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BORGO A MOZZANO - Piano di Gioviano, SP2 Lodovica.

LETTORI SINGOLI

I PIANETI TERRESTRI cap. 5 - PIANETA MARTE, con Regioni, Zone e Luoghi particolari. by INSA-MARTE.

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 Aggiornato al 23/07/2021

PIANETA MARTE 
CAPITOLO COMPLETO



                                                                                                               
Mars Valles Marineris.jpeg

DATI FISICI:
DIAMETRO medio 6.789 km - Equatoriale 6.804,9 km - Polare 6754,8 km.
Schiacciamento 0,00589 .
Superficie 144.800.000 km2
MASSA 107 (T=1000) - 6,342 × 1023 kg
Densità 3,934 kg/dm3
Gravità 3,69 m/s2
Velocità di Fuga 5,027 km/s
Temperature -140 / +20 °c
Pressione Atmosferica 6,36 mBar
Densità Atmosferica 179.67 kg/m2
Periodo di rotazione 24h 37' 23''
Inclinazione dell'asse 25,19°
Direzione del polo nord - Ascensione Retta 21h10'44'' - Declinazione 52,88650°
Periodo di precessione degli equinozi 171.000 anni

PARAMETRI ORBITALI:
Periodo di rivoluzione 1,8808 anni (687 giorni - 668,6 Sol)
DISTANZA media dal Sole 1,52 UA - perielio 1,381 - afelio 1,666 UA.
Eccentricità 0,093 - Inclinazione orbitale 1,85061°
RADIANZA media 588 - max 712 - min 489,3 W/m2.
Argomento del perielio 286,46230°

Presentazione:
Marte che orbita a 1,52 UA, è un po' più piccolo della Terra e di Venere con una massa di 0,107 masse terrestri.
Possiede una rarefatta un'atmosfera di 6,36 mBar , composta principalmente da biossido di carbonio.
Pur presentando temperature medie superficiali piuttosto basse (tra −120 °C e −14 °C), il pianeta è il più simile alla Terra tra tutti quelli del sistema solare.
Il suo diametro è intermedio fra quello della Terra e quello della Luna, e presenta un'inclinazione dell'asse di rotazione e durata del giorno simili a quelle terrestri.
L'inclinazione assiale di Marte è di 25,19° che risulta simile a quella della Terra. Per questo motivo le stagioni si assomigliano eccezion fatta per la durata che è circa doppia ed al fatto che l'orbita eccentrica le fa apparire molto marcate nell'emisfero sud e con poche differenze in quello nord.

LE OSSERVAZIONI STORICHE DEL PIANETA MARTE

La mappa di Schiaparelli ).

Introduzione:

La storia delle osservazioni su Marte è segnata dalle opposizioni di Marte, quando il pianeta è più vicino alla Terra e quindi è più facilmente visibile, che si verificano ogni due anni. 
Ancora più notevoli sono le opposizioni perieliche di Marte, che si verificano ogni 15 o 17 anni e si distinguono perché Marte è vicino al perielio, rendendolo ancora più vicino alla Terra.
Qui tratteremo una cronistoria di migliaia di anni di osservazioni, miti e credenze sul pianeta rosso.

Dagli antichi fino ai primi astronomi:
La storia documentata di osservazione del pianeta Marte, risale al periodo degli antichi astronomi egiziani nel 2 ° millennio AC . documenti cinesi sui movimenti di Marte apparvero prima della fondazione della dinastia Zhou (1045 a.C.). Marte è stato ritratto sul soffitto della tomba di Seti I , sul soffitto del Ramesseum , e nella mappa stellare di Senenmut , che è la più antica mappa stellare conosciuta, datata al 1534 a.C. in base alla posizione dei pianeti. 
Gli antichi Sumeri credevano che Marte fosse Nergal , il dio della guerra e della peste. Durante il periodo sumero, Nergal era una divinità minore di scarso significato, ma, in epoche successive crebbe, ed il suo principale centro di culto era la città di Ninive . Nei testi mesopotamici, Marte viene indicato come "la stella del giudizio sul destino dei morti". L'esistenza di Marte come oggetto errante nel cielo notturno fu registrata dagli antichi astronomi egiziani nel 1534 a.C., ed avevano familiarità con il moto retrogrado del pianeta. Dal periodo dell'Impero neo-babilonese, gli astronomi babilonesi registravano regolarmente le posizioni dei pianeti e le osservazioni sistematiche del loro comportamento. Per Marte, sapevano che il pianeta faceva 37 periodi sinodici , o 42 circuiti dello zodiaco, ogni 79 anni. Hanno inventato metodi aritmetici per apportare correzioni minori alle posizioni previste dei pianeti. In greco antico , il pianeta era conosciuto come Πυρόεις .
Nel IV secolo a.C., Aristotele notò che Marte scomparve dietro la Luna durante un'occultazione , indicando che il pianeta era più lontano. Tolomeo , un greco che visse ad Alessandria , ha tentato di affrontare il problema del moto orbitale di Marte, le sue osservazioni di Marte avevano mostrato che il pianeta sembrava muoversi del 40% più veloce su un lato dell'orbita rispetto all'altro, in conflitto con il modello aristotelico di moto uniforme. Tolomeo modificò il modello del moto planetario aggiungendo un punto di offset, dal centro dell'orbita circolare del pianeta attorno al quale il pianeta si muove a un ritmo uniforme di rotazione. Il modello di Tolomeo e il suo lavoro collettivo sull'astronomia furono presentati nella raccolta multi-volume Almagesto , che divenne il trattato più autorevole dell'astronomia occidentale per i successivi quattordici secoli. La letteratura dell'antica Cina conferma che Marte era conosciuto dagli astronomi cinesi dal IV secolo a.C. Nel V secolo d.C., il testo astronomico indiano Surya Siddhanta stimò il diametro di Marte. Nelleculture dell'Asia orientale , Marte viene tradizionalmente definita la "stella del fuoco" (cinese:火星 ), basata sui Cinque elementi . 

Durante il diciassettesimo secolo, Tycho Brahe misurò la parallasse diurna di Marte che Johannes Keplero usava per fare un calcolo preliminare della distanza relativa al pianeta. 
Quando il telescopio divenne disponibile, la parallasse diurna di Marte fu nuovamente misurata nel tentativo di determinare la distanza Sole-Terra. Fu eseguito per la prima volta da Giovanni Domenico Cassini nel 1672. Le prime misurazioni della parallasse furono ostacolate dalla qualità degli strumenti. 
L'unica occultazione di Marte da parte di Venere fu quella del 13 ottobre 1590, vista da Michael Maestlin a Heidelberg . 
Nel 1610, Marte fu visto dall'astronomo italiano Galileo Galilei ( ritratto a lato ) , che per primo lo vide tramite il telescopio
Nel 1644, il gesuita italiano Daniello Bartoli riferì di aver visto due chiazze più scure su Marte. Durante le opposizioni del 1651, 1653 e 1655, quando il pianeta si avvicinò alla Terra, l'astronomo italiano Giovanni Battista Riccioli e il suo studente Francesco Maria Grimaldi notarono macchie di diversa riflettività su Marte. 
La prima persona a disegnare una mappa di Marte che mostrava qualsiasi caratteristica del terreno fu l'astronomo olandese Christiaan Huygens. Il 28 novembre 1659 fece un'illustrazione di Marte che mostrava la distinta regione oscura ora conosciuta come Syrtis Major Planum , e forse una delle calotte polari. Lo stesso anno, è riuscito a misurare il periodo di rotazione del pianeta, dandogli circa 24 ore. Ha fatto una stima approssimativa del diametro di Marte, supponendo che sia circa il 60% della dimensione della Terra, che si confronta bene con il valore moderno del 53%. 
Nel 1704, l'astronomo italiano Jacques Philippe Maraldi , fece uno studio sistematico della calotta meridionale e osservò che subì variazioni mentre il pianeta ruotava. Ciò indicava che il cappuccio non era centrato sul polo sud. Osservò che le dimensioni della calotta variavano nel tempo. 
L'astronomo britannico di origine tedesca Sir William Herschel iniziò a fare osservazioni sul pianeta Marte nel 1777, in particolare sulle calotte polari del pianeta. Nel 1781, notò che la calotta sud appariva "estremamente grande", che attribuì al fatto che quel polo era nell'oscurità negli ultimi dodici mesi. Nel 1784, la calotta meridionale appariva molto più piccola, suggerendo così che le calotte variano con le stagioni del pianeta.

( Polo sud di Marte ).

I ''Canali'' di Marte:
Nel XIX secolo, la risoluzione dei telescopi raggiunse un livello sufficiente per identificare le caratteristiche della superficie. Un'opposizione perielica di Marte avvenne il 5 settembre 1877. In quell'anno, l'astronomo italiano Giovanni Schiaparelli usò un telescopio di 22 cm, a Milano per aiutare a produrre la prima mappa dettagliata di Marte. Queste mappe contenevano in particolare delle linee che chiamava canali , che in seguito furono mostrate come un'illusione ottica . Questi canali erano presumibilmente lunghi, linee rette sulla superficie di Marte, a cui ha dato i nomi di famosi fiumi sulla Terra. Il suo termine, che significa "canali" o "scanalature", era popolarmente tradotto in inglese come "canals" termine usato per definire in inglese degli scavi artificiali che fecero nascere il mito che fossero stati costruiti da qualcuno....

Schiaparelli al telescopio dell'osservatorio di Brera a Milano ).

Influenzato dalle varie  osservazioni,  Percival Lowell fondò un osservatorio con telescopi da 30 e 45 cm (12 e 18 pollici). 
L'osservatorio fu utilizzato per l'esplorazione di Marte durante l'ultima buona occasione nel 1894 e le seguenti opposizioni meno favorevoli. Ha pubblicato diversi libri su Marte e la vita sul pianeta, che ha avuto una grande influenza sul pubblico. canali furono trovati in modo indipendente da altri astronomi, come Henri Joseph Perrotin e Louis Thollon a Nizza, usando uno dei più grandi telescopi di quel tempo.
I cambiamenti stagionali (consistenti nella diminuzione delle calotte polari e delle aree scure formate durante l'estate marziana) in combinazione con i canali hanno portato a speculazioni sulla vita su Marte, ed era una convinzione diffusa che Marte contenesse vasti mari e vegetazione. Il telescopio non ha mai raggiunto la risoluzione richiesta per dare prova di eventuali speculazioni. Poiché venivano usati telescopi più grandi, si osservavano meno canali diritti lunghi Durante un'osservazione del 1909 da parte di Flammarion con un telescopio di 84 cm (33 pollici), furono osservati schemi irregolari, ma non furono visti canali .
Anche negli anni '60 del XX secolo, furono pubblicati articoli sulla biologia marziana, mettendo da parte spiegazioni diverse dalla vita per i cambiamenti stagionali su Marte. Sono stati pubblicati scenari dettagliati per il metabolismo e i cicli chimici per un ecosistema funzionale.

Poi arrivò l'esplorazione spaziale.....

Una volta che i veicoli spaziali visitarono il pianeta durante le missioni Mariner della NASA negli anni '60 e '70, questi concetti furono radicalmente spezzati. I risultati degli esperimenti di rilevamento della vita dei Viking, confermarono l'ipotesi di un pianeta morto ed ostile .
Mariner 9 e i Viking permisero di realizzare mappe migliori di Marte usando i dati di queste missioni, e un altro grande passo avanti fu la missione Mars Global Surveyor , lanciata nel 1996 e operativa fino alla fine del 2006, che consentiva mappe complete ed estremamente dettagliate del marziano topografia, campo magnetico e minerali di superficie da ottenere. Queste mappe sono disponibili online, ad esempio, su Google Mars . 
Mars Reconnaissance Orbiter e Mars Express hanno continuato a esplorare con nuovi strumenti e supportando le missioni dei lander. La NASA offre due strumenti online: Mars Trek , che fornisce visualizzazioni del pianeta usando i dati di 50 anni di esplorazione, e Experience Curiosity, che simula il viaggio su Marte in 3-D.

La prima immagine dalla superficie di Marte dalla VIKING 1 ).
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Osservazione:

All'osservazione diretta Marte presenta variazioni di colore, imputate storicamente alla presenza di vegetazione stagionale, che si modificano al variare dei periodi dell'anno. Successive osservazioni spettroscopiche dell'atmosfera hanno da tempo fatto abbandonare l'ipotesi che vi potessero essere mari, canali e fiumi oppure un'atmosfera sufficientemente densa. La smentita finale arrivò dalla missione Mariner 4, che nel 1965 mostrò un pianeta desertico e arido, caratterizzato da tempeste di sabbia periodiche e particolarmente violente. Missioni più recenti hanno evidenziato presenza di acqua sotto forma di ghiaccio. Attorno al pianeta orbitano due satelliti naturali, Fobos e Deimos, di piccole dimensioni e dalla forma irregolare.

Con l'osservazione al telescopio sono visibili alcuni dettagli caratteristici della superficie, che permisero agli astronomi dal sedicesimo al ventesimo secolo di speculare sull'esistenza di una civiltà organizzata sul pianeta. Basta un piccolo obiettivo da 70-80 mm per risolvere macchie chiare e scure sulla superficie e le calotte polari, già con un 100 millimetri si può riconoscere il Syrtis Major Planum.
In foto la Syrtis Major ).
L'aiuto di filtri colorati permette inoltre di delineare meglio i bordi tra regioni di diversa natura geologica. Con un obiettivo da 250 mm e condizioni di visibilità ottimali sono visibili i caratteri principali della superficie, i rilievi e i canali. La visione di questi dettagli può essere parzialmente oscurata da tempeste di sabbia su Marte che possono estendersi fino a coprire tutto il pianeta.

( Una visuale della superficie marziana ).

Video con le varie immagini raccolte dalla superficie di Marte:

MARTE offerto da NASA

Le stelle polari di Marte:
Marte ha un asse di rotazione similmente inclinato quanto quello terrestre, solo un po' di più, ma il suo asse non punta nella solita direzione di quello terrestre, quindi su Marte, privo di campo magnetico per orientarvi di notte, dovete sapere quali sono le sue stelle polari nord e sud.
Per il polo celeste meridionale, la stella più vicina che combacia abbastanza è Markeb (k Velorum) nella costellazione delle Vele, e che si riconosce bene in quanto forma asterismo detto ''Falsa Croce'' con un altra stella della Vela e due stelle della sottostante costellazione della Carena.
Per il polo celeste settentrionale non vi è una vera è propria sovrapposizione, ma la stella più luminosa abbastanza vicina è Deneb (Alfa Cygni), una delle stelle più luminose e quindi facilmente riconoscibile nella volta stellata.


Struttura Interna:

CROSTA:
Gli scienziati della NASA, analizzando le anomalie gravitazionali, hanno trovato la prova che la crosta di Marte non è così densa come precedentemente pensato, un indizio che potrebbe aiutare i ricercatori a capire meglio la struttura interna del pianeta rosso e la sua evoluzione.
Una densità inferiore probabilmente significa che almeno una parte della crosta di Marte è relativamente porosa.
A questo punto, tuttavia, la squadra non può escludere la possibilità di una composizione minerale diversa o forse una crosta più sottile.

MANTELLO:
Per quanto riguarda il mantello finora, in attesa dei dati della missione NASA InSight, potevamo fare solo delle ipotesi, secondo varie teorie il mantello di Marte è meno fluido di quello terrestre o di Venere e quindi i suoi moti convettivi o sarebbero assenti oppure molto lenti, in ogni caso non sono in grado di plasmare la superficie con una tettonica o con il vulcanismo.

NUCLEO:
I ricercatori del Jet Propulsion Laboratory della NASA, Pasadena, California, analizzando tre anni di dati di monitoraggio radio dalla navicella spaziale Mars Global Surveyor, hanno concluso che Marte non si è raffreddato in un nucleo di ferro completamente solido, piuttosto il suo interno è costituito da uno nucleo di ferro completamente liquido o un nucleo esterno liquido con un nucleo interno solido. Oltre alla rilevazione di un nucleo liquido per Marte, i risultati indicano la dimensione del nucleo è di circa la metà della dimensione del pianeta, come è il caso per la terra e Venere, e che il nucleo ha una frazione significativa di un elemento più leggero come lo zolfo.

InSight svela la struttura interna:
Nuovi studi forniscono indizi fondamentali sulla composizione e la struttura interna del Pianeta rosso. Basati sulle prime osservazioni sismiche dirette del lander InSight della Nasa, riportano i risultati preliminari della missione e forniscono, per la prima volta, la mappa dell’interno di un pianeta diverso dalla Terra.
In questi studi sono riportati i risultati preliminari della missione e viene mappato. per la prima volta, l’interno di un pianeta diverso dalla Terra. 
«Questi tre studi forniscono importanti vincoli sull’attuale struttura di Marte e sono inoltre fondamentali per migliorare la nostra comprensione di come il pianeta si è formato miliardi di anni fa e di come si è evoluto nel tempo», scrivono in un editoriale a commento dei risultati, le astrosismologhe Sanne Cottaar e Paula Koelemeijer.

Dalle onde sismiche è possibile derivare le proprietà e i confini della struttura interna di un pianeta. Le onde di taglio (in sismologia conosciute come onde S) originate da un terremoto, che viaggiano e si riflettono sul nucleo di ferro-nichel, vengono rilevate dal sismometro di Insight e consentono di fare una stima della dimensione del nucleo stesso. La forza delle onde riflesse mostra che il nucleo è allo stato liquido, attraverso il quale le onde di taglio non possono propagarsi. Crediti: Chris Bickel/Science ).

All’inizio del 2019, InSight ha iniziato a rilevare e registrare i terremoti dalla sua posizione sulla superficie di Marte, inclusi diversi terremoti subcrostali che assomigliano agli eventi tettonici sulla Terra. Il gruppo di ricerca coordinato da Brigitte Knapmeyer-Endrun ha utilizzato i terremoti e il rumore sismico ambientale per visualizzare la struttura della crosta marziana al di sotto del sito di atterraggio del lander, trovando prove di una crosta multistrato con due o tre interfacce. 
Estrapolando questi dati all’intero pianeta, il team di Knapmeyer-Endrun ha mostrato come lo spessore medio della crosta di Marte sia compreso tra 24 e 72 chilometri, mentre il gruppo di ricerca di Amir Khan ha usato le onde sismiche dirette e riflesse dalla superficie generate da otto terremoti a bassa frequenza per sondare più in profondità e rivelare la struttura del mantello di Marte a una profondità di quasi 800 chilometri. 
I loro risultati suggeriscono che a circa 500 chilometri sotto la superficie si trovi una spessa litosfera e, come per la Terra, probabilmente sotto di essa sia presente uno strato a bassa velocità. 
Secondo Khan e colleghi, lo strato crostale di Marte è probabilmente altamente arricchito di elementi radioattivi che producono calore, riscaldando questa regione a spese dell’interno del pianeta. 
Ancora più in profondità, Simon Stähler e colleghi hanno utilizzato i deboli segnali sismici riflessi dal confine tra nucleo e mantello marziano per indagare il nucleo di metallo liquido, scoprendo che ha un raggio di quasi 1830 chilometri e inizia all’incirca a metà strada tra la superficie e il centro del pianeta, suggerendo che il mantello del pianeta sia costituito da un solo strato roccioso, anziché due, come sulla Terra. Secondo Stähler, i risultati indicano che il nucleo di ferro-nichel è meno denso di quanto si pensasse in precedenza e arricchito di elementi più leggeri.

Campo magnetico:
Il vero problema di Marte è non avere un campo magnetico globale che possa proteggere l'atmosfera dall'azione del vento solare.
La magnetosfera di Marte è assente a livello globale e, in seguito alle rilevazioni del magnetometro MAG/ER del Mars Global Surveyor e considerando che è stata constatata l'assenza di magnetismo sopra i crateri Argyre e Hellas Planitia, si presume che sia scomparsa da circa 4 miliardi di anni, facendo si che i venti solari colpiscono direttamente la ionosfera.
Permangono delle residue zone di Magnetismo superficiale. (vedi sotto).


(Mappe che riportano i dati della rilevazione del magnetismo superficiale, valori in nanoTesla).


Superficie:
La sua superficie di circa 149milioni di km2, presenta varie strutture geologiche tra cui formazioni vulcaniche enormi, valli, calotte polari e deserti sabbiosi, e formazioni geologiche che vi suggeriscono la presenza di un'idrosfera in un lontano passato.
La topografia di Marte presenta una dicotomia netta tra i due emisferi: a nord dell'equatore si trovano enormi pianure coperte da colate laviche mentre a sud la superficie è segnata da grandi altipiani segnati da migliaia di crateri. Una teoria proposta nel 1980, e avvalorata da prove scientifiche nel 2008, giustifica questa situazione attribuendone l'origine a una collisione del pianeta con un oggetto con dimensioni pari a quelle di Plutone, avvenuta circa 4 miliardi di anni fa.

FOTO PANORAMICHE :
( L'ultima panoramica di Opportunity, Perseverance valley - Endurance crater )
FONTE: https://mars.nasa.gov/resources/22341/opportunity-legacy-pan/

(Panorama da Elysium Planitia)

(Panoramica 360° Cratere Gale)

(Panoramica a 360° della Ares Vallis)

( Curiosity-Yellowknife-Bay ).

Monte Sharp
Le esplorazioni del rover Curiosity sul monte Sharp, nel cratere Gale, hanno dato risultati inaspettati, pur non avendo un gravimetro a bordo, gli scienziati hanno usato i giroscopi per la navigazione per misurare le differenze nel campo gravitazionale ed hanno trovato che le rocce che compongono la montagna sono meno dense del previsto. ( vedi sotto ).


Video, nuova rotta per Curiosity:

CURIOSITY MONTE SHARP offerto da MEDIA INAF

Video panoramica del cratere Gale dal bordo del monte Sharp

MARTE CRATERE GALE offerto da NASA

Storia geologica:

STORIA DEL CRATERE GALE offerto da NASA

Mappa:

MAPPA INTERATTIVA:  Google Mars, mappa interattiva del suolo del pianeta Marte


Mappe geologiche:
Le Mappe sono divise in 6 settori, 2 zone polari, 2 parti per l'emisfero nord, 2 parti per l'emisfero sud
sono correlate da una legenda a colori suddivisa per le varie epoche marziane, ed i differenti tipi di terreno, e da una legenda per i simboli.
In ultimo una mappa topografica schematica.






(clicca sui grafici per ingrandire).

Idrosfera:

La presenza di acqua allo stato liquido in superficie adesso è impossibile su Marte a causa della sua pressione atmosferica eccessivamente bassa, può esistere solo solida come ghiaccio e gassosa come vapore. (salvo in zone di elevata depressione e per brevi periodi di tempo).
Nel grafico sopra, si riportano i diagrammi di fase sia dell'acqua, sia dell'anidride carbonica, per quanto riguarda l'acqua le condizioni di pressione su Marte sono leggermente superiori a quelle del suo punto triplo, ma le temperature medie molto più basse fanno sì che non sia possibile la presenza di acqua allo stato liquido, nel caso dell'anidride carbonica ( CO2 ), per averla in forma liquida servono pressioni superiori a 5,1 Atm. le condizioni presenti su Marte fanno sì che sia presente in maggior parte allo stato gassoso, visto che diventa solida solo a temperature estremamente basse.

In alcune zone di Marte dove sono presenti profonde depressioni altimetriche è possibile la presenza di acqua liquida anche se solo per un ristretto intervallo di temperatura, ad esempio sul fondo del bacino di Hellas ( foto a lato ) , la pressione, nei pressi del perielio, può arrivare fino a 12,4 mBar, il doppio della media planetaria.
È stato teorizzato che una combinazione tra azioni di glaciazione e di ebollizione esplosiva possa essere responsabile di alcune particolari caratteristiche sul fondo di questo bacino.

Si ritiene che grandi quantità di acqua siano intrappolate sotto la spessa criosfera marziana, o nelle cosiddette trappole fredde.
La formazione della Valles Marineris e dei suoi canali di fuoriuscita dimostrano infatti che durante le fasi iniziali della storia di Marte, con condizioni di pressione atmosferica superiori alle odierne, fosse presente una grande quantità di acqua allo stato liquido.

Come suggeriscono le più recenti misurazioni effettuate sulla superficie di Marte, miliardi di anni fa l’acqua su Marte scorreva abbondante. Acqua la cui composizione chimica è stata scoperta dal team di ricerca, guidato dal Tokyo Institute of Tecnology, che indica i valori di alcuni parametri che l’acqua marziana doveva avere miliardi di anni fa.

Il team ha ottenuto questi risultati analizzando i dati mineralogici e chimici che il rover Curiosity della Nasa ha inviato sulla Terra dopo aver passato al setaccio alcuni sedimenti di smectite, un minerale argilloso che lo stesso rover ha “fiutato” all’interno del cratere Gale nel 2013, nei cui interstizi si celerebbe la composizione chimica di quest’acqua: una sorta di “impronta” lasciata grazie a un processo di scambio ionico avvenuto durante il contatto tra il liquido e il minerale argilloso.
I risultati ottenuti dello studio suggeriscono che i sedimenti argillosi nel cratere Gale si siano formati in presenza di acqua liquida lievemente salina, con una concentrazione di sali, principalmente cloruro di sodio, compresa tra 0.1 e 0.5 moli per chilogrammo. Acqua con un disequilibrio redox dovuto a episodi di ossidazione avvenuti a basse temperature e per brevi periodi di tempo. E approssimativamente neutra, cioè con un pH vicino a quello degli attuali oceani della Terra.

(La formazione del suolo della baia di Yellowknife fu probabilmente depositato dalla decelerazione del flusso quando i corsi d'acqua incontrarono un lago nel cratere Gale (Fig.  1a ). I sedimenti di Yellowknife Bay contengono circa il 20% in peso di smectite . Questi smectiti si sarebbero formati nella prima diagenesi all'interno del lago (Fig.  1b ) e/o potrebbero essere stati di origine negativa (Fig.  1a ). I sedimenti della Baia di Yellowknife sono stati sottoposti a pressione di sepoltura e pervasivamente fratturati dopo la deposizione e la diagenesi precoce (Fig.  1c ). Durante gli eventi di bagnatura, i fluidi tardivo-diagenetici (post-deposizionali) sono stati introdotti nelle fratture, che sono attualmente riempite con solfati di calcio; presumibilmente un notevole periodo di tempo dopo il periodo dei primi laghi (Fig.  1d ). Questi eventi di risveglio si sono verificati nel cratere Gale anche dopo la formazione di Aeolis Mons, un tumulo di 5 km di roccia sedimentaria stratificata nel centro del cratere. Dopo l'ultimo evento di riattivazione, l'acqua liquida nei sedimenti della Baia di Yellowknife è scomparsa (Fig.  1e ). Il contesto idrogeologico proposto suggerisce che i sedimenti della baia di Yellowknife avrebbero interagito con acque di composizioni diverse in fasi diverse dalla sua deposizione. L'acqua di fondo nei laghi viene continuamente intrappolata all'interno dei pori dei sedimenti e sepolta insieme (Fig.  1b ). Se le falde acquifere fossero in gran parte occupate dal cratere Gale , ciò avrebbe potuto influire anche sulla chimica dell'acqua dei pori nelle prime fasi post-deposizionali. Dopo la perdita di acqua liquida intrappolata nei pori dei sedimenti di Yellowknife Bay, i componenti disciolti sarebbero stati lasciati nei sedimenti, ad esempio come traccia di evaporiti (Fig.  1c ). La presenza di fratture ricche di solfati suggerisce fortemente che i fluidi post-deposizionali fornissero ulteriore SO4 nei sedimenti nell'ultimo evento bagnante. Se i fluidi post-depositari ricchi di SO4 si infiltrassero nella matrice ricca di smectite dei sedimenti, gli evaporiti primari lasciati nella matrice sarebbero stati nuovamente dissolti e miscelati con i componenti aggiuntivi (Fig.  1d ). La durata dell'ultimo evento di bagnatura determina se i fluidi post-deposizionali si infiltrano nella matrice. Utilizzando sia permeabilità analogico terrestre di argille marine essiccate (10E-7 e 10E-10 cm/s) e data la distanza tipica tra le fratture solfato di calcio nei sedimenti di Yellowknife Bay (~1 cm), i fluidi post-deposizionali possono interagire chimicamente con la matrice dei sedimenti della baia di Yellowknife in un evento bagnante da 1 a 100 anni o più attraverso la diffusione).

LINK : https://www.nature.com/articles/s41467-019-12871-6 

Depositi di ghiaccio:

La distesa gelata appare come un'enorme pista sul ghiaccio in mezzo al deserto, questa è l'immagine diffusa dall'Agenzia spaziale europea (Esa) catturata dal Mars Express in orbita attorno a Marte, del cratere Korolev. In realtà si tratta di un mosaico di cinque foto scattate dalla fotocamera ad alta risoluzione (HRSC) da differenti prospettive e raccolte in 15 anni di sorvolo, che vanno a comporre un ritratto tridimensionale del ghiacciaio permanente.

Il ghiaccio d'acqua però è assai abbondante: i poli marziani infatti ne sono ricoperti e lo strato di permafrost si estende fino a latitudini di circa 60º.
Cronologia scoperte:
- La NASA nel marzo del 2007 dopo uno studio, annunciò che se si ipotizzasse lo scioglimento totale delle calotte polari, l'intero pianeta verrebbe sommerso da uno strato d'acqua profondo 11 metri.
- Il 28 settembre 2015, la NASA ha annunciato di avere delle prove concrete che sulla superficie di Marte scorra acqua salata allo stato liquido sotto forma di piccoli ruscelli ma si tratta comunque di speculazione e non di osservazione diretta.
- In uno studio pubblicato a maggio 2019 su Geophysical Research Letters, è riportata la notizia della scoperta di un altro deposito sotterraneo di acqua. Questa volta, però, si tratta di acqua ghiacciata, e pare che sia uno dei più grandi depositi esistenti nel pianeta.
È un altro tassello che si aggiunge al puzzle del clima marziano nel lontano passato del pianeta. Strati di ghiaccio alternati a sabbia basaltica sepolti a 1.5 km circa sotto il polo nord, sono resti di antiche calotte polari che potrebbero rappresentare uno dei bacini più grandi di Marte. Un immenso deposito nel quale la presenza e il volume delle lastre di ghiaccio aumentano salendo in superficie, tanto che se si sciogliessero produrrebbero così tanta acqua da ricoprire l’intera la superficie del pianeta per uno spessore di 1.5 metri.
Il deposito è stato individuato grazie alle misurazioni raccolte dal radar Sharad (Shallow Subsurface Radar), lo strumento – sviluppato dall’Agenzia spaziale italiana – a bordo della sonda della Nasa Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), che dal 2006 scruta dall’alto il pianeta rosso.

Su Marte scorrono effimeri rivoli d'acqua:
Scorre in rivoli solo nei mesi estivi. L'annuncio della Nasa potrebbe far ipotizzare la presenza di vita microbica sulla superficie del Pianeta Rosso. Ma l'autore dello studio chiede prudenza.....
Sul pianeta Marte scorrono minuscoli ruscelli di acqua salata che compaiono durante i mesi estivi del Pianeta Rosso, lasciando striature scure la cui origine finora era un mistero.
A dare l'annuncio della scoperta è stata la Nasa dopo un'attesa che ha lasciato per ore gli appassionati con il fiato sospeso. La prova arriva da Mro (Mars Reconnaissance Orbiter) la sonda spaziale polifunzionale americana lanciata il 12 agosto 2005.
"È la prima prova che dimostra l'esistenza di un ciclo dell'acqua sulla superficie di Marte", ha spiegato Enrico Flamini, coordinatore scientifico dell'Agenzia spaziale italiana (Asi). A fornirla è il gruppo dell'Istituto di Tecnologia delle Georgia guidato da Lujendra Ojha. Non si tratta certo dei canali d'acqua ipotizzati nell'800 da Giovanni Schiapparelli, ma di 'rivoli' stagionali con tracce di sali che si formano solo in presenza di acqua.


Nonostante l'origine e la composizione chimica dell'acqua sia ancora sconosciuta, la scoperta potrebbe influenzare le teorie sulla possibile presenza di vita microbica su Marte, il pianeta più simile alla Terra all'interno del sistema solare. Gli scienziati hanno sviluppato una nuova tecnica per analizzare le mappe chimiche della superficie di Marte ottenute attraverso il Mars Reconnaissance Orbiter della Nasa. Gli studiosi hanno trovato "impronte" di sali che si formano solo in presenza di acqua in piccoli canali scavati nelle pareti delle rocce attraverso la regione equatoriale del pianeta.
I ruscelli, osservati per la prima volta nel 2011, appaiono durante i mesi estivi del pianeta e scompaiono appena le temperature scendono. Gli scienziati avevano già ipotizzato che le tracce, conosciute come Recurring Slope Lineae (RSL), fossero attraversate da acqua corrente ma non erano ancora riusciti a realizzare delle misurazioni del fenomeno.

Water! Strong evidence that liquid water flows on present-day Mars. Details: http://t.co/0MW11SANwL #MarsAnnouncement pic.twitter.com/JNksawz2iN
— NASA (@NASA) 28 Settembre 2015

In proposito Flamini dell'Agenzia spaziale italiana rileva che si tratta comunque di una prova indiretta: "bisogna specificare", ha sottolineato, "che i dati mostrano la presenza di questi minerali, non di acqua. Tuttavia la presenza stagionale dei sali indica il depositarsi di acqua". Finora le immagini satellitari avevano osservato la formazione di linee scure, lunghe fino a 5 metri, lungo i pendii marziani, a latitudini e quote molto differenti. Queste linee scure hanno la caratteristica di comparire e allungarsi sempre più durante le stagioni calde per poi svanire in quelle più fredde. La capacità degli strumenti non permetteva però di definire con certezza se i canali potessero essere provocati dall'acqua oppure da qualche altro fenomeno ancora non compreso. La presenza di sali idrati negli stessi momenti in cui le linee si formano è adesso, per i ricercatori, la prova attesa da tempo dell'esistenza su Marte di acqua allo stato liquido, seppur in piccole tracce.


Lo stesso autore dello studio che sarà pubblicato sulla rivista scientifica Nature Geoscience, Lujendra Ojha del Georgia Institute of Technology, precisa: "Non stiamo dicendo che abbiamo trovato tracce di acqua. Abbiamo trovato sali idrati". E commenta così l'annuncio della Nasa che recita "Risolto il mistero di Marte": "Mi sembra un po' esagerato. Ci sono ancora molti misteri che circondano le RSL".

.@NASA's Mars Reconnaissance Orbiter found best evidence yet of liquid water on present Mars http://t.co/Rk7ekUw931 pic.twitter.com/kmULXaCHuM
— NASA JPL (@NASAJPL) 28 Settembre 2015

Alla voce di Lujendra Ojha si aggiunge quella di Alfred McEwen, scienziato specializzato in planetologia della Arizona State University: "La scoperta conferma che l'acqua ha un ruolo nella comparsa di queste tracce ma non sappiamo se questa arrivi da sotto la superficie del pianeta. Potrebbe arrivare dall'atmosfera".
Qualunque sia la fonte, la prospettiva di acqua liquida stagionale apre all'ipotesi che Marte, considerato un pianeta freddo e morto, potrebbe ospitare la vita. Il rover della Nasa, Curiosity ha trovato prove che in passato Marte possedeva tutte le caratteristiche e habitat adatti a ospitare vita microbica. Gli scienziati stanno cercando di capire come il Pianeta Rosso possa essere passato dall'essere caldo, umido e simile alla Terra al freddo e secco deserto di oggi.


Più che una scoperta, una conferma. L'astrofisico dell'Accademia dei Lincei Giovanni Bignami spiega in cosa consista l'annuncio della Nasa sull'esistenza di acqua sulla superficie di Marte.
Abbiamo veramente scoperto l'acqua su Marte? «In verità no, è stata osservata la sicura presenza di sali idrati, tracce di colate che ci dicono che deve essere scorsa dell'acqua liquida nella quale erano presenti sali.
È importane sottolineare come l'acqua possa risalire solo al passato perchè su Marte, con un'atmosfera così sottile e a quelle temperature, non può esistere acqua liquida. Al massimo può esistere per pochi minuti dato che evapora poco dopo.
Comunque l'osservazione fatta si tratta di un'eccellente conferma di quanto già trovato in passato. Non so se definirla una grande scoperta».
Allora qual è la novità dello studio pubblicato se sapevamo già della presenza di acqua su Marte? «Noi sapevamo già dell'esistenza di una quantità consistente di acqua in profondità grazie a dei radar speciali che hanno rilevato diversi strati di ghiaccio.
La novità sta nel fatto che non avevamo mai osservato così bene dei sali idrati sulla superficie.
È stata fatta un'analisi dettagliata dei sali che sono una sorta di firma della presenza di acqua salata.
In passato avevamo solo un'evidenza delle colate di questi sali, ora abbiamo una misura dettagliata».
In che modo abbiamo ottenuto quest'analisi più dettagliata? «Grazie al satellite americano Mars Reconnaissance Orbiter che gira intorno a Marte ormai da molti anni.
A bordo sono presenti degli strumenti che rendono possibile l'analisi della superficie di Marte e così sono riusciti a rilevare la presenza di sali idrati. Certo che uno studio su campioni prelevati dalla superficie marziana sarebbe molto più interessante».

Da dove proviene quest'acqua salata? «Probabilmente proviene da un ghiacciaio sotterraneo che quando si scioglie fa fuoriuscire acqua sulla superficie. Essendo salata potrebbe rimanere liquida più a lungo e quindi scorrere sulla superficie stessa. Però gli stessi autori dello studio dicono di non aver capito l'origine dell'acqua salata. Il meccanismo più logico rimane comunque lo scioglimento di ghiaccio in acqua».
C'è vita su Marte? «Di sicuro l'osservazione di acqua salata ne aumenta la possibilità. Prendendo come esempio il deserto Atacama in Cile, simile a Marte per aridità, lì si trovano comunità di colonie di microbi alofili. Una forma analoga di vita elementare potrebbe esistere anche su Marte».
Ora una missione umana su Marte diventa più probabile? «No, dal mio punto di vista non cambia nulla. Se l'obiettivo è quello di trovare nuove risorse d'acqua è meglio andarle a cercare nei crateri delle comete, dove è presente ghiaccio non salato e quindi utilizzabile».

