Caratteristiche generali

Marte è il più esterno dei pianeti di tipo terrestre ed è quello che, per diversi aspetti, più assomiglia alla Terra: il periodo di rotazione di 24 ore e 37 minuti e l'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto alla normale al piano dell'orbita di 25.2°, danno origine all'alternarsi delle ore di luce e buio e delle quattro stagioni come sulla Terra. Il periodo di rivoluzione è di 686.98 giorni terrestri. Il periodo sinodico, cioè l'intervallo tra due opposizioni con la Terra, è di 779.94 giorni.
Il suo asse di rotazione fluttua caoticamente fra 11° e 49° in tempi di pochi milioni di anni; questo è dovuto alle interazioni gravitazionali con il Sole e gli altri pianeti, favorito dalla mancanza di un satellite di notevole massa.
Marte possiede solo due satelliti: Deimos e Phobos.

Benché sia piuttosto freddo e secco, dopo la Terra è certamente il pianeta più ospitale ed è il più adatto a ricevere una missione spaziale con uomini a bordo.

Superficie

Fra i pianeti Marte è quello che ha il suolo meglio esplorato sia da satelliti in orbita, che da sonde fatte posare sul suolo.

Le sonde Viking nel 1976 e Pathfinder nel 1997 hanno rivelato che lo strato superficiale è prevalentemente costituito da silicati e da ossidi di ferro. A ciò è dovuto il colore rossastro della superficie; da qui il nome di pianeta rosso.

Fra i pianeti terrestri Marte conserva nella sua litosfera la più completa registrazione del proprio passato; dall'analisi delle immagini inviate a terra dalle sonde è stato possibile dedurre la densità di crateri e da questa l'età di ogni parte della crosta. Sono state così individuate tre epoche geologiche marziane di età decrescente: il Noachiano, fino a 3,7 Ga, l'Esperiano, da 3,7 a circa 3 Ga e l'Amazoniano da 3 Ga al presente (Solomon 2005).
Nell'aprile 2006 sono state identificate dal punto di vista mineralogico 3 ere: quella dei fillosilicati (fillosiana) in cui l'acqua liquida ha giocato il ruolo primcipale, quella dei solfati (teichiana) e quella degli ossidi di ferro (siderichiana). Tra la prima e la seconda era è avvenuto un cambiamento climatico, probabilmente causato dall'attività vulcanica.

Vi è una notevole differenza tra due tipi di terreno: a Sud la crosta più antica presenta elevati altipiani e molti crateri da impatto, di cui alcuni molto vasti (Hellas con 1800 km di diametro e una profondità di 4 km, Argyre 900 km). A Nord vi sono le pianure vulcaniche, più basse e più recenti e grandi vulcani a scudo. Il confine fra le due zone è fissato da un cerchio minore di 35° di raggio centrato nel punto di coordinate 50° N e 190° W.

Il più alto dei vulcani è l'Olympus Mons, che si eleva per 25 chilometri rispetto al terreno circostante ed ha un diametro alla base di 600 km. Le sue dimensioni sono così estese perchè è un vulcano di tipo "punto caldo" terrestre, con lave molto fluide simili a quelle delle Hawaii. L'Olympus Mons è il più grande vulcano di tutto il sistema solare.

Numerosi canyon solcano la superficie di Marte, il sistema più imponente è quello della Valle Marineris, situata nella zona equatoriale con lunghezza di 5000 km, larghezza fino a 300 km e profondità fino a 7 km, che si estende su quasi mezzo pianeta.

Solo recentemente si sta chiarendo il quadro di come questi canyon possono essersi formati: nel primo Esperiano, circa 3.5 miliardi di anni (Ga) or sono, la temperatura del pianeta crebbe bruscamente facendo irrompere in superficie una quantità d'acqua pari a quella del Mediterraneo e del Golfo del Messico sommate assieme, provocando catastrofiche inondazioni; infatti la geometria dei canali di deflusso sembra indicare velocità elevatissime dei corsi d'acqua.

La causa dell'innalzamento della temperatura potrebbe essere stata:
- l'effetto serra, dovuto ad una atmosfera molto più densa di ora,
- l'impatto di una cometa o di un pianetino,
- la circolazione idrotermale associata al vulcanesimo, che potrebbe aver portato in superficie l'acqua contenuta in profondità,
- una notevole variazione dell'inclinazione dell'asse di rotazione, che ha portato all'equatore le calotte polari.
Attualmente l'acqua è contenuta nelle calotte polari, nel permafrost e nelle rocce.

Ci sono altre evidenze che in passato vi fosse acqua liquida in superficie:
1) Sul suolo marziano esistono tre tipi di canali:

1. canali di deflusso: ampi e profondi come, ad esempio, la Valle Marineris, che nascono in aree soggette, un tempo, ad estesi collassi franosi (graben). Raramente raggiunti da tributari, questi canali presentano un fondo levigato e grandi isole a forma di lacrima in corrispondenza di ostacoli naturali.
2. canali dendritici: di piccole dimensioni, spesso riuniti in sistemi ramificati che scendono dalle regioni elevate e assomigliano a quelli che si formano sulla Terra in zone aride dopo una violenta pioggia.

3. valli longitudinali: canali sinuosi con caratteristiche e dimensioni intermedie;

2) Attorno a molti crateri, soprattutto vicino ai poli dove era più spesso lo strato di permafrost, si notano colate di fango solidificate.
Si pensa che questa corona di detriti sia stata formata dal flusso di materiale fluidificato.

