MARTE : L'ALTOPIANO VULCANICO DI THARSIS. by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 01/07/2024

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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A cura di Giovanni Donati INSA-MARTE.

LA GRANDE COMETA DI MARTE del 2014 - C/2013 A1 (Siding Spring). by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 25/09/2021

C/2013 A1 (SIDING SPRING)

La grande cometa di Marte 

del 2014

Introduzione:

La C/2013 A1 (Siding Spring) è una cometa che dalla superficie di Marte ha raggiunto una magnitudine di -6, visibile nell'autunno del 2014 (data terrestre).

Va detto che su Marte le comete sono uno spettacolo meno evidente rispetto alla Terra, vista la maggiore distanza dal Sole, quindi diventano ben visibili solo nel caso di un passaggio estremamente ravvicinato come in questo caso, per cui sono poche quelle che offrono passaggi visibili ad occhio nudo e spesso meno brillanti.

Comunque fu uno spettacolo solo per gli ''occhi'' di due rover della NASA, Curiosity ed Opportunity.

( SOPRA: le immagini riprese da Opportunity - SOTTO: quelle di Curiosity - Tenete conto che gli obbiettivi dei 2 rover non sono adatti alla visione notturna ).

Scoperta:

La cometa è stata scoperta il 3 gennaio 2013 dall'astronomo professionista Robert McNaught al Siding Spring Observatory di Coonabarabran nel Nuovo Galles del Sud in Australia e quindi ha ricevuto la designazione ufficiale C/2013 A1. 

È stata chiamata Siding Spring sulla base di una tradizione per identificare l'osservatorio che l'ha scoperta. Tre immagini sono state ottenute mediante l'utilizzo di una camera CCD montata sul telescopio Uppsala Southern Schmidt con uno specchio sferico di 0,5 metri di diametro. 

La cometa Siding Spring aveva una magnitudine apparente di +18,4 / +18,6 , al momento della sua scoperta, ed era a 7,2  AU (1,08 miliardi di km) dal Sole.

Non appena è stata individuata, gli astronomi del Catalina Sky Survey in Arizona hanno ricontrollato le loro osservazioni precedenti, trovando una prima immagine di pre-scoperta risalente all’8 dicembre 2012.

( Sequenza di 4 immagini della cometa dal telescopio spaziale NEOWISE ).

Osservazioni:

Nel corso del 2013, la cometa è stata ulteriormente fotografata in numerosi osservatori. 

La prima osservazione visiva attraverso un telescopio è stata effettuata solo nel dicembre 2013 nel New Mexico con una luminosità di +14 mag. Anche per gran parte del 2014 la cometa è rimasta oggetto di osservazione principalmente per l' emisfero australe.

Il 3 settembre la cometa si trovava a circa 15° di distanza dal polo celeste meridionale. 

Alla fine di luglio 2014, la luminosità era salita a circa +10 mag e la cometa non era più significativamente più luminosa fino al massimo avvicinamento alla Terra all'inizio di settembre. Inizialmente, la luminosità è scesa rapidamente a circa +12 mag, ma poi è salita di nuovo brevemente a +9 mag a novembre a causa di un'esplosione di attività.

( Cometa Siding Spring il 27 marzo 2014, immagine presa dal telescopio spaziale Hubble ).

Incontro con Marte:

La cometa Siding Spring è passata molto vicino a Marte il 19 ottobre 2014 alle 18:28 ± 0:01 UTC.

Le osservazioni iniziali di Leonid Elenin del 27 febbraio 2013, suggerivano che potesse passare a 0,000276 AU (41,300 km) dal centro di Marte, ma con un arco di osservazione di 733 giorni, il passo nominale è risultato di 0,000931 AU (139.300 km) dal punto centrale di Marte e la regione di incertezza mostra che non si poteva avvicinare a meno di 0,000927 AU (138.700 km). 

Per fare un confronto, la luna esterna di Marte, Deimos, orbita attorno ad esso ad una distanza di 0,00016 AU (24.000 km). 

A causa della regione di incertezza, c'era la possibilità che potesse passare Marte più vicino , ma in realtà è passato ad una distanza di 140.496,6 ± 4,0 km, ad una velocità relativa di 56 km/s.