Nuove simulazioni fanno luce 
sul processo di formazione dei rivoli:
Il processo funziona come segue: un grosso masso appoggiato sulla superficie di Marte a certe latitudini getta un’ombra sul terreno nel periodo invernale, dove non arriva mai la luce del Sole direttamente.
L’area continuamente ombreggiata dietro il masso è molto fredda, così fredda che il ghiaccio d’acqua vi si accumula nei periodi freddi vicini all'afelio. 
Quando il Sole si alza di nuovo in primavera e nel periodo verso il perielio, il ghiaccio si riscalda improvvisamente. Nei calcoli dettagliati del modello, la temperatura sale da -128° C al mattino prima dell'alba, fino a -10° C a mezzogiorno, un cambiamento enorme nel corso di un quarto di giorno. 
In così poco tempo, non tutto il ghiaccio si disperde nell’atmosfera sublimando.
Il sale abbassa il punto di fusione dell'acqua, quindi su terreni ricchi di sale, il ghiaccio d’acqua si scioglierà a -10° C. Salamoie o pozze di acqua salata si formeranno effimeramente fino a quando tutto il ghiaccio non si sarà trasformato prima in liquido poi in vapore. 
L’anno successivo, il processo si ripete.

Un lago sotterraneo:
Invece le analisi radar condotte dal 2012 al 2015 dalla sonda Mars Express hanno permesso di rilevare senza alcun dubbio una distesa di acqua salata allo stato liquido sotto la calotta polare australe.

Una ricerca tutta italiana, di Orosei e colleghi, ha scoperto un'enorme riserva di acqua liquida sotto la superficie marziana in corrispondenza del Polo Sud. Potrebbe trattarsi di acqua salmastra che rimane allo stato liquido, nonostante le bassissime temperature, anche per effetto della pressione del ghiaccio sovrastante, come avviene per i laghi sub-glaciali scoperti sulla Terra, si trova a un chilometro e mezzo di profondità, e si estende trasversalmente per 20 chilometri sotto la calotta polare meridionale di Marte.
Rimane solo da spiegare se effettivamente il punto di fusione dell’acqua in quelle condizioni (temperatura intorno a -74 °C, e la pressione di 1,5 chilometri di coltre glaciale sovrastante), sia talmente basso da giustificare la presenza di acqua allo stato liquido. L’ipotesi di Orosei e colleghi è che nell’acqua marziana siano disciolti sali di magnesio, calcio e sodio, presenti in abbondanza nelle rocce di Marte, che rendono l’acqua salmastra, abbassandone ulteriormente la temperatura di solidificazione.

Depositi di ghiaccio, coperti da polveri e sabbie portati dalle tempeste perieliche:
Si ipotizza che alcuni bacini gelati con notevoli spessori di ghiaccio possono trovarsi nelle pianure del nord sepolti da uno strato di polveri depositate dalle grandi tempeste di sabbia che si scatenano il prossimità del perielio, come dimostrerebbe l'immagine sottostante, simile al Pak terrestre.

Un oceano ghiacciato..... ).

La mappa rivela i depositi di ghiaccio e la profondità a cui sono sepolti dallo strato di detriti, che nelle zone evidenziate va da 10 cm fino ad un massimo di 1m ).

Tracce di fiumi e laghi, la dove un tempo scorreva l'acqua:
Amenthes Planum , zona sud-est - Tracce di fiumi segno dell'erosione dallo scorrere dell'acqua in superficie ).

Grazie ai dati raccolti dalla sonda Mars Express, un gruppo di ricerca ha potuto confermare quella che finora era solo un’ipotesi teorica, cioè l’antica presenza di un sistema globale ed interconnesso di laghi sotterranei, alcuni dei quali sembrano contenere minerali cruciali per il sostentamento di forme di vita.
In pratica, i ricercatori hanno analizzato una serie di 24 profondi crateri, dove hanno rintracciato strutture geologiche – come canali, vallate, bacini – che hanno richiesto la presenza di acqua liquida per formarsi.
Il fondo dei crateri analizzati si trova ad almeno 4 km sotto l’attuale “livello zero” marziano, una soglia, quest’ultima, arbitrariamente stabilita dagli scienziati come riferimento in base alle quote e alla pressione atmosferica del pianeta.
Molti dei crateri presi in considerazione contengono molteplici strutture geologiche che, secondo gli scienziati, testimoniano non solo la formazione in presenza di acqua, ma anche del suo recedere e avanzare nel tempo nei laghi sotterranei.
Questo sistema globale di laghi sotterranei sarebbe esistito circa 3.5 miliardi di anni fa in relazione al grande oceano nella zona nord di Marte.
La nuova ricerca ha pure trovato sul fondo di cinque tra i vari crateri analizzati, i segni di minerali che, sulla Terra, sono legati alla comparsa della vita: varie argille, carbonati, silicati. Una testimonianza in più a favore dell’ipotesi che questi bacini abbiano potuto ospitare, un tempo, tutti gli ingredienti per lo sviluppo e il mantenimento di forme di vita.

Nel grafico sono evidenziati i vari momenti dell'evoluzione del fondo dei crateri analizzati, con l'abbassarsi del livello di falda acquifera, dove restano indelebili le tracce della presenza di acqua liquida ).

Frane e valanghe:
Ogni primavera, dalle scogliere del polo nord di Marte, cadono valanghe di polvere, rocce e ghiaccio, quando le temperature iniziano ad innalzarsi. Questo aumento di temperatura destabilizza la massa di ghiaccio, frammentandola, e facendo cadere tutti questi frammenti attraverso le scogliere, formando queste spettacolari valanghe che la telecamera "HiRISE" che viaggia a bordo del Mars Reconaissance Orbiter, è stata in grado di fotografare.

Questa immagine è stata scattata il 29 maggio 2019 ).


Frana in shalbatana vallis ).

Un nuovo studio, condotto dall’Ucl utilizzando le immagini scattate dal Mars Reconnaissance Orbiter della Nasa, ha dimostrato che le creste giganti presenti sulla superficie delle frane marziane potrebbero essersi formate senza l’intervento del ghiaccio.

Dettagliate immagini tridimensionali di una vasta frana sulla superficie di Marte, che si estende su un’area di oltre 55 chilometri di larghezza, sono state analizzate per capire come si sono formati i solchi in essa evidenti, insolitamente lunghi e larghi, presumibilmente formatisi circa 400 milioni di anni fa. La regione studiata si trova nella Coprates Chasma, una valle molto grande, lunga ben 966 km, situata all’interno della regione della Valles Marineris.


Per studiare il rapporto tra l’altezza delle creste e la larghezza dei solchi, rispetto allo spessore del deposito di frana, sono state analizzate sezioni trasversali della superficie marziana nel Coprates Chasma. È stato scoperto che le strutture mostrano gli stessi rapporti di quelli comunemente osservati negli esperimenti di fluidodinamica usando sabbia, suggerendo pertanto che uno strato di base rocciosa, instabile e asciutta, riesca ad agire come un analogo strato ghiacciato, nel creare le vaste formazioni riscontrate. Laddove i depositi di frana sono più spessi, le creste arrivano a un’altezza di 60 metri e i solchi sono larghi quanto otto piscine olimpioniche. Le strutture cambiano quando i depositi si diradano verso i bordi della frana. Qui, le creste sono poco profonde a 10 metri di altezza e sono più vicine tra loro.


«La frana marziana che abbiamo studiato», dice Tom Mitchell, professore di geologia dei terremoti e fisica delle rocce alla Ucl Earth Sciences e coautore dell’articolo, «copre un’area più ampia della contea della Grande Londra e le strutture al suo interno sono enormi. Anche la Terra potrebbe ospitare strutture simili, ma sono più difficili da vedere, e le nostre morfologie vengono erose molto più velocemente di quelle su Marte, a causa della pioggia. Anche se non escludiamo la presenza di ghiaccio, sappiamo che il ghiaccio non è stato necessario per formare le lunghe scanalature che abbiamo analizzato. Le vibrazioni delle particelle di roccia posso essere state in grado di avviare un processo di convezione che potrebbe aver causato la caduta di strati di roccia più densi e pesanti e l’aumento di rocce più leggere, in un modo simile a quanto accade nelle nostre case, dove l’aria calda meno densa sale sopra il radiatore. Questo meccanismo ha spinto il flusso di depositi fino a 40 km di distanza dalla fonte montana, ad altissime velocità».


LINK:
https://www.nature.com/articles/s41467-019-12734-0 

I fiumi di Marte:
La superficie di Marte è solcata dai letti di antichi fiumi, che furono numerosi ed ebbero una notevole portata fino a meno di un miliardo di anni fa, cioè fino a un'epoca più recente di quanto stimato finora. Lo rivela un nuovo studio basato sui modelli di elevazione della superficie del Pianeta Rosso, che solleva nuove questioni sulla sua storia idrogeologica.

Depositi fluviali registrati nella documentazione stratigrafica dell'era Noachiana di Marte:
Grandi fiumi che scorrendo creavano canali e banchi di sabbia: accadeva su Marte 3,7 miliardi di anni fa. La ricerca internazionale pubblicata su Nature ricostruisce quell'antichissimo paesaggio, a cura di Francesco Salese (International Research School of Planetary Sciences (Irsps) dell'Università d'Annunzio di Pescara - Università olandese di Utrecht).

Le caratteristiche della zona studiata sul bordo nord-ovest di Hellas, indicano che su Marte con altissima probabilità c'erano molti grandi fiumi, che oggi sono probabilmente sepolti e che probabilmente sono esistiti per un lungo periodo, anche oltre 100.000 anni, ha detto Salese, esperto di geologia planetaria, che ha condotto la ricerca con William McMahon, dell'Università di Utrecht, coadiuvati anche da ricercatori francesi, olandesi e britannici.

Il fiume, i cui depositi sono visibili nella falesia marziana di Izola, oltre 3,7 miliardi di anni fa attraversava una grande pianura nel bordo nord-occidentale del bacino di Hellas nell'emisfero Sud di Marte, sfociando molto probabilmente nel bacino di Hellas, che miliardi di anni fa avrebbe ospitato il più grande lago marziano, profondo oltre sette chilometri e dal diametro di 2.300 chilometri.

Mappa topografica Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) centrata sul bordo nord-occidentale del bacino di Hellas, che mostra una depressione (blu / viola) nell'angolo in basso a destra al centro, gli altopiani crateri (marrone-arancio) nell'angolo in alto a sinistra e la posizione dello sperone studiato all'interno del riquadro rosso. La freccia magenta indica la direzione dell'inclinazione della superficie odierna ).

I depositi fluviali sono stati scoperti grazie alle immagini inviate a Terra dallo strumento HIRISE (HIgh Resolution Imaging Science Experiment) del satellite Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) della Nasa. Ed è la prima evidenza di rocce sedimentarie esposte in falesia, che mostrano canali formati da grandi fiumi attivi su Marte più di 3,7 miliardi di anni fa.
Nella parete sono visibili strutture a forma di U, la più recente delle quali risale a 3,7 miliardi di anni fa, e che indicano il modo in cui il corso del fiume è cambiato nel tempo. Le immagini del satellite hanno permesso di individuare una struttura rocciosa ben esposta e preservata alta 200 metri, lunga un chilometro e mezzo e con le pareti a picco.



I sedimenti si sono depositati in decine di migliaia di anni e ci dicono che su Marte dovevano esserci condizioni ambientali tali da permettere di avere corsi d'acqua di grande portata e un ciclo dell'acqua in cui le precipitazioni avevano un ruolo importante.
Le evidenze geologiche di questo tipo sono anche cruciali per cercare forme di vita.



le immagini ad alta risoluzione ci hanno permesso di leggere le rocce marziane come se fossimo davvero molto vicini, ha detto ancora il ricercatore.
La chiave di lettura delle rocce, ha osservato McMahon, è la stessa che sulla Terra permette di ricostruire la storia geologica del pianeta attraverso i sedimenti.

LINK : https://www.nature.com/articles/s41467-020-15622-0 

Vista della Mediavalle del Reull ).

Persistenza Climatica di un intenso deflusso fluviale nella storia di Marte:
Leggi (EN): Persistence of intense, climate-driven runoff late in Mars history”, di Edwin S. Kite, David P. Mayer, Sharon A. Wilson, Joel M. Davis, Antoine S. Lucasand e Gaia Stucky de Quay.
Qui di seguito ne riportiamo un riassunto:

Immagine di un canale fluviale fossile di Marte presa da un satellite in orbita. I colori sovrapposti mostrano le diverse altitudini, blu per quelle minori, giallo per quelle maggiori.
Crediti: Nasa/Jpl/Univ. Arizona/UChicago ).

Un nuovo studio dell’università di Chicago ha catalogato le tracce dei fiumi di Marte. Secondo questo studio, pubblicato su Science Advances, non solo i corsi d’acqua marziani erano in passato più vasti di quelli presenti oggi sulla Terra, ma erano presenti in numero elevato ed il loro flusso sarebbe anche stato più impetuoso, e sarebbe avvenuto fino a tempi assai più recenti di quanto si ipotizzasse.

Comunque non sappiamo ancora con certezza che tipo di clima abbia alimentato le precipitazioni che portarono a questi corsi d’acqua, alcuni ritengono caldo e umido, altri freddo e secco.
Attraverso le immagini di canali fluviali fossili ben conservati, dei dati come larghezza, pendenza del letto del fiume e dimensione della ghiaia presente al fondo e con l’ausilio di modelli che rappresentano l’andamento della superficie del suolo di oltre 200 antichi letti di fiumi marziani, i ricercatori hanno calcolato l’intensità del flusso d’acqua  e le dimensioni dei loro alvei.
Questi fiumi circa due volte più grandi di quelli sulla Terra, e con un flusso che andava dai 3 ai 20 kg di acqua per metro quadrato al giorno e che sarebbe continuato almeno fino a tre miliardi di anni fa, ma si ipotizza che probabilmente  il fenomeno possa essersi esteso fino a un miliardo di anni fa e oltre.


Quindi, nello studio del clima marziano, potrebbe essere necessario tenere conto di un forte effetto serra, responsabile del mantenimento del pianeta con temperature diurne al di sopra del punto di congelamento dell’acqua.

Fig. 1 distribuzione globale dei dati. La maggior parte dei nostri dati sono per i fiumi dopo i 3,4 Miliardi di anni. Misurazioni di larghezza (A) e lunghezza d'onda a 104 nanometri (B).
Alcune misurazioni sono troppo ravvicinate per essere distinte con questa scala. Usiamo posizioni spaziali dei dati per identificare 10 gruppi distinti, etichettati da 1 a 10.
Ogni gruppo è rappresentato da cerchi di colori diversi.
La posizione del Mars Science Laboratory (MSL) Rover, è mostrato per riferimento.
Per il confronto, i puntini grigi mostrano la posizione delle valli , mappate per lo più prima dei 3,4 miliardi di anni. Lo sfondo è la topografia del laser altimetro Mars Orbiter, ritagliata ad altitudini di − 6 km (blu) e 8 km (rosso). ).

Dao-Niger valles a sinistra e la Harmakhis vallis a destra, in Hellas planitia ).

Nirgal Vallis, una rete fluviale fossile su Marte:
(Zona 5 nella cartina sopra).
Si tratta di una rete di canali fluviali fossili che si estende sulla superficie di Marte per oltre 700 chilometri. Un’estensione che fa di Nirgal Vallis una delle più lunghe reti di letti fluviali presenti sul pianeta. Creato dall'azione di acqua corrente e da vari impatti di corpi rocciosi con la superficie marziana, è un sistema di canali che si trova a sud dell’equatore e la cui età sarebbe compresa tra i 3,4 e i 4 miliardi di anni.

Topografia di Nirgal Vallis, il sistema di canali fossili osservato dall’orbiter Mars Express dell’Esa. Come indicato nella scala in alto a destra, in blu e viola sono mostrate le regioni a minore latitudine; in bianco, giallo e rosso sono mostrate invece quelle a latitudini maggiore. L’immagine è stata ottenuta dalla High Resolution Stereo Camera dell’orbiter Mars Express il 16 novembre 2018, durante l’orbita 18818. La risoluzione al suolo è di circa 14 m/pixel e le immagini sono centrate a circa 315 gradi est e 27 gradi sud. Il nord è a destra. Crediti: Esa/Dlr/Fu Berlin ).

La parte di Nirgal Vallis osservata è quella che si trova verso l’estremità ovest dell’insieme di canali. È un tipo di rete fluviale caratterizzata da tante ramificazioni le cui terminazioni, piuttosto che finire in maniera netta e brusca, hanno una forma semicircolare che ricorda quella di un antico anfiteatro greco. Il fondo è liscio, regolare, e le ripide pareti, se tagliate in sezione trasversale, hanno una inconfondibile forma a ‘U’. Profondi 200 metri e larghi 2 chilometri, questi alvei sono stati interamente ricoperti di sabbia dall’azione del vento marziano che soffiava nella stessa direzione dei canali. L’altra estremità, quella a est, è meno ramificata e si apre nell’ampia Uzboi Vallis che probabilmente è un lago grande e antico che si è prosciugato anch'esso molto tempo fa.


Nirgal Vallis , insieme a Nanedi Valles ed Echus Chasma, altre due strutture geologiche presenti su Marte, sono esempi marziani di queste affascinanti caratteristiche terrestri onnipresenti all’equatore marziano. Ciò indica che queste aree avevano un tempo un clima molto più mite e  simile a quello della Terra.


Gli scienziati concordano nel dire che un tale sistema si sia formato in modo analogo alle reti fluviali morfologicamente simili presenti sulla Terra. Non sembrano esserci affluenti secondari che lo hanno alimentato ma potrebbero essere stati cancellati dalle tempeste di sabbia, ma è anche probabile che l’acqua sia stata fornita da una concomitanza di precipitazioni e dal flusso d’acqua superficiale proveniente dal terreno circostante. Anche se gli scienziati non escludono una terza possibile via, quella di un fenomeno che si verifica quando l’acqua, bloccata nel suo percorso verticale dalla superficie alla falda acquifera da uno strato impermeabile, filtra lateralmente fino a riversarsi nel canale.

Delta fluviali:
Durante gli ultimi due decenni, grazie all’aumentata disponibilità di immagini ad alta risoluzione, sono state identificate decine di possibili depositi fluviali di tipo deltizio probabilmente depositatisi in antichi laghi marziani. Questo tipo di depositi sedimentari sono considerati tra le evidenze principali per sostenere l’idea che anticamente Marte abbia avuto condizioni climatiche favorevoli per la presenza di acqua liquida sul pianeta.
Tuttavia, non è ancora ben definita la quantità di tempo necessaria per formare i delta marziani. Alcune stime propendono per tempi di formazione dell’ordine dei giorni o anni, altre indicazioni sembrerebbero suggerire intervalli dell’ordine dei millenni, o anche qualche milione di anni. Tali incertezze impediscono di stabilire in maniera univoca se i depositi deltizi marziani siano univocamente il risultato di attività idrologica stabile e duratura in un clima pseudoterrestre, o se questi possano essere il prodotto di attività idrologica effimera e transiente generata da meccanismi locali, quali ad esempio attività vulcanica, tettonica, impatto di meteoriti o comete, che potrebbero aver fuso del ghiaccio sotterraneo generando dei flussi di acqua senza necessariamente richiedere condizioni climatiche clementi.


Il lavoro, concepito e realizzato principalmente presso l’Inaf Abruzzese, ha preso in considerazione tutti i possibili delta fluviali attualmente noti su Marte, effettuando un bilancio volumetrico quantitativo tra i sedimenti erosi nelle valli fluviali e quelli depositati nei possibili delta.
I risultati dello studio, hanno evidenziato che il 70% dei depositi analizzati presenta un rapporto tra volume delle valli e volume dei delta vicino all’unità.
Questo implica che, per la maggior parte dei delta fluviali marziani, non c’è stata dispersione dei sedimenti oltre la foce, e che quindi il bacino che riceveva i flussi di acqua e sedimenti non era stabilmente riempito di acqua in cui i sedimenti potevano in parte dispersi in sospensione.
Tali risultati, quindi, suggeriscono che la maggior parte dei possibili delta marziani potrebbero essersi formati principalmente da flussi di acqua e sedimenti depositatisi principalmente in condizioni subaeree e non necessariamente in condizioni climatiche favorevoli alla presenza stabile di acqua liquida, esistono comunque un 30% dei casi dove il delta sfociava un un deposito d'acqua lacustre, come nel caso del cratere Eberswalde.

Delta fluviale nel cratere Eberswalde ).

( Delta fluviale nel cratere Jezero ).

PRECIPITAZIONI 
E PALEOLAGHI


Introduzione: 
La diffusa presenza delle caratteristiche fluvio-lacustri su Marte supportano l'ipotesi di un lungo periodo con un flusso e accumulo di acqua in un passato più caldo e umido. 
Tuttavia, gli attuali modelli climatici marziani sono stati incapaci di ricreare le condizioni necessarie richieste per sostenere un clima umido persistente. 

I set di dati orbitali e interni hanno rivelato l'esistenza di oltre 400 paleolaghi su Marte, che possono essere suddivisi in laghi a bacino aperto e chiuso. I laghi a bacino aperto richiedono quel quantitativo di acqua sufficiente, che accumulata possa poi riempire e sovrastare il confine topografico del bacino, fornendo un minimo vincolo sui volumi d'acqua richiesti.
Al contrario, i laghi a bacino chiuso forniscono la massima quantità d'acqua, cioè i volumi che permettono che essi non siano traboccati. 
È importante sottolineare che se sono alimentati da sottoinsiemi di laghi a bacino aperto e chiuso e
reti di vallate si presume siano state originate da precipitazioni durante l'era della formazione della rete valliva, cioè prima dei 3,7 miliardi di anni fa, e ciò può essere utilizzato quantitativamente per limitare nel tempo le precipitazioni e l'inizio dell'aridità durante le prime ere di Marte.

Metodi:
Abbiamo combinato analisi topografiche e bilanci idrologici standard per quantificare la precipitazione integrata nel tempo per una data zona umida di un lago. 
Per ogni lago a bacino aperto e chiuso alimentato dalla rete di valle abbiamo compilato tre principali misure morfometriche: 
 - 1) area del lago, AL, 
 - 2) volume del lago, VL 
 - 3) insenatura area spartiacque, AW (Fig. 1 a,b). 
Per i laghi a sistemi chiusi, le dimensioni corrispondono ai contorni di elevazione massima
prima che si sarebbe verificato il trabocco del bordo del cratere; per i sistemi aperti, applichiamo lo stesso metodo ignorando lo sbocco esistente per stimare la loro geometria. 
Abbiamo poi classificato ulteriormente un sottoinsieme di laghi come sistemi accoppiati, in cui i laghi a bacino chiuso e aperto sono idrologicamente collegati (Fig. 1c). 
Utilizzando un'equazione di bilancio idrico standard per un dato bacino idrologico, definiamo un tasso di riempimento netto del lago con geometrie misurate a cui sono correlate evaporazione e precipitazioni. I limiti di evaporazione (cioè aridità) possono essere vincolati da geometrie lacustri a bacino aperto. Quindi, integrando l'espressione di riempimento del lago su una data scala temporale dell'episodio bagnato, (t), abbiamo derivato minimo e precipitazione cumulativa massima, (Pt), rispettivamente per 54 laghi a bacino aperto e 18 laghi a bacino chiuso.

Figura 1a - Lago a bacino aperto - La O indica l'apertura ).

Figura 1b - Lago a bacino chiuso ).

Figura 1c - Bacino misto con un lago aperto ed un bacino chiuso ).

Risultati:
I valori delle precipitazioni possono essere valutati come una media, sia globale che in termini di spazio di variabilità.
Distribuzione di frequenza: 
I valori della precipitazione calcolata sono mostrati in Fig. 2
Le distribuzioni di frequenza di (Pt) min da laghi a bacino aperto, e (Pt) max da laghi a bacino chiuso seguono ampiamente la normale distribuzione logaritmica. 
Le medie logaritmiche per bacini aperti sono 4 m, e le distribuzioni dei laghi a bacino chiuso sono di 154 m, rispettivamente. Prendiamo questi per rappresentare il probabile
intervallo di precipitazioni minime e massime a livello globale.
L'inclusione di perdite di acque sotterranee o la rimozione di laghi a bacino chiuso con bordi depressi non modifica le distribuzioni in modo significativo. I sistemi accoppiati lo sono rappresentati in Fig. 2. Tutti i valori sono auto-coerenti in modo tale che:
(Pt) max dal lago a bacino chiuso è sempre maggiore di (Pt) min dal lago a bacino aperto collegato.
Distribuzione spaziale:
Le precipitazioni con il minimo più alto si trovano intorno a Margaritifer Terra e in Terra Sabaea, suggerendo che questi erano probabilmente le regioni più umide. Al contrario, precipitazioni massime più basse si verificano in Tyrrhena Terra, suggerendo che potrebbe essere stato un posto relativamente più secco. 
Questo è in stretto accordo con la mappatura della densità della rete valliva che suggeriscono che la Margaritifer Terra e la Terra Sabaea sono le regioni con più sistemi fluviali campionati. 
Le precipitazioni limitate i cui valori sono coerenti con un clima umido a livello globale, con un modello di precipitazione complesso, che aumenta verso l'ovest del bacino di Hellas. 
Questa eterogeneità sottolinea l'importanza di incorporare i modelli climatici 3-D globali per studiare l'evoluzione geomorfologica dell'inizio di Marte, che probabilmente non può essere caratterizzato da a
clima unico, spazialmente uniforme. 
Gli indici di aridità minimi calcolati, (AI), richiesti per ogni lago di bacino aperto suggerisce che il più umido dei luoghi su Marte non erano più aridi delle Grandi Pianure in USA [AI > 0,2].


Discussione:
Gli attuali modelli climatici su l'antico periodo di Marte lavorano per determinare i modelli di precipitazione e la disponibilità di acque superficiali, nonché di districare l'importanza relativa di obliquità, nuvole, polvere, vulcanismo e impatti. 
Ad esempio, le scorte di acqua stimata per l'inizio di Marte vanno da ~150 m a +5000m GED [profondità equivalente globale].
I limiti di precipitazione suggeriscono che i bacini di Paleolaghi potrebbero avere fornito con l'attuale inventario dell'acqua circa 20-30 m GED. 
Quando ciò è combinato con le precedenti stime dei tassi di deflusso marziano [0,1-60 cm/giorno] il nostro intervallo di precipitazione suggerisce una durata di episodi umidi di (t) ~ 0,2–420 anni con flusso continuo (assumendo (n) intermittenze). Sottolineiamo che (t) è probabile che sia solo uno dei tanti episodi umidi in un clima umido ricorrente, evidenziato dalla quantità relativa di incisione attraverso lo spartiacque.
È importante sottolineare che i nostri parametri morfometrici sono governati da geometrie definite da larga scala topografia costante sulla scala temporale fluviale e meno suscettibile alle modificazioni post-fluviali. Andando in avanti, il nostro clima ottimale e le precipitazioni minime con le stime di aridità hanno il potenziale per funzionare come predittori integrati nel tempo dei modelli climatici globali, migliorando la nostra comprensione fondamentale dell'evoluzione del clima planetario e della passata abitabilità del primo periodo marziano.


Ricostruzione grafica del lago presente nel cratere Gale ).

Atmosfera:
L'atmosfera marziana si compone principalmente di anidride carbonica (95%), azoto (2,7%), argon (1,6%), vapore acqueoossigeno e monossido di carbonio.

Presenza di metano:  
È stato definitivamente provato che è presente anche metano nell'atmosfera marziana e in certe zone anche in grandi quantità e la concentrazione media si aggirerebbe comunque sulle 10 ppb per unità di volume. 
Dato che il metano è un gas instabile che viene scomposto dalla radiazione ultravioletta solitamente in un periodo di 340 anni nelle condizioni atmosferiche marziane, la sua presenza indica l'esistenza di una fonte relativamente recente del gas. 
Tra le possibili cause vi possono essere l'attività vulcanica, l'impatto di una cometa e la presenza di forme di vita microbiche generanti metano. Un'altra possibile causa potrebbe essere un processo non biologico dovuto alle proprietà della serpentinite di interagire con acqua, anidride carbonica e l'olivina, un minerale comune sul suolo di Marte.

Concentrazione del Metano in Parti Per Miliardo ppb ).

Nel 2019 era stato ipotizzato come piccole fuoriuscite di metano dal sottosuolo marziano si concentrino di notte sulla superficie per poi dissolversi in atmosfera durante il giorno, con l’aumentare della temperatura. Ora, grazie a nuove misurazioni di Curiosity, le previsioni di allora sono state confermate e la discrepanza tra i valori rilevati dal Tgo dell’Esa e dal Tls della Nasa sembra in parte risolta.
Il team del laboratorio Sam di Curiosity, sconcertati dalle scoperte dell’orbiter europeo, hanno immediatamente iniziato a esaminare nuovamente le misurazioni del Tls su Marte. Alcuni esperti avevano infatti suggerito che il rover stesso stesse rilasciando il gas. «Abbiamo esaminato le correlazioni con il puntamento del rover, il terreno, la frantumazione delle rocce, il degrado delle ruote», riferisce Webster. 
Oggi, gli scienziati hanno riportato i risultati delle loro analisi sulla rivista Astronomy & Astrophysics, confermando un quantitativo di metano che, nel cratere Gale e di notte, mediamente si aggira intorno a 0,52 parti per miliardo di volume, equivalente a circa un pizzico di sale diluito in una piscina olimpionica, con picchi fino a 20 parti per miliardo di volume.

Mentre il team del laboratorio SAM lavorava per esaminare le misurazioni, un altro membro del team scientifico di Curiosity, John E. Moores della York University di Toronto, nel 2019 pubblicò un’ipotesi interessante per spiegare i risultati contrastanti ottenuti dai due strumenti: e se i risultati di Curiosity e del Trace Gas Orbiter fossero entrambi giusti?

Moores, così come altri membri del team di Curiosity che studiano i modelli del vento nel cratere Gale, ipotizzarono che la discrepanza tra le misurazioni del metano dipendesse dall’ora del giorno in cui erano state effettuate. Poiché necessita di molta potenza, il Tls funziona principalmente di notte, quando nessun altro strumento di Curiosity funziona. 
L’atmosfera marziana di notte è quieta, quindi il metano che fuoriesce dal terreno si accumula vicino alla superficie, dove Curiosity può rilevarlo. D’altra parte, il Trace Gas Orbiter richiede la luce solare per individuare il metano a circa 5 chilometri sopra la superficie. «Qualsiasi atmosfera vicino alla superficie di un pianeta attraversa un ciclo giornaliero», spiega Moores. Il calore del Sole agita l’atmosfera, con l’aria calda che sale e l’aria fredda che scende. Pertanto, il metano che di notte è confinato vicino alla superficie, durante il giorno viene mescolato nell’atmosfera in un volume molto più ampio, che lo diluisce a livelli non rilevabili.

Questo diagramma mostra i possibili modi con cui il metano potrebbe crearsi e disgregarsi nell’atmosfera di Marte. Crediti: Nasa/Jpl-Caltech/Sam-Gsfc/Univ. of Michigan ).

Il team di Curiosity ha quindi deciso di testare la previsione di Moores facendo le sue prime misurazioni diurne ad alta precisione, ottenendo valori pari a circa 0.05 parti per miliardo di volume. 
Il Tls ha misurato il metano in modo continuativo nel corso di un intero giorno marziano, mettendo a confronto una misurazione notturna con due misurazioni diurne. In ogni esperimento, Sam ha aspirato l’aria marziana per due ore, rimuovendo continuamente l’anidride carbonica che costituisce il 95 per cento dell’atmosfera del pianeta. 
Questa procedura ha lasciato un campione concentrato di metano che il Tls ha potuto facilmente misurare facendo passare un raggio laser a infrarossi attraverso il campione molte volte, alla lunghezza d’onda della luce che viene assorbita dal metano. «John aveva previsto che il metano scendesse a zero durante il giorno e le nostre due misurazioni diurne lo hanno confermato», afferma Paul Mahaffy, Principal Investigator di SAM. 
Inoltre, la misurazione notturna del Tls rientra perfettamente nella media che il team aveva già stabilito in precedenza.


Ciclo della CO2 :
Le calotte polari di Marte sono composte da una miscela di ghiaccio d'acqua e di anidride carbonica congelata.
Durante la primavera marziana, quando le temperature sul pianeta aumentano, l'anidride carbonica (CO2) sublima: passa cioè direttamente dallo stato solido a quello gassoso.
L'anidride carbonica gassosa fuoriesce dalla superficie del pianeta, smuovendo di conseguenza il suolo e creando le particolari figure visibili nell'immagine.


 ( In foto l'immagine delle zone polari, con i segni della sublimazione. Credit: NASA/JPL/University of Arizona ).

Nubi:

Il rover Curiosity della Nasa ha catturato queste nubi il 7 maggio 2019, il 2400esimo giorno marziano, o Sol, della sua missione. 
Curiosity ha utilizzato le sue fotocamere di navigazione in bianco e nero per scattare la foto, dove sono probabilmente presenti nubi di ghiaccio d’acqua a circa 31 chilometri sopra la superficie. 
Queste nuvole sono formate da piccoli cristalli di ghiaccio, formatesi dalla condensazione del poco vapore acqueo presente nell'atmosfera marziana, dovuto alla sublimazione dei ghiacci nella stagione di Perielia, cioè quando il pianeta si avvicina maggiormente al Sole.

(foto da Curiosity - Crediti: Nasa/Jpl-Caltech).

Meteorologia:
E' possibile consultare un bollettino meteorologico quotidiano gentilmente offerto dalla Nasa.
E potrete vedere come varia la temperatura, la pressione ed i venti.
Le giornate, dette SOL, su Marte presentano notevoli escursioni termiche a causa della tenue atmosfera.

METEO MARTE

I dati forniti dalla sonda NASA InSight, ammartata presso Elysium Planitia il 1° Simud 191 (EM), sono sostituiti dai dati del rover Curiosity, che si trova nel cratere Gale.

Man mano che più dati da un particolare sol vengono downlinkati dal veicolo spaziale (a volte diversi giorni dopo), questi valori vengono ricalcolati e di conseguenza possono cambiare man mano che vengono ricevuti più dati sulla Terra.

ATTENDETE QUALCHE SECONDO PER CARICARE LA GRAFICA E I DATI.
( CLICCATE SULLE ''C'' PER AVERE LE TEMPERATURE IN GRADI CELSIUS ).

Per gli altri dati : '' https://mars.nasa.gov/msl/weather/ ''.

Panorama del cratere Gale - Curiosity NASA ).

Panorama dal sito di Insight presso Elysium Planitia ).

Un tramonto su Marte - Cratere Gale by Curiosity , sul bordo sud della pianura di Elysium ).

Grafici andamento:
Vi riportiamo una serie di grafici a campione che riportano l'andamento di TEMPERATURA, PRESSIONE, VENTO, presi a campione come esempi dei vari periodi, dal lander INSIGHT presso Elysium planitia.

( SOPRA durante i Sol 83 - 84 - 85 dopo l'arrivo della sonda, cioè il 22-23-24 di Hoatinh il secondo mese del periodo di Cisafelia ).

( SOTTO durante i Sol 374 - 375 - 376 dopo l'arrivo della sonda, cioè il 2-3-4 di Tiu il quinto mese del periodo di Transafelia ).

( SOPRA - durante i Sol 428 - 429 - 430 , 7-8-9 di Reull 192 )

Resoconto di tutti i dati registrati fino ad inizio 2021 ).

I VENTI DI MARTE - VIDEO:

I VENTI DI MARTE offerto da Media INAF

La sonda Nasa MAVEN, ha documentato per la prima volta i modelli globali di circolazione del vento nell’atmosfera superiore di Marte, da 120 a 300 chilometri sopra la superficie.
Lo studio, è stato condotto da un gruppo di scienziati dell’Università del Maryland guidati da Mehdi Benna che hanno utilizzato lo strumento Ngims (Natural Gas and Ion Mass Spectrometer) uno spettrometro non progettato per raccogliere le misurazioni del vento.
La ricerca, è parte di un esperimento unico: testare le parti fisse dello spettrometro e farle oscillare avanti e indietro come un tergicristallo per raccogliere un nuovo tipo di dati che hanno migliorato la conoscenza dell’atmosfera superiore di Marte della circolazione dei  venti  marziani e terrestri.
Dopo aver effettuato una serie di analisi preliminari, Benna e i suoi colleghi hanno raccolto dati per due giorni al mese, nel biennio 2016-2018.


Nel complesso, i modelli di circolazione media, nel susseguirsi delle stagioni, sono apparsi molto stabili, ed il dato sorprendente è arrivato quando gli scienziati hanno analizzato la variabilità nel breve periodo dei venti nell’atmosfera superiore, che è risultata maggiore del previsto. Nello specifico, su Marte, la circolazione media è costante, ma se si scatta un’istantanea in un dato momento, i venti sono molto variabili.

In seguito, i ricercatori hanno scoperto che il vento che soffia a centinaia di chilometri sopra la superficie del pianeta, conteneva informazioni sulle forme del terreno sottostanti: montagne, canyon e bacini. «Quando la massa d’aria circola su queste formazioni – commenta Benna – crea onde che raggiungono l’atmosfera superiore a circa 280 chilometri di altezza e possono essere rilevate da Maven e Ngims. Sulla Terra, è possibile osservare lo stesso tipo di onde, ma non ad altitudini così elevate».

Gli studiosi hanno ipotizzato una teoria sulla durata di queste onde denominate ‘ortografiche’. Secondo l’ipotesi più in voga, l’atmosfera di Marte è molto più sottile di quella terrestre e le onde possono viaggiare senza ostacoli, proprio come fanno le increspature sull’acqua. Inoltre, la differenza media tra le montagne e le valli marziane è maggiore rispetto alla stesse sulla Terra: non è raro infatti, trovare montagne che raggiungono i venti chilometri di altezza sul pianeta rosso.
«La topografia di Marte influenza la circolazione dei venti molto più di quanto la stessa non faccia sulla terra- conclude Benna – continuare l’analisi dei dati può aiutare gli scienziati a capire se gli stessi processi di base sono in azione sull’atmosfera superiore della Terra. Ironia della sorte, abbiamo dovuto effettuare queste misurazioni su Marte per capire lo stesso fenomeno sulla Terra e i risultati ci aiuteranno a capire come si sta evolvendo il clima sul pianeta rosso».