Anche se attualmente l'atmosfera ha una pressione uguale allo 0,6% di quella terrestre, è capace di sollevare notevoli quantità di polvere.

Un esempio dell'azione dei venti sulla superficie marziana sono le dune dei depositi di sabbia basaltica nei pressi del Polo Nord e l'esistenza di crateri completamente spianati, appena disegnati su un piano orizzontale.

Marte ha due calotte che si estendono su tutto il territorio circostante i poli.




Queste sono costituite da depositi temporanei di anidride carbonica congelata, che variano notevolmente la propria estensione con il succedersi delle stagioni (coprendo dal 30% a meno dell'1% dell'area emisferica superficiale). Inoltre nella calotta settentrionale, quando in estate gran parte dell'anidride carbonica sublima nell'atmosfera, appare una massiccia calotta sottostante probabilmente composta da ghiaccio d'acqua.

La struttura interna di Marte non è ancora ben nota. La densità media, lo schiacciamento polare e la velocità di rotazione consentono di ritenere che un nucleo di ferro e solfuro di ferro con un raggio dell'ordine di 1700 Km sia sovrastato da un mantello più denso di quello terrestre, e da una crosta spessa circa 200 Km. Il pianeta deve aver perso da tempo gran parte del suo calore interno e quasi sicuramente non presenta un nucleo liquido. Ciò ha l'importante conseguenza di impedire che si generi un intenso campo magnetico; infatti è possibile determinare solo un limite superiore al campo di dipolo pari allo 0.003 % di quello terrestre.

Tuttavia un debole magnetismo residuo è stato rivelato dal Mars Global Surveyor nelle rocce più antiche, indicando che Marte aveva un campo magnetico (ed un nucleo liquido) in un lontano passato. Analizzando il campo magnetico a bande nella Terra Cimmeria e Terra Sirenum si sono trovate bande magnetizzate analoghe a quelle dei fondali degli oceani terrestri ove è attiva la tettonica a zolle.

L'atmosfera e il clima

Le osservazioni delle sonde russe Mars 2 e 3 mostrarono l'esistenza di una ionosfera a 140 Km di altezza. Le Viking riscontrarono la presenza di anidride carbonica (95%) e, in minime parti, di azoto (2,7%), argon (1,6%), monossido di carbonio, ossigeno e vapore acqueo.
Quest'ultimo è presente solo in tracce ed è soggetto a forti variazioni stagionali (le condizioni attuali permettono la presenza di acqua solo sotto forma di ghiaccio e vapore), ma, a dispetto della sua bassa concentrazione, è saturo e provoca la formazione di nubi di cristalli di ghiaccio.
Queste nubi sono nella bassa atmosfera e più frequenti nell'emisfero dove è estate, perché la concentrazione di vapore acqueo è maggiore. Vi sono inoltre altri tipi di nubi: cirri simili a quelli terrestri, o di tipo ciclonico formate anche da CO₂.

La temperatura della superficie è stata determinata mediante l'uso di frequenze radio diversificate sulle varie regioni del pianeta, ed è, in media, di 218 K con variazioni (in buon accordo con le previsioni teoriche) tra i 133 e i 300 K. Queste basse temperature, unite alla bassa pressione atmosferica di circa 6 millibar, escludono la presenza di anidride carbonica congelata in equilibrio nell'atmosfera; è anche per questo che il pianeta è così freddo.

Le principali cause delle alte escursioni termiche e di pressione sono:
- sabbia sollevata dalle tempeste,
- variazione della percentuale di luce solare non assorbita e riemessa dal pianeta (albedo).
In particolare, la variazione di temperatura nella parte più bassa dell'atmosfera diminuisce con l'aumentare della quantità di polvere in essa presente. Le tempeste di polvere si sviluppano tendenzialmente a cavallo del solstizio di estate per l'emisfero Sud, quando Marte è al perielio. La spiegazione è legata alla forte eccentricità dell'orbita di Marte, che fa sì che al perielio il pianeta assorba il 45% di energia in più rispetto all'afelio: da qui i grandi squilibri climatici, i fortissimi venti e le grandi tempeste di sabbia che hanno influenza sul clima: durante queste tempeste i venti sollevano fino ad altezze di 10-20 km la polvere che ricopre gran parte del suolo marziano; la polvere in sospensione assorbe la radiazione solare provocando un generale riscaldamento dell'atmosfera, il quale a sua volta genera forti venti. In questo modo la tempesta si auto-alimenta e può arrivare ad estendersi su scala planetaria. Successivamente la polvere, impedendo al calore solare di raggiungere il suolo, provoca un raffreddamento della superficie. Allora i venti cessano, la tempesta si placa e la polvere torna a depositarsi lentamente sulla superficie.

All'inizio degli anni 90 Marte è tornato ad essere oggetto di numerose osservazioni con il telescopio spaziale Hubble; si è così notato che, rispetto ai tempi delle missioni Viking il clima ha subito un brusco abbassamento termico di almeno 20°C e, contemporaneamente, l'atmosfera è diventata più secca e trasparente.

La vita su Marte può aver respirato CO₂. Entrambe le sonde Viking hanno prelevato campioni di materiale che sono stati accuratamente analizzati ed i risultati non hanno inizialmente evidenziato la presenza di materia organica complessa, ma recenti riesami dei valori lasciano qualche speranza.

É anche possibile che un tempo l'aria marziana abbia contenuto notevoli quantità di ossigeno oggi imprigionato nel suolo sotto forma di ossidi. In breve, tutti gli ingredienti di base per la vita possono essere stati presenti su Marte in altre epoche,

Tabella riassuntiva sul Sistema Solare