L’evento è stato però minuziosamente seguito da diversi telescopi e strumenti scientifici, tra cui due sonde NASA, MAVEN e Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), e l’europea Mars Express, i cui primi risultati sono stati resi noti e si tratta delle prime osservazioni ravvicinate del passaggio di una cometa attorno a Marte, osservazioni che hanno permesso di raccogliere nuove informazioni sulle proprietà di base del nucleo cometario e di rilevarne direttamente gli effetti sull’atmosfera marziana, dove è stato visto formarsi uno strato temporaneo di gas ionizzato. Tutte informazioni preziose, visto che Siding Spring è una cometa proveniente direttamente della remotissima Nube di Oort, nella quale si ritiene permangono gli “avanzi” della formazione del Sistema Solare, al contrario della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, obbiettivo della sonda ESA Rosetta, già ampiamente “cucinata” dal calore solare.

Passando a una distanza da Marte che è meno di un decimo rispetto a quanto qualsiasi cometa nota si sia mai avvicinata alla Terra, Siding Spring ha scodinzolato una scia di polvere verso il pianeta, una parte della quale si è vaporizzata in atmosfera, producendo uno sciame meteorico. 

Questi detriti hanno determinato significative modifiche temporanee nella parte superiore dell’atmosfera marziana, ma anche possibili perturbazioni a lungo termine, che saranno oggetto di ricerche future.

Peraltro, la cometa rappresentava una potenziale minaccia per le sonde orbitanti. 

“Un tale evento storico ci ha permesso di osservare i dettagli di questa veloce cometa della Nube di Oort in un modo mai prima possibile con le nostre missioni su Marte esistenti”, ha dichiarato Jim Green, direttore del Planetary Science Division della NASA a Washington. ''Osservando gli effetti su Marte della polvere cometaria che ha impattato nell’alta atmosfera, sono molto felice che abbiamo a suo tempo deciso di posizionare le nostra navi spaziali al sicuro, sull’altro lato di Marte, al culmine del passaggio''.

DALLA TERRA:

Visto dalla Terra, il 19 ottobre 2014, Marte si trovava nella costellazione dell'Ofiuco, vicino all'ammasso globulare NGC 6401 , ed a circa 60 gradi dal Sole. 

Marte e C/2013 A1 erano quindi a circa 1,6 AU (240.000.000 km) dalla Terra. 

A ottobre 2014, C/2013 A1 aveva una magnitudine apparente di circa +11.

( di Rolando Ligustri - Questa immagine è stata acquisita il 19 ottobre 2014, mentre la cometa (in basso a sinistra) si stava avvicinando a Marte che è l'oggetto più luminoso nell'immagine ).

Eventuale pioggia di meteoriti e rischi per i satelliti:

Nel 2013 si pensava possibile che la cometa Siding Spring avrebbe creato una pioggia di meteoriti su Marte o sarebbe stata una minaccia per le navicelle spaziali nell'orbita di Marte. 

Gli studi del 2014 hanno mostrato che la minaccia per i veicoli spaziali in orbita era minima. 

La minaccia maggiore sarebbe circa 100 minuti dopo il massimo avvicinamento. 

Marte passò a circa 27.000 km dall'orbita della cometa intorno alle 20:10 UT del 19 ottobre 2014.

Mentre erano in attesa d’inviare i primi dati scientifici, le sonde NASA ed ESA lassù in orbita comunicarono di essere uscite indenni dall’incontro ravvicinato.

Per scongiurare il pericolo, le tre agenzie spaziali avevano provveduto per tempo a mettere i loro cinque gioielli al riparo, utilizzando come scudo lo stesso pianeta. Al tempo stesso, era un’opportunità rarissima e irrinunciabile, un flyby del genere è un evento che capita una volta ogni milione di anni, per raccogliere materiale di prima mano da una cometa che porta in se il passato remoto del Sistema solare, un vero e proprio fossile spaziale. Siding Spring è infatti al suo primo passaggio così ravvicinato rispetto al Sole, e arriva dritta dritta dalla Nube di Oort, recando con sé tracce inedite di com’era il Sistema solare oltre quattro miliardi di anni fa. Ecco dunque che, compatibilmente con la situazione di pericolo, le cinque sonde non hanno perso l’occasione per fare incetta di dati.

( La sonda MAVEN ha studiato le variazioni chimiche in atmosfera, rilevando anche parte della composizione cometaria. Crediti: NASA/JPL, University of Colorado ).

La sonda MAVEN, da poco arrivata su Marte, ha rilevato i cambiamenti nella chimica della parta più alta dell’atmosfera marziana in seguito alla pioggia di meteoriti. 