Situazione climatica in estate nell'emisfero meridionale in zona perielica ).

Clima:
( Zone climatiche globali di Marte, basate sulla temperatura, modificate per topografia, albedo, radiazione solare effettiva. A = Glaciale (calotta di ghiaccio permanente); B = polare (coperto dal gelo durante l'inverno che sublima durante l'estate); C = Transizione Nord (lieve) (Ca) e C Sud (estrema) (Cb); D = tropicale; E = Basso albedo tropicale; F = Pianura subpolare (bacini); G = Pianura tropicale (Chasmata); H = Altopiano subtropicale (Montagna) ).

Storia:
Marte si formò all'incirca 4,6 miliardi di anni fa, come gli altri tre pianeti terrestri e cioè a seguito della condensazione della nebulosa solare, per lo più da silicati. A causa della distanza superiore dal Sole rispetto alla Terra, durante la fase iniziale della formazione nell'orbita di Marte si trovava una concentrazione maggiore di elementi con basso punto di ebollizione, come clorofosforo e zolfo, probabilmente spinti via dalle orbite interne dal forte vento solare del proto-Sole.
La storia del pianeta può essere suddivisa in quattro diverse ere geologiche che caratterizzano la sua formazione ed evoluzione: Pre-Noachiano, Noachiano, Esperiano, Amazzoniano.
NoachianoNoachianoEsperianoAmazzoniano

Gli ultimi grandi impatti di meteoriti sul suolo marziano, quelli di livello da estinzione di massa, sarebbero finiti prima del previsto: quasi 4.5 miliardi di anni fa.
Questa nuova datazione sposta più indietro nel tempo, di circa 500 milioni di anni, le condizioni idonee alla possibile comparsa della vita su Marte. Lo afferma uno studio pubblicato su Nature Geoscience, secondo il quale la finestra entro cui la vita sarebbe potuta nascere sul Pianeta rosso si colloca tra 4.2 e 3.5 miliardi di anni fa.

Riuscire a datare la fine dei grandi eventi di collisione di asteroidi sui pianeti rocciosi, come la Terra e Marte, permette dunque di stabilire l’epoca più antica alla quale possono essersi create le condizioni idonee all’eventuale comparsa della vita. Finora si riteneva che un ultimo intenso bombardamento tardivo avesse investito sia la Terra sia Marte tra 4.1 e 3.8 miliardi di anni fa, quando, stando alle stime, i pianeti giganti del Sistema solare stavano migrando verso le loro orbite definitive. 

I minuscoli grani di zircone all’interno di questo frammento di roccia proveniente da Marte sono rimasti inalterati per oltre 4,4 miliardi di anni ).

Con il loro nuovo studioDesmond Moser e colleghi, dei dipartimenti di scienze della Terra e di geografia della Western University (Canada), hanno invece verificato che le meteoriti marziane che provengono dagli altopiani a sud di Marte si sono formate quasi 4.5 miliardi di anni fa, e che da allora mostrano segni di moderati impatti successivi, ma di nessun evento di grosse proporzioni. Per giungere a questo risultato, il team guidato da Moser ha analizzato piccoli cristalli di zircone e baddeleyite presenti all’interno dei campioni di meteorite.
Questi due minerali sono infatti buoni traccianti della storia di un campione geologico, quindi dell’area da cui esso proviene, e permettono di ottenere informazioni su temperature e pressioni alle quali il campione è stato sottoposto dall’epoca della sua formazione.
Stando a quanto emerso da queste analisi, Marte o quanto meno l’emisfero sud del pianeta, dal quale i campioni di meteorite provengono, non mostra segni del teorizzato intenso bombardamento tardivo.

Ciò potrebbe significare che il bombardamento tardivo non è stato così devastante come ci si aspettava, oppure che è avvenuto prima di 4.5 miliardi di anni fa, così come la migrazione planetaria che lo avrebbe scatenato. Un risultato, questo, che potrebbe far riconsiderare anche le teorie di genesi della vita sulla Terra.

Il basculamento della superficie di Marte:
Marte non ha sempre avuto l’aspetto che ha oggi: la superficie del pianeta ha ruotato di un angolo tra i 20 e i 25 gradi in un periodo di tempo compreso tra 3 e 3.5 miliardi di anni fa. Questo fenomeno è stato causato dalla formazione dell’enorme regione di Tharsis, la zona montuosa di origine vulcanica più grande del Sistema solare, che, grazie alla sua massa straordinaria, ha costretto il pianeta a trovare un nuovo punto di equilibrio, facendo scivolare attorno al nucleo i suoi strati più esterni.
Questa scoperta cambia la nostra visione di Marte riguardo al primo miliardo di anni della sua storia. Un periodo giovanile delicato.
Inoltre, viene anche fornita una spiegazione a tre apparenti anomalie geologiche: perché i fiumi si siano formati nei luoghi in cui oggi osserviamo le loro tracce; perché i serbatoi sotterranei di ghiaccio d’acqua si trovino lontano dai poli di Marte; e, infine, perché il cono vulcanico di Tharsis sia oggi situato all’equatore.
La gigantesca cupola vulcanica di Tharsis ha iniziato a formarsi oltre 3.7 miliardi di anni fa, a una latitudine di circa 20 gradi nord. L’attività vulcanica è poi proseguita per diverse centinaia di milioni di anni, formando un altopiano di oltre 5 mila km di diametro, con uno spessore di circa 12 km e una massa di un miliardo di miliardi di tonnellate (1/70 della massa della Luna). Un “contrappeso” così massiccio da causare, come si è detto, lo scivolamento del mantello fuso e della sovrastante crosta di Marte. Il risultato finale è stato che l’altopiano di Tharsis si è spostato all’equatore, dove ha trovato la sua nuova posizione di equilibrio.


La sua superficie è costellata di vulcani, come il grande Olympus Mons, e da rift valley, come la gigantesca Valles Marineris, quindi mostra che ha avuto un'attività geologica che ha persistito fino a tempi relativamente recenti.
(a sinistra il monte Olimpo, che si erge per oltre 25 km)

Il colore rosso della superficie, deriva dalla presenza di ruggine del suolo, ricco di ossido di ferro.

( L'immenso canyon della Valles Marineris ).
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CASE SU MARTE

La prima idea per una Casa su Marte è stata fornita dal gruppo di architetti BIG (Bjarke Ingels Group) per gli Emirati Arabi, nel quale un loro partner, Jakob Lange, ha spiegato alla CNN come lui e il suo team abbia pianificato di affrontare le avversità del pianeta.
In effetti, la volontà da parte dell’uomo di raggiungere Marte non è una cosa nuova se si pensa alle innumerevoli sonde mandate a studiare il pianeta rosso.


Come costruirla:
Per rispondere a questa domanda bisogna dapprima prendere in considerazione tutte quelle che sono le caratteristiche ambientali, atmosferiche e di vita presenti su Marte.
Infatti, ai fini di una buona architettura che risponda alle esigenze dell’uomo, bisogna considerare che il pianeta rosso possiede un’atmosfera sottile, il che significa che i liquidi evaporano rapidamente in gas e l’assenza di un campo magnetico globale rende il pianeta meno protetto dalle radiazioni solari.

Le temperature sono ben diverse dalle nostre. Marte è un pianeta freddo, in media, con una temperatura di circa -63°C, inoltre, nonostante il freddo, il sangue di un essere umano potrebbe bollire, non essendoci nessuna protezione.
Insomma, le premesse non sono un granchè!
Questi aspetti legati alle scienze della terra del pianeta rosso dipendono fortemente dallo studio della sua storia geologica, quindi dalle sue evoluzioni.

Progetto:
L’elemento principale della città marziana sarà il biodoma, ossia una cupola geodetica, la quale, per mantenere una temperatura confortevole e una adeguata qualità dell’aria, è posta sotto pressione e ricoperta da una membrana di polietilene trasparente mentre l’ossigeno verrà ricavato tramite l’applicazione di elettricità al ghiaccio sotterraneo che lo porterebbe all’evaporazione e tramite elettrolisi alla sua scomposizione in idrogeno ed ossigeno.


All’interno del biodoma gli edifici verrebbero stampati in 3D, sfruttando il suolo marziano, con uno sviluppo degli stessi sottoterra per proteggere le persone da eventuali radiazioni, insomma vivremo in case semi-interrate e con un tetto spesso.
L’aggregazione dei vari biodomi, dovuta alla progressiva crescita demografica, andrà a generare le città, con forme di anelli o a toro.


Alcuni vantaggi:
Ma le caratteristiche di Marte offrono anche alcuni vantaggi, ad esempio, come detto dallo stesso Lange: “Poiché l’atmosfera su Marte è molto scarsa, il trasferimento di calore sarà molto basso, il che significa che l’aria all’interno delle cupole non si raffredderà più velocemente di quanto non farebbe sulla Terra”.

Inoltre, è possibile sperimentare forme nuove per l’architettura, dal momento che: “C’è circa un terzo di gravità, il che significa che puoi improvvisamente creare colonne che sono più sottili e hanno lunghezze di strutture maggiori.
Crea quasi come un set di regole completamente nuovo che devi seguire quando progetti l’architettura nello spazio.” Queste nuove forme porterebbero alla genesi di una architettura completamente marziana con nuovi skyline. Per adesso però, il progetto è stato applicato qui sulla Terra, nel deserto degli Emirati Arabi, sulla quale le necessità tecniche, di cui abbiamo parlato sopra, diminuiscono.
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Calcestruzzo marziano:
Abbiamo già parlato di come la NASA stia realmente ipotizzando di mandare i primi uomini su Marte per colonizzare il pianeta rosso.
Ma una volta arrivato sul pianeta, l’uomo avrà bisogno in qualche maniera di costruire edifici di qualità in cui vivere e lavorare; quindi c’è bisogno di un materiale di qualità ma al tempo stesso facilmente producibile, che sia costituito però da tutte quelle risorse che solo Marte stessa può fornire. Visto che il materiale più usato nell’edilizia mondiale è il calcestruzzo, perché non crearne una versione “marziana”?
E’ questo quello che si sono chiesti i ricercatori della Northwestern University, ideando il primo calcestruzzo composto da materie prime disponibili solo su Marte.


L’aspetto più importante di questo calcestruzzo è la possibilità di essere formato senza l’aggiunta di acqua che, anche se è stata ufficialmente scoperta nei mesi scorsi, rappresenterà una risorsa fondamentale per il sostentamento degli uomini sul pianeta.
Se quindi l’acqua non può essere utilizzata, il materiale principale del calcestruzzo è lo zolfo.
L’idea chiave è di riscaldare lo zolfo a 240°C, temperatura in cui passa allo stato liquido, di miscelarlo con il terreno di Marte, che funge quindi da legante, e di lasciar raffreddare il tutto; solidificando, lo zolfo si lega alle particelle di terreno, formando quindi il calcestruzzo marziano.


In realtà non è tutto così semplice, infatti già negli anni passati lo zolfo è stato testato come elemento principale del calcestruzzo, ma i risultati non sono stati affatto soddisfacenti. I problemi principali sono due: lo zolfo, solidificando, cambia forma allotropica, passando da zolfo monoclino a zolfo ortorombico, stabile alle basse temperature, e questo non è di certo un bene; un po’ come se scaldando la mina di una matita (grafite) improvvisamente essa si trasformasse in un diamante. In secondo luogo lo zolfo durante il processo si restringe, e restringendosi crea delle cavità e induce sollecitazioni che indeboliscono gravemente il materiale.


Per ovviare a questi problemi, i ricercatori della Northwestern University hanno eseguito vari test in cui simulavano il possibile terreno presente su Marte, composto principalmente da silice, ossido di alluminio, ossido di ferro e biossido di titano, variando costantemente le dimensioni delle particelle di terreno da inserire all’interno del composto. I ricercatori dopo aver aver mescolato l’aggregato con diverse percentuali di zolfo fuso e aver lasciato raffreddare i campioni in blocchi, hanno misurato le proprietà fisiche del materiale risultante, come la resistenza e la rottura compressione, oltre ad analizzare chimicamente il mix e simulare il suo comportamento in opera.


I risultati ottenuti sono stati interessanti; infatti risulta che usando particelle di aggregato più piccole è possibile ridurre la formazione di vuoti, il che aumenta in modo significativo la resistenza del materiale. Si è arrivati a definire che il miglior mix per la produzione del calcestruzzo su Marte è del 50% di zolfo e 50% di suolo marziano con dimensione massima delle particelle di 1mm.
Il calcestruzzo che si ottiene è molto resistente; facendo un paragone con quello standard usato per gli edifici di tutto il mondo, che deve avere una resistenza a compressione di circa 20MPa, il calcestruzzo marziano riesce a sopportare carichi anche superiori ai 50MPa.

Oltre alla resistenza, c’è un altro grande vantaggio: il calcestruzzo marziano può essere riciclato. Essendo infatti formato da un solo elemento principale, il calcestruzzo può essere riscaldato fino a far sciogliere lo zolfo in esso contenuto per poter poi riutilizzarlo varie volte solamente raffreddandolo di nuovo. Inoltre ha una presa molto rapida, è facile da gestire e da ottenere ed ha prezzi di produzione relativamente bassi, essendo l’elemento principale facilmente ricavabile sulla Terra.


Questi aspetti positivi rendono il calcestruzzo con lo zolfo un ottimo materiale, che purtroppo non può essere applicato all’atmosfera terrestre, ma può rappresentare uno stimolo per cercare di trovare un’alternativa al calcestruzzo che normalmente adoperiamo; questo perchè con il passare degli anni la presenza di “mostri di cemento” nel nostro paese a causa dell’abusivismo edilizio si sta espandendo, rendendo il calcestruzzo un materiale sovrautilizzato.
Se a questo si va ad aggiungere che la produzione del calcestruzzo è la terza causa di emissioni di CO2 nel mondo, si capisce come questa scoperta possa rappresentare uno stimolo a migliorare il prodotto.
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Ghiaccio per costruire in 3D:
La recente scoperta dell’acqua su Marte in forma solida ha dato il via a questo progetto per poter colonizzare il pianeta rosso e soprattutto studiarne il sottosuolo in situ.
La NASA infatti insieme alla America Makes ha stanziato 2,25$ milioni di dollari per il progetto e la costruzione di una abitazione attraverso stampante 3D, che deve essere atta allo studio della conformazione geologica del pianeta e soprattutto deve essere costituita da una combinazione di materiali riciclabili e materiali tipici di Marte.

Il primo posto è andato al Team Space Exploration Architecture and Clouds Architecture Office di New York grazie al progetto della Mars Ice House, aggiudicandosi $25000 come premio ma soprattutto la possibilità di realizzare il loro progetto mandando il team su Marte.
Diversi sono stati i fattori giudicati dalla NASA: l’architettura, il design, l’abitabilità, l’innovazione, la funzionalità, la giusta selezione del sito su Marte, la costruibilità tramite stampante 3D.


Ma come è fatta questa Mars Ice House?
Il nome richiama il concetto che ha ispirato il team, ovvero quello di “seguire l’acqua”: hanno scelto una zona del pianeta dove è certo esserci abbondanza di acqua, per poterne trarre vantaggio sia per il sostentamento umano che vegetale, ma soprattutto per avere sempre la disponibilità del loro materiale primario una volta “stampata” la casa, ovvero il ghiaccio.
La struttura emerge in maniera imperiosa dal sottosuolo per portare luce all’interno e per creare una visione con il paesaggio esterno, in modo tale che il corpo e la mente si mantengano in forma. Il team ha scelto il ghiaccio come elemento strutturale poiché esso ha l’abilità di filtrare i raggi solari e di proteggere dalle radiazioni esterne.


Il cuore della struttura è il Lander, ovvero il veicolo d’atterraggio, che viene ricoperto da una membrana gonfiabile di EFTE, un materiale plastico leggero, trasparente, resistente alla corrosione e alle alte temperature, ed è protetto dall’esterno da una zona intermedia che ha il compito di rendere meno brusco il passaggio interno-esterno.

Il Lander si estende in verticale per quattro piani e contiene tutte le cellule spaziali per i servizi meccanici e la vita quotidiana: laboratori, stanza per gli esercizi, libreria, cucina, camere da letto; i quattro piani sono collegati da una scala a chiocciola che permette all’equipaggio anche di fare esercizio fisico.

Si estende in verticale per quattro piani anche un giardino, che divide una facciata del Lander dalla zona intermedia, che ha il compito di fornire un supplemento di ossigeno e di cibo alla squadra di coloni oltre che a dare un beneficio psicologico grazie al suo colore verdeggiante che spezza la monotonia del ghiaccio.

Importantissima è la Zona Intermedia, termicamente separata dal Lander, che ha il compito di creare una zona neutrale che non sia né interamente esterna né interna, permettendo al team di esplorare l’esterno facendo a meno della tuta spaziale.
Questa zona è costituita da ghiaccio, ha la stessa pressione dell’interno e inoltre possiede dei piccoli robot che riflettono e concentrano sulla superficie del Lander la luce proveniente dall’esterno, per incrementare la vivibilità all’interno.
Un progetto rivoluzionario, che tutti quanti speriamo prenderà forma.

VIDEO : https://vimeo.com/142099027 
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I progetti per arrivare su Marte ci sono, il materiale per costruire i primi edifici c’è: che la conquista del pianeta rosso abbia inizio!

CASE DI BAMBU' SU MARTE

Warith Zaki e Amir Amzar hanno immaginato di utilizzare il bambù coltivato e raccolto su Marte per costruire la prima colonia sul pianeta rosso.
Chiamato Seed of Life, il design concettuale della colonia comprende una serie di strutture tessute in bambù da robot autonomi.
I designer malesi Zaki e Amzar hanno progettato la proposta per dimostrare che potrebbero esserci modi alternativi di costruire su Marte che non si basano sulla spedizione di materiale dalla terra o sulla stampa 3D.


"Dopo aver svolto molte ricerche sulla colonizzazione di Marte, ci siamo resi conto che metà delle idee sarebbero andate a distribuire materiali completamente sintetici prodotti sulla terra per costruire rifugi, mentre l'altra metà riguardava l'utilizzo della regolite disponibile localmente", hanno detto Zaki e Amzar.
"Abbiamo cercato di trovare qualcosa di intermedio, un equilibrio tra materiale naturale proveniente dalla terra e tecnologia avanzata".

Per creare gli edifici, Zaki e Amzar immaginano di coltivare bambù su Marte e di utilizzare il materiale per costruire le strutture.
"La civiltà umana deve ancora costruire qualcosa su qualsiasi altro pianeta al di fuori della Terra. Questo fatto da solo apre infinite possibilità di ciò che potrebbe o dovrebbe essere utilizzato", hanno spiegato i progettisti.
"Certo, la stampa 3D sembra essere una proposta fattibile, ma con migliaia di anni di esperienza e tecniche nella costruzione di rifugi, perché non dovremmo attingere anche ad altre alternative?"


Ogni capsula modulare nella colonia sarebbe stata costruita per un periodo di sei anni, con gli esploratori che atterravano e localizzavano il ghiaccio ghiacciato sotterraneo da utilizzare come fonte d'acqua nella prima fase dello sviluppo.
Dopo che l'acqua è stata localizzata, un habitat ETFE a dispiegamento automatico contenente germogli di bambù verrebbe inviato al pianeta. Un trapano penetrerebbe nel ghiaccio sotterraneo per fornire acqua al bambù, che verrebbe coltivato all'interno della struttura ETFE.
Quando il bambù sarà completamente cresciuto, dopo circa tre anni, verrà rimosso dalla camera di crescita, tagliato e intrecciato attorno alla struttura in ETFE dai robot.
Finalmente. il bambù sarebbe stato pompato con acqua, che si sarebbe congelata nel clima marziano per fornire un altro strato di protezione per la colonia.


Le strutture prevedono anche un generatore di campo magnetico in modo che serva da scudo ).

Zaki e Amzar hanno scelto di utilizzare il bambù poiché aumenterebbe rapidamente di massa su Marte, riducendo drasticamente la necessità di inviare grandi volumi nello spazio. La pianta a crescita rapida ha anche una lunga storia di utilizzo come materiale da costruzione.
"Gli esseri umani hanno imparato le tecniche nella costruzione di ripari con bambù o legno per migliaia di anni", hanno detto i progettisti. "Il bambù da solo potrebbe non funzionare nelle condizioni climatiche estreme su Marte, ma con una combinazione di tecnologia e altri materiali ci sarebbero possibilità".
Sebbene Seed of Life sia solo una proposta, i progettisti sperano che incoraggi altri a considerare l'utilizzo di materiali e tecniche di costruzione alternativi per la colonizzazione dello spazio.
"È pensato per stimolare la riflessione, per portare discussioni su altri materiali e modi impensabili per colonizzare il pianeta rosso", hanno spiegato Zaki e Amzar. "Anche se non si potrebbe fare a meno di credere che ci sia un certo grado di praticità".
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UN FUNGO PER MARTE

E' stato scoperto un fungo, nell'ambiente altamente radioattivo di un reattore della ex-centrale nucleare di Chernobyl, che potrebbe rappresentare uno scudo per le radiazioni e quindi capace di proteggere gli astronauti da esse e permettere così la loro permanenza su pianeti come Marte e nei lunghi viaggi spaziali.

Ad aver proposto una soluzione per il problema è stato il team di ricercatori dell’università di Stanford che si è focalizzato su un organismo davvero bizzarro:
un fungo molto resistente, scoperto in uno dei luoghi più radioattivi del nostro pianeta: Chernobyl.
Lo studio è stato pubblicato su sito bioRxiv.

LINK : https://www.biorxiv.org/content/10.1101/2020.07.16.205534v1.full 

Il più grande pericolo per gli esseri umani nelle missioni di esplorazione dello spazio profondo sono le radiazioni.
Per proteggere gli astronauti che si avventurano oltre la magnetosfera protettiva della Terra e sostenere una presenza permanente sulla Luna e/o su Marte, la protezione passiva avanzata dalle radiazioni è molto ricercata.
A causa della natura complessa della radiazione spaziale, probabilmente non esiste una soluzione unica valida per tutti i casi a questo problema, che è ulteriormente aggravata dalle restrizioni di massa necessarie a portare oggetti in orbita.


Alla ricerca di schermi anti-radiazioni innovativi, la biotecnologia offre vantaggi unici come l'idoneità per l'uso in situ delle risorse (ISRU), l'autorigenerazione e l'adattabilità.
Qui proponiamo l'uso di alcuni funghi che prosperano in ambienti ad alta radiazione sulla Terra, come il raggio di contaminazione della centrale nucleare di Chernobyl in Ucraina.
Analogamente alla fotosintesi, questi organismi sembrano eseguire vitali che usano la radiosintesi, utilizzando pigmenti noti come la melanina per convertire la radiazione gamma in energia chimica.
Si ipotizza che questi organismi possano essere impiegati come un'efficace scudo contro le radiazioni per proteggere altre forme di vita.

Nei grafici mostriamo l'assorbimento delle radiazioni da parte dei funghi in crescita ).

Qui, abbiamo studiato la crescita di Cladosporium sphaerospermum , e la sua capacità di attenuare le radiazioni ionizzanti, è stata studiata a bordo della Stazione Spaziale Internazionale (ISS) per un periodo di 30 giorni, come in un'abitazione sulla superficie di Marte (vedi sotto).
Alla piena maturità, la radiazione sotto un ''prato'' di funghi, spesso ≈ 1,7 mm di questo particolare fungo radiotrofico melanizzato (raggio di protezione di 180°) era inferiore del 2,17 ± 0,35% rispetto al controllo fatto senza fungo. Le stime basate sui coefficienti di attenuazione lineare hanno indicato che uno strato spesso ~ 21 cm di questo fungo potrebbe in gran parte azzerare l'equivalente in dose annuale dell'ambiente di radiazione sulla superficie di Marte, mentre solo ~ 9 cm sarebbero necessari con una miscela equimolare di melanina e Regolite marziana.
Compatibili con l'ISRU, tali compositi sono promettenti come mezzo per aumentare la schermatura dalle radiazioni riducendo la massa complessiva, come è obbligatorio per le future missioni su Marte.

Immagini dei test effettuati a bordo della ISS ).

Secondo l’ipotesi proposta nel nuovo studio, quindi, si potrebbero utilizzare questi organismi come uno scudo anti-radiazioni, una scoperta fondamentale per le future missioni nello Spazio.

Uno dei maggiori vantaggi descritti nello studio, infatti, è che i funghi si auto-rigenerano, quindi basterebbe inviarne piccoli quantitativi in orbita, per riuscire a creare uno scudo biologico contro le radiazioni.

Con qualche modifica, raccontano i ricercatori, questi organismi potrebbero essere utilizzati anche per proteggere le future basi sulla Luna e su Marte.

Schema di una casa lunare, che potrebbe essere protetta con l'uso di questi funghi ).
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Calendario:
Esistono anche varie proposte per un calendario marziano, leggi qui:

CALENDARIO ARESIANO

Premessa:
Voglio proporvi questa mia idea, perché credo che finora si siano studiati calendari per Marte con il pregiudizio da terrestri.....
La terra ha un orbita praticamente circolare e la sua bassa eccentricità non influisce, se non minimamente nello scorrere delle stagioni, che a parte differenze di pochi giorni, non differiscono per durata, un altro fatto è che nelle zone equatoriali terrestri praticamente non vi è differenziazione tra le varie stagioni.
Su Marte non è così !!!
Marte pur possedendo un inclinazione assiale simile alla Terra, non ha una durata delle stagioni similare, ma variano di molti giorni, se non mesi, e la sua elevata eccentricità orbitale (0,093) è determinante nell'influire nello scorrere del tempo e delle stagioni.
Ho pensato quindi di introdurre un sistema che tenga conto in primis delle posizioni di perielio ed afelio, lasciando come secondari solstizi ed equinozi.

Difatti Marte ha un'orbita che varia dal perielio di 1,381 UA fino ad un afelio di 1,666 UA , con una variazione dell'irraggiamento solare che va da 712 W/m2 a 489 W/m2 , una differenza di oltre il 30%.

In questa maniera nell'emisfero sud la differenza tra un lungo inverno con un basso irraggiamento, ed un estate corta con un alto irraggiamento, è notevole.
Al contrario nell'emisfero nord le stagioni sono molto mascherate con poca differenza tra una lunga estate con basso irraggiamento ed un corto inverno con irraggiamento elevato.
La cosa che incide di più ad oggi, quindi è l'eccentricità, causando forti tempeste di sabbia quando il passaggio al perielio aumenta l'energia e la pressione dell'atmosfera con la sublimazione del ghiaccio secco (CO2).

Non ha senso, per esempio, parlare di una primavera dove tra gli emisferi nord e sud, ci sarebbero differenze abissali, e lo stesso vale anche per le altre stagioni, e l'anno non può essere diviso in egual periodi di 6 mesi ciascuno come per il calendario Dariano a 24 mesi, visto che la velocità orbitale varia di molto.

Oltretutto su Marte avrà poco senso pensare ad insediamenti oltre le latitudini dei due tropici, cioè 25° sia a Nord che a Sud.
Detto questo propongo un sistema a tre ''stagioni'' dette periodi, una incentrata sul perielio, una per arrivare all'afelio, ed infine un'altra da dopo l'afelio.
Potevano essere due per i motivi sopracitati, ma essendo il periodo incentrato sull'afelio troppo lungo è preferibile separarlo in due parti.
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Calendario Aresiano:
Il nome deriva da Ares il nome greco del dio della guerra, il Marte dei Romani.

Il Sol:
Il ''giorno'' marziano è detto SOL ed ha una lunghezza di 24h 39' 35,244".
Alcuni hanno pensato di dividere il Sol in periodi in 10 parti o 25 parti uguali, ma il mantenimento del SECONDO come unità di misura è fondamentale, e quindi si potranno mantenere le 24 ore più un periodo finale per i circa 40 minuti in più.
(chi non li vorrebbe avere, quando la mattina suona la sveglia ? ).

( Il tramonto blu su Marte ).

L'anno marziano:
Il periodo di rivoluzione di Marte intorno al Sole è di circa 687 giorni terrestri (686.98), corrispondenti a 668,6 SOL. (668,5991 per la precisione).

Quindi ogni 10 anni ci saranno 6 anni di 669 Sol (bisestili), e 4 anni di 668 Sol.
1) 668 - 2) 669 - 3) 669 - 4) 668 - 5) 669 - 6) 669 - 7) 668 - 8) 669 - 9) 669 - 10) 668 .
Ogni mille anni ci dovrà essere un bisestile in meno, a parte gli anni divisibili per 10.000 , questo calendario sarà valido senza dover apportare correzioni per parecchie decine di migliaia di anni.

I cambiamenti dovuti al passaggio al perielio, quando l'aumento dell'irraggiamento crea le tempeste di sabbia globali che avvolgono interamente il pianeta ).

L'anno ZERO :
La prima domanda è quando iniziare a contare gli anni marziani, cioè trovare un momento particolare in cui inizia l'era marziana.
Alcuni hanno proposto il primo sorvolo si Marte da parte del Mariner, ma poi per le osservazioni precedenti, specialmente di Lowell e Schiaparelli o per la scoperta delle due piccole lune da parte di Hall, si avrebbero date negative, la mia idea è di andare più indietro , fino alla prima mappa disegnata da Huygens del pianeta rosso, quindi andare all'afelio immediatamente precedente all'anno di redazione della mappa cioè l'8 Luglio 1658.
Con questo assunto il 2020 terrestre sarebbe interamente contenuto nell'anno 192 EM (era marziana).

Posizione dei pianeti interni l'8 Luglio 1658 ).

3 ''Stagioni'' dette periodi:
I tre periodi sono:

TRANSAFELIA 7 mesi ( 210 Sol )
PERIELIA           8 mesi ( ''PRE'' 4 mesi prima e ''POST'' 4 mesi dopo il perielio).
CISAFELIA        7 mesi (210/211 Sol )

Con l'inizio dell'anno il giorno dell'afelio, cioè quando Marte si trova nel punto più lontano del Sole, dove il nuovo inizio significa il ritorno verso il Sole.

Nello schema in rosso l'orbita di Marte, in celeste quella terrestre, i Periodi sono delineati dal tratto giallo sull'orbita marziana, i numeri Gialli indicano in Sol Marziani la lunghezza dei vari periodi, di contro i numeri bianchi senza parentesi sono i Sol delle stagioni marziane, i numeri tra parentesi sono i Giorni terrestri, l'inizio dell'anno è l'afelio dell'orbita di Marte, la freccia verde indica la direzione del moto del pianeta ).

22 mesi:
La lunghezza dei mesi è di 31 Sol per gli otto mesi del periodo di Perielia, e 30 Sol rispettivamente per i mesi di Transafelia e Cisafelia, L'ultimo mese di Cisafelia varia tra 30 e 31 Sol a seconda del fatto che sia un anno bisestile o meno.
La scelta dei 22 mesi e per mantenere una similarità con i mesi terrestri, anche se questi comunque sono sempre un po' più lunghi a causa della maggiore lunghezza del Sol.

Nel caso si volessero introdurre i 21 mesi dovranno essercene 17 da 32 Sol e 4 da 31 Sol di cui uno bisestile, si avrebbero periodi pressoché lunghi uguale, il perielio cadrebbe alla metà di un mese ).

Il nome dei vari mesi non è molto importante, se ne potrà trovare di diversi, io ho pensato di dargli i nomi di Marte nelle varie lingue del mondo oppure di astronomi famosi e storici, o che hanno fatto importanti scoperte o legati al pianeta:

Transafelia: (210 Sol)                                           ________afelio
ARES                    (1)    SCHIAPARELLI (30 Sol)
ALQAHIRA         (2)    LOWELL
BAHRAM             (3)   HALL
AUQAKUH          (4)   CASSINI
TIU                        (5)   HUYGENS
ANGAHARU       (6)    LASSEL
REULL                 (7)    KUIPER

Perielia: (248 Sol)
MA'ADIM            (8)    GALILEO (31 Sol)
NANEDI               (9)    COPERNICO
MAMERS            (10)   KEPLERO
SHALBATANA   (11)   TYCHO_______perielio
MANGALA         (12)   NEWTON
NIRGAL              (13)   HUBBLE
MATAWHERO  (14)    LAGRANGE
SIMUD                (15)    FLAMMARION

Cisafelia: (210/211 Sol)
HERDESHER    (16)    HERSCHEL (30 Sol)
HOATINH          (17)    LEVERRIER
CEVVAY             (18)    TOMBAUGH
HRAD                 (19)     PIAZZI
KASEI                (20)     OLBERS
HUOXING         (21)     HALLEY
HARMAKHIS   (22)     BARNARD (31/30 Sol)__________afelio

Un'altra idea per i nomi dei mesi e di dargli il nome della stella più importante nel cielo di quel dato mese ).

Sotto-periodi mensili:
Per quello che riguarda le ''settimane'' si può mantenere anche il metodo terrestre, con settimane che si susseguono indipendenti dai mesi e anni, come sulla Terra, oltretutto la settimana è un requisito fondamentale per molte religioni, che non possono accettare variazioni di questo periodo, bisogna ricordare che subito dopo la seconda guerra mondiale, si voleva introdurre un calendario mondiale, che fu bocciato proprio per le opposizioni religiose al fatto che prevedesse settimane variabili.

Altre idee....
Se vogliamo proporre in sistema differente possiamo introdurre un sotto-periodo di 9 giorni , detto NOVIMANA , collegato ai corpi celesti che si muovono nel cielo di Marte e sono visibili ad occhio nudo, e sono 2 in più (considerando Terra e Luna come una coppia), rispetto alla terra:

1) SOLE (festivo) - Solesol

2) FOBOS - Fobosol
3) MERCURIO - Mercusol
4) VENERE - Venusol

5) TERRA-LUNA (festivo) - Terlunasol

6) DEIMOS - Deimosol
7) CERERE - Ceresol
8) SATURNO - Satursol

9) GIOVE (festivo) - Giosol

I Sol festivi sono legati ai corpi più visibili, poi ci sono le due terzine lavorative:
La Terzina di Fobos con i Pianeti Interni e La Terzina di Deimos con quelli esterni.


Esiste anche:
CALENDARIO DARIANO: CALENDARIO di MARTE , 24 MESI di 27/28 GIORNI MARZIANI (24h 39' 35'') con 4 anni di 668 e 6 anni da 669 ogni decennio.
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Satelliti e Troiani:

Marte ha due piccoli satelliti naturali (Deimos e Fobos), che si pensa siano asteroidi catturati dal suo campo gravitazionale (vedi sotto), e due gruppi di asteroidi Troiani nei punti di Lagrange L4 ed L5.
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Fobos e Deimos

Introduzione:

Il pianeta Marte possiede due satelliti naturali di piccolissime dimensioni: Fobos e Deimos.
Si tratta dell'unico pianeta roccioso del sistema solare interno a possedere un sistema di satelliti.

Scoperta:

Scoperti nell'agosto del 1877 da Asaph Hall, percorrono orbite prograde quasi circolari, assai prossime al piano equatoriale di Marte.
I loro nomi, Paura e Terrore, richiamano la mitologia greca secondo la quale Fobos e Deimos accompagnavano il padre AresMarte per i Romani, in battaglia.
Visibilità:

Non sono visibili dalla Terra, se non con un buon telescopio.
I due satelliti si trovano ad orbitare così vicino al pianeta rosso, da non essere visibili dalle zone polari, cioè restano sempre sotto la line dell'orizzonte.

Immagini in scala per comparazione ).
Hanno una forma irregolare, non risolvibile dalla Terra.
Sono stati fotografati e studiati prevalentemente dalle sonde spaziali il cui obiettivo primario era lo studio di Marte.

Origine e composizione:
La loro origine è una questione ancora aperta.
Alcuni li ritengono asteroidi catturati, altri ipotizzano che si siano formati per accrezione nel processo che ha condotto anche alla formazione del pianeta Marte.
Alla fine degli anni duemila sono state condotte nuove osservazioni con lo spettrometro Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter. Entrambe le lune presentano terreni caratterizzati da una colorazione rossastra che non mostrano la tipica linea di assorbimento dell'acqua in corrispondenza dei 3 μm; sembra inoltre che possa essere esclusa la presenza in superficie di materiali femici, infine, nella porzione del rosso dello spettro, altrimenti piuttosto piatta, si rileva una riga di assorbimento in prossimità degli 0,65 μm che potrebbe essere associata alla presenza di fillosilicati ferrosi. Ciò confermerebbe le similitudini con gli asteroidi di tipo D e con nuclei cometari estinti.
Altri studi, tuttavia, propongono una spiegazione alternativa, compatibile con l'ipotesi che i due asteroidi si siano formati per accrezione attorno al pianeta. La colorazione rossastra di Deimos e Fobos sarebbe infatti conseguenza dello space weathering e la loro composizione potrebbe trovare delle analogie con quella delle condriti CM. Ciò, inoltre, sarebbe anche compatibile con l'ipotesi che le due lune si siano formate da materiale espulso nello spazio da impatti giganti verificatisi sul pianeta sottostante.

Nell'animazione una delle ipotesi per spiegare la cattura dei due satelliti di Marte ).
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Fobos

Dati Fisici:
E' il primo, il maggiore tra i due, può essere descritto approssimativamente da un ellissoide triassiale di dimensioni 26,8 × 22,4 × 18,4 km, cui corrisponde un diametro medio di 22,2 km.
Analizzando le perturbazioni prodotte dalle due lune nel moto di alcune sonde spaziali che si sono avvicinate loro, è stata stimata una massa di 1,0659 × 1016 kg.
Da tali informazioni è possibile desumere un valore per la densità media dei due oggetti, stimata in 1,872 × 10³ kg/m³ per Fobos, e da questo valore si deduce una certa porosità interna.

