi al contenuto di materiale inorganico del suolo, sia in superficie che a piccole profondità, è stato possibile verificare un notevole grado di uniformità nella composizioni del materiale granulare, il che indicherebbe un processo di mescolamento od omogeneizzazione per azione eolica. E stata rilevata la presenza di ferro, alluminio, calcio, silicio e zolfo, nonché in minor quantità, titano, rubidio, stronzio e zirconio.

Osservazioni personali

Marte e' un pianeta non facile da osservare.Ogni due anni si trova alla minima distanza dalla terra e quindi piu' appetibile per noi osservatori. Il suo disco in questi periodi puo' raggiungere il diametro di 20 gradi e una magnitudine relativa di -2.Innanzitutto Premetto che La turbolenza atmosferica deteriora parecchio l' immagine quindi consilio serate con aria ferma per sfruttare al meglio la strumentazione. Con telescopi amatoriali gia un buon riflettore da 114 mm puo' evidenziare i dettagli superficiali piu' evidenti come le calotte polari.Salendo di apertura come nel mio caso specifico con un S.C. da 203 mm si possono ottenere visioni gia piu' interessanti e un po piu' ricche di dettagli.Per osservare Marte consiglio dei buoni oculari che possano dare dai 100 ai 200 ingrandimenti.Per quanto riguerda i filtri Un buon Filtro Rosso Wratten 23A evidenzia calotte e scurisce i mari.Un verde chiaro 56# evidenzia le calotte polari un filtro blu 80A e' un po un tuttofare.

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Questa e' un immagine ottenuta al telescopio con una Webcam Philips adattata