Coelum Astronomia 205 - 2016 - Page 50

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Coelum Astronomia

Questione di atmosfera

Il rapporto tra il deuterio e l’idrogeno nel vapore acqueo marziano è sei volte maggiore di quello terrestre. L’unico scenario in grado di spiegare l’arricchimento di deuterio è che Marte abbia perso una massiccia quantità di acqua. L’idrogeno, infatti, è più leggero del deuterio, e quindi può essere perso più facilmente, provocando un graduale aumento nel valore del rapporto D-H.

Secondo una recente ricostruzione, Marte avrebbe avuto abbastanza acqua liquida da essere del tutto avvolto da un oceano globale profondo 140 metri. Tuttavia, è più probabile che l’acqua fosse concentrata in un oceano più piccolo, situato nell’emisfero boreale. L’oceano avrebbe occupato il 19% della superficie marziana, con picchi di profondità pari a 1,6 chilometri e un volume totale di almeno 20 milioni di chilometri cubi.

La domanda che sorge spontanea, a questo punto, è perché e come tutta quest’acqua sia scomparsa. Sempre più indizi suggeriscono che la causa di questa misteriosa scomparsa sia da ricercarsi nell’atmosfera marziana. Marte, infatti, avrebbe subito una colossale perdita di massa atmosferica: il sottile involucro gassoso che lo avvolge oggi, dunque, sarebbe solo una frazione di quello iniziale.

A fine 2014, l’americana MAVEN è diventata la prima sonda interamente dedicata allo studio dell’atmosfera superiore di Marte. Gli strati esterni dell’involucro gassoso che avvolge il pianeta forniscono l’unica via di fuga verso lo spazio profondo; tutta la massa atmosferica persa in passato, dunque, deve per forza essere passata attraverso questa regione.

I primi risultati da MAVEN riguardano l’interazione tra Marte e il vento solare, il flusso di particelle cariche emesse a 1,6 milioni di chilometri orari dal Sole. A differenza della Terra, Marte non dispone di un campo magnetico globale in grado di proteggerlo dal vento solare, lasciando l’atmosfera in balia delle radiazioni dello spazio profondo.

Il vento solare è caratterizzato dalla presenza di un campo magnetico, che a sua volta può generare un campo elettrico in direzione perpendicolare ad esso. Questo campo elettrico può attirare gli ioni nell’atmosfera di Marte, tra cui gli ioni O+, fornendo una sorta di autostrada che si stacca verso nord dall’emisfero illuminato e tramite cui gli ioni possono fuggire per sempre dal Pianeta Rosso. Oltre a questo pennacchio, MAVEN ha individuato un’altra via di uscita: molti ioni atmosferici, in seguito all’interazione con il vento solare, vengono trascinati attorno al pianeta, per pianeta, per poi formare una lunga coda che si estende alle spalle del pianeta, seguendo la

Teorie sulla formazione delle RSL (Recurring Slope Lineae)

Secondo gli scienziati, la formazione delle RSL è con ogni probabilità da attribuire al flusso transiente di acqua salmastra. L’origine di quest’acqua, tuttavia, non è ancora del tutto compresa. Una possibilità è che provenga dallo scioglimento dei ghiacci in superficie o entro i primi strati di sottosuolo; tuttavia, ciò non spiegherebbe la presenza di RSL nella fascia equatoriale del pianeta. Una seconda ipotesi è che le RSL si formino grazie a fenomeni di deliquescenza, assorbendo cioè vapor acqueo dall’atmosfera; è improbabile, però, che l’atmosfera marziana ne abbia quantità sufficienti a garantire la comparsa annuale delle RSL. Una terza teoria prevede che le RSL si formino in seguito alla fuoriuscita stagionale di falde acquifere; tuttavia, l’architettura di alcune RSL che si estendono fino alle cime di rilievi geologici sembra escludere questo scenario. È possibile, infine, che le numerose RSL che costellano la superficie marziana semplicemente non abbiano un’origine comune.