Parametri orbitali:
Fobos, il più interno, completa la sua orbita in poco più di un terzo del periodo di rotazione del pianeta - caso unico del sistema solare.
Di conseguenza è soggetto a significative azioni mareali da parte di Marte che determinano una costante riduzione dell'orbita e che ne causeranno infine la disgregazione.
L'orbita di Fobos ha un semiasse maggiore di 9.375 km con un'eccentricità orbitale di 0,015 e la sua inclinazione è di 1,076° rispetto al piano equatoriale di Marte.
Percorre la sua orbita velocissimo in 7h 39' , più di tre volte inferiore al giorno marziano.

Composizione:
Per quanto il dato della densità escluda che Fobos possa essere metallico o composto da silicati coesi, esso risulterebbe compatibile con varie combinazioni di materiali porosi e sostanze volatili e, di conseguenza, non permette di discriminare tra di esse. La luna, inoltre, è ricoperta da uno spesso strato di regolite, che contribuisce a mascherarne la composizione.

Immagine ad alta risoluzione e in falsi colori del cratere Stickney catturata da HiRISE della sonda MRO. Nell'immagine sono evidenti le due tipologie di regolite presenti su Fobos, quella "rossa" e quella "blu" ).

La regolite sembra differenziarsi spettroscopicamente in due tipi: quella "rossa", apparentemente identica a quella presente anche su Deimos, e quella "blu", in prossimità del cratere Stickney. La relazione tra i due materiali non è nota, cioè non è chiaro se si tratta di due stadi temporali dello stesso materiale o di due materiali diversi.


Superficie:
Fobos è un corpo molto scuro, con albedo geometrica pari solamente a 0,071. La superficie, estesa quanto la metà del Lussemburgo, appare pesantemente craterizzata. La sua caratteristica più prominente è certamente il grande cratere Stickney, di circa 8 km di diametro, battezzato con il cognome da nubile della moglie di Asaph Hall (Angeline Stickney). Ben 70 crateri hanno dimensioni superiore ad 1 km e 26 maggiori di 2 km. La maggior parte dei crateri ha la forma di un paraboloide di rivoluzione o di una calotta sferica. Sono state osservate anche alcune raggiere associate a piccoli crateri, che potrebbero indicare la presenza di ghiaccio d'acqua subito sotto la superficie. Analizzando il numero dei crateri, è stata stimata un'età compresa tra 4,3 e 3,5 miliardi di anni per la superficie di Fobos, tuttavia il dato potrebbe essere falsato dal fatto che l'evento che ha creato il cratere Stickney potrebbe aver prodotto una nube di detriti che sarebbe ricaduta successivamente su Fobos, generando ulteriori crateri.

Sono riconoscibili anche massi di grandi dimensioni, anche di un centinaio di metri di diametro. Tra questi, c'è un piccolo monolito di poco meno di un centinaio di metri, situato a 15° Nord e 14° Ovest, pochi chilometri ad est del cratere Stickney, che presenta un'albedo considerevolmente alta rispetto al resto del satellite e che in una fotografia del Mars Global Surveyor si erge dalla superficie e proietta un'ombra lunga.
In foto il monolite ).
Tra le caratteristiche più peculiari presenti sulla superficie di Fobos ci sono le striature (indicate come grooves in inglese): alcune famiglie di solchi paralleli, ciascuno formato da una serie di crateri allineati. Ciascuna famiglia non si estende per più di un emisfero, è possibile individuare una regione di Fobos (la Laputa Regio) che ne è praticamente sprovvista e, ai suoi antipodi, una nelle quali esse si concentrano e sovrappongono. Le varie famiglie non sono parallele tra loro, ma sono tangenti, salvo errori di qualche grado, al piano orbitale di Fobos. Infine, in ciascuna striatura è possibile riconoscere una porzione centrale, più larga e nella quale i crateri che la compongono sono più fitti, e regioni periferiche, più sottili e nelle quali i crateri sono più radi.

Ipotesi sulla formazione dei solchi ).

Analisi termica:

Un risultato importante per la più longeva missione della Nasa attorno a Marte, cioè 2001 Mars Odyssey, è che per la prima volta la sonda ha esaminato il satellite Fobos durante la fase di ''luna piena''. Ogni colore in questa nuova immagine rappresenta un intervallo di temperatura rilevato dalla telecamera a infrarossi Thermal Emission Imaging System (Themis), che ha esaminato il satellite di Marte dal settembre del 2017 al mese scorso. L’aspetto è quello di una caramella color arcobaleno, e le osservazioni potrebbero aiutare gli scienziati a capire quali siano i materiali che costituiscono la più grande delle due lune marziane.
Dalle immagini si nota facilmente che, al centro, la temperatura è più alta, e diminuisce man mano che ci si avvicina ai bordi. Tra i materiali trovati dagli esperti della Nasa ci sono nichel e ferro e in base alla loro abbondanza e all’interazione con altri minerali si aprirebbero due strade:
Phobos è un asteroide catturato dall’orbita di Marte o un agglomerato di frammenti provenienti dal pianeta a seguito di una deflagrazione?

Nel grafico sono evidenziate le pendenze superficiali a SINISTRA, mentre a DESTRA l'analisi riporta in dati statistici quale sia, con la più alta probabilità, la densità del satellite di Marte in questione, correlata da una simile analisi solo per il riquadro più scuro ).

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Deimos

Dati fisici:
E' il secondo ed ha dimensioni di 15 × 12,2 × 10,4 km, da cui un diametro medio di 12,4 km. Sempre studiando le perturbazioni prodotte dalle due lune nel moto di alcune sonde spaziali che si sono avvicinate loro, è stata stimata una massa di 1,4762 × 1015 kg per Deimos. Sempre da tali studi è possibile desumere un valore per la densità media, stimata per Deimos in 1,471 × 103 kg/m³.
Valori così bassi possono essere determinati da una elevata porosità interna (ovvero dalla presenza di cavità) oppure da una composizione che vede mescolate alla roccia delle sostanze volatili, quali ghiaccio d'acqua.

Parametri Orbitali:
L'orbita di Deimos ha un semiasse maggiore di 23,458 km con un'eccentricità di 0,00024 , inclinata di 2,67° rispetto al piano equatoriale marziano. Percorre la sua orbita in 30,30 h, poco più di un giorno marziano (SOL).

Superficie:
La superficie di Deimos è stata fotografata quasi nella sua interezza. Deimos appare di colore rossastro, con sfumature più chiare che si concentrano sui crinali dei piccoli altopiani e dei rilievi e che sono stati interpretati come dovuti all'affioramento di materiale del substrato meno alterato dallo space weathering (esposto a seguito di fenomeni di scorrimento dello strato superficiale). L'albedo medio nel visibile della superficie è stato stimato in 0,068 ± 0,007, con variazioni locali comprese tra 0,06 e 0,09. È stato riscontrato inoltre che l'emisfero "anteriore", che guarda verso la direzione di avanzamento della luna sulla sua orbita, è più chiaro rispetto a quello posteriore di un 10%.
Peculiarmente, la superficie appare molto liscia, sebbene la densità dei crateri sia analoga a quella della superficie di Fobos e degli altipiani lunari. Ciò è dovuto alla presenza di uno spesso strato di regolite che riempie quasi completamente alcuni crateri. Si ritiene inoltre che la formazione di una concavità di circa 10 km di diametro, presente nell'emisfero meridionale, sarebbe responsabile della degradazione della superficie. L'energia sismica prodotta dall'impatto, infatti, propagatasi attraverso tutto l'oggetto sotto forma di onde, avrebbe determinato il crollo delle strutture più piccole.
Per il materiale superficiale è stata misurata, attraverso osservazioni radar condotte nel 2005, una densità di (1,1 ± 0,3) × 103 kg/m³, dato che conferma che tale strato si componga di una regolite altamente porosa.
 
Dei crateri di Deimos solo due hanno un nome, Swift e Voltaire; il primo ha un diametro di 1 km, il secondo di circa 2 km ).
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Le Eclissi:

Su Marte le eclissi delle sue due lune sono molto più frequenti che sulla Terra, visto che entrambe si trovano sul piano equatoriale, ma queste eclissi non oscurano mai completamente il Sole.
Nel caso di Fobos (vedi animazione a lato sopra), possiamo parlare di eclissi anulari dove il satellite copre al massimo un quarto del disco solare, mentre per Deimos (vedi animazione a lato sotto) possiamo invece parlare di Transiti , in quanto si nota solo un piccolo punto attraversare il disco solare.

Prima che i rover Spirit e Opportunity sbarcassero, nel 2004, c’era un’incertezza molto maggiore nell’orbita di ogni satellite. La prima volta che uno dei rover ha cercato di fotografare Deimos che stava eclissando il Sole, hanno scoperto che in realtà la luna si trovava a 40 chilometri da dove si aspettavano.

«Più osservazioni nel tempo aiutano a definire i dettagli di ogni orbita. Tali orbite cambiano nel tempo in risposta all’attrazione gravitazionale di Marte, di Giove o persino di ogni luna marziana la cui gravità agisce sull’altra».

Ad oggi, ci sono state otto osservazioni di Deimos, nelle quali la luna ha eclissato il Sole, da parte di Spirit, Opportunity o Curiosity; mentre ci sono state circa 40 osservazioni di Phobos. C’è ancora un margine di incertezza nelle orbite di entrambe le lune di Marte, ma tale incertezza si riduce a ogni eclissi osservata dalla superficie del pianeta rosso.

( Eclissi anulare di Fobos ).
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I TROIANI DI MARTE

Gli asteroidi troiani di Marte sono un gruppo di asteroidi che condividono l'orbita e il periodo orbitale del pianeta Marte intorno al Sole. Essi sono localizzati intorno ai due punti di Lagrange, 60° davanti e dietro Marte.

Origine e formazione:
L'origine dei troiani di Marte non è ben compresa. Una teoria suggerisce che fossero oggetti primordiali rimasti dalla formazione di Marte che furono catturati nei suoi punti lagrangiani mentre il Sistema Solare si stava formando.
Tuttavia, studi spettrali sui troiani di Marte indicano che potrebbe non essere così.
Un'altra spiegazione potrebbe riguardare gli asteroidi che vagano caoticamente nei Punti Lagrangiani di Marte, e questo è anche possibile considerando le brevi vite dinamiche di questi oggetti.
Gli spettri di Eureka e di altri due troiani, indicano una composizione ricca di olivina e poiché gli oggetti ricchi di olivina sono rari nella fascia degli asteroidi, è stato suggerito che alcuni dei troiani di Marte siano stati catturati li da un grande impatto che altera l'orbita su Marte quando incontrarono un embrione planetario, e questa ipotesi, sembrebbe trovare conferma nel fatto che (5261) Eureka possa essere un frammento del mantello di Marte lanciato nello spazio in seguito all'impatto di un grosso asteroide sul pianeta rosso.

LINK : (pdf - EN)
 Albedos and diameters of three Mars Trojan 
 Composition of the L5 Mars Trojans 
 The olivine-dominated composition of the Eureka family of Mars Trojan 
 Orbital clustering of Martian Trojans: An asteroid family in the inner solar system? 

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L5
Attualmente, il gruppo L5 contiene sette asteroidi confermati come troiani di Marte in orbite stabili da simulazioni numeriche a lungo termine.
A causa di strette somiglianze orbitali, si ipotizza che la maggior parte dei membri più piccoli del gruppo L5 siano frammenti di Eureka che si sono stati staccati dopo essere stati spinti dall'effetto YORP, che ha causato la rapida rotazione di Eureka, il cui periodo di rotazione è di sole 2,69 h.

(5261) EUREKA
5261 Eureka è un asteroide areosecante. È stato il primo asteroide troiano di Marte ad essere scoperto nel 1990 dall'Osservatorio di Monte Palomar da David H. Levy e Henry Holt.
L'asteroide è dedicato all'omonima espressione di origine greca solitamente utilizzata per indicare la gioia di una scoperta.
Orbita:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 1,5235293 UA e da un'eccentricità di 0,0648414, inclinata di 20,28177° rispetto all'eclittica.
L'asteroide si trova in profondità all'interno di una zona Lagrangiana stabile di Marte, che è considerata indicativa di un'origine primordiale, il che significa che l'asteroide è stato molto probabilmente in questa orbita per gran parte della storia del Sistema Solare .

Grafico dell'orbita - JPL ).

Dati fisici:
Le sue dimensioni sono stimate in 1,3 km e si ritiene che sia un aggregato di macerie, ha una magnitudine assoluta (H) di +16,1 , con un albedo di 0,39.
Spettro:
Lo spettro infrarosso per 5261 Eureka è tipico per un asteroide di tipo A , ma lo spettro visivo è coerente con una forma evoluta di acondrite chiamata angrite . Gli asteroidi di classe A sono di colore rosso nella tonalità, con un albedo moderato .
LINK : QUI 


Satellite:
Il 28 novembre 2011 è stato trovato un satellite naturale di 5261 Eureka. Deve ancora essere nominato e la sua designazione provvisoria è S / 2011 (5261) 1 . La luna ha un diametro di circa 0,46 km e orbite a 2,1 km da Eureka. L'esistenza del satellite è stata annunciata nel settembre 2014.

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(101429) 1998 VF31
(101429) 1998 VF31 è un asteroide sub-chilometrico che orbita vicino al punto di Lagrange L5 , 60° dietro.
Dati fisici:
Si calcola che abbia le dimensioni di circa 946 metri con un albedo superficiale di 0,26.
Per il suo periodo do rotazione sono stati trovati tre valori compatibili con la sua curva di luce con alta probabilità, chi ha effettuato lo studio, scartando il meno probabile valore mediano indica come possibili i valori di 4,67 e 9,34 h , indicati sotto nei grafici come A e C, rispettivamente.
Il valore di 9,34 h ha una probabilità leggermente più alta.


Orbita:
La sua orbita è altamente stabile, e originariamente si pensava che fosse spettroscopicamente simile a 5261 Eureka , suggerendo che potrebbero essere entrambi asteroidi marziani primordiali.

Grafico dell'orbita - JPL ).

Spettro:
Le osservazioni spettroscopiche fino al 2007 indicavano che ha una grande percentuale di metallo e acondrite sulla sua superficie (con o senza un contributo di mesosiderite ), che potrebbe anche indicare che la regolite superficiale ha subito alterazioni nello spazio .
Queste osservazioni rivelano anche differenze negli spettri con 5261 Eureka, suggerendo che dopo tutto potrebbero non essere correlate tra loro.

Analisi spettrale di 1998 VF31 ).
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(385250) 2001 DH47
(385250) 2001 DH47 , è un asteroide sub-chilometrico e un troiano marziano in orbita di 60° dietro l'orbita di Marte vicino al  punto L5 .
2001 DH 47 è stato scoperto il 1° febbraio 2001 dal programma Spacewatch , osservando dall'Osservatorio Steward , Kitt Peak e classificato come Mars Crosser dal Minor Planet Center .
La sua orbita è caratterizzata da bassa eccentricità (0,035), moderata inclinazione (24,4º) e un asse semi-maggiore di 1,52 UA.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Ha una magnitudine assoluta di 19,7 che fornisce un diametro di 562 m.
È stato identificato come Troiano di Marte da H. Scholl , F. Marzari e P. Tricarico nel 2005 e la sua emivita dinamica è stata trovata nell'ordine dell'età del Sistema Solare.
Calcoli recenti confermano che si tratta effettivamente di un troiano in L5 su orbita stabile con un periodo di librazione di 1365 anni e un'ampiezza di 11°. Questi valori e la sua evoluzione orbitale a breve termine sono molto simili a quelli di Eureka .

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(311999) 2007 NS2
(311999) 2007 NS2 è un asteroide e un troiano di Marte in orbita vicino al  punto L5.
E' stato scoperto il 14 luglio 2007 dall'Osservatorio Astronómico de La Sagra .
La sua orbita è caratterizzata da bassa eccentricità (0,054), moderata inclinazione (18,6 °) e un semiasse-maggiore di 1,52 UA. Alla scoperta, è stato classificato come Mars-Crosser dal Minor Planet Center .

Grafico dell'orbita - JPL ).

Le integrazioni numeriche a lungo termine mostrano che la sua orbita è molto stabile sulle scale temporali di Gyr (1 Gyr = 1 miliardo di anni). Come nel caso di Eureka, i calcoli in entrambe le direzioni del tempo (4.5 Gyr nel passato e 4.5 Gyr nel futuro) indicano che (311999) 2007 NS 2 può essere un oggetto primordiale, forse un sopravvissuto della popolazione planetaria che si è formata in la regione dei pianeti terrestri all'inizio della storia del Sistema Solare .
2007 NS2 ha una magnitudine assoluta (H) di +17,8 , che fornisce un diametro di 870 m.
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2011 SC191
2011 SC191 è stato osservato per la prima volta il 21 marzo 2003 dal progetto NEAT ( Near-Earth Asteroid Tracking ) presso l' Osservatorio di Palomar utilizzando il telescopio Samuel Oschin e con la designazione provvisoria 2003 GX20 .
L'oggetto è stato successivamente perso e riscoperto il 31 ottobre 2011 dal Monte Lemmon Survey . La sua orbita è caratterizzata da bassa eccentricità (0,044), moderata inclinazione (18,7 °) e un asse semi-maggiore di 1,52 UA. Alla scoperta, è stato classificato come Mars-Crosser dal Minor Planet Center. Calcoli recenti indicano che si tratta di un Troiano L5 stabile con un periodo di librazione di 1300 anni e un'ampiezza di 18°.
2011 SC191 ha una magnitudine assoluta di +19,3 che fornisce un diametro di 600 m.

Grafico dell'orbita - JPL ).
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2011 SL25
2011 SL25 è stato scoperto il 21 settembre 2011 dall'Osservatorio Alianza S4 sul Cerro Burek in Argentina e classificato come Mars-crosser dal Minor Planet Center .
Segue un'orbita relativamente eccentrica (0,11) con un asse semi-maggiore di 1,52 UA. Questo oggetto ha un'inclinazione orbitale notevole (21,5 °).
2011 SL 25 ha una magnitudine assoluta di 19,5 che fornisce un diametro di 575 m.

Grafico dell'orbita - JPL ).
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2011 UN63
2011 UN63 è stato osservato per la prima volta il 27 settembre 2009 dal Monte Lemmon Survey e data la designazione provvisoria 2009 SA170 . Perso, è stato riscoperto il 21 ottobre 2011 di nuovo dal Monte Lemmon Survey. 2011 UN63 segue un'orbita a bassa eccentricità (0,064) con un semiasse-maggiore di 1,52 UA. Questo oggetto ha un'inclinazione orbitale moderata (20,4 °).

Grafico dell'orbita - JPL ).

È stato classificato come Mars-Crosser dal Minor Planet Center alla scoperta.
Questo asteroide ha una magnitudine assoluta (H) di +19,7 che fornisce un diametro di 560 m.

( Simulazioni di stabilità orbitale per i sopracitati 2011 SC191 , 2011 SL25 , 2011 UN63 ).
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L4
L'unico troiano in L4 , 1999 UJ7 , ha un periodo di rotazione molto più lungo di ~ 50 h, apparentemente a causa di una rotazione caotica che impedisce che avvenga il fenomeno dello spin-up causato dall'effetto YORP.

(121514) 1999 UJ7
(121514) 1999 UJ7 è un piccolo asteroide in orbita intorno al punto L4 di Marte (60° davanti a Marte nella sua orbita). A partire da settembre 2011, (121514) 1999 UJ7 è l'unico asteroide noto in orbita attorno al punto L4 di Marte.

Grafico dell'orbita - JPL ).

Dimensioni:
A causa della somiglianza nella luminosità misurata di (121514) 1999 UJ7 con altri troiani marziani, si pensa che sia un piccolo asteroide con un diametro effettivo dell'ordine di 2,286 ± 0,495 chilometri, con un albedo di 0,053 ± 0,034 .

Fotometria:
Il suo spettro suggerisce che si tratta di un asteroide di tipo X , che è diverso da 5261 Eureka e 1998 VF31 , ed è alquanto sconcertante poiché diverse composizioni minerali suggeriscono origini diverse per i due gruppi di asteroidi.
Lo spettro visibile di 1999 UJ7, mostra una pendenza negativa nella regione blu e la presenza di una funzione di assorbimento ampia e profonda centrata su ~ 0,65 micron. La morfologia generale dello spettro sembrerebbe suggerire una tassonomia del complesso C , ma il comportamento fotometrico è abbastanza complesso.
La curva della luce mostra un periodo primario di 1,936 giorni, ma questo è derivato usando solo un sottoinsieme dei dati fotometrici. L'asteroide può trovarsi in uno stato di rotazione dell'asse non principale, ma la nostra copertura osservativa è insufficiente per trarre conclusioni definitive.


Conclusioni :
- Sebbene l'assorbimento spettrale osservato sia più ampio e profondo, questa scoperta potrebbe essere compatibile con la caratteristica spettrale di 0,7 micron esibita da alcuni asteroidi di tipo Ch e potrebbe eventualmente essere interpretata come diagnostica della presenza di minerali idrati.
- La composizione di 1999 UJ7 come oggetto primitivo può essere coerente con un oggetto ricco di volatili originariamente accumulato oltre la ''linea della neve'' del sistema solare e successivamente migrato per raggiungere le regioni interne del sistema solare. (Hennadyi Borisov).
LINK : http://arxiv.org/abs/1809.02046 


Stabilità:
La lunga stabilità delle orbite di questi asteroidi rende tuttavia improbabile che uno o più di loro siano intrusi. Ciò suggerisce che uno o più dei troiani marziani sono stati catturati in modo da dargli un'orbita stabile a lungo termine (e quindi non è un asteroide marziano primordiale), o che risultasse una fusione o una combinazione di precedenti asteroidi quelli attualmente osservati.
L'effetto Yarkovsky può fornire un potenziale meccanismo di cattura, ma non si sa abbastanza sulle forme di questi oggetti per fornire un utile modello Yarkovsky.

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Co-orbitale:
Esiste anche uno strano caso di asteroide co-orbitale che sembra avere un'orbita stabile 120° dietro a Marte e che quindi non si avvicina ne si allontana, questa sua strana posizione si trova 60° al gruppo di asteroidi troiani post in L5, cioè il gruppo di Eureka.

(26677) 2001 EJ18

(26677) 2001 EJ18 (anche come 1999 LD1), è un piccolo asteroide co-orbitale di Marte , che si muove approssimativamente nella stessa orbita del pianeta stesso, senza avvicinarsi o allontanarsi da esso, ma con un elevata inclinazione orbitale di circa 28°, ma su un'orbita meno eccentrica di quella marziana.

Scoperta:
È stato scoperto il 15 marzo 2001 come parte del progetto LINEAR , in un osservatorio vicino a Socorro nel sud-ovest degli Stati Uniti .

Dimensioni:
Dalla sua magnitudine assoluta (H) di +16,5 mag , si deduce che a seconda del suo albedo può avere dimensioni comprese tra 1 e 3 km.

Orbita:
La sua orbita intorno al Sole ha un periodo di rivoluzione di 697,712 giorni con un semiasse-maggiore di 1,53952 UA, mentre spazia da un perielio di 1,51076 UA , fino ad un afelio di 1,56828 UA , la sua eccentricità quindi è minore che di quella dell'orbita marziana e corrisponde a 0,01868 , mentre il suo piano orbitale è inclinato di 27,746° rispetto all'eclittica.

Evoluzione:
In realtà il fatto che ruoti intorno al Sole un po' più lentamente di Marte, senza altre influenze esterne, piano piano porterà l'asteroide ad avvicinarsi a Marte dopo aver ''percorso a ritroso'' l'orbita diventando un Quasi-satellite per un certo periodo di tempo, come capita ad alcuni oggetti vicini alla Terra, per poi invertire la rotta in un secolare balletto.

Grafico dell'orbita - JPL ).
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Link:
Articoli in Italiano su Marte (INAF) : http://www.media.inaf.it/tag/marte/
Esplorazione: Portale italiano sull'esplorazione di Marte
Enciclopedia Britannica: https://www.britannica.com/place/Mars-planet
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CARTOGRAFIA MARZIANA
REGIONI, ZONE E LUOGHI
PARTICOLARI :
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THARSIS

Introduzione:
Tharsis è un vasto altopiano vulcanico centrato vicino all'equatore nell'emisfero occidentale di Marte. La regione ospita i più grandi vulcani del Sistema Solare , inclusi i tre enormi vulcani a scudo Arsia Mons , Pavonis Mons e Ascraeus Mons , che sono noti collettivamente come Tharsis Montes.
Il vulcano più alto del pianeta, Monte Olimpo , è spesso associato alla regione di Tharsis ma in realtà si trova al largo del bordo occidentale dell'altopiano.
Il nome Tharsis è la traslitterazione greco-latina del biblico tarsis, la terra all'estremità occidentale del mondo conosciuto.


Dati cartografici:
Tharsis non ha confini definiti formalmente, quindi le dimensioni precise per la regione sono difficili da dare. In generale, il rigonfiamento è di circa 5.000 km di larghezza e fino a 7 km di altezza (esclusi i vulcani, che hanno altitudini molto più elevate).
Si estende approssimativamente da Amazonis Planitia (215° E) a ovest a Chryse Planitia (300° E) a est. Il rigonfiamento è leggermente allungato nella direzione nord-sud, che corre dai fianchi settentrionali di Alba Mons (circa 55° N) alla base meridionale degli altopiani di Thaumasia (circa 43° S). A seconda di come viene definita la regione, Tharsis copre tra i 10 ed i 30 milioni di km quadrati , o fino al 25% della superficie di Marte.


Regioni:
Tharsis è divisa in due ampi rilievi, uno settentrionale e uno più grande a sud. L'altopiano settentrionale sovrasta parzialmente le pianure a nord del confine dicotomico .


NORD:
Questa regione è dominata da Alba Mons e dai suoi ampi flussi vulcanici. Alba Mons è un vasto edificio vulcanico basso che è unico per Marte. Alba Mons è così grande e topograficamente distinta che può quasi essere trattata come un'intera provincia vulcanica a sé stante. La parte più antica dell'altura settentrionale è costituita da un'ampia cresta topografica che corrisponde al terreno altamente fratturato di Ceraunius Fossae .
La cresta è orientata a nord-sud e fa parte del seminterrato di età noachiana su cui sorge Alba Mons. Nelle zone nord si trovano anche i flussi di lava della Formazione di Ceraunius Fossae, che sono un po 'più vecchi dei flussi di età amazzoniana che costituiscono gran parte della regione centrale di Tharsis a sud.

Tharsis tholus ).


SUD:
La più grande porzione meridionale di Tharsis (nella foto a sinistra) si trova sopra un vecchio altopiano craterizzato.
Il suo confine occidentale è approssimativamente definito dalle alte pianure laviche di Daedalia Planum , che digradano dolcemente a sud-ovest nelle regioni di Memnonia e Terra Sirenum . A est, il rigonfiamento meridionale della Tharsis è costituito dall'altopiano di Thaumasia , un esteso tratto di pianure vulcaniche largo circa 3000 km. L'altopiano di Thaumasia è delimitato a ovest da una zona altamente elevata di fratture (Claritas Fossae) e montagne (Thaumasia Highlands) che curva a sud e poi a est a nord-est in un ampio arco che è stato paragonato alla forma della coda di uno scorpione.
La provincia dell'altopiano è delimitata a nord dal Labyrinthus Noctis e dai tre quarti occidentali di Valles Marineris . È delimitato ad est da una cresta orientata a nord-sud chiamata ascesa di Coprates. Questi confini racchiudono un ampio altopiano e un bacino interno poco profondo che comprende Siria , Sinai e Solis Planum.
Le zone più alte dell'altopiano sul rigonfiamento di Tharsis si trovano nel nord della Siria Planum , nella Labyrinthus Noctis occidentale e nelle pianure a est di Arsia Mons.

Labyrintus Noctis ).

CENTRO:
La zona centrale di Tharsis è definita dai tre enormi vulcani Tharsis Montes ( Arsia Mons , Pavonis Mons e Ascraeus Mons ), e da un numero di edifici vulcanici più piccoli e pianure adiacenti.


I Tharsis Montes ).

Geologia:
Tharsis è comunemente chiamata una provincia vulcanico-tettonica, il che significa che è il prodotto del vulcanismo e dei processi tettonici associati che hanno causato un'ampia deformazione crostale.

Secondo la visione standard, Tharsis sovrasta un punto caldo , simile a quello che si ritiene alla base dell'isola delle Hawaii .
Il punto caldo è causato da una o più colonne massicce di materiale caldo a bassa densità che sale attraverso il mantello.
Il punto caldo produce quantità voluminose di magma nella crosta inferiore che viene rilasciato in superficie come lava basaltica altamente fluida .
Poiché Marte manca di tettonica a zolle, la lava è in grado di accumularsi in una regione per miliardi di anni per produrre enormi costrutti vulcanici.

Ipotesi:
Una domanda chiave sulla natura di Tharsis, è stata quella se il rigonfiamento è principalmente il prodotto del sollevamento della crosta attiva data dalla galleggiabilità fornita dal pennacchio del mantello sottostante o se si tratta semplicemente di una grande massa statica di materiale igneo supportata dalla litosfera sottostante ?

L'analisi teorica dei dati di gravità e il modello dei cedimenti e delle faglie, che circondano Tharsis suggeriscono che quest'ultima ipotesi è la più probabile.
L'enorme peso di Tharsis ha generato enormi stress nella crosta, producendo un'ampia depressione nella regione e una serie di fratture radiali che emanano dal centro del rigonfiamento che si estende a metà del pianeta, ma non solo, l'enorme massa di Tharsis (circa 10E21 kg) , è così grande e massiccia che ha probabilmente influenzato il momento di inerzia del pianeta, causando probabilmente un cambiamento nel tempo dell'orientamento della crosta del pianeta rispetto al suo asse di rotazione.
Secondo uno studio recente, Tharsis originariamente si formava a circa 50° N di latitudine e migrava verso l'equatore tra 4,2 e 3,9 miliardi di anni fa.
Prove geologiche, come la direzione del flusso delle antiche reti a valle intorno a Tharsis, indicano che il rigonfiamento era in gran parte in atto entro la fine del periodo noachiano, circa 3,7 miliardi di anni fa. Sebbene il rigonfiamento stesso sia antico, le eruzioni vulcaniche nella regione sono continuate per tutta la storia marziana e probabilmente hanno svolto un ruolo significativo nella produzione dell'atmosfera del pianeta e nell'erosione delle rocce sulla superficie del pianeta.

Produzione di atmosfera:
Secondo una stima, il rigonfiamento di Tharsis contiene circa 300 milioni di km3 di materiale igneo. Supponendo che il magma che ha formato Tharsis contenesse anidride carbonica (CO2) e vapore acqueo in percentuali paragonabili a quelle osservate nella lava basaltica hawaiana, la quantità totale di gas rilasciati dai magmi di Tharsis avrebbe potuto produrre un'atmosfera di CO2 da 1,5 bar e un globale strato d'acqua spesso 120 m.
I magmi marziani probabilmente contengono anche quantità significative di zolfo e cloro.
Questi elementi si combinano con l'acqua per produrre acidi che possono scomporre rocce e minerali primari.
Le esalazioni gassose da Tharsis e da altri centri vulcanici del pianeta sono probabilmente responsabili di uno dei primi periodi dell'era marziana (il Noachiano, tra 4,2 e 3,8 miliardi di anni fa) quando gli agenti atmosferici dell'acido solforico producevano abbondanti minerali solfati idratati come la kieserite e il gesso .

Presenza di ghiaccio:
Le analisi geologiche del suolo hanno rilevato a ridosso dei grandi vulcani più strati di depositi di ghiaccio, che sono il risultato, della condensazione delle effimere nubi che stagionalmente si addensano attorno ai picchi dei Tharsis Montes e del monte Olimpo, analogo fenomeno avviene presso l'Elysium Mons.

( Le nubi ghiacciate sui rilievi di Tharsis ).


(A) Mappa geologica modificata della regione di Tharsis che mostra la posizione di depositi a forma di ventaglio di età amazzonica (giallo) situati sulle pendici nord-occidentali dei Tharsis Montes e Olympus Mons.
(B) L'accumulo netto di ghiaccio nelle acque superficiali nella regione di Tharsis è stato simulato con 45 obliquità e supponendo che il ghiaccio delle acque superficiali sia presente sulla calotta polare settentrionale. I contorni della topografia ad altimetro laser Orbiter Mars (MOLA) sovrapposti sono a intervalli di 2000 m.
Come per la regione di Elysium Mons. Al di fuori delle aree di Tharsis ed Elysium, non è previsto alcun accumulo di ghiaccio netto.
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VALLES MARINERIS


Introduzione:
Le Valles Marineris (così battezzate in onore della sonda spaziale Mariner 9, su proposta di William Pickering) sono un vasto sistema di valli, situate nella zona equatoriale di Marte, nella parte orientale della regione di Tharsis.

Dimensioni:
Le valli raggiungono complessivamente i 4000 km di lunghezza, i 700 km di larghezza ed una profondità di 11 km; si tratta di un complesso di fratture geologiche dieci volte più lungo, sette volte più largo e sette volte più profondo del Grand Canyon.
È la più grande struttura conosciuta di questo tipo, e si estende per circa un quarto della circonferenza di Marte.

Mosaico di immagini ottenute dalla fotocamera ad infrarossi THEMIS ).

Formazione:
La formazione di questa enorme struttura geologica è probabilmente avvenuta contemporaneamente al sollevamento di Tharsis; successive modifiche sarebbero state apportate dall'effetto dell'erosione. Le Valles Marineris avrebbero dunque un'origine tettonica.

Ci sono state molte diverse teorie sulla formazione di Valles Marineris che sono cambiate nel corso degli anni. Le idee negli anni '70 erano per l'erosione causata dall'acqua o l'attività dei termokarst , che è lo scioglimento del permafrost nei climi glaciali.
L'attività del thermokarst può contribuire, ma l'erosione da parte dell'acqua è un meccanismo problematico perché l'acqua liquida non può esistere nella maggior parte delle attuali condizioni della superficie marziana, che in genere subiscono circa l'1% della pressione atmosferica terrestre e un intervallo di temperatura da 148 K (-125 ° C; −193 ° F) a 310 K (37 ° C; 98 ° F).
Molti scienziati concordano sul fatto che c'era acqua liquida che scorreva sulla superficie marziana in passato.
Quindi Valles Marineris potrebbe essere stato ingrandito da acqua corrente in quei momenti. Un'altra ipotesi di McCauley nel 1972 era che i canyon si erano formati dal ritiro del magma sotterraneo.

Mappa geologica della sezione ovest , con in evidenza le fratture del Labirinthus Noctis, in giallo gli impatti del grande bombardamento tardivo, mentre il fondo del canyon è formato da terreni sedimentari dovuti agli effetti dell'acqua, delle frane, ed in ultimo dalle sabbie portate dai venti delle tempeste perieliche ).

Intorno al 1989 fu proposta una teoria della formazione mediante frattura tensiva. 

La teoria più concordata oggi è che Valles Marineris è stata formata da difetti di frattura come il Rift dell'Africa orientale , successivamente ampliata dall'erosione e dal crollo delle pareti della frattura. È stato anche proposto che Valles Marineris fosse formata dalla lava fluente.
Si ritiene che la formazione di Valles Marineris sia strettamente legata alla formazione del rigonfiamento di Tharsis . La Tharsis Bulge fu formata dal periodo noachiano fino a quello tardo-Esperiano di Marte, in tre fasi :

Il primo stadio consisteva in una combinazione di vulcanismo e sollevamento isostatico ; ben presto, tuttavia, il vulcanismo caricò la crosta in un punto in cui la crosta non poteva più sostenere il peso aggiunto di Tharsis, portando a una diffusa formazione di graben nelle regioni elevate di Tharsis. 

La seconda fase consisteva in un maggiore vulcanismo e una perdita di equilibrio isostatico; le regioni di origine del vulcanismo non risiedevano più sotto Tharsis, creando un carico molto grande. Alla fine, la crosta non riuscì a reggere Tharsis e si formarono fratture radiali, anche a Valles Marineris. 

La terza fase consisteva principalmente in maggiore vulcanismo e impatti di asteroidi. La crosta, avendo già raggiunto il punto di rottura, è rimasta sul posto e si sono formati vulcani più giovani. Il vulcanismo tarsico comportava un magma a viscosità molto bassa , formando vulcani a scudo simili a quelli della catena delle Isole Hawaii , ma, poiché su Marte esiste una tettonica a placche attiva minore o assente, l'attività dei punti caldi ha portato a storie molto lunghe di ripetute eruzioni vulcaniche negli stessi punti, creando alcuni dei più grandi vulcani del sistema solare, tra cui il più grande, Olympus Mons


Le frane hanno lasciato numerosi depositi sul pavimento di Valles Marineris e hanno contribuito ad ampliarlo. I possibili fattori scatenanti delle frane sono sismi causati da attività tettonica o eventi di impatto. Entrambi i tipi di eventi rilasciano onde sismiche che accelerano il terreno in corrispondenza e al di sotto della superficie. Marte è molto meno tettonicamente attivo della Terra e è improbabile che i martemoti abbiano fornito onde sismiche della grandezza richiesta. I crateri più importanti su Marte risalgono al Bombardamento tardivo pesante , da 4,1 a 3,8 miliardi di anni fa (periodo Noachiano), e sono più vecchi dei depositi di frana di Valles Marineris. Tuttavia, tre crateri (incluso il cratere Oudemans) sono stati identificati, sulla base della loro vicinanza e delle date successive, come quelli la cui formazione potrebbe aver causato alcune frane.

( Una frana nella Valle ).
LEGGI QUI : https://www.media.inaf.it/2019/10/28/frane-su-marte/ 

La maggior parte degli scienziati concorda nel sostenere che le Valles Marineris siano una regione ricca di fratture tettoniche nella crosta marziana, formatesi in seguito al raffreddamento del pianeta e successivamente rimodellate dall'erosione ad opera degli agenti atmosferici. Ad ogni modo sono anche presenti tracce di antichi canali, forse formati da acqua .


Regioni:
I canyon che compongono il complesso si estendono dalla regione del Noctis Labyrinthus, ad ovest, passando per Tithonium e Ius Chasma, quindi per Melas ed Ophir Chasma, poi verso Coprates, Ganges, Capri ed Eos Chasma, fino ai terreni caotici presenti più a est. Si tratta di numerose valli parallele le une alle altre lungo una direttrice comune est-ovest; le principali sono Ophir Chasma, Candor Chasma e Melas Chasma.