Lo strumento Imaging Ultraviolet Spectrograph (IUVS) ha osservato un’intensa emissione ultravioletta dovuta a ioni di ferro e magnesio, più intensa di quanto mai osservato sulla Terra per analoghe tempeste di meteore. L’emissione ha dominato lo spettro ultravioletto di Marte per diverse ore dopo l’incontro, per poi dissiparsi nei successivi due giorni. 

Grazie a un altro strumento, Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer (NGIMS), la sonda MAVEN è stata anche in grado di campionare direttamente e determinare la composizione di alcune delle polveri della cometa nell’atmosfera di Marte, trovando otto diversi tipi di ioni metallici, tra cui sodio, magnesio e ferro. 

Queste sono le prime misurazioni dirette della composizione delle polveri rilasciate da una cometa della Nube di Oort.

In un altro luogo attorno a Marte, il radar italo-americano MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding) a bordo di Mars Express ha osservato un enorme aumento della densità di elettroni nella ionosfera marziana sette ore dopo il momento di massimo avvicinamento della cometa. 

Questo picco si è verificato ad una quota sostanzialmente inferiore (attorno agli 80-100 km) al normale massimo di densità nella ionosfera marziana, dove, in altre parole, l’impatto delle fini polveri cometarie ha dato origine a un nuovo e temporaneo strato di gas ionizzato particolarmente denso. 

«Per la prima volta abbiamo potuto osservare in presa diretta un fenomeno che per Marte era stato solo ipotizzato, ossia la formazione di uno strato di plasma dovuto al precipitare di polvere meteorica nell’atmosfera. Per un breve periodo, e per le zone del pianeta che erano rivolte verso la cometa, una parte dell’atmosfera è diventata una sorta di specchio per cui le onde radio a bassa frequenza trasmesse dall’esterno del pianeta non potevano raggiungerne la superficie», ha commentato Roberto Orosei dell’Istituto di Radioastronomia INAF, vice responsabile scientifico di MARSIS.

( Questi spettrogrammi dello strumento MARSIS a bordo di Mars Express mostrano l’intensità dell’eco radar in una zona della ionosfera marziana interessata dal passaggio delle polveri cometarie. Crediti: ASI/NASA/ESA/JPL/Univ. di Roma/Univ. of Iowa ).

Anche il radar SHARAD (Shallow Subsurface Radar) di MRO ha rilevato l’incremento nella ionosfera. Benché le immagini dello strumento risultassero “sporcate” dal passaggio dei segnali radar attraverso il nuovo strato transitorio di gas ionizzato creata dalla polvere cometaria, gli scienziati di SHARAD hanno usato queste interferenze indesiderate per determinare che la densità elettronica della ionosfera sul lato notturno del pianeta, quello in cui sono state effettuate le osservazioni, è stata da 5 a 10 volte più alta del solito.

Naturalmente non si poteva ignorare la grande protagonista, la cometa stessa. La sonda MRO ha puntato la sua fotocamera ad alta risoluzione HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) direttamente su Siding Spring, rivelando un nucleo più piccolo del previsto, di soli 2 chilometri, e un periodo di rotazione per il nucleo di otto ore, coerente con le recenti osservazioni preliminari dal Telescopio Spaziale Hubble. Un altro strumento a bordo di MRO, Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM), ha osservato la cometa per vedere se vi fossero eventuali componenti chimici che spiccavano particolarmente nel suo spettro, senza però individuarne di particolari. Dalla variazioni di colore della chioma di Siding Spring, gli scienziati di CRISM hanno però tratto l’indicazione che la cometa sta rilasciando particelle di polvere di diverse dimensioni, sia grandi che piccole.

( Queste 54 immagini in falsi colori del nucleo e della chioma cometaria riprese dalla camera HiRISE a bordo di MRO mostrano cambiamenti nel flusso di materiale che la cometa si lascia dietro. Crediti: NASA ).

Dati fisici:

La cometa Siding Spring è una cometa mediamente attiva, che non si avvicinava molto al Sole.

Le stime per il diametro del nucleo sono variate da 1 a 50 km, ma ora si sa che il nucleo ha un diametro di circa 400-700 metri , approssimativamente il diametro dell'asteroide 2010 XG11 che si è avvicinato anche lui a Marte il 29 luglio 2014. 

Sulla base delle stime delle dimensioni, il diametro di un ipotetico cratere da impatto sarebbe circa dieci volte il diametro del nucleo della cometa quindi un oggetto di 700 metri creerebbe circa un cratere di circa 7-10 km.

La cometa Siding Spring ha un periodo di rotazione di circa 8 ore.