Effetti delle glaciazioni:
Nel collage sono indicate le varie regioni centrali delle Valles Marineris, mentre nei riquadri si mette in evidenza gli effetti delle glaciazioni che hanno contribuito a modellare il canyon ).

Immagine elaborata per una visione in volo.... ).
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MONTE OLIMPO

Introduzione:
Olympus Mons in latino, è un grande vulcano a scudo sul pianeta Marte .
Il vulcano ha un'altezza di quasi 22 km, misurata dall'altimetro del (MOLA). L'Olimpo è circa due volte e mezzo l' Everest altezza sul livello del mare. È il vulcano più grande, la montagna planetaria più alta e la seconda montagna più alta attualmente scoperta nel Sistema Solare , paragonabile a Rheasilvia su Vesta . In termini di superficie, il monte Olimpo è il secondo vulcano più grande del sistema solare, secondo solo al massiccio terrestre di Tamu . L'Olimpo è il più giovane dei grandi vulcani su Marte, essendosi formato durante il periodo esperiano di Marte . Era noto agli astronomi dalla fine del 19 ° secolo come il punto di alto albedo detto Nix Olympica (latino per "Neve olimpica"). La sua natura montuosa era quindi sospettata molto prima delle sonde spaziali che poi hanno confermato la sua identità di montagna.


Posizione:
Il vulcano si trova nell'emisfero occidentale di Marte a circa 18,65° N 226,2° E , appena al margine nord-occidentale del rigonfiamento di Tharsis . La parte occidentale del vulcano si trova nel quadrilatero di Amazzonia (MC-8) e le porzioni centrale e orientale nel quadrilatero adiacente di Tharsis (MC-9).

Crateri da impatto:
Sono presenti due crateri da impatto sul monte Olimpo e sono stati assegnati nomi provvisori dall'Unione Astronomica Internazionale . Sono il cratere Karzok di 15,6 km di diametro ( 18° 25′N 131° 55′O ) e il cratere Pangboche di diametro 10,4 km ( 17° 10′N 133° 35′O ). I crateri sono noti per essere due delle diverse aree di origine sospette per le shergottiti , la classe più abbondante di meteoriti marziani .

Descrizione:
Come vulcano a scudo , l'Olimpo ricorda la forma dei grandi vulcani che compongono le Isole Hawaii . L'edificio è largo circa 600 km. Poiché la montagna è così grande, con una struttura complessa ai suoi bordi, è difficile assegnarne un'altezza. L'Olimpo si trova 21 km sopra il livello medio globale di Marte , e il suo rilievo locale, dai piedi delle scogliere che formano il suo margine nord-ovest fino alla sua vetta, è di quasi 22 km ( poco più del doppio dell'altezza di Mauna Kea misurata dalla sua base sul fondo dell'oceano). Il dislivello totale cambia dalle pianure dell'Amazzonia Planitia, oltre 1.000 km a nord-ovest, verso la cima si avvicina a 26 km. La cima della montagna ha sei caldere nidificate (crateri crollati) che formano una depressione irregolare di 60 km × 80 km in larghezza e fino a 3,2 km di profondità. Il bordo esterno del vulcano è costituito da una scarpata , o scogliera, alta fino a 8 km (sebbene oscurata da flussi di lava in alcuni punti), una caratteristica unica tra i vulcani a scudo di Marte, che potrebbe essere stata creata da enormi frane sul fianco, o dal fatto che poteva trovarsi in mare, durante la sua fase di attività, che ne ha eroso i bordi. L'Olimpo copre un'area di circa 300.000 km2, che ha circa le dimensioni dell'Italia o delle Filippine ed è supportato da una litosfera di 70 km di spessore . La straordinaria dimensione del monte Olimpo è probabilmente dovuta al fatto che su Marte mancano le placche tettoniche mobili . A differenza della Terra, la crosta di Marte rimane fissa su un punto caldo fisso e un vulcano può continuare a scaricare lava fino a raggiungere un'altezza enorme.


Pendenze:
Essendo un vulcano a scudo, il monte Olimpo ha un profilo molto poco inclinato. La pendenza media sui fianchi del vulcano è di soli 5 °. I pendii sono più ripidi vicino alla parte centrale dei fianchi e diventano più superficiali verso la base, dando ai fianchi un profilo concavo verso l'alto. La forma del monte Olimpo è nettamente asimmetrica: i suoi fianchi sono più superficiali e si estendono più lontano dalla cima nella direzione nord-occidentale rispetto a sud-est. La forma e il profilo del vulcano sono stati paragonati a una "tenda da circo" sostenuta da un singolo palo che viene spostato dal centro.


Visuale:
A causa delle dimensioni e dei pendii poco profondi dell'Olimpo, un osservatore in piedi sulla superficie marziana non sarebbe in grado di vedere l'intero profilo del vulcano, anche da grande distanza. La curvatura del pianeta e il vulcano stesso oscurerebbero una visione così sinottica. Allo stesso modo, un osservatore vicino alla cima sarebbe inconsapevole di trovarsi su una montagna molto alta, poiché il pendio del vulcano si estenderebbe ben oltre l'orizzonte, a soli 3 chilometri di distanza.
Chi si trovasse invece sui pendii penserebbe di essere in una pianura con una leggera pendenza di circa 5°.

Pressione atmosferica:
La pressione atmosferica tipica nella parte superiore dell'Olimpo è di 72 pascal , circa il 12% della pressione media della superficie marziana di 600 pascal. Entrambi sono estremamente bassi per gli standard terrestri; in confronto, la pressione atmosferica sulla cima del Monte Everest è di 32.000 pascal, ovvero circa il 32% della pressione del livello del mare sulla Terra. Anche così, le nuvole orografiche di alta quota spesso si spostano sul vertice del monte Olimpo e la polvere marziana sospesa nell'aria è ancora presente. Sebbene la pressione atmosferica media della superficie marziana sia inferiore all'uno percento di quella terrestre, la gravità molto più bassa di Marte aumenta l' altezza della scala dell'atmosfera; in altre parole, l'atmosfera di Marte è espansiva e non diminuisce di densità con l'altezza tanto quanto quella terrestre.

Composizione:
La composizione del monte Olimpo è composta per circa il 44% di silicati , il 17,5% di ossidi di ferro (che conferiscono al pianeta la sua colorazione rossa) 7% alluminio , 6% magnesio , 6% calcio e proporzioni particolarmente elevate di ossido di zolfo con 7%. Questi risultati indicano che la superficie è in gran parte composta da basalti e altre rocce mafiche , che sarebbero esplose come flussi di lava a bassa viscosità e quindi portando a bassi gradienti sulla superficie del pianeta.

Esplorazione:
L'Olimpo è un improbabile luogo di atterraggio per sonde spaziali automatizzate nel prossimo futuro. Le alte quote impediscono gli atterraggi assistiti da paracadute perché l'atmosfera non è sufficientemente densa per rallentare il veicolo spaziale. Inoltre, l'Olimpo si trova in una delle regioni più polverose di Marte. Un manto di polvere fine oscura il substrato roccioso sottostante, rendendo probabilmente difficili da trovare campioni di roccia e probabilmente ponendo un ostacolo significativo per i rover.

Geologia:
L'Olimpo è il risultato di molte migliaia di flussi di lava basaltica altamente fluidi che si riversarono dalle bocche vulcaniche per un lungo periodo di tempo (le Isole Hawaii hanno esemplificato vulcani a scudo simili su scala più piccola - vedi Mauna Kea ).

Flussi di lava:
Come i vulcani di basalto sulla Terra, i vulcani basaltici marziani sono in grado di eruttare enormi quantità di cenere. A causa della ridotta gravità di Marte rispetto alla Terra, ci sono minori forze che influiscono sul galleggiamento sul magma che si alzano dalla crosta. Inoltre, si ritiene che le camere magmatiche siano molto più grandi e profonde di quelle trovate sulla Terra. I fianchi dell'Olimpo sono costituiti da innumerevoli flussi e canali di lava. Molti flussi hanno argini lungo i loro margini (nella foto a lato).
I margini esterni più freddi del flusso si solidificano, lasciando una depressione centrale di lava fusa e fluente. Tubi di lava parzialmente collassati sono visibili come catene di crateri di fossa, e sono comuni anche ampi tubi formati da lava che emergono da intatti, dal sottosuolo. In alcuni punti lungo la base del vulcano, si possono vedere flussi di lava solidificati che si riversano nelle pianure circostanti, formando ampi grembiuli e seppellendo la scarpata basale. Il conteggio dei crateri dalle immagini ad alta risoluzione prese dall'orbita Mars Express nel 2004 indica che i flussi di lava sul fianco nord-occidentale dell'Olimpo vanno dai 115 milioni di anni (Mya) a solo 2 Mya. Queste età sono molto recenti in termini geologici, il che suggerisce che la montagna potrebbe essere ancora vulcanicamente attiva, sebbene in modo molto tranquillo ed episodico.

Caldere:
Il complesso della caldera sulla cima del vulcano è costituito da almeno sei caldere e segmenti di caldera sovrapposti (nella foto a lato).
Le caldere si sono formate dal crollo del tetto a seguito dell'esaurimento e del ritiro della camera magmatica del sottosuolo dopo un'eruzione. Ogni caldera rappresenta quindi un impulso separato di attività vulcanica sulla montagna. Il più grande e antico segmento di caldera sembra essersi formato come un unico grande lago di lava.
Usando le relazioni geometriche delle dimensioni della caldera da modelli di laboratorio, gli scienziati hanno stimato che la camera magmatica associata alla più grande caldera sull'Olimpo si trova ad una profondità di circa 32 km sotto il pavimento della caldera. Le distribuzioni di frequenza delle dimensioni del cratere sui piani della caldera indicano la gamma di età delle caldere compresa tra 350 Mya e circa 150 Mya. Tutti probabilmente si sono formati entro 100 milioni di anni l'uno dall'altro.

Topografia e forma:
L'Olimpo è asimmetrico sia strutturalmente che topograficamente . Il fianco più a nord-ovest più lungo e poco profondo mostra caratteristiche estese, come grandi cedimenti e guasti normali . Al contrario, il lato sud-est più ripido del vulcano ha caratteristiche che indicano la compressione, tra cui terrazze a gradino nella regione del fianco medio del vulcano (interpretate come difetti di spinta) e una serie di creste rugose situate sulla scarpata basale. Perché i lati opposti della montagna dovrebbero mostrare diversi stili di deformazione potrebbe risiedere nel modo in cui i grandi vulcani a scudo crescono lateralmente e in come le variazioni all'interno del substrato vulcanico hanno influenzato la forma finale della montagna.

I grandi vulcani a scudo crescono non solo aggiungendo materiale ai loro fianchi come lava eruttata, ma anche diffondendosi lateralmente alle loro basi. Man mano che un vulcano cresce di dimensioni, il campo di stress sotto il vulcano cambia da compressione a estensione.
Una frattura sotterranea può svilupparsi alla base del vulcano, causando il cedimento della crosta sottostante.
Se il vulcano si appoggia su sedimenti contenenti strati meccanicamente deboli (ad es. Letti di argilla saturata con acqua), negli strati deboli possono svilupparsi zone di distacco ( decollamenti ).
Gli stress estensivi nelle zone di distacco possono produrre frane gigantesche e normali faglie sui fianchi del vulcano, portando alla formazione di una scarpata basale. Più lontano dal vulcano, queste zone di distacco possono esprimersi come una successione di falle di spinta sovrapposte a gravità.
L'Olimpo si trova ai margini del rigonfiamento di Tharsis , un antico vasto altopiano vulcanico probabilmente formato dalla fine del periodo noachiano . Durante l'Esperiano , quando iniziò a formarsi l'Olimpo, il vulcano si trovava su un pendio poco profondo che scendeva dall'alto di Tharsis verso i bacini delle pianure settentrionali. Nel tempo, questi bacini hanno ricevuto grandi volumi di sedimenti erosi da Tharsis e dagli altopiani meridionali. I sedimenti probabilmente contenevano abbondanti fillosilicati (argille) formati durante un primo periodo di Marte quando l'acqua in superficie era abbondante, ed erano più spessi nel nord-ovest, dove la profondità del bacino era maggiore. Man mano che il vulcano cresceva attraverso la diffusione laterale, zone di distacco a basso attrito si sviluppavano preferibilmente negli strati di sedimenti più spessi a nord-ovest, creando la scarpata basale e diffusi lobi di materiale aureolico (Lycus Sulci). La diffusione avvenne anche a sud-est; tuttavia, fu più limitato in quella direzione dall'ascesa di Tharsis, che presentava una zona a maggiore attrito alla base del vulcano. L'attrito era maggiore in quella direzione perché i sedimenti erano più sottili e probabilmente consistevano in materiale a grana più grossa resistente allo scorrimento. Le rocce robuste di Tharsis hanno agito come ulteriore fonte di attrito. Questa inibizione della diffusione basale sud-orientale nell'Olimpo potrebbe spiegare l'asimmetria strutturale e topografica della montagna. È stato dimostrato che modelli numerici di dinamica delle particelle che implicano differenze laterali nell'attrito lungo la base del monte Olimpo riproducono abbastanza bene la forma e l'asimmetria attuali del vulcano.
È stato ipotizzato che il distacco lungo gli strati deboli fosse aiutato dalla presenza di acqua ad alta pressione negli spazi dei pori sedimentari, che avrebbe interessanti implicazioni astrobiologiche. Se esistessero ancora zone saturate d'acqua nei sedimenti sotto il vulcano, probabilmente sarebbero state mantenute calde da un alto gradiente geotermico e dal calore residuo della camera magmatica del vulcano. Potenziali sorgenti o infiltrazioni intorno al vulcano offrirebbero eccitanti possibilità per rilevare la possibilità di vita microbica.

Mappa geologica ).

La scarpata orientale:
Queste immagini, riprese dalla telecamera stereo ad alta risoluzione (HRSC) a bordo del veicolo spaziale Mars Express dell'ESA, mostrano la scarpata orientale del vulcano Olympus Mons su Marte.


L'HRSC ha ottenuto queste immagini durante l'orbita 1089 con una risoluzione al suolo di circa 11 metri per pixel.
L'immagine è centrata a 17,5° nord e 230,5° est. La scarpata è alta fino a sei chilometri in alcuni punti.

La superficie del fianco orientale dell'altopiano della cima mostra flussi di lava che sono lunghi diversi chilometri e larghe alcune centinaia di metri.

Le determinazioni dell'età mostrano che hanno fino a 200 milioni di anni, in alcuni luoghi anche più vecchi, indicando episodi di attività geologica.

Le pianure , viste qui nella parte orientale dell'immagine (in basso - vedi sotto), hanno in genere una superficie liscia.

Sono visibili diversi segni simili a canali che formano una vasta rete composta da canali intersecanti e "anastomosi"* lunghi diversi chilometri e profondi fino a 40 metri. (* Anastomizzare significa ramificarsi ampiamente e incrociarsi l'uno sull'altro, come vene sul dorso della mano.)


Diverse incisioni suggeriscono un origine tettonica, altre mostrano isole fluidodinamiche e pareti terrazzate che suggeriscono attività di deflusso.
Le determinazioni dell'età mostrano che l'area portante la rete era geologicamente attiva fino a 30 milioni di anni fa.
Tra il bordo delle pianure e il fondo del pendio del vulcano, ci sono "creste rugose" che vengono interpretate come risultato della deformazione compressiva. In alcuni punti, le creste delimitano le terrazze ad arco ai piedi del pendio del vulcano.

Le foto a colori sono state derivate dai tre canali di colore HRSC e dal canale nadir, mentre le viste prospettiche sono state calcolate dal modello digitale del terreno derivato dai canali stereo - Credit by ESA ).
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LA PIANURA DI AMENTHES

La pianura di Amenthes, in Latino Amenthes Planum , è un bacino alluvionale tra due terreni più vecchi pesantemente craterizzati, i terreni sedimentari che ne hanno riempito il fondo, andando anche a coprire l'orografia preesistente, sono stati portati i primis dall'opera di erosione dell'acqua che con numerosi fiumi scorrevano il loco, e di cui permangono ancor oggi tracce evidenti, recentemente invece i sedimenti sono sabbiosi e portati dalle enormi tempeste di sabbia perieliche che periodicamente avvolgono interamente il pianeta quando la sua orbita eccentrica lo porta verso il punto più vicino al Sole.
Questa ampia valle pianeggiante è ritenuta un ottimo sito per future colonie, visto il suo posizionarsi a cavallo dell'equatore.


( Mappa geologica - In verde chiaro, il fondo di deposito di riempimento - in marrone i crateri più vecchi - in giallo gli impatti più recenti ). ________________________________________________

Amenthes Fossae:
In prossimità dell'Amenthes Plaum si trovano 2 grandi sistemi di fosse, il primo più a ovest vicino al sinus Iridum che attraversano per intero la pianura, ma in essa sono stati riempiti dai sedimenti, il secondo nella zona centrale, queste fosse sono più evidenti a nord della pianura , nel terreno craterizzato della regione denominata appunto Amenthes Fossae, che si trova tra la pianura ed il Nepenthes Planum a nord, che sarebbero i lievi pendii che portano al bordo dell'antico ed ormai prosciugato oceano settentrionale.

SOPRA - Il sistema di fosse più occidentale, al confine tra la pianura ed i terreni più bassi del Sinus Iridum ).

SOTTO - Il sistema di fosse tra Amenthes Planum e Nepenthes Planum ).

Amenthes Rupes:

Il sistema denominato Amenthes Rupes è una faglia tettonica di subduzione dove la placca della pianura di Amenthes scivolava sotto la placca rialzata dei terreni craterizzati sovrastanti, nell'immagine sopra riportiamo la mappa topografica con le altimetrie evidenziate dai differenti colori, dai più bassi in verde ai più elevati in giallo e arancione.
Nel riquadro sottostante, l'immagine in b/n mette maggiormente in risalto, il profilo della scarpata, reso evidente anche dal grafico allegato che riporta le altimetrie della sezione evidenziata con una linea bianca in foto, nel punto preso in esame il dislivello raggiunge all'incirca i 1.300 m.


Come si nota meglio nella foto sotto, si vede bene il cratere in evidenza, che in parte è scivolato sotto per effetto dei movimenti tettonici un tempo presenti ed ora non più attivi su Marte, lo studio di questi eventi può portare ad una maggiore comprensione su come si sia formato l'Amenthes Planum.


Dune:
La pianura che centrale che forma l'Amenthes Planum è costituita da terreni sedimentari portati all'inizio dall'azione dello scorrere delle acque, come vedremo in seguito, ma successivamente anche dalle sabbie portate dalle grandi tempeste di sabbia che si scatenano quando Marte si avvicina al Perielio.


Fiumi:

Nella pianura di Amenthes, Scorrevano innumerevoli fiumi, e le tracce sono ancora molto evidenti, le due immagini, sopra con altimetrie e sotto in colori naturali si può osservare un grande sistema fluviale ed alcuni altri più piccoli che si trovano nella zona est a sud dell'equatore che convogliavano l'acqua dalla Tirrena Terra con quote più elevate fino nell'amenthes planum.


In queste immagini mostriamo il dettaglio del più imponente sistema presente in questa zona nei pressi del cratere Palos, si può notare che gli effetti dello scorrimento dell'acqua abbiano scavato grandi vallate ed i cui sedimenti ne abbiano poi riempito il fondo.

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SOPRA - nell'immagine altimetrica si notano due sistemi fluviali più piccoli che si riversano nella pianura dove si nota la presenza residua di un fiume più grande che raccoglieva le acque dei vari affluenti e che scorreva nella pianura più lentamente fino a gettarsi nel Sinus Iridum .
SOTTO - risulta più evidente i segni lasciati da un tale grande fiume che placido ha formato nei primi miliardi di anni l'Amenthes Planum riempendolo con i suoi sedimenti ).

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IL BACINO DI HELLAS

Descrizione:
Hellas Planitia è una pianura situata all'interno dell'enorme bacino di impatto approssimativamente circolare Hellas situato nell'emisfero meridionale del pianeta Marte . Hellas è il terzo o quarto cratere da impatto più grande del Sistema Solare .
Il fondo del bacino è di circa 7.152 m di profondità rispetto alla quota media di Marte, 3.000 m più in profondità del bacino del Polo Sud-Aitken della Luna e si estende per circa 2.300 km da est a ovest. Ed è centrata a 42,4° S - 70.5° E .
La differenza di altitudine tra il bordo e il fondo è di circa 9.000 m.

Scoperta e denominazione:
Per le sue dimensioni e la sua colorazione chiara, che contrasta con il resto del pianeta, Hellas Planitia è stata una delle prime caratteristiche marziane scoperte dalla Terra con il telescopio . Prima che Giovanni Schiaparelli gli desse il nome Hellas (che in greco significa " Grecia "), era noto come "Terra Lockyer", essendo stata nominata da Richard Anthony Proctor nel 1867 in onore di Sir Joseph Norman Lockyer , un astronomo inglese che, usando un rifrattore di 16 cm (6,3 pollici) , aveva prodotto "la prima rappresentazione veramente veritiera del pianeta" (nella stima di EM Antoniadi).

Nella mappa si nota la presenza di due grandi letti fluviali che convogliavano le acque dagli altopiani fino sul fondo di Hellas dove si trovava un mare ).

Età:
Si pensa che l'Hellas Planitia si sia formata durante il periodo del bombardamento tardivo pesante del sistema solare , circa da 4,1 a 3,8 miliardi di anni fa, quando un grande asteroide colpì la superficie.

Pressione atmosferica e presenza di acqua liquida:
Questa profondità spiega la pressione atmosferica sul fondo: 12,4 mbar (0,012 bar) durante l'estate settentrionale.
Questo è il 103% superiore alla pressione del dato topografico medio (610 Pa, o 6,1 mbar) ed è al di sopra del punto triplo dell'acqua , suggerendo che la fase liquida può essere presente in determinate condizioni di temperatura, pressione, e contenuto di sale disciolto. È stato teorizzato che una combinazione di azione glaciale ed ebollizione esplosiva può essere responsabile dei caratteristici canaloni nel bacino.

Analisi spettrale del suolo del bacino di Hellas ).


Ghiacciai:
Le immagini radar della sonda radar SHARAD della navicella spaziale Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) suggeriscono che le caratteristiche chiamate ''sacche di detriti lobate'' in tre crateri nella regione orientale dell'Hellas Planitia sono in realtà ghiacciai di ghiaccio d'acqua che giacciono sepolti sotto strati di terra e roccia.
Il ghiaccio sepolto in questi crateri, misurato da SHARAD, ha uno spessore di circa 250 m sul cratere superiore e di circa 300 m e 450 m sul livello medio e inferiore, rispettivamente.
Gli scienziati ritengono che la neve e il ghiaccio si siano accumulati su una topografia superiore, scorrevano in discesa e ora sono protetti dalla sublimazione da uno strato di detriti rocciosi e polvere. Solchi e creste sulla superficie erano causati dalla deformazione del ghiaccio.
Inoltre, le forme di molte caratteristiche dell'Hellas Planitia e di altre parti di Marte sono fortemente indicative dei ghiacciai , poiché la superficie sembra aver avuto movimento.

Qui di seguito sono evidenziati crateri che presentano le solite forme di quando tiriamo un sasso nel fango, indice della forte presenza di acqua nella parte più profonda del bacino di Hellas :






Diapiri e Terreni a nido d'ape:
Queste "cellule" relativamente piatte sembrano avere strati o bande concentrici, simili a un nido d'ape.
Questo terreno a "nido d'ape" è stato scoperto per la prima volta nella parte nord-occidentale di Hellas. Il processo geologico responsabile della creazione di queste funzionalità rimane irrisolto. Alcuni calcoli indicano che questa formazione potrebbe essere stata causata dal ghiaccio che si muoveva attraverso il terreno in questa regione. Lo strato di ghiaccio sarebbe stato spesso tra 100 m e 1 km. Quando una sostanza sale attraverso un'altra sostanza più densa, si forma un  diapiro. Quindi, sembra che grandi masse di ghiaccio abbiano sollevato strati di roccia in cupole erose. Dopo che l'erosione ha rimosso la parte superiore delle cupole a strati, sono rimaste queste caratteristiche circolari.



Ipotesi:
Hellas Planitia è antipodale di Alba Patera .
Insieme all'Isidis Planitia, un po 'più piccola, sono all'incirca agli antipodi della regione di Tharsis , con i suoi enormi vulcani a scudo, mentre l'Argyre Planitia è all'incirca antipodale a Elysium , l'altra grande regione sollevata di vulcani a scudo su Marte . Non è noto se i vulcani di scudo siano stati causati da impatti antipodali come quello che ha prodotto Hellas, o se ciò sia solo una semplice coincidenza.....
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IL CRATERE TERBY

Introduzione:
La telecamera stereo ad alta risoluzione (HRSC) a bordo del Mars Express dell'ESA ha restituito scene sorprendenti del cratere Terby su Marte. La regione è di grande interesse scientifico in quanto contiene informazioni sul ruolo dell'acqua nella storia del pianeta.

I dati dell'immagine sono stati ottenuti il ​​13 aprile 2007 durante l'orbita 4199, con una risoluzione al suolo di circa 13 m / pixel. Il Sole illumina la scena da ovest [dall'alto nell'immagine] ).

Descrizione:
Il cratere Terby si trova a circa 27° sud e 74° est, all'estremità settentrionale del bacino di impatto Hellas Planitia nell'emisfero meridionale di Marte.
Il cratere, intitolato all'astronomo belga Francois J. Terby (1846-1911), ha un diametro di circa 170 km. La scena mostra una sezione di un secondo cratere da impatto a nord.


Stratificazioni ed erosioni:
Vistosi altopiani a forma di dito si estendono in direzione nord-sud. Si alzano fino a 2000 m sopra il terreno circostante. In passato, il cratere relativamente vecchio era pieno di sedimenti, che formavano altopiani per erosione.


I fianchi dei plateaux mostrano chiaramente stratificazioni di materiali di diverso colore. Le differenze di colore di solito indicano cambiamenti nella composizione del materiale e tale stratificazione è chiamata "biancheria da letto". Le strutture di lettiera sono tipiche della roccia sedimentaria, che è stata depositata dal vento o dall'acqua. Diversi strati di roccia si erodono in modo diverso, formando terrazze.

( 1-Altopiano fatto dai sedimenti, 2/3-Segni di stratificazioni esposte dalla successiva erosione, 4/5-Canali di scolo segno del passaggio di acqua ).

Le valli presentano calanchi, o canali tagliati nel terreno dallo scorrere del liquido, principalmente nella parte settentrionale dell'immagine. Questi canaloni e la struttura del letto roccioso indicano che la regione è stata interessata dall'acqua.

Viste prospettiche elaborate dai dati ).

I sedimenti di questa regione sono interessanti da studiare perché contengono informazioni sul ruolo dell'acqua nella storia del pianeta. Questo è uno dei motivi per cui il cratere Terby era stato originariamente inserito nella short list come uno dei 33 possibili siti di atterraggio per la missione Mars Science Laboratory della NASA.

Metodi:
Le scene a colori sono state derivate dai tre canali di colore HRSC e dal canale nadir. Le viste prospettiche sono state calcolate dal modello digitale del terreno derivato dai canali stereo HRSC.
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IL CRATERE GALE

Introduzione:
Gale è un cratere , ed è probabilmente un lago asciutto , su Marte, vicino alla parte nord-occidentale del quadrilatero di Aeolis a 5,4° S e 137,8° E . Ha un diametro di circa 154 km e si stima che abbia circa tra 3,5 e 3,8 miliardi di anni. Il cratere prende il nome da Walter Frederick Gale , un astronomo dilettante di Sydney , in Australia, che osservò Marte alla fine del XIX secolo. Aeolis Mons (Monte Sharp per la NASA) è una montagna che si trova nel centro di Gale e sorge a 5,5 km di altezza. Aeolis Palus invece è la pianura tra la parete settentrionale di Gale e le colline settentrionali di Aeolis Mons. Peace Vallis , è un canale di deflusso vicino , che ''scorre'' dalle colline verso il Palus Aeolis sottostante ed è stato scolpito dall'acqua che vi scorreva . Diverse linee di evidenza suggeriscono che esistesse un lago all'interno di Gale poco dopo la formazione del cratere.


Il rover Curiosity:
Il rover della NASA Mars Curiosity , della missione Mars Science Laboratory (MSL) , è atterrato in "Yellowknife" Quad 51 , di Aeolis Palus nel cratere Gale alle 05:32 UTC del 6 agosto 2012. La NASA ha nominato il luogo di sbarco Bradbury Landing il 22 agosto 2012. Curiosity da allora sta esplorando Aeolis Mons (Monte Sharp) e le aree circostanti, e la sua missione è tuttora in corso.
Curiosity sbarcò all'interno di un'ellisse di atterraggio di circa 7 km x 20 km. L'ellisse di atterraggio si trova a circa 4.400 m  sotto il "livello medio" marziano (definito come elevazione media attorno all'equatore).


Nell'arco della sua missione il rover ha registrato un escursione termica che va dai -90°c fino a raggiungere gli 0°c.
Gli scienziati hanno scelto Gale come luogo di atterraggio per Curiosity perché ha molti segni che l'acqua era presente nella sua storia. La geologia del cratere è nota per contenere sia argille che minerali solfati, che si formano in acqua in condizioni diverse e possono anche conservare segni di vita passata. La storia dell'acqua a Gale, come registrata nelle sue rocce, sta dando a Curiosity molti indizi da studiare, mentre mette insieme indizi se Marte avrebbe mai potuto essere un habitat per forme di vita microbiche.

Età e formazione:
Il cratere si formò quando una meteora colpì Marte nella sua storia antica, tra circa 3,5 - 3,8 miliardi di anni fa. L'impatto della meteora ha causato un buco nel terreno e la successiva esplosione ha espulso rocce e terreno che sono atterrati attorno al cratere. La stratificazione nel tumulo centrale (Aeolis Mons) suggerisce che è il residuo sopravvissuto di una vasta sequenza di depositi successivi all'impatto, difatti alcuni scienziati ritengono che il cratere si sia riempito di sedimenti e, nel tempo di qualche miliardo di anni, gli inarrestabili venti marziani abbiano scolpito Aeolis Mons, che oggi sorge a circa 5,5 km sopra l'attuale pavimento di Gale, tre volte più alto del Grand Canyon.



Aeolis Mons (Monte Sharp):
Una caratteristica insolita di Gale è un enorme tumulo di "detriti sedimentari" attorno alla sua cima centrale, ufficialmente chiamato Aeolis Mons (popolarmente noto come "Monte Sharp") che sorge a 5,5 km sopra il fondo del cratere settentrionale e 4,5 km sopra il fondo del cratere meridionale - leggermente più alto del bordo meridionale del cratere stesso.
Il tumulo è composto da materiale stratificato e potrebbe essere stato depositato per un periodo di circa 2 miliardi di anni. L'origine di questo tumulo non è nota con certezza, ma la ricerca suggerisce che è il residuo eroso degli strati sedimentari che una volta riempiva completamente il cratere, in origine depositato su un lago.
La prova dell'attività fluviale è stata osservata all'inizio della missione nell'affioramento Shaler (osservata per la prima volta su Sol 120, indagata ampiamente tra Sols 309-324).

Le osservazioni fatte dal rover Curiosity alle Pahrump Hills sostengono fortemente l'ipotesi del lago: tracce sedimentarie tra cui pietre di fango laminate orizzontalmente su scala sub mm, con traverse fluviali intrecciate sono rappresentative di sedimenti che si accumulano nei laghi o ai margini dei laghi che crescono e si contraggono in risposta al livello del lago.
Queste pietre calcaree del letto del lago sono chiamate Murray Formation e formano una quantità significativa del gruppo Montuoso.
Nel febbraio 2019, gli scienziati della NASA hanno riferito che il rover Mars Curiosity ha determinato, per la prima volta, la densità del Monte Sharp a Gale, stabilendo così una comprensione più chiara di come si è formata la montagna.


Cronologie delle più importati scoperte:
Nel mese di dicembre 2012, gli scienziati che lavorano sulla missione Mars Science Laboratory hanno annunciato che una vasta analisi del suolo di suolo marziano eseguita da Curiosity ha mostrato evidenza di molecole d'acqua , zolfo e cloro , così come accenni di composti organici .
Tuttavia, la contaminazione terrestre , come fonte dei composti organici, non può essere esclusa, visto che la NASA ha ammesso falle nei sistemi di sterilizzazione, ed è probabile che la vita su Marte forse l'abbiamo portata noi, per non parlare delle sonde sovietiche.

Il 26 settembre 2013, gli scienziati della NASA hanno riferito che Curiosity ha rilevato acqua "abbondante, facilmente accessibile" (dall'1,5 al 3% in peso) nei campioni di terreno nella regione di Rocknest di Aeolis Palus a Gale. Inoltre, il rover ha trovato due tipi principali di terreno: un tipo mafic a grana fine e un tipo felsico a grana grossa di derivazione locale . Il tipo mafic, simile ad altri suoli marziani e polvere marziana, è stato associato all'idratazione delle fasi amorfe del suolo.  Inoltre, i perclorati , la cui presenza può rendere difficile il rilevamento di molecole organiche legate alla vita , sono stati trovati nel sito di atterraggio di Curiosity (e precedentemente nel sito più polare del lander di Phoenix ) suggerendo una "distribuzione globale di questi sali inibitori di vita ". La NASA ha anche riferito che la roccia di Jake M , una roccia incontrata da Curiosity sulla strada per Glenelg , era una mugearite e molto simile alle rocce terrestri di mugearite.

Il 9 dicembre 2013, la NASA ha riferito che, sulla base delle prove di Curiosity che studiava Aeolis Palus, Gale conteneva un antico lago d'acqua dolce che avrebbe potuto essere un ambiente ospitale per la vita microbica . (vedi sotto).


Il 16 dicembre 2014, la NASA ha riferito il rilevamento, da parte del Curiosity rover a Gale, un insolito aumento, per poi diminuire, nelle quantità di metano in atmosfera del pianeta Marte ; inoltre, sono stati rilevati prodotti chimici organici nella polvere perforata da una roccia . Inoltre, sulla base degli studi sul rapporto tra deuterio e idrogeno , si è scoperto che gran parte dell'acqua di Gale su Marte era andata persa durante i tempi antichi, prima che si formasse il lago nel cratere; successivamente, grandi quantità di acqua hanno continuato a essere perse.


L'8 ottobre 2015, la NASA ha confermato l'esistenza di laghi e corsi d'acqua in Gale da 3,3 a 3,8 miliardi di anni fa, fornendo sedimenti per costruire gli strati inferiori del Monte Sharp .

Un confronto con un fondo asciutto di un ruscello terrestre, prova del passaggio di acqua liquida su Marte ).

Il 1° giugno 2017, la NASA ha riferito che il rover Curiosity ha fornito la prova di un antico lago nel cratere Gale su Marte che avrebbe potuto essere favorevole alla vita microbica ; l'antico lago era stratificato , con fondali ricchi di ossidanti e fondali poveri di ossidanti; e, l'antico lago ha fornito contemporaneamente diversi tipi di ambienti compatibili con i microbi. La NASA ha inoltre riferito che il rover Curiosity continuerà a esplorare gli strati più alti e più giovani del Monte Sharp al fine di determinare come l'ambiente lacustre nei tempi antichi su Marte è diventato l'ambiente più secco in tempi più moderni.

Il 7 giugno 2018, ha fatto due importanti scoperte a Gale. Le molecole organiche conservate nella roccia fresca di 3,5 miliardi di anni e le variazioni stagionali del livello di metano nell'atmosfera supportano ulteriormente la teoria secondo cui le condizioni del passato potrebbero aver contribuito alla vita.
È possibile che una forma di chimica dell'acqua-roccia abbia generato il metano, ma gli scienziati non possono escludere la possibilità di origini biologiche. In precedenza il metano era stato rilevato nell'atmosfera di Marte in pennacchi grandi e imprevedibili. Questo nuovo risultato mostra che bassi livelli di metano all'interno di Gale raggiungono ripetutamente picchi nei caldi mesi estivi e cadono in inverno ogni anno. Le concentrazioni di carbonio organico sono state scoperte nell'ordine di 10 parti per milione o più. Questo è vicino alla quantità osservata nei meteoriti marziani e circa 100 volte maggiore della precedente analisi del carbonio organico sulla superficie di Marte. Alcune delle molecole identificate includono tiofeni, benzene, toluene e piccole catene di carbonio, come propano o butene.

Il 4 novembre 2018, i geologi hanno presentato prove, basate su studi a Gale del rover Curiosity , che ci fosse molta acqua nei primi periodi di Marte .

Il 12 novembre 2019 , la NASA annuncia livelli anomali dell'ossigeno, nell’aria presente sul cratere Gale, gli scienziati hanno scoperto che l’azoto e l’argon seguono un modello stagionale prevedibile, crescendo e calando in concentrazione nel cratere Gale durante tutto l’anno rispetto alla quantità di CO2 presente nell’aria.
I ricercatori si aspettavano che l’ossigeno si comportasse nello stesso modo ma, durante la primavera e l’estate, la quantità di questo gas nell’aria è aumentata di ben il 30%, per poi tornare ai livelli previsti in autunno. Questo schema si ripete ogni primavera, anche se la quantità di ossigeno aggiunta all’atmosfera varia ogni anno marziano.


Panorami:






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ARGYRE PLANITIA

Argyre Planitia , è una pianura situata all'interno del grande bacino d'impatto Argyre, si trova negli altopiani meridionali di Marte .

Denominazione:
Il suo nome deriva da una mappa prodotta da Giovanni Schiaparelli nel 1877 , e si riferisce ad Argyre, una mitica isola d'argento nella mitologia greca, che si trovava nell'oceano Indiano.

Posizione:
Argyre è centrato a 49,7° S e 316,0° E e si trova tra 35° e 61° S e 27° e 62° O , nell'omonimo quadrilatero di Argyre .
Il bacino è largo circa 1.800 km (1.100 mi) e scende a 5,2 km (17.000 piedi) sotto la pianura circostante, ed è il secondo bacino di impatto più profondo su Marte dopo l'Hellas .
Il cratere Galle , situato sul bordo est di Argyre a 51° S 31° O , e famoso in quanto ricorda fortemente una faccina sorridente .


Formazione:
Il bacino fu probabilmente formato da un impatto enorme durante il bombardamento tardivo pesante del primordiale sistema solare , circa 3,9 miliardi di anni fa, e potrebbe essere uno dei bacini di impatto antichi meglio conservati di quel periodo.
Argyre è circondato da aspri massicci che formano motivi concentrici e radiali attorno al bacino. Sono presenti diverse catene montuose, tra cui Charitum Montes e Nereidum Montes .
Il fondo del bacino presenta numerosi crateri da impatto , i più grandi sono:
- Il cratere Hooke ( 44° 55' S , 44° 24' O ) sul bordo settentrionale, ha un diametro di 138 km.
- Nel mezzo delle alture del bordo orientale del cratere , al confine con Noachis Terra, si trova il cratere a impatto di 224 km Galle ( 50° 38' S , 31° 0' O ).
Inoltre, dalla pianura sorgono formazioni rocciose relativamente delimitate.

Il cratere Hooke ).

Il cratere Hale ).

Idrologia:
Quattro grandi canali di epoca noachiana giacciono radiali sul bacino. Tre di questi canali ( Surius Valles , Dzígai Valles e Palacopas Valles ) scorrevano verso Argyre da sud e da est attraverso le montagne del bordo. Il quarto, Uzboi Vallis , sembra essere defluito dal bordo settentrionale del bacino fin nella regione di Chryse a nord e potrebbe aver drenato un lago di ghiaccio che si scioglieva all'interno del bacino.
Un canale di deflusso più piccolo di nome Nia Valles ha un aspetto relativamente nuovo e probabilmente si è formato durante i primi anni del periodo Amazzoniano dopo che i principali episodi fluviali e lacustri erano quasi terminati.
Il fondo del bacino originale è sepolto con materiale sedimentario stratificato friabile parzialmente sgonfiato che può essere un sedimento lacustre . Non sono visibili anelli interni; tuttavia, i massicci isolati all'interno del bacino possono essere i resti di un anello interno ormai sepolto.

Dune di sabbia sul fondo di uno dei crateri ).

Morfologia:
L'impatto che ha formato il bacino Argyre probabilmente ha colpito una calotta di ghiaccio o uno spesso strato di permafrost .
L'energia dell'impatto ha sciolto il ghiaccio e ha formato un lago gigante che alla fine ha inviato l'acqua a nord.
Il volume dei laghi era uguale a quello del Mar Mediterraneo terrestre. La parte più profonda del lago potrebbe aver impiegato più di centomila anni per congelare, ma con l'aiuto del calore causato dall'impatto, dal riscaldamento geotermico e dai soluti disciolti potrebbe aver avuto acqua liquida per molti milioni di anni. Il bacino avrebbe sostenuto un ambiente regionale favorevole all'origine e alla persistenza della vita .
Questa regione mostra molte prove dell'attività glaciale con caratteristiche di flusso, fratture simili a crepacci, linee di batteria ,esker , tarn , arete , circhi , corna, vallate a forma di U e terrazze. A causa delle forme delle creste sinuose di Argyre, gli autori concordano con le pubblicazioni precedenti in quanto sono esker .
Un esker è un rilievo lungo e sinuoso, costituito di sabbia e ghiaia stratificate; sono strutture caratteristiche di aree glaciali o deglaciate e, ad esempio, si possono osservare in Europa e nel Nord America. Spesso gli esker si sviluppano per chilometri e, a causa della loro peculiare espressione morfologica e regolarità, possono ricordare un rilevato stradale o ferroviario ).


Sulla base dell'analisi morfometrica e geomorfologica degli esker Argyre e dei loro immediati dintorni, è stato suggerito che si formassero sotto una calotta di ghiaccio spessa circa 2 km, cioè stazionaria (cioè stazionaria) circa 3,6 miliardi di anni fa. Questo corpo stagnante di ghiaccio avrebbe potuto assomigliare ad un ghiacciaio in stile piemontese paragonabile all'attuale ghiacciaio Malaspina in Alaska .

Mappe geologiche:


LINK :
Topografia e morfologia del bacino dell'Argyre, Marte .' Hiesinger & Head.
Argyre Planitia e il ciclo idrologico globale di Marte '. Parker et al.
"La regione di Argyre come obiettivo principale per l'esplorazione astrobiologica in situ di Marte" (PDF) . Astrobiologia .
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MARGARITIFER TERRA

Introduzione:
La Margaritifer Terra è un'antica regione del pianeta Marte, si trova alla "foce" di Valles Marineris , tra Xanthe Terra (a ovest), Noachis Terra (a sud), Arabia Terra (a est) e Chryse Planitia (a nord), ed è caratterizzata da una grande quantità di crateri e letti di fiumi prosciugati. Si trova poco a sud dell'equatore marziano a 4,9° S e 25° O  e si estende per 2600 km di lunghezza.
Una delle caratteristiche principali sono :
- il cosiddetto "chaos terrain".
- i canali di deflusso.
- le pianure alluvionali, segnali tipici di una massiccia inondazione.
Sono presenti inoltre segnali dell'erosione dovuta ai venti.
Una regione all'interno di questo settore mostra alcune delle densità di reti fluviali più alte del pianeta. Ares Vallis è un'altra caratteristica notevole, in cui sono evidenziati i modelli di flusso e inondazione; era il luogo di sbarco del Mars 6 lander della ROSCOSMOS e della NASA con Mars Pathfinder .
Il nome "Margaritifer", scelto nel 1979, deriva dal latino Baia delle Perle, riferito alla "Pearl coast", nel sud dell'India.



Caratteristiche geologiche:
Le statistiche sui crateri presenti nella Margaritifer Terra indicano che i canali alluvionali, il terreno sul fondo del cratere e i depositi di materiale venutesi a creare all'interno dei crateri da impatto con diametri maggiori di 50 km, si sono probabilmente formati nel corso di varie epoche geologiche:
- i canali si sono formati durante l'Amazzoniano o al confine tra Amazzoniano-Esperiano.
- le pareti del fondo dei crateri si sono probabilmente formate nell'Esperiano.
- mentre la maggior parte dei depositi risalgono all'Amazzoniano.

La distribuzione dei canali alluvionali indica chiaramente che in passato l'acqua liquida presente sul pianeta abbia prodotto evidenti fenomeni di erosione.
Si pensa che l'Ares Vallis, con cui la Margaritifer Terra confina, fosse in precedenza una pianura alluvionale, cioè un ampia valle scavata da "canali di deflusso fluviali". Queste regioni, assieme all'Uzboi Vallis e alla Ladon Valles, sono ora separate da grandi crateri, tuttavia si ipotizza che in passato siano appartenute a un unico "canale di deflusso" che scorreva in direzione nord verso Chryse Planitia.
L'origine ipotizzata di questo canale di deflusso era l'Argyre Planitia, che si pensa che fosse stato un lago riempito fino all'orlo dai canali (Surius, Dzigai e Palacopus Valles) drenanti provenienti dal polo sud. Se questa ipotesi fosse corretta, la lunghezza di questo sistema di drenaggio sarebbe di più di 8000 km, il percorso di drenaggio più lungo noto nel Sistema solare.


Caratteristiche morfologiche:
Nella Margaritifer Terra sono presenti diverse morfologie di terreno, dovute a fenomeni di erosione, depositi sedimentari e strutture tettoniche che registrano la lunga storia geologica e geomorfologica del pianeta. Nella regione nord-orientale sono presenti zone risalenti al periodo Pre-Noachiano e strutture del Medio Noachiano, in cui sono presenti i bacini Holden e Ladon.
Una serie di canali di deflusso, Uzboi, Ladon, e Morava Valles, ha inglobato questi bacini preesistenti nell'epoca di transizione tra il Noachiano e l'Esperiano, anche se alcuni straripamenti potrebbero essersi verificati in precedenza.
L'area comprende eccellenti esempi di valli formate nel tardo Noachiano e nell'Esperiano, rilievi dei crateri disgregati, canali alluvionali, delta fluviali e depositi stratificati di colore chiaro, in particolare nei crateri Holden e Eberswalde (in foto a lato).
Queste formazioni ben conservate e i depositi sedimentari rappresentano un'evoluzione del territorio sviluppatasi in più epoche dovuta a fenomeni di erosione e alluvione: questa regione fornisce una visione significativa dei processi geomorfologici e del cambiamento climatico avvenuto su Marte.
Recenti ricerche indicano che i crateri Holden e Eberswalde nella Margaritifer Terra, siano stati in passato dei laghi: sono caratterizzati dalle conformazioni tipiche dei delta fluviali e presentano "smectiti", minerali di ferro/magnesio che necessitano di acqua per formarsi.
Vicino al cratere Holden c'è "Erythraea Fossa", una valle che si pensa in passato abbia ospitato una catena di tre laghi.

Mineralogia:
Nella parte orientale della Margaritifer Terra sono stati trovati prove spettrografiche di sali di cloruro e fillosilicati in una sequenza stratigrafica eseguita sul terreno. Sono stati individuati depositi di questo genere in un bacino di 19 km di diametro, che si trova circa 50 m al di sotto della pianura circostante.
La sequenza di unità esposte dall'erosione in questo bacino presenta un'unità basaltica inalterata nella parte superiore della sequenza, che copre un'unità composta da fillosilicati, che a sua volta è sovrapposta a un'unità di sali di cloruro alla base.
Le zone in cui affiora lo strato di sale si presentano in tre località principali all'interno di questo bacino, e sono tipicamente di 2–5 km di diametro e circa 10 m di spessore.
La regione maggiore di questo tipo è in contatto con un'unità di fillosilicati, esposta in superficie su un'area di circa 4 km di diametro.
Un grande canale (2–4 km di ampiezza e 150–250 m di profondità) si estende per oltre 350 km in lunghezza, avvolgendo il sito.
Questo canale costituisce una prova di notevole valore della presenza di antichi processi fluviali in questa regione.
A circa 15 km dai depositi di sali e fillosilicati è presente una zona pianeggiante, che venne suggerita come base per l'atterraggio di Curiosity, poiché avrebbe consentito un rapido accesso al bacino di interesse.


LINK : https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2017/pdf/2846.pdf 

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MA'ADIM VALLIS

Descrizione:
Ma'adim Vallis è uno dei più grandi canali di deflusso su Marte , lungo circa 825 km e significativamente più grande del Grand Canyon della Terra .
Si ritiene che abbia trasportato enormi quantità di acqua.

Nome:
Ma'adim (מאדים) è il nome in ebraico del pianeta Marte.

a lato il settore geografico ).

Posizione:
Ma'adim Vallis è nel quadrilatero di Aeolis, centrata su 21,6° S e 177,3° E.
Ha una larghezza di oltre 20 km e una profondità di 2 km in alcuni punti.


Il canale di deflusso:
L'enorme canale di deflusso della Ma'adim Vallis ha la sua fonte nel cuore della Terra Cimmeria , un altopiano in una delle regioni più antiche di Marte, dove trovava origine, in una leggera depressione ma abbastanza estesa che avrebbe dovuto proteggere un vasto lago del periodo noachiano , il Lago Eridania (vedi sotto), di cui esistono ancora i sedimenti sul fondo ed i bordi .
Infine dopo aver percorso oltre 800 km si apre a nord, in un delta nel cratere Gusev vicino all'equatore (vedi sotto).

Alcuni canali corti situati lungo le mura di Ma'adim sarebbero in realtà canali di drenaggio .
vedi foto a lato ).
Questi canali sorgono quando emerge un letto di acque sotterranee , che dissolve parzialmente la roccia, che cade a pezzi frantumandosi, e viene trasportata via dall'azione dell'acqua.

Sono evidenti anche parecchi affluenti che portavano le loro acque raccolte negli altopiani circostanti, a confluire nel principale canale di deflusso della Ma'adim Vallis.

Dal cratere Gusev sono evidenti i segni di un flusso di acqua che si ritiene possa essersi infine riversato nel mare che aveva le sue coste presso l'Elysium planitia circa all'altezza dell'equatore marziano, passando intorno al cono vulcanico dell'Apollinaris Mons.
Poco più a ovest esiste una valle simile anche se più piccola, la AlQahira Vallis.





Lago Eridania:
Il lago di Eridania è un ex lago del pianeta Marte , nel cuore di Terra Cimmeria.
Coprendo un'area di circa 1,1 milioni di chilometri quadrati, questo lago si sarebbe esteso a ovest del cratere Keplero e dell'Eridania Scopulus fino al cratere di Newton e al cratere Copernico attraverso Ariadnes Colles , Atlantis Chaos , Gogonum Caos.
La sua esistenza è stata assunta dagli astronomi della NASA grazie alla particolare topografia di questa regione degli altopiani noachiani , presentando in particolare strutture interpretate da alcuni come ex coste . Per essiccamento, il lago si sarebbe frammentato in un insieme di laghi più piccoli, prima del suo definitivo prosciugamento.


Cratere Gusev:
Gusev è un cratere d'impatto marziano largo circa 160 chilometri e situato a 15° di latitudine sud rispetto all'equatore del pianeta, e si trova a 14,5° S e 175,4° E , ed è nel quadrilatero di Aeolis .
La sua formazione risale a oltre circa 4 miliardi di anni fa, ed il suo nome deriva da quello dell'astronomo russo Matvej Gusev (1826-1866).

(a lato una foto di Spirit dal sito di atterraggio nel cratere Gusev).

Sembra che l'acqua possa essersi raccolta nel cratere di Gusev, formando un lago gigante, il rover Spirit fu inviato lì per indagare su questa possibilità, ma trovò, in gran parte, solo rocce vulcaniche sul pavimento di Gusev, ma ha tuttavia trovato minerali idratati come la goethite .

Panoramica delle dune modellate dal vento nel cratere Gusev - Spirit, NASA ).

Alla fine, Spirit, arrivò alle Columbia Hills , e le rocce esaminate in quella regione mostrarono prove di piccole quantità di acqua salata (salata) che hanno interagito con loro nei tempi antichi.
Eventuali depositi lacustri furono probabilmente coperti da un successivo deposito di materiali vulcanici provenienti da Apollinaris Mons , un vulcano vicino, poco più a nord.
Alcuni affioramenti esposti sembrano mostrare deboli strati, e alcuni ricercatori credono anche che le morfologie visibili nelle immagini della foce di Ma'adim Vallis dove entra in Gusev assomiglino ad alcune morfologie viste in alcuni delta dei fiumi terrestri, delta di questa natura possono richiedere decine o centinaia di migliaia di anni per formarsi sulla Terra, suggerendo che i flussi d'acqua potrebbero essere durati per lunghi periodi.



Columbia hills:
Gli scienziati hanno trovato una varietà di tipi di roccia nelle Columbia Hills e li hanno collocati in sei diverse categorie.
I sei sono: Clovis, Wishbone, Peace, Watchtower, Backstay e Independence. 
Prendono il nome da una roccia di spicco in ogni gruppo. Le loro composizioni chimiche, misurate da APXS, sono significativamente diverse l'una dall'altra. Soprattutto, tutte le rocce di Columbia Hills mostrano vari gradi di alterazione a causa di fluidi acquosi. Sono arricchiti con elementi fosforo, zolfo, cloro e bromo, che possono essere trasportati in soluzioni acquose.
Le rocce delle Columbia Hills contengono vetro basaltico, insieme a quantità variabili di olivina e solfati . L'abbondanza di olivina varia inversamente alla quantità di solfati. Questo è esattamente ciò che ci si aspetta perché l'acqua distrugge l'olivina ma aiuta a produrre solfati.
Il gruppo Clovis è particolarmente interessante perché lo spettrometro Mössbauer (MB) ha rilevato la goethite al suo interno.
La Goethite si forma solo in presenza di acqua, quindi la sua scoperta è la prima prova diretta dell'acqua passata nelle rocce di Columbia Hills. Inoltre, gli spettri MB di rocce e affioramenti mostravano un forte declino della presenza di olivina, sebbene le rocce contenessero probabilmente una volta molta olivina. L'olivina è un indicatore presenza di acqua perché si decompone facilmente in presenza di acqua.
Il solfato è stato trovato e ha bisogno di acqua per formarsi. Wishstone conteneva una grande quantità di plagioclasio, un po' di olivina e anidrato (un solfato).
Le rocce Peace hanno mostrato zolfo e forte evidenza di acqua legata, quindi si sospetta solfati idrati. Le rocce della classe Watchtower mancano di olivina e di conseguenza potrebbero essere state alterate dall'acqua.
La classe Indipendence ha mostrato alcuni segni di argilla (forse montmorillonite un membro del gruppo smectite). Le argille richiedono un'esposizione a lungo termine all'acqua per formare. Un tipo di terreno, chiamato Paso Robles, dalle Columbia Hills, può essere un deposito evaporativo perché contiene grandi quantità di zolfo, fosforo , calcio e ferro . Inoltre, MB ha scoperto che gran parte del ferro nel suolo di Paso Robles era di forma ossidata, Fe +++ , che sarebbe possibile se fosse stata presente acqua.
Verso la metà della missione di sei anni (una missione che doveva durare solo 90 giorni), nel terreno furono trovate grandi quantità di silice pura .
La silice potrebbe derivare dall'interazione del suolo con i vapori acidi prodotti dall'attività vulcanica in presenza di acqua o dall'acqua in un ambiente termale caldo.
Dopo che Spirit ha smesso di funzionare, gli scienziati hanno studiato i vecchi dati dello spettrometro ad emissione termica in miniatura o Mini-TES e hanno confermato la presenza di grandi quantità di rocce arricchite di carbonato , il che significa che una volta le regioni del pianeta potrebbero aver ospitato acqua. I carbonati furono scoperti in uno sperone roccioso chiamato "Comanche".






Ma'adim Vallis:
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ELYSIUM

Elysium è la seconda regione vulcanica più grande di Marte dopo Tharsis.
Oltre alla pianura e ad avere grandi vulcani, Elysium ha diverse aree con lunghe trincee, chiamate fossa o fossae (plurale) su Marte.
Includono Cerberus Fossae , Elysium Fossae , Galaxias Fossae , Hephaestus Fossae , Hyblaeus Fossae , Stygis Fossae e Zephyrus Fossae.

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Elysium Mons:
Elysium Mons è un vulcano su Marte situato nella provincia vulcanica di Elysium , a 25.02° N 147.21° E , nell'emisfero orientale marziano.


Si trova a circa 12,6 km sopra la sua base, e circa 14,1 km sopra il livello medio marziano , che lo rende la terza montagna marziana più alta in termini di rilievo e la quarta più alta in altezza.
Il suo diametro è di circa 500 x 700 km , con una caldera sommitale di circa 14 km di diametro.
È affiancato dai vulcani più piccoli Ecate Tholus a nord-est e Albor Tholus a sud-est.
Si differenzia dai grandi vulcani nella regione di Tharsis in quanto sui suoi fianchi non sono visibili grandi flussi di lava .
Nelle sue vicinanze numerosi crateri sono visibili, ma non da impatti di meteoriti, ma sono di origine vulcanica.
Elysium Mons è stato scoperto nel 1972 in immagini restituite dall'orbita dal Mariner 9 .
Un cratere di 6,5 km di diametro a 29.674° N, 130.799° E, nelle pianure vulcaniche a nord-ovest di Elysium Mons è stato identificato come una possibile fonte per i meteoriti nakhlite , una famiglia di meteoriti marziani basaltici simili con età cosmogeniche di circa 10,7 Ma, espulsi da Marte per un singolo evento di impatto.
Le date delle rocce ignee dei nakhlite vanno da 1416 ± 7 Ma a 1322 ± 10 Ma.
Queste date più le dimensioni del cratere suggeriscono un tasso di crescita del vulcano sorgente durante quell'intervallo di 0,4-0,7 m per Ma, molto più lento di quanto ci si aspetterebbe per un vulcano terrestre.
Ciò implica che il vulcanismo marziano aveva rallentato notevolmente a quel punto della storia.

La caldera sulla sommità di Elysium Mons ).
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Elysium planitia:
Elysium Planitia è una vasta pianura a sud di Elysium, centrato a 3,0° N 154,7° E .
Un altro grande vulcano, Apollinaris Mons, si trova a sud dell'Elysium Planitia e non fa parte della provincia.

Analisi geologica del sito di ammartaggio della sonda InSight ).

I più grandi crateri dell'Elysium Planitia sono Eddie , Lockyer e Tombaugh . La planitia ha anche valli fluviali, una delle quali, Athabasca Valles potrebbe essere una delle più giovani su Marte. Sul lato nord-est si trova una depressione allungata chiamata Orcus Patera , e questa e alcune pianure orientali furono riprese nel sorvolo del Mariner 4 del 1965 .
Una foto (vedi sotto), del 2005 in Elysium Planitia a 5° N, 150° E da parte del veicolo spaziale Mars Express mostra quello che potrebbe essere ghiaccio d'acqua coperto di polvere. Si stima che il volume del ghiaccio sia di 800 km per 900 km di dimensioni e 45 m di profondità, simili per dimensioni e profondità al Mare del Nord .
Si pensa che il ghiaccio sia il residuo delle alluvioni delle fessure del Cerberus Fossae circa 2-10 milioni di anni fa. La superficie dell'area è suddivisa in "piastre" come il ghiaccio rotto che galleggia su un lago (vedi sotto ). Il conteggio dei crateri da impatto mostra che le piastre sono più vecchie di 1 milione di anni rispetto al materiale vuoto, dimostrando che l'area si è solidificata troppo lentamente perché il materiale fosse lava basaltica, quindi escludendo questa ipotesi.


La missione InSight della NASA è sbarcata in Elysium Planitia il 26 novembre 2018.
È decollata dalla Terra il 5 maggio 2018.
La sonda studierà la struttura interna di Marte e migliorando così la comprensione dell'evoluzione del pianeta.
Oltre agli studi già citati, possiede anche una stazione meteo che raccoglie dati di Temperatura, Velocità e Direzione dei Venti, e registra le variazioni della Pressione Atmosferica.
Il lander di InSight Mars è stato in grado di scattare foto a colori dalla superficie di Elysium Planitia.

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Analisi geologica:
Attività vulcanica:
David Susko e i suoi colleghi della Louisiana State University hanno analizzato i dati geochimici e di morfologia superficiale di Elysium usando strumenti a bordo del NASA Mars Odyssey Orbiter (2001) e Mars Reconnaissance Orbiter (2006).
Attraverso il conteggio dei crateri, hanno trovato differenze di età tra le regioni nord-ovest e sud-est di Elysium - circa 850 milioni di anni di differenza. Hanno anche scoperto che le regioni sud-orientali più giovani sono geochimicamente diverse dalle regioni più vecchie e che queste differenze si riferivano a processi ignei, non a processi secondari come l'interazione di acqua o ghiaccio con la superficie di Elysium in passato.

"Abbiamo stabilito che, sebbene in passato potesse esserci acqua in quest'area, le proprietà geochimiche nel metro più alto in tutta questa provincia vulcanica sono indicative di processi ignei", Disse Susko. "Pensiamo che i livelli di torio e potassio qui siano stati ridotti nel tempo a causa delle eruzioni vulcaniche per miliardi di anni. Gli elementi radioattivi sono stati i primi ad andare nelle prime eruzioni. Stiamo assistendo a cambiamenti nella chimica del mantello nel tempo."

"I sistemi vulcanici di lunga durata con mutevoli composizioni di magma sono comuni sulla Terra, ma con una storia emergente su Marte", ha dichiarato James Wray, co-autore e professore associato presso la School of Earth and Atmospher Sciences della Georgia Tech.

Il fronte di un imponente flusso lavico ).

Nel complesso, questi risultati indicano che Marte è un corpo molto più geologicamente complesso di quanto si pensasse originariamente, forse a causa di vari effetti di carico sul mantello causati dal peso dei vulcani giganti. Per decenni, abbiamo visto Marte, come una roccia senza vita, piena di crateri con un numero di vulcani a lungo inattivi. Abbiamo avuto una visione molto semplice del pianeta rosso. Trovare una varietà di rocce ignee dimostra che Marte ha il potenziale per un utile utilizzo delle risorse e una capacità di sostenere una popolazione umana su Marte.
"È molto più facile sopravvivere su un corpo planetario complesso che porta i prodotti minerali di geologia complessa che su un corpo più semplice come la luna o gli asteroidi."

Gran parte dell'area vicino ai vulcani è coperta da flussi di lava, alcuni possono anche essere mostrati avvicinarsi, quindi fermarsi al raggiungimento di un terreno più elevato.
A volte quando la lava scorre la parte superiore si raffredda rapidamente in una crosta solida. Tuttavia, la lava sottostante spesso scorre ancora, questa azione rompe lo strato superiore rendendolo molto ruvido. Tale flusso approssimativo è chiamato aa.


La ricerca, pubblicata nel gennaio 2010, ha descritto la scoperta di un vasto flusso di lava, della dimensione dello stato dell'Oregon , che "è stato messo in atto turbolentemente nell'arco di diverse settimane al massimo". Questo flusso, vicino ad Athabasca Valles , è il flusso di lava più giovane su Marte. Si pensa che sia della tarda età amazzonica .
Altri ricercatori non sono d'accordo con questa idea.
In condizioni marziane la lava non dovrebbe rimanere fluida a lungo.

Canali di deflusso:
Forse il canale di deflusso più giovane su Marte è Athabasca Valles . Si trova a 620 miglia a sud-est del grande vulcano Elysium Mons .
Athabasca è stata formata dall'acqua che fuoriusciva esplodendo da Cerberus Fossae , una serie di crepe o fessure nel terreno. Le Cerberus Fossae molto probabilmente si sono formate dallo stress sulla crosta causato dal peso di entrambi i vulcani Elysium Mons e Tharsis. Le prove attuali suggeriscono che le inondazioni di Cerberus probabilmente sono scoppiate in più fasi. Vicino all'inizio di questi canali (Cerberus Fossae), il sistema si chiama Athabasca Valles, a sud e ad est si chiama Marte Vallis.
Le portate nella Marte Vallis sono state stimate a circa 100 volte quella del fiume Mississippi. Alla fine, il sistema sembra svanire nelle pianure di Amazonis Planitia dove è esistito un residuo bacino d'acqua di quello che agli albori di Marte era un vasto oceano.

Athabasca Valles ).
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CERBERUS FOSSAE

Cartografia:
Le Cerberus Fossae sono una serie di fessure semi-parallele su Marte formate da faglie che hanno separato la crosta nella regione di Cerberus. Sono di 1235 km di larghezza e centrati a 11,28° N e 166,37° E.
La loro latitudine più settentrionale è 16.16° N e la loro latitudine più meridionale 6.23° N.
Le loro lunghezze più orientali e più occidentali sono rispettivamente 174,72° E e 154,43° E.
Possono essere visti nel quadrangolo Elysium .



Le increspature viste sul fondo delle faglie sono sabbia soffiata dal vento.



Formazione:
La modellazione numerica delle forze nella crosta di Marte suggerisce che la causa alla base della faglia è la deformazione causata dai vulcani Tharsis ad est.


Eta e Scioglimento di acqua:
Le fratture sono piuttosto giovani, tagliano alcune caratteristiche preesistenti come le colline del Monte del Tartaro ed il lembo lavico a sud-est di Elysium Mons.

A lato le fosse che tagliano strutture preesistenti ).

Si sospettava che la formazione delle fosse avesse rilasciato acqua sotterranea pressurizzata, precedentemente confinata dalla criosfera , con portate fino a 2×10E6 m3/s , portando alla creazione delle Athabasca Valles .
Le stime precedenti della scarica acquosa erano ∼1–2 × 10E6 m3/s. I nostri modelli mostrano che questo flusso potrebbe essere facilmente compensato dal flusso attraverso fratture criosferiche correlate alla diga adiacente a velocità di aumento dell'acqua di ∼60 m / s. La permeabilità della falda acquifera richiesta, tuttavia, è molto più grande di quella comunemente riscontrata su profondità e scale simili sulla Terra. Ciò suggerisce che l'acqua può essere trasportata nel sottosuolo mediante un meccanismo più efficiente del flusso poroso e / o che i valori di flusso volumetrico proposti in precedenza siano sopravvalutati.
Marte Vallis è un altro canale che si è ipotizzato si sia formato dall'acqua rilasciata da Cerberus Fossae.
 Il numero dei crateri suggerisce che quest'ultimo deflusso dalle Cerberus Fossae sia avvenuto circa tra i 2 ed i 10 milioni di anni fa.


LINK : https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2003GL017135 

Faglie:
La superficie fratturata della regione di Cerberus a sud-est dei vulcani Elysium fornisce un esempio impressionante delle potenti forze tettoniche che hanno modellato la regione. Sia le lisce pianure di lava che le montagne che spuntano attraverso la lava sono state sottoposte a forze estensive che hanno squarciato il paesaggio. Le fratture sono radiali rispetto al complesso Elysium, suggerendo una relazione tra le caratteristiche estensioni e i processi vulcanici.

( Sotto ingrandimento di una collina spezzata a metà - più sotto una faglia che taglia un vecchio cratere ).


Queste fratture si formarono in risposta allo stiramento della crosta marziana a causa del movimento del magma legato alla formazione del campo vulcanico di Elysium, situato a nord-ovest.
Notate come le fratture attraversano le colline preesistenti indicando che la frattura è più giovane delle colline stesse o del cratere qua sotto.


Altre ipotesi non provate:
C'è stato un suggerimento, che ipotizza che scarichi d'acqua così elevati in superficie attraverso queste fessure siano fisicamente non plausibili, e che invece era la lava era il fluido eruttato dal Cerberus Fossae.
Il diluvio di lava avrebbe avuto un ipotetico volume di circa 5000 chilometri cubi, abbastanza tipico delle grandi eruzioni di basalto sulla Terra. A questi alti scarichi, la lava si comportava in molti modi come un'inondazione di acqua. Sembra che abbia modestamente eroso parti di Athabasca Valles e poi riempito il bacino di Cerberus Palus.
Le zattere di lava in questo stagno temporaneo di lava di 800 km per 900 km sono notevolmente simili nell'aspetto al ghiaccio del mare del Nord, e tali quindi potrebbero anche essere.


Tettonica:
Mentre alcune delle crepe sono situate nella parte superiore di un'altura topografica e sono circondate da elementi di flusso, indicando che fungevano da prese d'aria vulcaniche, altre si trovano su un terreno completamente piatto senza elementi di flusso, indicando che sono semplicemente fratture da stress tettonico.
Cerberus Fossae è stata identificata positivamente come la prima regione tettonicamente attiva su Marte, con i terremoti localizzati lì mediante misurazioni del sismometro dal lander InSight della NASA nel 2019.

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FLEGRA MONTES

Nuove immagini dalla sonda ESA Mars Express mostrano la catena montuosa dei Phlegra Montes, in una regione in cui il sondaggio radar indica che grandi volumi di ghiaccio d'acqua si nascondono sotto lo strato superficiale. Questa potrebbe essere una fonte d'acqua per i futuri astronauti.

Phlegra Montes è una catena di montagne e creste leggermente ondulate su Marte. Si estende dalla parte nord-orientale della provincia vulcanica di Elysium fino alle pianure settentrionali, coprendo latitudini da circa 30° N a 50° N.
Le montagne stesse probabilmente non sono di origine vulcanica, ma sono state sollevate da antiche forze tettoniche che hanno compresso insieme diverse regioni della superficie.

Nuove immagini dalla telecamera stereo ad alta risoluzione sull'orbiter Mars Express dell'ESA consentono un'ispezione più ravvicinata e mostrano che quasi tutte le montagne sono circondate da lingue di detriti lobati - caratteristiche che tipicamente sono osservate intorno agli altipiani e alle montagne a queste latitudini.


Studi precedenti hanno dimostrato che questo materiale sembra essersi spostato lungo i pendii delle montagne nel tempo e sembra simile ai detriti trovati che ricoprono i ghiacciai qui sulla Terra.
Il suggerimento quindi è che potrebbero esserci ghiacciai sepolti appena sotto la superficie in questa regione.
Questa interpretazione è supportata dal radar del Mars Reconnaissance Orbiter della NASA che guarda sotto la superficie marziana.
Il radar mostra che le lingue di detriti lobati sono infatti fortemente associati alla presenza di acqua ghiacciata, forse a soli 20 m di profondità.


Ulteriori prove di glaciazioni relativamente recenti possono essere viste all'interno dei crateri da impatto nella regione. Si pensa che serie di creste si siano sviluppate quando gli antichi crateri si riempirono di neve. Nel tempo, la neve si è compattata fino a formare ghiacciai che hanno poi scolpito i fondali dei crateri.


Ci sono ancora più schemi di flusso glaciale visibili nella valle al centro dell'immagine.
Si ritiene che i ghiacciai di media latitudine si siano sviluppati in tempi diversi negli ultimi centinaia di milioni di anni, quando l'asse polare di Marte era significativamente diverso da oggi, portando a condizioni climatiche abbastanza diverse.

Tutto ciò indica un'abbondante acqua ghiacciata appena sotto la superficie a Phlegra Montes.
Se ciò si rivelasse vero, tali campi di ghiaccio potrebbero fornire ai futuri astronauti una fonte d'acqua sul Pianeta Rosso.

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ECHUS/KASEI VALLES

Questo enorme sistema è largo fino a 480 km in alcuni punti. Al contrario, il Grand Canyon della Terra è largo solo 29 km.
È uno dei canali di deflusso continuo più lunghi su Marte. Il sistema Kasei Valles inizia a Echus Chasma , nei pressi dell'equatore, vicino alle Valles Marineris, formando alcuni laghi .
Quindi corre verso nord e sembra svuotarsi in Chryse Planitia , non lontano da dove è atterrato Viking 1 , nei pressi del tropico settentrionale.
A circa 20° di latitudine nord, Kasei Valles si divide in due canali, chiamati Kasei Vallis Canyon e Canale Kasei Settentrionale.
Questi rami si ricombinano a circa 63° di longitudine ovest, formando una grande isola nel canale conosciuta come Sacra Mensa. Alcune parti di Kasei Valles sono profonde 2-3 km.


Mappa:

Formazione:
Come altri canali di deflusso, è stato probabilmente scolpito dall'acqua liquida, probabilmente rilasciato dal riscaldamento del sottosuolo vulcanico nella regione di Tharsis , sia come evento catastrofico una tantum o più eventi di alluvione per un lungo periodo di tempo. E' stato proposto che determinate e particolari forme del terreno siano state prodotte dal flusso glaciale piuttosto che liquido.
Tre serie di enormi cataratte (cascate secche) sono presenti nell'area tra una caratteristica "isola" nel canale meridionale, tra Lunae Mensae, ed il cratere Sharonov .
Queste cataratte, evidentemente scolpite durante eventi mega-alluvionali, hanno pareti alte fino a 400m e sono considerevolmente più grandi del più grande analogo terrestre, le Dry Falls nello stato USA di Washington, e potrebbero essersi spostate, nel corso del tempo per oltre 100 km a monte durante l'era delle inondazioni a Kasei Valles.

Le Cataratte ).

Echus chasma:
Echus Chasma è una ripida valle presente sulla superficie marziana, delimitata dal sistema di Valles Marineris, a nord, e dalle Kasei Valles, a sud. Secondo un'ipotesi abbastanza condivisa, in passato Echus Chasma avrebbe ospitato un lago o un ghiacciaio, che si sarebbe prosciugato quando l'acqua sarebbe defluita attraverso un canale sul fondo della Kasei Vallis.
L'acqua presente all'interno di Echus Chasma sarebbe stata portata in superficie da processi di natura vulcanica nel letto della valle, fino a non più tardi di 20 milioni di anni fa.
I margini sud-occidentali di Echus Chasma sono ben definiti da una linea più o meno continua di scogliere. Il centro e la parte settentrionale del margine occidentale si fondono con le pendenze dei terreni ad est dei vulcani Tharsis.


Kasei valles:
Kasei Valles è un gigantesco sistema di canyon su Marte , centrato a 24,6° di latitudine nord e 65,0° di longitudine ovest. È lungo 1.580 km ed è stato chiamato dal giapponese per la parola "Marte".
Kasei Valles è uno dei più grandi canali di deflusso su Marte.
Kasei Valles inizia una valle lunga 40 km e di circa 10 km di larghezza (da scogliera a scogliera).
Il fondo di questa valle è formato da due gole molto strette, ciascuna di circa 500m di larghezza e di 15 km (gola meridionale) e di 10 km (gola settentrionale).

Mappa topografica ).

Geologia:
Analisi geologica delle foci del sistema fluviale Echus/Kasei ).

LINK : https://www.researchgate.net/publication/252929761_Ancient_Ice-covered_Lakes_in_the_EchusKasei_Valley_System_Mars 
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MERIDIANI PLANUM


Meridiani Planum è una pianura situata a 2 gradi a sud dell'equatore di Marte (centrato a 0,2° N 357,5° E ), nella parte più occidentale di Terra Meridiani . Ospita una rara presenza di ematite cristallina grigia .
Sulla Terra , l'ematite si forma spesso nelle sorgenti calde o in vasche d' acqua stabili, pertanto, molti scienziati ritengono che l'ematite di Meridiani Planum possa essere indicativa di antiche sorgenti calde o che l'ambiente contenesse acqua liquida. L'ematite fa parte di una formazione rocciosa sedimentaria stratificata da 200 a 800 metri circa di spessore.
Altre caratteristiche di Meridiani Planum includono basalto vulcanico e crateri da impatto .
Prima dell'atterraggio di Opportunity Rover, le immagini orbitali mostravano possibili strati sedimentari dominati dalle sabbie basaltiche . La spettroscopia orbitale a infrarossi termici ha mappato l'ematite cristallina, interpretata come un deposito minerale acquoso, oltre ai solfati .
Questa regione contiene anche la Challenger Memorial Station.

in foto i colori mettono in evidenza la concentrazione di Ematite ).