Con il telescopio TRAPPIST dell'Osservatorio di La Silla , la cometa è stata rilevata da settembre 2013, quando ancora distava poco meno di 5 UA dal Sole, prima fino all'inizio di aprile 2014 e poi ancora da fine maggio a metà novembre, poche settimane dopo il suo perielio, osservato regolarmente. Sono stati determinati i tassi di produzione di OH, NH, CN, C3 , C2 e polvere. Con il FORS2, lo spettrometro sul Very Large Telescope dell' European Southern Observatory , gli spettri della chioma cometaria sono stati registrati tra luglio e settembre 2014 e anche la produzione tassi di CN e C2 derivato. Entrambi i metodi di misurazione hanno mostrato un buon accordo.

La valutazione della produzione di polvere ha mostrato inizialmente un lento aumento fino a raggiungere un massimo a una distanza di 4,3 UA dal sole per poi registrare nuovamente una diminuzione. Dalla fine di maggio è iniziato un secondo movimento ondulatorio, con un massimo a metà luglio intorno a 2.0 UA di distanza solare e una successiva leggera diminuzione, che si è protratta fino al perielio della cometa. 

Tra il 7 e l'11 novembre, i dati hanno mostrato un'improvvisa impennata dell'attività, poiché sia ​​la produzione di polvere che quella di gas sono aumentate di un fattore 5 nel giro di pochi giorni, per poi diminuire nuovamente dopo il 12 novembre.

Parametri orbitali:

Nel JPL Small-Body Database sono riportati gli elementi orbitali di un'orbita temporaneamente iperbolica , che sono stati derivati ​​da 449 dati di osservazione per un periodo di 3 anni e mezzo e che modellano le forze non gravitazionali di due getti di gas discreti. 

Invece, le seguenti informazioni si basano su elementi orbitali del Minor Planet Center , che sono stati determinati da 3037 dati di osservazione per un periodo di 4 ¼ anni.

Secondo il MPC, la cometa si muove su un'orbita ellittica molto allungata , e che risulta inclinata di circa 129° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 2,54133°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 300,85326°.

L'orbita della cometa è fortemente inclinata rispetto ai piani dei pianeti ed è retrograda. 

Nel punto più vicino al sole ( perielio), che la cometa ha attraversato il 25 ottobre 2014, si trovava a una distanza di 209,2 milioni di km / 1,3921432 UA dal Sole, nell'area compresa tra le orbite della Terra e di Marte. 

Il 5 settembre aveva raggiunto il massimo avvicinamento alla Terra, a 133,3 milioni di km (0,89 UA). Il 19 ottobre ha superato Marte a una distanza estremamente breve di soli 140.100 km (che corrisponde a poco più di un terzo della distanza media tra Terra e Luna) e il 29 novembre ha passato Venere a 135,2 milioni di km di distanza.

Evoluzione dell'orbita:

Secondo gli elementi orbitali, come specificato dal Minor Planet Center e che tengono conto anche delle forze non gravitazionali sulla cometa, la sua orbita aveva precedentemente al suo passaggio attraverso il sistema solare nel 2014, un'eccentricità di circa 0,99994 e un semiasse maggiore di circa 22.000 UA (corrispondenti a circa ⅓ anni luce ), per cui il suo periodo orbitale era di oltre 3 milioni di anni. La cometa è arrivata come una "nuova cometa dinamica" dalla nuvola di Oort, forse per la prima volta vicino al Sole.

A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, soprattutto durante il passaggio ravvicinato con Marte, ma anche avvicinandosi a Giove il 16 maggio 2013 a una distanza di poco meno di 4 ¼ AU, a Saturno il 18 febbraio 2014 a poco più di 8 ½ AU, e ancora una volta su Giove il 24 gennaio 2016 fino a circa 3 ¾ AU, la sua eccentricità orbitale è ridotta a circa 0,99979 e il suo semiasse maggiore a circa 6700 AU, cosicché il suo periodo orbitale si è ridotto a circa 550.000 anni.

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A cura di INSA-MARTE.

UNA CASA SU MARTE, Cupole geodetiche e calcestruzzo marziano. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 14/07/2020

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!
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LEGGI ANCHE QUI :
 --- Un fungo per vivere su Marte --- 

A cura di INSA-MARTE.

MARTE: IL BACINO IDROGRAFICO DI NANEDI-DRILON-HYPANIS VALLES. by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 16/02/2020

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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A cura di INSA-MARTE.

MARTE : MERIDIANI PLANUM in ARABIA TERRA. by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 23/07/2020

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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A cura di INSA-MARTE.

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