L'esplorazione di Opporunity:
Nel 2004, Meridiani Planum è stato il luogo di sbarco del secondo dei due Mars Exploration Rovers della NASA , chiamato Opportunity .
I risultati di Opportunity indicano che il sito di atterraggio è stato una volta saturato per un lungo periodo di tempo con acqua liquida, possibilmente con elevata salinità e acidità. Le caratteristiche che suggeriscono questo includono sedimenti a letti incrociati, la presenza di molti piccoli ciottoli sferici che sembrano essere concrezioni , all'interno delle rocce e la presenza di grandi quantità di solfato di magnesio e altri minerali ricchi di solfati come la Jarosite .
La parete del cratere Eagle mostrava arenarie a strati , composte da detriti basaltici cementati da evaporiti solfati e sferole di ematite a "bacca blu" .


Opportunity ha anche studiato la formazione di Burns nelle pareti del cratere Victoria. Al cratere Endeavour, ha studiato la formazione matijevic (Minerali argillosi - Fillosilicati ed idrati di alluminio), contenente smectiti , la formazione Shoemaker composta da breccia sul bordo del cratere e la formazione di Grasberg composta da materiali Clastici (Minerali composti da frammenti di rocce pre-esistenti).
Al cratere Endurance, la formazione di Burns ematite-solfato mostrava un giacimento di dune eoliche a strati incrociati, sormontato da sabbia portata dal vento, per questa formazione è stato ipotizzato che si sia formata quando il fango basaltico è stato cementato da evaporiti in un lago.

La fine di Opportunity:
La posizione dove il rover si è fermato ).

L'ultima foto dal bordo del cratere Endurance ).

Mirtilli marziani:
Il rover Opportunity ha scoperto che il suolo del Meridiani Planum è molto simile al suolo sia del cratere Gusev e pure dell'Ares Vallis, ma tuttavia in molti luoghi a Meridiani il terreno è coperto da sferule rotonde, dure e grigie che sono chiamate "mirtilli".

Si scoprì che questi mirtilli erano composti quasi interamente da ematite minerale.
Fu appurato che il segnale degli spettri individuato dall'orbita di Mars Odyssey fosse prodotto da queste sferule.
Dopo ulteriori studi è stato visto che i mirtilli erano concrezioni formate nel terreno dall'acqua.
Nel corso del tempo, queste concrezioni hanno resistito alla roccia sovrastante, e poi si sono concentrate sulla superficie come deposito.
La concentrazione di sferule nella roccia fresca avrebbe potuto produrre la copertura di mirtilli osservata dall'erosione di appena un metro di roccia. La maggior parte del terreno era costituito da sabbie di olivina basaltica che non provenivano dalle rocce locali, quindi molto probabilmente la sabbia potrebbe essere stata trasportata da qualche altra parte dalle tempeste di sabbia globali che ricoprono Marte nei mesi successivi al passaggio al perielio.


Analisi delle polveri:
Uno spettro Mössbauer è stato fatto alla polvere che ha raccolta da Opportunity con uno strumento a cattura magnetica. I risultati suggerirono che il componente magnetico della polvere era la titanomagnetite, piuttosto che la semplice magnetite , come si pensava una volta. È stata anche rilevata una piccola quantità di olivina che è stata interpretata come indicante di un lungo periodo arido sul pianeta.
D'altra parte però, una piccola quantità di ematite presente significa che potrebbe esserci stata acqua liquida per un breve periodo nella storia antica del pianeta.
Poiché lo strumento Rock Abrasion (RAT) ha trovato facile macinare il substrato roccioso, si pensa che le rocce siano molto più morbide delle rocce del cratere Gusev.


Dalla panoramica a 360° si notano gli affioramenti stratificati ).

Analisi delle rocce:
Poche rocce erano visibili sulla superficie in cui Opportunity era atterrato, ma il substrato roccioso che è stato esposto nei crateri è stato esaminato dagli strumenti sul Rover.
Le rocce di roccia fresca sono state trovate come rocce sedimentarie con un'alta concentrazione di zolfo sotto forma di solfati di calcio e magnesio.
Alcuni dei solfati che possono essere presenti nei substrati rocciosi sono kieserite , solfato anidrato, bassanite, esaidrite, epsomite e gesso .
Possono anche essere presenti anche sali come alogenite , bischofite, antarticite, bloedite, vanthoffite o gluberite.
Le rocce contenute nei solfati avevano un tono leggero rispetto alle rocce isolate e alle rocce esaminate dai lander / rover in altre posizioni su Marte.

Gli spettri di queste rocce dai toni chiari, contenenti solfati idratati, erano simili agli spettri dello spettrometro ad emissione termica a bordo del Mars Global Surveyor .
Lo stesso spettro si trova su una vasta area, quindi si ritiene che l'acqua una volta sia apparsa su una vasta regione, non solo nell'area esplorata dal rover Opportunity .
Lo spettrometro a raggi X delle particelle alfa (APXS) ha rilevato livelli piuttosto elevati di fosforo nelle rocce. Alti livelli simili sono stati trovati da altri rover ad Ares Vallis e al cratere Gusev, quindi è stato ipotizzato che il mantello di Marte possa essere ricco di fosforo.
I minerali nelle rocce potrebbero aver avuto origine dagli agenti atmosferici acidi del basalto .
Poiché la solubilità del fosforo è correlata alla solubilità dell'uranio , del torio e degli elementi delle terre rare , ci si aspetta che anche loro si arricchiscano di rocce.


Quando il rover Opportunity raggiunse il bordo del cratere Endeavour , trovò una vena bianca che in seguito fu identificata come puro gesso.
Si formò quando l'acqua che trasportava gesso in soluzione depositò il minerale in una fenditura nella roccia. Un'immagine di questa vena, chiamata formazione "Homestake", è mostrata qui sotto.


Una roccia, "Bounce Rock", trovata posata sulle pianure sabbiose, è stata identificata come ejecta da un cratere da impatto.
La sua chimica era diversa. Contiene principalmente pirossene e plagioclasio e niente olivina, assomigliava molto a una parte, la litologia B, del meteorite shergottita EETA 79001, un meteorite noto per essere venuto da Marte.
Bounce rock ha ricevuto il suo nome essendo vicino a un segno di rimbalzo dell'airbag della sonda.

Presenza di acqua:
L'esame delle rocce in Meridiani Planum, ha trovato forti prove per l'acqua passata.
Il minerale chiamato jarosite che si forma solo in acqua è stato trovato in tutti i substrati rocciosi. Questa scoperta ha dimostrato che una volta esisteva l'acqua in Meridiani Planum.
Inoltre, alcune rocce mostravano piccole laminazioni (strati) con forme che sono fatte solo da acqua che scorre dolcemente.
Le prime laminazioni di questo tipo sono state trovate in una roccia chiamata "The Dells".
I geologi direbbero che la stratificazione incrociata mostrava la geometria del trasporto in increspature in depositi d'acqua.
Un quadro di stratificazione incrociata, chiamato anche cross-bedding, è mostrato sopra a sinistra.

I fori in alcune rocce sono stati causati da solfati che formano grandi cristalli, e poi quando i cristalli si sono successivamente dissolti.
La concentrazione dell'elemento bromo nelle rocce era molto variabile probabilmente perché è molto solubile.
L'acqua potrebbe averlo concentrato in alcuni punti prima che evaporasse.
Un altro meccanismo per concentrare composti di bromo altamente solubili è la deposizione di brina durante la notte che formerebbe film molto sottili di acqua che concentrerebbero il bromo in determinati punti.
Parti di Meridiani Planum mostrano elementi stratificati dalle riprese orbitali.
Gli strati potrebbero essere stati formati con l'aiuto di acqua, in particolare le acque sotterranee.


Meteoriti:
Il rover Opportunity ha trovato vari meteoriti. La prima analizzata da Opportunity con i suoi strumenti è stato chiamato ‘Heat Shield Rock’ (in foto a lato), dal luogo dove è stato trovato vicino allo scudo termico di Opportunity.
L'esame con lo spettrometro ad emissione termica in miniatura (Mini-TES), lo spettrometro Mossbauer e l'APXS portano i ricercatori a classificarlo come meteorite IAB .
L'APXS ha determinato che era composto per il 93% di ferro e per il 7% di nichel .

Si pensa invece, che il ciottolo chiamato "Fig Tree Barberton" sia un meteorite pietroso o di ferro pietroso (silicato di mesosiderite), mentre "Allan Hills" e "Zhong Shan" possono essere meteoriti di ferro.

Storia:
Le osservazioni sul sito hanno portato gli scienziati a credere che l'area sia stata inondata di acqua diverse volte e sia stata sottoposta a evaporazione e essiccazione.
Nel processo sono stati depositati solfati.
Dopo che i solfati hanno cementato i sedimenti, le concrezioni di ematite sono cresciute per precipitazione dalle acque sotterranee.
Alcuni solfati si sono formati in grandi cristalli che in seguito si sono dissolti per lasciare micro-cavtà.
Diverse linee di evidenza indicano un clima arido negli ultimi miliardi di anni circa, ma un clima a supporto dell'acqua, almeno per un certo periodo, in un lontanissimo passato.

( Mappa geologica - dove si notano le differenti composizioni, in rosso i terreni della pianura ricchi di ematite ed in celeste i terreni craterizati più vecchi, in grigio chiaro i crateri più recenti con eiezioni di materiale - Al centro in arancione si nota anche un sistema di canali di deflusso fluviale che un tempo si riversavano nel bacino in meridiani planum - In giallo il parziale percorso di Opportunity che poi ha proseguito fino al bordo del cratere Endeavour ).

Cenere in Meridiani Planum:
I depositi di cenere vulcanica colorano questo cratere del Meridiani Planum, come visto dalla Mars Express Stereo Camera ad alta risoluzione.
Forniscono inoltre indizi sulla direzione prevalente del vento in questa regione di Marte.


Meridiani Planum, una pianura al margine settentrionale degli altopiani meridionali di Marte, si trova a metà strada tra la regione vulcanica di Tharsis a ovest e il bacino di pianura dell'Hellas Planitia a sud-est.

Tramite un telescopio, Meridiani Planum è una caratteristica sorprendente e oscura, vicino all'equatore marziano.

Questa sezione del Meridiani Planum si estende per 127 km per 63 km e copre un'area di circa 8000 km quadrati, che è circa la dimensione di Cipro.

È stato scelto come punto di riferimento centrale per il sistema di coordinate geografiche di Marte.

Quindi il meridiano primo marziano, l'equivalente del meridiano primo di Greenwich, nel Regno Unito, è stato impostato per attraversare questa regione.


La videocamera stereo ad alta risoluzione (HRSC) ha acquisito questa immagine.
È stata ottenuta il 1° settembre 2005, durante l'orbita 2097, con una risoluzione di circa 13 m per pixel.


Al centro dell'immagine, il pavimento di un cratere da impatto largo quasi 50 km è coperto di materiale scuro. Assomiglia alla cenere vulcanica, che è prevalentemente composta da minerali come pirossene e olivina. Attraverso la copertura scura spuntano piccoli tumuli, probabilmente realizzati con materiale più resistente.
Il materiale più morbido che li circonda è stato eroso e spazzato via dal cratere dai venti nord-orientali e ora forma strisce scure nell'ambiente circostante.


Un cratere da impatto largo appena 15 km, in alto a sinistra, mostra lo stesso materiale scuro sul suo bordo sud-occidentale. È probabile che questo materiale sia stato soffiato nel cratere più piccolo da quello più grande. Le strutture quasi nere sono quasi certamente dune fatte di sedimenti vulcanici ricchi di cenere. Al contrario, il cratere da impatto di 34 km nella parte inferiore destra dell'immagine è in gran parte riempito di materiale leggero.


L'area meridionale, a sinistra dell'immagine sotto il cratere più piccolo, presenta caratteristiche scure. Situati sul lato sottovento delle creste, si tratta probabilmente di depositi simili di materiale ricco di cenere, espulsi di nuovo dal cratere.

Vista prospettica elaborata ).
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IL CRATERE SCHIAPARELLI



Introduzione:
Schiaparelli è centrato vicino all'equatore del pianeta alla latitudine 3° sud e longitudine 344° nel quadrilatero Sinus sabaeus , nella Terra Meridiani.

Misura circa 459 chilometri di diametro e prende il nome dall'astronomo italiano Giovanni Schiaparelli , noto per le sue osservazioni sul Pianeta Rosso e il suo termine "canali".

Giovanni Schiaparelli:
Durante la "Grande Opposizione" del 1877, quando Marte passò vicino alla Terra, Schiaparelli mappò il pianeta, percependo una serie di linee scure diritte sulla superficie rossa. Presumeva che si trattasse di canali pieni d'acqua naturali e usava l'equivalente parola italiana "canali".
Tuttavia, altri astronomi americani ed inglesi pensavano che intendesse ''canali artificiali'', intendendoli come sistemi di irrigazione artificiale e percorsi di trasporto, il che ha portato pochi astronomi e un gran numero di pubblico in generale, a credere che fossero stati creati da marziani intelligenti.

Schiaparelli all'Osservatorio di Brera - Milano ).

Ora sappiamo che i "canali" di Schiaparelli erano illusioni create dai telescopi relativamente poveri del tempo e che non esistono canali pieni d'acqua su Marte oggi. Tuttavia, ci sono prove in questa nuova immagine che un tempo l'acqua era presente in questa regione del pianeta, forse sotto forma di un lago.

Nome:
Il nome fu adottato dal gruppo di lavoro della IAU per la nomenclatura del sistema planetario nell'anno 1973.


Caratteristiche:
Un cratere all'interno di Schiaparelli mostra molti strati che potrebbero essersi formati dal vento, dai vulcani o dalla deposizione sott'acqua.
Il cratere Schiaparelli è una struttura multi-anello largo circa 460 chilometri. Tuttavia, è un cratere molto superficiale, apparentemente riempito da materiali più giovani come lava e / o sedimenti fluviali ed eolici.
La maggior parte del pavimento è coperta da un sottile strato di polvere, ma in luoghi in cui vi sono macchie di sabbia scura, c'è anche roccia fresca ben esposta.


Sopra e sotto - Foto HiRISE ).

Gli strati possono avere uno spessore di pochi metri o decine di metri.
Ricerche recenti su questi strati suggeriscono che gli antichi cambiamenti climatici su Marte, causati da variazioni regolari nell'inclinazione del pianeta, potrebbero aver causato gli schemi negli strati.
Sulla Terra, cambiamenti simili del clima si traducono in cicli di ere glaciali.

Cause:
L'aspetto regolare degli strati rocciosi suggerisce che i cambiamenti regolari nel clima potrebbero essere la causa principale.
I cambiamenti regolari nel clima possono essere dovuti a variazioni dell'inclinazione di un pianeta (chiamata obliquità). L'inclinazione dell'asse terrestre cambia di poco più di 2 gradi poiché la nostra luna è relativamente grande.
Al contrario, l'inclinazione di Marte varia di decine di gradi.
Quando l'inclinazione è bassa (situazione attuale su Marte), i poli sono i luoghi più freddi del pianeta, mentre l'equatore è il più caldo (come sulla Terra).
Ciò potrebbe causare la migrazione dei gas nell'atmosfera, come acqua e anidride carbonica, verso il punto di congelamento. Quando l'obliquità è maggiore, i poli ricevono più luce solare, causando la migrazione di tali materiali.
Quando l'anidride carbonica si sposta dai poli marziani, la pressione atmosferica aumenta, causando forse una differenza nella capacità dei venti di trasportare e depositare sabbia.
Inoltre, con più acqua nell'atmosfera i granelli di sabbia possono aderire e cementare insieme per formare strati.

Questa immagine è stata scattata il 15 luglio 2010 dalla videocamera stereo ad alta risoluzione del Mars Express dell'ESA , e rappresenta in primo piano un cratere più piccolo sul bordo di Schiaparelli ).

Descrizione:
La scena mostra una piccola parte della zona nord-occidentale del bacino di Schiaparelli con il bordo del cratere, l'interno del cratere e parti degli altopiani circostanti. Le prove per l'acqua possono essere viste sotto forma di sedimenti scuri che appaiono sul pavimento di Schiaparelli, simili a quelli depositati dai laghi evaporati sulla Terra.



Analisi immagini:
L'interno di Schiaparelli è stato modificato da molteplici processi geologici, tra cui la caduta di ejecta fatta saltare verso l'alto dall'impatto iniziale, i flussi di lava per creare le pianure lisce e sedimenti acquosi.


Il riquadro 1 mostra parte di questi depositi sedimentari.
Anche nel fondo del cratere, crateri a impatto ridotto sono stati parzialmente inondati e riempiti.
I sedimenti che formano le pianure lisce nel riquadro 2 sono stati modificati dall'erosione, dal vento, dall'acqua o da entrambi per formare contorni nitidi come l'altopiano magro in basso a sinistra.
In altri luoghi, il materiale è stato depositato dal vento per formare colline e dune.
Il cratere prominente nel riquadro 3 è largo 42 km e poggia sul bordo interno di Schiaparelli. L'interno del cratere più piccolo è pieno di sedimenti che sembrano formare una terrazza nella parte settentrionale e una struttura a forma di delta vicino al centro.
Quest'ultimo sembra essere parzialmente composto da tumuli arrotondati di colore chiaro.
Il materiale oscuro trasportato dal vento si è accumulato nella parte meridionale del cratere.

( Immagine 3D ).

Un cratere all'interno di Schiaparelli si presenta pieno di roccia stratificata:
HiRISE ci ha mostrato anche un piccolo cratere con stratificazioni di roccia concentriche.


NASA / JPL / University of Arizona ).
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NANEDI-DRILON-HYPANIS 
VALLES

Posizione:
Le Nanedi Valles principalmente, sono un insieme di canali di deflusso fluviale in una grande valle nel quadrilatero Lunae Palus di Marte, centrato a 4,9° N e 49,0° W.
Le Hypanis Valles sono un insieme di canali in una valle di 270 km in Xanthe Terra su Marte a 11° N, 314° E, nel quadrilatero di Lunae Palus .
Sembrano essere stati scolpiti da acque fluenti di lunga durata ed esiste un deposito significativo (interpretato da alcuni come un delta fluviale) al loro sbocco nelle pianure.
Situate a nord del sistema delle grandi Valles Marineris, nel continente di Tharsis.

Descrizione:
Il sistema fluviale esteso, è affiancato dalle più piccole Drilon Valles, e continua poi nelle Hypanis Valles, che formano ciò che era la foce, prima di riversarsi nel bacino marino situato in Chryse Planitia.

Come possiamo notare nel grafico subito qui sotto i due bacini fluviali di Nanedi e Drilon confluiscono in Hypanis, e nell'ingrandimento, invece possiamo notare i depositi di detriti alla foce, depositati dal flusso delle acque, possiamo pure notare, come questi siano avanzati nel tempo con il progressivo calo del livello del mare nell'oceano boreale.

Nel grafico più sotto riportiamo i diagrammi di questo progressivo ritiro delle acque avvenuto miliardi di anni fa.

I canali oggi visibili sono riportati in bianco, mentre in blu e celeste sono stati riportati i canali ad oggi meno visibili o ricoperti dalle sabbie portate dalle tempeste perieliche globali ).

( I depositi, testimoniano il progressivo ritiro delle acque ).

Varie valli:
Le Drilon Valles sono più piccole, circa la metà, e nascevano da un paleo-lago che si trovava nei resti del cratere Mutch.
Anche il ramo secondario delle Nanedi Valles nasceva da un paleo-lago presso il cratere Carmichael
I vari canali, attualmente visibili, sono lunghi 508 km e sono stati chiamati usando la parola "pianeta" in lingua Sesotho.
Le Nanedi Valles si trovano tra la Shalbatana Vallis e le Maja Valles.
Arrivano fino 4 km di larghezza all'estremità settentrionale, dove i due sistemi principali si univano in Hypanis Valles.

Immagine dei due canali principali delle Nanedi Valles ).

Età:
L'età del sistema di deflusso fluviale è testimoniata dal fatto che alcuni crateri successivi abbiano interrotto il corso di alcuni canali, e poi non siano stati modificato dal passaggio delle acque, facendoci comprendere che il passaggio delle acque si è interrotto miliardi di anni fa.

( in foto, un cratere successivo che interrompe un più vecchio canale ).

Forma:
La forma della valle è simile a quella di Nirgal Vallis , essendo molto sinuosa e con pochi rami corti, scavati provondamente, mentre esistevano molti affluenti che avevano forme meno evidenti.
Insolitamente per le valli marziane, in questo sistema si possono vedere occasionalmente le singole strutture del canale all'interno dei più ampi fondovalle. ( Vedi Sotto ).

Una traccia più piccola di escavazione fluviale sul fondo del canyon principale ).

(Sopra si vede un delta di detriti all'interno di un lago nel percorso intermedio delle Nanedi Valles).

Nel dettaglio un canale delle Hypanis Valles ).
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TERRA SABAEA

La Terra Sabaea è una vasta area su Marte. Le coordinate del suo centro sono 2° N - 42° E , e copre 4.700 chilometri nella sua massima estensione.

Ghiacciai:

Alcuni paesaggi, come in copertina, sembrano proprio ghiacciai che si spostano dalle valli montane come sulla Terra. Alcuni hanno un aspetto scavato, che sembra un ghiacciaio dopo che quasi tutto il ghiaccio è scomparso. In alcuni casi ciò che resta sono le morene: lo sporco e i detriti trasportati dal ghiacciaio.
Il centro è scavato perché il ghiaccio è quasi scomparso.

Una varietà di altre caratteristiche della superficie sono state anche interpretate come collegate direttamente al ghiaccio che scorre, come il terreno increspato , riempimento a valle allineato , riempimento a cratere concentrico , e creste arcuate .

A lato il particolare di una lingua glaciale, il riquadro è ingrandito nella foto sotto e riporta il fronte del ghiacciaio ).

Un riempimento di cratere concentrico è una forma di ghiacciaio in cui il pavimento di un cratere è principalmente coperto da un gran numero di creste parallele.
È comune alle medie latitudini di Marte, ed è ampiamente ritenuto essere causato dal movimento glaciale.


( SOPRA - Cratere con ghiacciaio concentrico e SOTTO - un ingrandimento ).


Fessurazioni e fratture con formazione di pozzi da crollo ).

Il clima dei primi periodi di Marte rimane poco chiaro e il dibattito è attuale. Di recente, i modelli climatici hanno suggerito un clima freddo durante il Noachiano / tardo Esperiano su Marte, che va contro il clima umido e caldo spesso proposto, negli altopiani meridionali è stato condotto uno studio graduale della geometria e della morfologia di diverse valli marziane. L'analisi evidenzia le proprietà morfometriche che consentono l'identificazione dei paesaggi glaciali marziani .
Abbiamo identificato 100 circhi e 83 valli glaciali in due crateri e su una montagna nella parte meridionale della Terra Sabaea. Le morfologie studiate hanno le stesse caratteristiche e tendenze morfometriche delle valli glaciali terrestri e marziane e dei circhi glaciali.

I paesaggi glaciali identificati nella Terra Sabaea meridionale sono limitati a quote maggiori di  1000 m, e sono datati da un cratere che conta 3,6 miliardi di anni.
Questo studio sostiene fortemente i processi glaciali come l'origine di queste valli e circhi, ed è la prima prova morfometrica delle valli glaciali associato ai circhi glaciali negli altopiani meridionali in accordo con i modelli climatici. Proponiamo che il clima marziano durante il tardo Noachiano / inizio dell'Esperiano fosse caratterizzato da altopiani glaciali ad altitudini maggiori di 1500 m, invece ad altitudini più basse dove è stata identificata la rete della valle fluviale (<1500 m) il clima era più temperato permettendo all'acqua liquida di essere stabile e creare reti fluviali a valle.



LINK : https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0169555X1930056X 

Dune:
Quando ci sono condizioni perfette per la produzione di dune di sabbia, il vento costante in una direzione e la sabbia appena sufficiente, si forma una duna di sabbia barchan.

I Barchan hanno una leggera pendenza sul lato vento e una pendenza molto più ripida sul lato sottovento, dove spesso si formano corna o una tacca. L'intera duna può sembrare muoversi con il vento. Osservare le dune su Marte può dirci quanto sono forti i venti, così come la loro direzione.
Se le foto vengono scattate a intervalli regolari, si potrebbero vedere cambiamenti nelle dune o eventualmente in increspature sulla superficie della duna.

Su Marte le dune sono spesso di colore scuro perché formate dal comune basalto di roccia vulcanica. Nell'ambiente secco, i minerali scuri nel basalto, come l'olivina e il pirossene, non si degradano come fanno sulla Terra.
Sebbene rara, sulle Hawaii si trova della sabbia scura visto che queste isole hanno molti vulcani che scaricano il basalto.
Barchan è un termine russo perché questo tipo di duna è stato visto per la prima volta nelle regioni desertiche del Turkistan.

Parte del vento su Marte viene creato quando il ghiaccio secco ai poli viene riscaldato in primavera. A quel tempo, l'anidride carbonica solida (ghiaccio secco) sublima o si trasforma direttamente in un gas e si precipita via ad alta velocità. Ogni anno marziano il 30% dell'anidride carbonica nell'atmosfera si congela e copre il polo che sta passando l'inverno, quindi c'è un grande potenziale per i forti venti. Alcuni luoghi in Terra Sabaea mostrano dune, come nelle immagini sottostanti e a lato.


L'erosione dei venti:
Qui ci concentriamo su un'area di studio in Terra Sabaea, in cui i crateri da impatto noachiani con materiali superficiali erosi dal vento sono relativamente abbondanti .
In un cratere (detto ''B'') del periodo noachiano, delle dimensioni di 54 km nella Terra Sabaea (20,2° S, 42,6° E), l'erosione del vento, di uno strato friabile di tonalità scura, fino a decine di metri di spessore, ha esposto un materiale di tonalità chiara più resistente e sottostante.


Questi strati differiscono significativamente dagli strati di tono simile descritti in altre regioni di Marte. Il materiale di tonalità chiara non ha una stratificazione interna apparente e l'analisi spettrale visibile / vicino all'infrarosso suggerisce che è ricco di feldspato. La sua origine è ambigua, poiché non possiamo rifiutare con sicurezza alternative ignee, piroclastiche o clastiche. Lo strato sovrastante di tonalità scura è probabilmente un limo basaltico o arenaria che è stato collocato principalmente dal vento, sebbene la sua cementazione debole e i paleo-canali fluviali invertiti indichino qualche modifica con l'acqua.


I canali di sollievo negativo non si trovano sul pavimento del cratere e l'erosione fluviale è altrimenti debolmente espressa nell'area di studio. Piccoli impatti sul pavimento di questo cratere hanno esposto materiali friabili più profondi che sembrano contenere goethite.
Gli affioramenti rocciosi sulle pareti del cratere sono cuscinetti di fillosilicato.



Le pianure intercrateriche contengono resti di un mantello eolico sottile, diffuso e probabilmente post-Noachiano con una superficie indurita.
Le pianure vicino alle scarpate concentriche dell'Hellas a nord sono più coerenti con il rifacimento vulcanico. Un altro cratere di 48 km nelle vicinanze contiene simili affioramenti scuro-sopra-chiaro ma senza paleo-canali.

Anche il cratere ''A'' (vedi sotto), è circa 1 km più basso di altitudine, con un'altezza del pavimento di ~ 700–800 m. Nonostante queste differenze, il materiale di riempimento appare simile al cratere B a parte la mancanza di paleo-canali invertiti.
Il materiale del pavimento esposto più in profondità (unità cfbe) è basalto contenente olivina.
Il cratere A è campionato da una sola immagine CRISM, all'interno della quale si trovano entrambi i fillosilicati ricchi di Fe / Mg e Al negli affioramenti delle pareti (unità cr 1 ), e nei substrati del cratere compaiono depositi di roccia e olivina felsici cfbe e cfde, rispettivamente). Inoltre, la parete meridionale di questo cratere (unità cr 1 ) mostra prove per i carbonati di Mg, con assorbimenti accoppiati a ~ 2,31 e ~ 2,51 μm. I carbonati sono stati precedentemente identificati nella regione del bacino di Huygens diverse centinaia di chilometri a nord-est, ma appaiono compositivamente distinti da quelli presenti nella nostra attuale area di studio.


LINK : https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2017JE005270 

Storia Geologica:
Gli altopiani della Terra Sabaea, situati a nord-ovest dell'Hellas Planitia, sono costituiti da terreni accidentati, densamente craterizzati con evidenze di faglie ed ampio degrado. Greeley e Guest differenziarono i materiali più antichi in questa regione come :
- l'unità di bordo del bacino del periodo Noachiano precoce di Hellas,
- l'unità di crateri noachiani centrale nella Terra Sabaea meridionale, la sua unità sezionata contemporanea nel nord,
- l'unità di crateri sottomessa del tardo Noachiano vicino al nord bordo del bacino dell'Hellas. 
L'erosione fluviale ha modificato più ampiamente l'unità sezionata rispetto all'unità craterizzata, e le pianure più giovani hanno parzialmente seppellito l'unità craterizzata sottomessa. Nella più recente mappa geologica globale di Marte, Tanaka suddivise gli altopiani per età e trovò una maggiore estensione dei primi terreni noachiani. Includevano la maggior parte della Terra Sabaea in tre unità:
- l'unità del massiccio dell'altopiano di Noachiano lungo lungo l'orlo del bacino di Hellas,
- l'unità dell'altopiano di Noachiano alta e densamente craterizzata (entrambi> 3.93 Ga),
- le pianure intercrateriche dell'altopiano noachiano centrale unità (3,93–3,82 Ga). 
Un'area più piccola delle pianure pianeggianti che riempiono il bacino comprendeva l'unità dell'altopiano tardo noachiano (3,82-3,7 Ga) . Tanaka et al. , hanno mappato le reti a valle come elementi erosivi secondari piuttosto che come un'unità geologica a se stante.

Numerosi impatti hanno modificato gli altopiani durante il periodo noachiano, in particolare nel Bombardamento tardivo pesante da circa 4,1 a 3,8 Ga.
L'impatto dell'Hellas intorno a 4.0 Ga è stato l'evento più grande e consequenziale della regione.
Il bacino di Hellas ha quasi 2.300 km di diametro e oltre 9 km di profondità, rendendolo la più grande struttura di impatto ben conservata su Marte.


Emissioni di metano:
Il gas metano nell'atmosfera marziana è concentrato in tre regioni specifiche, secondo le misurazioni più sensibili ancora effettuate.
La scoperta susciterà probabilmente ulteriori dibattiti sulla fonte del gas, che potrebbe essere creata attraverso processi geologici ma potrebbe essere allettante prova della vita al di sotto della superficie marziana .


"Abbiamo osservato e mappato più pennacchi di metano su Marte, uno dei quali ha rilasciato circa 19.000 tonnellate di metano", ha detto in un comunicato il membro del team Geronimo Villanueva dell'Università Cattolica di Washington, DC. "I pennacchi sono stati emessi durante le stagioni più calde, primavera ed estate, forse perché le crepe e le fessure del ghiaccio si sono vaporizzate, permettendo al metano di penetrare nell'aria marziana".

Una delle tre regioni è incentrata su una frattura chiamata Nili Fossae.
Gli altri due hotspot, ciascuno a circa 1000 chilometri di distanza, hanno geologie diverse. Uno si concentra sulla regione sud-orientale del vulcano Syrtis Major. L'altra è una regione più piatta e craterica chiamata Terra Sabaea.
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LE DUNE DI MARTE

Opera tradotta integralmente dallo Spagnolo
del geologo Nahùm Méndez.
Originale : CLICCA QUI
                                                                              

Nahùm Méndez:
''pianeti e i satelliti del Sistema Solare sono sempre uno specchio in cui possiamo guardarci, confrontando i processi che si sono verificati lì (e si verificano) e quindi essere in grado di comprendere meglio ciò che vediamo sulla Terra.
Potremmo persino scoprire prima la risposta ad alcuni dei nostri dubbi al di fuori del nostro pianeta che all'interno, poiché il costante cambiamento e l'evoluzione della superficie terrestre, sia a causa di fenomeni naturali che per effetto dell'uomo, ha cancellato molti dettagli sulla nostra storia.''

Uno dei nostri pianeti preferiti con cui confrontarci è Marte, e oggi vi portiamo un'immagine che ci mostra la transizione tra un tipo di duna e un altro osservato molto vicino al Polo Nord marziano. Lontano da quanto possano sembrare noiose le dune, possono indicare dati così importanti come la direzione del vento prevalente, la quantità di sabbia sul terreno o se rappresentano un clima precedente.

( Sebbene possa sembrare una fotografia al microscopio elettronico o una partitura scritta in codice Morse o un libro in Braille, in realtà stiamo vedendo un campo di dune marziane vicino al polo nord. NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

La prima cosa che faremo è dare un'occhiata all'immagine e localizzarla nel contesto geologico e ambientale marziano:

La "x" segna il luogo approssimativo da cui HiRISE ha scattato la foto di cui stiamo parlando oggi. NASA / USGS / Google ).

L'immagine mostra un'area all'interno della x rossa sulla mappa nell'immagine sopra. Sottolinea che si tratta di un'area molto vicino al polo nord di Marte.
Il tipo di modellistica che funziona di più in quest'area è quello peri-glaciale poiché i cicli di congelamento / scongelamento del biossido di carbonio funzionano ciclicamente ogni anno marziano, generando numerosi landform. Una grande quantità di ghiaccio d'acqua è stata trovata anche sotto la superficie intorno a quest'area.
Nell'immagine sotto possiamo vedere tre tipi di stato evolutivo di una duna, contrassegnati con i numeri in rosso.

( Dettagli con i diversi tipi di dune che si possono vedere nell'immagine. NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

Dune tipo 1 , a conchiglia:
Immagine di duna tipo 1. NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

Il numero 1 corrisponde a questo tipo di duna. È un tipo di duna di cui non conosco il nome (se ce l'ha), ma mi ricorda molti bivalvi visti dall'alto. E non ricordo alcun esempio sulla Terra di queste dune, quindi se non ha un nome, propongo di chiamarlo duna a conchiglia .
Le dune si formano generalmente quando la sabbia inizia ad accumularsi a causa dell'azione del vento in un luogo in cui incontra un ostacolo, come una pianta o una roccia.
La sua forma ci aiuta a conoscere la direzione del vento prevalente nell'area. In questa duna possiamo vedere quanto segue:

La parte rossa rappresenta la zona sopravento, attraverso la quale soffia il vento, e da dove i granelli di sabbia si muovono e salgono sulla duna. La faccia della valanga è dove cadono i granelli di sabbia quando raggiungono la fine della duna e dove la duna avanza. In questa duna ci sono due lati della valanga, il che indica che i granelli di sabbia seguono due percorsi diversi. Le increspature sulla duna di sabbia sono piccole dune di dimensioni centimetriche che indicano anche la direzione del vento, ma su una scala molto più piccola della duna. In questa duna ci sono due diverse serie di ricci che mostrano le due direzioni del vento che concordano con quelle delle facce da valanga ).

Sezioni laterali ).

Dune di tipo 2 , intermedie:
passiamo quindi al tipo di duna 2, una transizione tra le dune di tipo 1 a conchiglia, e le dune di tipo 3, che sono dune lineari.
Il tipo di duna 2 , sembra essere stata formata dall'avanzata della duna stessa, quando ne incontra un'altra poco prima e iniziano a unirsi a poco a poco, unendosi prima con uno stretto lembo di sabbia, poi sempre di più, fino a quando arriva il resto della duna e si raggiungono, formando una duna più lunga.

( Al centro dell'immagine abbiamo una duna nel processo di evoluzione verso un dont di tipo lontigudinale. NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

Dune di tipo 3 , longitudinali:
Sono dune di tipo lineare, longitudinale o seif.
Sul nostro pianeta possono essere lunghe più di cento chilometri e si formano quando ci sono due direzioni del vento predominanti e l'offerta di sabbia è scarsa e le dune non continuano a crescere.
La domanda è: la duna ha esaurito la sabbia perché il terreno si è congelato o non è rimasta sabbia dalla rocce erose di recente?

Al centro dell'immagine, una duna longitudinale abbastanza lunga, insieme ad altre più piccole. NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

(Diagramma della direzione di avanzamento della duna longitudinale rispetto alla direzione del vento).

È vero che l'offerta di sabbia è molto limitata nella zona e ciò favorisce la formazione di dune longitudinali come vedremo nel taglio seguente.

Se guardi, tra una duna e una duna vedi un terreno apparentemente duro, con quasi nessuna sabbia, ma se si distinguono le rocce, alcune delle quali possono misurare più di due metri di diametro e possono servire come un buon ostacolo per formare le prime dune . NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

Implicazioni climatiche:
Ma le dune non solo ci aiutano a conoscere la direzione del vento in questo caso.
Vediamo cos'altro puoi dirci sul clima di Marte.


Abbiamo notato, evidenziandole in foto, delle fratture sulle dune, ma pure sul terreno, cosa provoca quindi questo fenomeno?

Sul terreno potremmo vedere la formazione di poligoni, un tipo di modellistica tipica degli ambienti periglaciali e legata alle stagioni. (vedi schema sotto).


Durante il lungo inverno marziano, uno strato di anidride carbonica bianca, un gelo che spesso dura fino alla primavera, si deposita sulla superficie nelle aree nelle zone polari.
Quando poi finalmente, dopo la notte polare, i raggi del sole iniziano a brillare più intensamente e riscaldano la superficie durante la primavera, parte dell'anidride carbonica sublima (cioè passa da solida a gassosa senza passare attraverso il liquido), causando la rottura di alcune aree congelate .
A volte, sotto il ghiaccio, un po 'di anidride carbonica si accumula in uno stato gassoso e quando lo strato superiore che lo confina si crepa, un getto di gas esce ad alta velocità, macchiando la superficie delle dune, di colore molto più chiaro. , con toni scuri che appartengono al materiale che è appena sotto questo strato superficiale e che di solito hanno toni più scuri, poiché il colore rosso di Marte è solitamente dato dalla polvere che copre l'intera superficie.

Parte dell'immagine è stata scattata con colori reali, a dimostrazione del fatto che le dune sono principalmente coperte di polvere rossa e brina bianca di biossido di carbonio. NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

Possiamo ancora scoprire molte cose semplicemente guardando alcune dune, in particolare sulla geologia e sul clima. Anche così, rimane una domanda: queste dune rappresentano un campo di dune attivo e ancora in movimento o è un campo di dune fossili che parla di altre condizioni meteorologiche passate?

Per conoscere la risposta, Mars Reconaissance Orbiter continuerà a scattare immagini con la sua videocamera HiRISE che ci consente di osservare i cambiamenti nella superficie di Marte con una risoluzione di circa 30 centimetri per pixel, cercando di osservare il movimento delle dune.
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La bellezza mozzafiato delle dune di Marte


Ecco alcune delle più belle immagini inviate dal Mars Reconnaissance Orbiter della NASA e scattate con la fotocamera High-Resolution Imaging Science Experiment. Molte delle dune hanno delle forme bizzarre e sono spesso ricoperte da ghiaccio. Il quarto pianeta del Sistema solare ospita un gran numero dune – regioni dove il materiale dal vento si deposita a creando alcune tra le più belle formazioni che si possano trovare su qualsiasi corpo planetario. Utilizzando la potente fotocamera High-Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE)  montata sul Mars Reconnaissance Orbiter della NASA, gli scienziati hanno una particolare vista su queste dune che li aiutano a capire meglio i processi eolici e la geologia marziana. Le dune su Marte sono in continua evoluzione e in movimento con il vento: la superficie del pianeta non è mai statica.

LINK : https://www.media.inaf.it/2014/01/15/la-bellezza-mozzafiato-delle-dune-di-marte/ 

Dune a mezzaluna (o barcane) su Marte nella regione Noachis Terra. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune a mezzaluna (o barcane) su Marte nella regione Noachis Terra. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune lineari su Marte. Si notano con depositi di rocce più grandi e anche ghiacciati nelle depressioni delle dune. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune lineari su Marte. Si notano con depositi di rocce più grandi e anche ghiacciati nelle depressioni delle dune. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune su Marte a forma di lumaca. È il classico esempio di "duna a cupola", accumuli ellittici di materiale senza superfici di scorrimento. Queste cupole contrastano notevolmente con la comparsa delle dune di Barchan. Trovate nel Proctor Crater, queste dune sono più scure del fondo del cratere circostante e sono composte da sabbia basaltica che è stata trasportata dal vento. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune su Marte a forma di lumaca. È il classico esempio di “duna a cupola”, accumuli ellittici di materiale senza superfici di scorrimento. Queste cupole contrastano notevolmente con la comparsa delle dune di Barchan. Trovate nel Proctor Crater, queste dune sono più scure del fondo del cratere circostante e sono composte da sabbia basaltica che è stata trasportata dal vento. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Questa tipologia di dune assomiglia alla stoffa mossa dal vento. Le increspature si muovono lentamente sul fondo del cratere Proctor. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Questa tipologia di dune assomiglia alla stoffa mossa dal vento. Le increspature si muovono lentamente sul fondo del cratere Proctor. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune trasversali: seguono le stagioni su Marte. Probabilmente entrando nell'estate marziana, questa regione di dune si macchia con sacche di ghiaccio in sublimazione. Crolli di materiale rivelano la sabbia scura sotto la superficie ghiacciata. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune trasversali: seguono le stagioni su Marte. Probabilmente entrando nell’estate marziana, questa regione di dune si macchia con sacche di ghiaccio in sublimazione. Crolli di materiale rivelano la sabbia scura sotto la superficie ghiacciata. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Questa particolare tipologia di dune può assomigliare a un branco di pesci con la bocca aperta. È un gruppo di dune a mezzaluna nel Polo Nord mariziano. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Questa particolare tipologia di dune può assomigliare a un branco di pesci con la bocca aperta. È un gruppo di dune a mezzaluna nel Polo Nord mariziano. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune barcane viste da più in alto. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune barcane viste da più in alto. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune barcane che si sovrappongono. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune barcane che si sovrappongono. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune barcane nella regione Hellespontus
Dune barcane nella regione Hellespontus
Le stesse dune viste da più in alto. In questa immagine si nota che il vento sta erodendo delle piccole colline a destra della foto, portando il materiale verso sinistra e creando piccole dune barcane. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Le stesse dune viste da più in alto. In questa immagine si nota che il vento sta erodendo delle piccole colline a destra della foto, portando il materiale verso sinistra e creando piccole dune barcane. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune a goccia su Marte trovate nel cratere Copernico. Questa zona è ricca di olivina, un minerale che si è formato durante le prime fasi della formazione del pianeta. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
Dune a goccia su Marte trovate nel cratere Copernico. Questa zona è ricca di olivina, un minerale che si è formato durante le prime fasi della formazione del pianeta. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA
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HARMAKHIS - REULL VALLES

Harmakhis Vallis è una valle vicino a Hellas Planitia , su Marte .
È stato identificato come un canale di deflusso , il sito di inondazioni catastrofiche di acqua durante il passato di Marte, ed è la parte finale dove si riversa Reull Vallis.
Reull Vallis è una valle su Marte che è stata scolpita dall'acqua. Corre verso ovest in Hellas Planitia tramite la valle di Harmakhis. Prende il nome dalla parola gaelica per pianeta .


Harmakhis Vallis:

I calanchi:
In Harmakhis vallis sono evidenti dei calanchi lungo i bordi del canyon, come mostrato nell'immagine qui sotto. Alcuni autori hanno suggerito che queste strutture indicano un flusso geologicamente recente di piccole quantità di acqua attraverso la superficie possibili nel periodo di Perielia quando temperatura e pressione aumentano, rendendo possibili effimeri rivoli d'acqua.
Harmakhis Vallis sfociava nel bacino d'acqua presente un tempo sul fondo del Bacino di Hellas portando l'acqua, anche grazie al suo maggiore affluente il Reull, dagli altopiani della Promethei Terra quando durante il periodo caldo si scongelavano i ghiacciai.


Reull Vallis:
Si ritiene che la Reull Vallis, si sia formata quando l'acqua corrente scorreva nel lontano passato marziano, tagliando un canale ripido attraverso gli altopiani di Promethei Terra, prima di correre verso il fondo del vasto bacino di Hellas.
Questa struttura sinuosa, che si estende per quasi 1500 km attraverso il paesaggio marziano, è fiancheggiata da numerosi affluenti, uno dei quali può essere visto chiaramente tagliando nella valle principale verso il lato superiore (nord). (vedi di seguito).

La Bassavalle:
La zona più bassa della Reull Vallis presenta un canyon più fondo e largo, molto più sinuoso, e con una serie di piccoli affluenti che si riversavano nel canale principale, poi verso la fine della valle, aggirando una grossa montagna la Reull Vallis di riversava nell'Harmakhis Vallis.

Un affluente della Bassavalle ).

La Mediavalle:
Le nuove immagini del Mars Express mostrano una regione della Mediavalle di Reull Vallis in un punto in cui il canale è largo quasi 7 km e profondo 300 m , si nota anche l'affluente ).

Vista topografica ).

I lati di Reull Vallis sono particolarmente nitidi e scoscesi in queste immagini, con elementi longitudinali paralleli che coprono il pavimento del canale stesso. Si ritiene che queste strutture siano causate dal passaggio di detriti sciolti e ghiaccio durante il periodo "amazzoniano" (che continua ancora oggi) a causa del flusso glaciale lungo il canale.

Le strutture si sono formate molto tempo dopo che sono state originariamente scolpite dall'acqua liquida durante il periodo esperiano, che si ritiene si sia concluso tra 3,5 miliardi e 1,8 miliardi di anni fa.
Strutture simili allineate, ritenute ricche di ghiaccio, si trovano anche in molti crateri circostanti.

Nell'immagine di contesto più ampia, il tributario che interseca il canale principale sembra essere parte di un biforcazione della valle principale in due distinti rami più a monte prima di fondersi nuovamente in un'unica valle principale.
La parte destra (settentrionale) dell'immagine principale è dominata dagli Altipiani Promethei Terra con le loro alte e morbide montagne mostrate in queste immagini, che si innalzano a circa 2500 m sopra le pianure circostanti.

Mappa ).

Montagne e ghiacciai:
La vista prospettica sotto mostra una di queste montagne con crateri da impatto pieni di sedimenti nelle vicinanze.


Questa regione mostra una sorprendente somiglianza con la morfologia trovata nelle regioni della Terra colpite dalla glaciazione. Ad esempio, possiamo vedere strutture circolari a gradino sulle pareti interne del cratere pieno di sedimenti in primo piano nella seconda vista prospettica. Gli scienziati planetari pensano che questi possano rappresentare livelli di acqua alta o glaciale precedenti, prima che il ghiaccio e l'acqua sublimassero o evaporassero via in varie fasi.

Nel dettaglio possiamo vedere strutture simili ai ghiacciai terrestri nella zona della Promethei Terra, che sciogliendosi in periodi più caldi e con atmosfera più consistente avrebbero potuto rifornire il flusso idrico della Reull Vallis ).

La morfologia di Reull Vallis suggerisce che ha vissuto una storia diversa e complessa, con analogie osservate nell'attività glaciale sulla Terra. Queste analogie stanno dando geologi planetari allettanti scorci di un passato sul Pianeta Rosso non troppo dissimili dagli eventi sul nostro mondo di oggi.

L'Altavalle:
Nella parte alta della Reull Vallis, il canale principale mostra stratificazioni nei bordi, facendo ipotizzare che varie inondazioni catastrofiche si siano succedute nel tempo, con lo scioglimento dei vicini ghiacciai dell'altopiano di Promethei Terra ed Eridania Planitia. (vedi sotto).


Sotto, nella mappa geologica si può vedere come il canale nella parte alta di Reull Vallis, abbia tagliato anche un vecchio cratere di cui è rimasto solo un accenno, testimonianza che il flusso idrico è stato presente per molto tempo.

Mappa geologica della Altavalle del Reull ).
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IL CRATERE KOROLEV

Korolev è un cratere da impatto colmo di ghiaccio nel quadrangolo Mare Boreum di Marte, situato a 73° di latitudine nord e 165° di longitudine est.
Ha un diametro di 81,4 chilometri e contiene circa 2.200 chilometri cubi di ghiaccio d'acqua.
Il cratere prende il nome da Sergei Korolev (1907-1966), capo ingegnere e progettista di missili dell'Unione Sovietica durante la corsa allo spazio negli anni '50 e '60.
Il cratere di Korolev si trova sul Planum Boreum , la pianura polare settentrionale che circonda la calotta polare nord polare , vicino al campo di dune di Olympia Undae .
Il bordo del cratere sorge a circa 2 chilometri sopra la pianura circostante.
Il fondo del cratere si trova a circa 2 chilometri sotto il bordo ed è coperto da un tumulo centrale profondo 1,8 chilometri di ghiaccio d'acqua permanente, fino a 60 chilometri di diametro, ed è una delle grandi risorse idriche di Marte.
Il ghiaccio è permanentemente stabile perché il cratere funge da trappola fredda naturale.
La sottile aria marziana sopra il ghiaccio del cratere è più fredda dell'aria che circonda il cratere; l'atmosfera locale più fredda è anche più pesante, quindi affonda per formare uno strato protettivo, isolando il ghiaccio, proteggendolo dalla fusione e dall'evaporazione.

Cratere Korolev
Vista prospettica di Korolev crater.jpg
Vista prospettica del cratere Korolev, generata utilizzando immagini e dati digitali del terreno da Mars Express .
PianetaMarte
Coordinate72.77° N / 164.58° E
Diametro81,4 chilometri
EponimoSergei Korolev (1907-1966), ingegnere e designer di missili sovietici


Descrizione:
Allo stato attuale, non c'è acqua liquida su Marte, ma c'è una notevole quantità di ghiaccio.
Le due calotte polari del pianeta sono costituite da una miscela di anidride carbonica e ghiaccio d'acqua, che variano notevolmente in proporzione tra loro a seconda della stagione.
In inverno, ad esempio, uno strato da uno a due metri di anidride carbonica (ghiaccio secco) si forma sulla calotta di ghiaccio permanente sul polo nord, ma poi sublima nuovamente in estate, subendo una transizione diretta dal solido al gas.
Le mutevoli distese delle calotte polari possono essere osservate in dettaglio usando telescopi e immagini satellitari. Una notevole quantità di ghiaccio tritato è stata rilevata anche nel sottosuolo marziano mediante misure radar. Lo strato di terreno corrispondente potrebbe essere permeato fino al 50% di acqua gelata. Tuttavia, non abbiamo cifre esatte.

Mappa immagine topografica con codice colore del cratere Korolev: le strisce di immagine acquisite da angolazioni diverse dal sistema di telecamere HRSC a bordo di Mars Express vengono utilizzate per generare modelli di terreno digitali della superficie marziana, contenenti informazioni sull'altezza per ciascun pixel registrato. Il livello di riferimento per le informazioni sull'altitudine è il medio-Marte. La codifica a colori del modello digitale del terreno (in alto a destra) indica efficacemente le differenze di elevazione: il profilo topografico della regione copre circa 3500 metri di altitudine. Il bordo del cratere Korolev di 82 chilometri si eleva a circa 2000 metri sopra l'ambiente circostante. La parte superiore del ghiacciaio all'interno del cratere si trova alcune centinaia di metri sotto il bordo del cratere. A causa della sublimazione, il deposito a cupola spesso 1800 metri si trova in un cratere a forma di anello che è poco più di due chilometri di profondità. Credito: ESA / DLR / FU Berlino - CC BY-SA 3.0 IGO ).

Il ghiaccio d'acqua nel cratere di Korolev è permanentemente stabile perché la depressione funge da trappola fredda naturale. L'aria sopra il ghiaccio si raffredda ed è quindi più pesante dell'aria più calda che la circonda. Poiché l'aria è un cattivo conduttore di calore, protegge il ghiaccio dall'ambiente.
Se è immobile sopra il ghiaccio, il riscaldamento del ghiaccio avviene poco attraverso lo scambio di calore e l'aria fredda protegge il ghiaccio dal riscaldamento e dall'evaporazione.
Il cratere di Louth, un cratere simile con una cupola di ghiaccio più piccola che si trova anche nelle pianure settentrionali, è stato fotografato dall'HRSC nel febbraio 2005. In questo caso, uno strato di ghiaccio d'acqua si è formato contro il campo di dune scure che giace sul cratere pavimento.
Qui le dimensioni sono sostanzialmente più ridotte: la calotta di ghiaccio del cratere di Louth ha una larghezza di 12 chilometri, mentre la calotta di ghiaccio nel cratere di Korolev può misurare fino a 60 chilometri.

Il bordo settentrionale del cratere di Korolev è stato ripreso anche dal Fotocamera CaSSISa bordo della sonda TGO ExoMars dell'ESA il 15 aprile 2018 ed è stato uno dei primi posti su Marte ad essere fotografato dal sistema di telecamere, pochi giorni dopo che l'HRSC ha acquisito immagini del cratere durante l'orbita 18.042.


Mappa panoramica topografica della vicinanza del cratere di Korolev: quasi l'intero emisfero settentrionale di Marte è occupato dalle pianure, che cadono verso il polo nord, prima di salire al cappuccio polare, che misura 1000 chilometri di larghezza, nel punto più settentrionale di Marte , con una calotta di ghiaccio spessa 2000 metri. Questa regione ospita anche il cratere Korolev di 82 chilometri, che è stato sorvolato dall'orbita Mars Express dell'ESA più volte nell'ultimo anno, catturando immagini con il suo sistema di telecamere HRSC gestito da DLR. I dati di cinque strisce di immagini HRSC sono stati usati per creare un mosaico di immagini e un modello di elevazione digitale. Credito: NASA / JPL / MOLA; FU-Berlino ).


Struttura tridimensionale e origine di una cupola di ghiaccio spessa 1,8 km all'interno del cratere Korolev:
Traduzione dallo studio di : T. Charles Brothers e John W. Holt ).
LINK : https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1002/2015GL066440 

Si ritiene che il ghiaccio d'acqua perenne sia attualmente instabile, tuttavia, utilizzando un'analisi 3D della stratigrafia radar interna della cupola, stimiamo che il tumulo centrale di Korolev contenga tra 1400 e 3500 km3 di ghiaccio d'acqua fino a 1,8 km di spessore.
Inoltre, la struttura stratigrafica di questa cupola di ghiaccio è sorprendentemente simile ai depositi stratificati polari nord (NPLD) sul Planum Boreum, circa 600 km a nord. Inoltre, la nostra analisi stratigrafica suggerisce che il ghiaccio di Korolev non faceva precedentemente parte di una calotta polare una volta più grande, ma piuttosto era depositato localmente. Concludiamo che il ghiaccio del cratere Korolev si è probabilmente depositato durante lo stesso regime climatico dell'NPLD di Planum Boreum, ma indipendentemente. Ciò implica che l'incorporazione di depositi di ghiaccio circumpolari come Korolev potrebbe rivelarsi utile nel ricostruire una storia unica del clima polare su Marte.


Forma della calotta glaciale all'interno del cratere, la linea nera sopra indica il rilevamento messo in evidenza nel grafico sotto ).

Introdizione e contesto:
Il polo nord marziano è coperto da un enorme deposito stratificato di ghiaccio d'acqua relativamente puro [ Howard et al., 1982 ; Malin ed Edgett , 2001 ; Phillips et al., 2008 ; Grima et al., 2009 ].
Gli studi radar hanno utilizzato la stratigrafia di questo deposito per approfondire la nostra comprensione della sua evoluzione e genesi [ Phillips et al., 2008 ; Putzig et al., 2009 ; Selvans et al., 2010 ; Christian et al., 2013].
Questi studi hanno rivelato che molte caratteristiche di Planum Boreum sono costruttive, cioè costruite con processi ampiamente deposizionali [ Holt et al., 2010 ; Smith and Holt , 2010 ; Brothers et al., 2013 ; Smith et al., 2013 ].
Con enfasi sulla deposizione locale piuttosto che sull'erosione regionale per il ghiaccio settentrionale di Marte, è necessario rivalutare l'origine dei depositi di ghiaccio circumpolari come quelli trovati nei crateri di Korolev e Dokka (vedi sotto).
Questo lavoro indaga se il ghiaccio del cratere circumpolare è più probabilmente un residuo di un'epoca geologica precedente con una calotta di ghiaccio più ampia [ Fishbaugh e Head, 2000 ; Garvin , 2000 ] o un deposito relativamente recente realizzato dalla deposizione locale [ Tanaka et al., 2008 ; Conway et al., 2012 ].
Ogni scenario dovrebbe avere una firma stratigrafica unica che può essere analizzata con il radar.

Mappa topografica del cratere Korolev, basata sui dati Mars Orbiter Laser Altimeter 256 ppd. 
Le 69 osservazioni radar utilizzate nello studio sono mostrate qui, così come le posizioni per il radargramma . Il piccolo inserto mostra la topografia MOLA per il vicino Planum Boreum e la posizione per i pacchetti di riflettori NPLD, la piccola linea grigia sul Planum Boreum ).

Metodi:
I dati radar per questo studio provengono dallo Shallow Radar (SHARAD) su Mars Reconnaissance Orbiter. SHARAD è centrato su una frequenza di 20 MHz con una larghezza di banda di 10 MHz. SHARAD penetra nella superficie dei depositi di ghiaccio marziano, riflettendo le variazioni di permittività del sottosuolo.

Osservazione radar SHARAD 2342201000 che attraversa Korolev. La posizione è indicata dalla linea rossa nella Figura sopra . Il nord è a sinistra. (a) Radargramma di ritardo con riflettori luminosi vicini alla superficie e diversi riflettori profondi. Il tempo è di sola andata. (b) Simulazione del disordine che mostra gli echi derivanti solo dalla topografia della superficie. Tutti i riflettori nei radargrammi corrispondenti a quelli di questa simulazione non sono sottosuolo e sono stati evitati durante la mappatura dei riflettori. (c) Radargramma corretto in base alla permittività del ghiaccio d'acqua (3.15). Notare come la geometria dei riflettori radar in profondità cambia drasticamente dopo la conversione nel dominio della profondità. La casella arancione mostra la posizione per la Figura nel riquadro d. (d) Troncamento del riflettore e un possibile pizzicamento all'intersezione con la superficie ).

Un esempio di combinazione dei radargrammi di attraversamento per mappare in modo coerente i riflettori radar attraverso il tumulo di Korolev. (a) La traccia di Nadir delle nove orbite radar utilizzate per la dimostrazione della mappatura è mostrata in giallo brillante su questa mappa topografica ombreggiata del cratere Korolev. (b) Compilazione radar comprendente l'interpretazione sia della superficie che di un riflettore del sottosuolo. La versione con griglia di questo riflettore è mostrata nella Figura  4 . (c) Compilazione radar senza interpretazione. Notare come il disordine spesso non si allinea tra i radargrammi di attraversamento, come previsto a causa della modifica della geometria ).

Risultati:
La paleo-topografia rappresentativa di un cratere Korolev vuoto (o quasi vuoto) è stata creata da una combinazione di dati SHARAD e Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). Questa topografia è stata utilizzata per verificare i risultati del nostro calcolo volumetrico graduale e per facilitare l'analisi visiva dei risultati della mappatura del riflettore.
La mappatura del riflettore SHARAD nel cratere Korolev ha rivelato la geometria del deposito di ghiaccio ed ha rivelato che questa geometria non è cambiata di alcun valore apprezzabile nel tempo.
Dalla base verso l'alto, gli strati hanno una distinta asimmetria, immersione verso sud e aumento graduale della forma domale. Questi risultati di mappatura generali sono coerenti con ed estendono i risultati di [ Conway et al. 2012 ] derivati ​​dalla mappatura dello strato ottico e da un singolo radargramma SHARAD.


Dieci dei riflessi SHARAD interni di Korolev sono stati posizionati su superfici tridimensionali. Sebbene esistano diversi riflessi aggiuntivi, questi 10 erano i più distinti e continui, dando la massima fiducia nelle loro morfologie ricostruite. I riflessi scelti vanno da poco profondi a profondi e sono quindi rappresentativi dell'intera colonna verticale di ghiaccio. Utilizzando un calcolo volumetrico a gradini, questo studio rileva un volume minimo di ghiaccio di ~ 1400 km3 contenuto in Korolev. L'approssimazione del volume è stata effettuata sottraendo il valore di elevazione dei riflessi adiacenti, riflesso superiore meno riflesso inferiore. Ciò ha creato mappe isopachiche per ciascun set di riflessii che sono state quindi utilizzate per calcolare il volume. Dato che i riflessi inferiori generalmente occupano meno area e SHARAD non vede i bordi del cratere, questo calcolo a gradini sta sottovalutando il volume del ghiaccio. Un ulteriore calcolo del volume di ghiaccio è stato eseguito utilizzando solo la moderna superficie Korolev derivata da SHARAD e la nostra base interpolata.
Ciò rappresenta la nostra stima massima per il volume di ghiaccio nel cratere Korolev e probabilmente sopravvaluta il volume. Il risultato di questo calcolo è stato di 3400 km3, coerente ma significativamente maggiore della nostra stima minima utilizzando il calcolo graduale.
Poiché la stima minima non include alcun materiale più vicino alla parete del cratere rispetto ai dati SHARAD, questo fattore 2 per le differenze è ragionevole.
Il disordine impedisce la mappatura del riflesso vicino alla parete del cratere e l'attenuazione o la dispersione del segnale radar impedisce la mappatura definitiva della base del cratere.

Mentre i nostri riflessi mappati coprono l'intera colonna del ghiaccio di Korolev, la spaziatura del riflesso è variabile. C'è un'alta densità di riflessii molto vicino alla superficie ad una profondità di solo circa 250 m. Tuttavia, direttamente sotto questa regione densa di riflessi si trova una zona con pochissimi o nessun riflesso.
Lo spessore di questa regione priva di riflessi può raggiungere i 550 m. Sotto la zona priva di riflessi si trova un'altra zona densa di riflessi radar con uno spessore maggiore di 100 m. Questo modello di riflessi generali viene ripetuto, creando da tre a quattro pacchetti di riflessi con spessore variabile.

I riflessi mappati di Korolev hanno una morfologia coerente con un tuffo meridionale dominante. L'entità del calo cambia, ma l'orientamento rimane coerente. Inoltre, i riflessi hanno un'asimmetria distinta con materiale generalmente più spesso sul pendio esposto a nord e materiale più sottile sul pendio esposto a sud. Tutti i riflessi mappati, ad eccezione della base ipotizzata, hanno una forma approssimativamente domale. Il riflesso mappato più profondo è quasi piatto con una pendenza media di soli 0,5°. Questo riflesso ha una profondità di circa 1,8 km ed è utilizzato come fondo approssimativo del cratere. Essendo sia discontinuo che debole, questo riflettore profondo ha una copertura cartografica limitata ed è stato identificato solo in 8 delle 69 osservazioni utilizzate per questo studio.

Riflessi radar a confronto, a sinistra i riflessi stratificati nel cratere Korolev, mentre a destra riportiamo i riflessi ripresi nella calotta polare nord, da cui si notano certe somiglianze che fanno ipotizzare un periodo di stratificazione nel tempo similare ).

I riflessi radar di Korolev condividono ulteriori somiglianze con quelli della calotta polare nord.
La parte più alta del ghiaccio ha la più alta densità di riflessi e all'interno di questi densi riflessi esistono incongruenze. Sia il cratere di Korolev che la calotta polare condividono queste incongruenze superficiali [ Tanaka , 2005 ; Tanaka et al ., 2008 ; Conway et al ., 2012].
Oltre alla densità del riflesso e ai modelli stratigrafici simili, lo spessore complessivo del ghiaccio di Korolev è paragonabile a quello della calotta. Misurato direttamente dai radargrammi, lo spessore massimo del ghiaccio di Korolev è di poco superiore a 1,8 km, mentre lo spessore massimo della calotta nord è di circa 2,3 km [ Brothers et al ., 2015].
Lo spessore medio della calotta polare è di soli 1,1 km con una deviazione standard di 540 m.
Queste similitudini portano ad ipotizzare un risultato di modellazione dell'atmosfera localizzata per Korolev che indica che almeno in senso qualitativo, il ghiaccio può essere stabile nel pavimento del cratere nelle attuali condizioni atmosferiche.


Conclusioni:
Il tumulo centrale del cratere Korolev è un deposito di ghiaccio d'acqua a cupola spesso 1,8 km.
La geometria del riflesso nel deposito ha una tendenza costante con piccoli cambiamenti nel tempo. Mentre complessità come incongruenze esistono vicino alla superficie, non ci sono prove di eventi erosivi su larga scala nella stratigrafia radar; pertanto, le condizioni per la deposizione del ghiaccio sembrano essere rimaste sostanzialmente stabili man mano che il deposito cresceva. Questo deposito non faceva parte di una calotta glaciale regionale che da allora è stata erosa.

Questo lavoro rileva anche che il deposito centrale di Korolev è probabilmente coevo alla calotta polare nord di Planum Boreum. Spessori e relazioni stratigrafiche radar simili supportano la nostra ipotesi che questi due depositi siano probabilmente geneticamente correlati e formati durante lo stesso periodo di tempo.

Questo lavoro ipotizza un legame climatico tra le caratteristiche dei depositi circumpolari e la calotta polare nord di Marte, indicando che lo stesso sistema climatico è stato probabilmente il solito dei due depositi separati da 600 km. Pertanto, scopriamo che il clima polare marziano (e il paleoclima) possono essere decifrati al meglio attraverso uno studio unificato del Planum Boreum e delle caratteristiche del ghiaccio circumpolare.
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NOCTIS LABYRINTUS
Il labirinto della notte


Noctis Labyrinthus latino : labirinto della notte ) è una regione di Marte tra Valles Marineris e l'altopiano di Tharsis . Si trova nel quadrilatero del Phoenicis Lacus .
Noctis Labyrinthus è centrato a circa 6,5° sud e 260° est.

Mappa altimetrica nei riquadri le riprese HiRISE delle foto qua sotto ).

Il sole illumina la scena da nord-ovest, in alto a destra nell'immagine in alto. L'immagine a colori è stata derivata dai tre canali di colore HRSC e dal canale nadir ).

Elaborazioni prospettiche ).

Introduzione:
La regione è famosa per il suo sistema a labirinto di valli profonde e con pareti scoscese.

Le valli e i canyon di questa regione sono formati da faglie e molti mostrano caratteristiche classiche dei grabens , con la superficie piana dell'altopiano conservata sul fondovalle.

In alcuni punti i fondovalle sono più ruvidi, disturbati da frane , e ci sono luoghi in cui la terra sembra essere affondata in formazioni simili a fosse.

Si ritiene che questo sistema di faglie sia stato innescato dall'attività vulcanica nella regione di Tharsis. La ricerca descritta nel dicembre 2009 ha rilevato una varietà di minerali, tra cui argille, solfati e silici idratati, in alcuni strati.


Geologia:
La zona di frattura di Noctis Labyrinthus è centrata nel cuore di Tharsis, dividendo in pezzi un altopiano di epoca esperiana-noachiana che si ritiene sia di composizione basaltica .
Le valli di Noctis Labyrinthus si sono fratturate in tre tendenze distinte (NNE / SSW - ENE / WSW - WNW / ESE) in un modello interconnesso.
La formazione della zona di frattura è stata datata al tardo Esperiano in base alla conta del numero di crateri presenti, ed in concomitanza con la formazione delle pianure laviche dell'adiacente provincia della Siria Planum.
Alcuni ricercatori hanno modellato la formazione di tali chasmata su Marte sulla propagazione di semplici graben. Man mano che il corpo di magma sottostante si scarica, la pressione della camera diminuisce e inizia a sgonfiarsi. Si forma una catena di depressioni simili a crateri , in cui l'entità del collasso è dettata dalla profondità del corpo magmatico. Si stima che Noctis Labyrinthus abbia subito crolli dal drenaggio delle camere magmatiche fino a 5 km sotto i pavimenti delle chasmata.
Nelle chasmata di Noctis Labyrinthus, queste zone di collasso della catena del cratere di fossa si propagano direzionalmente con una punta a forma di V e possono essere usate come indicatore della direzione in cui il magma si ritira dalla sua camera sottostante. Queste morfologie con punta a V si trova generalmente che si propaghino lontano dal centro di Tharsis.

Altri autori hanno proposto un'origine alternativa per Noctis Labyrinthus, collegando la sua formazione alle Valles Marineris e paragonando la sua formazione iniziale all'espansione e al collasso di una fitta rete di tubi di lava.
Alcuni autori hanno anche proposto che le chasmata di Noctis Labyrinthus possano essersi formate a causa di faglie estese in rocce indebolite composte da flussi di tufo e lava intrecciati, noti per produrre catene di cratere di pozzi parallele al graben.

Le pareti delle valli di Noctis Labyrinthus sono state notevolmente ampliate da crolli che hanno scavato i fondovalle con detriti che assumono la forma di fanghi e massi. Alcuni autori hanno attribuito il crollo costante delle pareti della valle a uno scorrimento legato al ciclismo termico , che potrebbe causare il ripetuto congelamento e scongelamento del ghiaccio.
A causa della sua posizione al centro del sollevamento di Tharsis, lo scioglimento associato a questo scorrimento potrebbe essere stato facilitato da un aumento del flusso di calore verso quest'area durante i periodi di maggiore attività magmatica.

Mineralogia:
Una depressione senza nome vicino all'estremità meridionale del sistema di Noctis Labyrinthus, vicino alla divisione di Syria Planum e Sinai Planum e all'estremità occidentale delle Valles Marineris, è stata trovata come una delle aree più mineralogicamente diverse finora osservate sul pianeta. Questi depositi, risalenti alla fine dell'espero, post-datano la maggior parte dei depositi marziani di minerali idrati. Sulla base delle immagini spettrali CRISM , gli autori che studiano questa depressione hanno identificato interpretativamente la presenza di:

1) - minerali ricchi di ferro come ematite e goethite .
2) - Solfati di ferro polidratati ( copiapite e coquimbite ), solfati di ferro monoidrati ( szomolnokite e possibilmente kieserite ), solfati di ferro idrossilati ( melanterite e idrosum jarosite ), e possibilmente solfati di ferro anidro ( mikasaite ).
3) - fillosilicati di alluminio ( caoliniti come halloysite / endeillite idratati, o forse una combinazione di caolinite e montmorillonite ).
4) - smectiti di ferro ( nontronite ).
5) - silice opalina (opale-A all'opale-CT diageneticamente modificato), trovata comparabile nella firma spettrale ad alcuni lapilli di vetro vulcanico islandese.

Dei minerali di solfato di ferro idratati osservati nel bacino, alcuni di essi, come il ferricopiapite, non sono stabili nelle moderne condizioni marziane. Tuttavia, i ricercatori hanno suggerito che sembrano coesistere perché i diversi depositi potrebbero essere stati esposti all'atmosfera aperta in momenti diversi e alcuni di questi minerali si disidratano completamente nelle condizioni marziane solo nel corso di molti anni.
Inoltre, i depositi di silice opalina osservati all'interno di questa depressione hanno spettri che possono occasionalmente suggerire interazioni con il minerale di ferro solfato jarosite e la montmorillonite fillosilicato minerale. Quest'ultimo materiale viene interpretato come tale da un'insolita forma di doppietto risolta nei suoi spettri.

I minerali in questo bacino si sono probabilmente formati a seguito di un'alterazione idrotermica inizialmente acida del terreno basaltico, con la dissoluzione di plagioclasio e pirosseni ricchi di calcio che aumentano costantemente il pH e provocano la precipitazione degli altri minerali. In questo bacino in particolare, gli strati di smectite solfato si sovrappongono ad argille di fillosilicato di alluminio, e depositi di silice opalina.
L'ordine di questa stratificazione è unico per la depressione senza nome ed è tipicamente invertito nella maggior parte dei contesti marziani, con gli smectiti che formano lo strato inferiore di età noachiana. Alcuni ricercatori hanno contrapposto che, piuttosto che un evento deposizionale invertito sequenzialmente, questo bacino si è formato in un singolo evento altamente eterogeneo. Questo non è necessariamente indicativo di un fenomeno di alterazione globale, ma molto probabilmente è legato a una fonte di calore localizzata come un vulcano o un cratere da impatto.
I pirosseni ricchi di calcio sono stati spettralmente osservati altrove nella parte settentrionale della zona di frattura di Noctis Labyrinthus.

Nebbia:
In questa immagine della sonda NASA - Viking 1 , i canyon di Noctis Labyrinthus sono pieni di nebbia d'acqua ghiacciata fatta sublimare dal sole del primo mattino ).

Galleria fotografica:








Foto by HiRISE ).
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IL CRATERE HADLEY

Hadley è un cratere da impatto nel quadrilatero Aeolis di Marte , situato a 19,5° di latitudine Sud e 203,1° di longitudine Ovest, ed è all'interno della Terra Cimmeria .
Ha un diametro di 119,0 km.
Prende il nome dal meteorologo ed avvocato britannico George Hadley, ed il nome è stato approvato nel 1973.


la sonda ESA Mars Express ha osservato il cratere Hadley largo 120 km, fornendo una visione allettante della crosta marziana.
Le immagini mostrano molteplici impatti successivi all'interno della parete del cratere principale, raggiungendo profondità fino a 2600 m sotto la superficie circostante.


Questa regione ripresa il 9 aprile 2012 dalla telecamera stereo ad alta risoluzione su Mars Express mostra il cratere che si trova a ovest di Al-Qahira Vallis nella zona di transizione tra i vecchi altopiani meridionali e le pianure settentrionali più giovani.

Le immagini mostrano che il cratere Hadley è stato colpito più volte da grandi asteroidi e / o comete dopo la sua formazione iniziale e il successivo riempimento con lava e sedimenti.
Alcuni di questi impatti successivi sono stati anche parzialmente sepolti, con sottili accenni di un certo numero di bordi del cratere a ovest (in alto) e creste rugose a nord (lato destro) del fondo del cratere principale come mostrato nella prima immagine al parte superiore della pagina.

Anche in questo caso, nella prima immagine (parte superiore della pagina), il lato meridionale (sinistro), il cratere appare meno profondo del lato opposto. Questa differenza può essere spiegata da un processo di erosione noto come spreco di massa. È qui che il materiale di superficie si muove lungo un pendio sotto la forza di gravità.

Lo spreco di massa può essere inizialmente avviato da una serie di processi tra cui terremoti, erosione alla base del pendio, ghiaccio che spacca le rocce o acqua introdotta nel materiale del pendio.In questo caso non vi è alcuna chiara indicazione di quale processo lo abbia causato o quali tempi potrebbe essersi verificato.


Di particolare interesse per gli scienziati che studiano la geologia di Marte sono gli ejecta dei crateri più piccoli all'interno di Hadley. Due di loro, uno a ovest (in alto) e quello più profondo al centro della prima immagine, mostrano prove di volatili, forse ghiaccio d'acqua sotto la superficie.

La fotocamera THEMIS VIS contiene 5 filtri. I dati di diversi filtri possono essere combinati in più modi per creare un'immagine a falsi colori. Queste immagini a falsi colori possono rivelare sottili variazioni della superficie non facilmente identificabili in un'immagine a banda singola. L'immagine a falsi colori di oggi mostra un cratere all'interno di un cratere sul pavimento del cratere Hadley. Numero orbita: 7248 Latitudine: -19,787 Longitudine: 157,116 Strumento: VIS Catturato: 03/08/2003 04:24 ).

Con l'impatto che forma i crateri, questo ghiaccio si mescolerebbe con i materiali circostanti per formare una sorta di "fango", che si diffonderebbe poi sulla superficie come espulsione.


Gli scienziati ritengono che questi volatili che sono stati scavati dagli impatti, possano indicare la presenza di ghiaccio a una profondità di circa centinaia di metri, essendo questa la differenza di profondità tra la superficie e le profondità dei due crateri.

Questa visione profonda della crosta marziana all'interno delle pareti del cratere Hadley fornisce agli scienziati una panoramica della storia di Marte. Una storia su cui rover come quelli attualmente sul Pianeta Rosso e altri che seguiranno continuerà senza dubbio a indagare.
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Dune:
Nella foto sopra si vedono delle zone con la presenza di dune ).


C'è un esteso campo di dune che sono presenti sul fondo del cratere e possono essere viste nelle immagini qui sotto.


La disposizione delle dune è compatibile con gli studi fatti da Nahum Mendez sui campi presenti nelle pianure glaciali presso il polo nord ).
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A cura di INSA-MARTE.


1 commento:

  1. wow, questo non è un post su Marte, è un'enciclopedia completa.... applausi

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