In questi anni di esplorazione del Sistema Solare Marte è di nuovo oggetto di particolare attenzione. A poco più di venti anni di distanza dalle Viking, durante i quali l'esplorazione del pianeta era stata piuttosto trascurata, sono riprese in modo intensivo le missioni esplorative. Dopo le Viking la NASA, nel 1992, aveva lanciato la missione Mars Observer, che però è andata persa durante l'inserimento in orbita marziana. La nuova fase di esplorazione ha inizio nel 1996 con il lancio delle missioni Mars Pathfinder e Mars Global Surveyor (MGS). Anche i russi avevano inviato una sonda, la Mars '96, che però non ha avuto successo. La Pathfinder ha portato regolarmente a termine il proprio compito (fondamentalmente l'analisi del suolo), mentre la MGS è nel pieno della sua fase operativa e le osservazioni che invia verso terra sono sicuramente interessanti. Il gruppo di sonde della "seconda ondata" consisterà nelle missioni NASA Mars Climate Orbiter (MCO) e Mars Polar Lander (MPL). Queste sonde sono state lanciate fra la fine del '98 e l'inizio del '99 e sono prossime all'obiettivo. L'esplorazione del pianeta continuerà, con il lancio di sonde a cadenza biennale, anche nel primo decennio del XXI secolo, fino ad arrivare (attorno al 2020) alla missione umana verso Marte. In quest'articolo si fa il punto su quello che conosciamo di Marte e dei maggiori problemi che ancora attendono una risposta.

MARTE

Marte è il quarto pianeta a partire dal Sole, orbita alla distanza media di 1.524 UA con un periodo di 1.88 anni terrestri e un'eccentricità orbitale di 0.0934. Il pianeta è relativamente piccolo rispetto al nostro, il raggio equatoriale medio è di soli 3396 km, mentre la sua massa è 0.107 volte quella della Terra. L'inclinazione dell'asse di rotazione sul piano orbitale è di 25.19°, non troppo distante dal valore terrestre di 23.45°. Questa quasi uguaglianza implica che il ciclo stagionale marziano è analogo a quello terrestre, solo che le stagioni hanno una durata circa doppia rispetto alle nostre. Il periodo di rotazione è di poco superiore a quello della Terra: 24 ore 37 minuti e 22.6 secondi di tempo solare medio. La densità media è di 3.93 g/cm³, valore inferiore a quello terrestre (5.52 g/cm³). Questa differenza indica che Marte ha una percentuale di ferro inferiore a quello della Terra e quindi un nucleo più piccolo che, come vedremo in dettaglio più avanti, si ripercuote nell'assenza di un campo magnetico globale. A causa della sua piccola massa l'accelerazione di gravità alla superficie del pianeta è di soli 3.72 m/s² (il 38% di quella terrestre) e la velocità di fuga è piuttosto ridotta: 5.03 km/s. Il valore della velocità di fuga non è sufficientemente alto da impedire ai gas atmosferici di abbandonare il pianeta, ed è questa la causa della rarefatta atmosfera marziana.

Marte non è una sfera perfetta, il suo appiattimento è maggiore di quello della Terra: 1/170 contro 1/298. La differenza di circa 20 km fra il raggio polare e quello equatoriale è dovuto principalmente alla rotazione del pianeta, con un piccolo contributo (~ 5%) da parte della regione vulcanica di Tharsis, situata in prossimità dell'equatore ad una longitudine di 105° W.
 

I principali parametri geodetici di Marte determinati dalla MGS (Science, Vol.284, p.1497)
Raggio medio (km)	3389.508±0.003
Raggio equatoriale medio (km)	3396.200±0.160
Raggio polare nord (km)	3376.189±0.050
Raggio polare sud (km)	3382.580±0.050
Ellissoide triassale:
a (km)	3398.627
b (km)	3393.760
c (km)	3376.200
Appiattimento	1/(169.8±1)

Ogni 2,1 anni il pianeta si trova in opposizione. L'opposizione è il periodo migliore per cercare Marte in cielo e osservarlo, anche con un piccolo telescopio. In queste condizioni Marte mostrerà una serie di macchie scure, di regioni giallo-arancio più chiare e le bianche calotte polari. Le macchie scure sono stabili, anche se soggette a qualche cambiamento stagionale da un'opposizione all'altra. Le calotte polari sono soggette ad un processo di condensazione-sublimazione che né fa aumentare le dimensioni d'inverno e diminuire d'estate. Il ciclo stagionale delle calotte polari è analogo a quello delle calotte polari terrestri e può essere seguito agevolmente con piccoli strumenti.

La superficie di Marte

Le uniche immagini dalla superficie di Marte ci sono state trasmesse dai lander delle missioni Viking nel 1976 e dalla missione Pathfinder nel 1997. La superficie di Marte assomiglia a quella dei deserti terrestri, il suo colore giallo-rossastro è dovuto alla presenza di ossidi di ferro. In generale il suolo appare ricoperto di polvere e cosparso di rocce di varie dimensioni e forma. Le rocce marziane appaiono più ricche di elementi volatili delle corrispondenti terrestri e mostrano anche un rapporto ferro/magnesio più elevato.

La caratteristica dominante della topografia del pianeta è la differenza di quota (~ 5 km) fra le pianure dell'emisfero settentrionale e le terre dell'emisfero meridionale. La dicotomia fra i due emisferi di Marte è indice di due storie geologiche diverse. La crosta dell'emisfero sud è pesantemente craterizzata (quindi vecchia) mentre quella dell'emisfero nord contiene un numero molto minore di crateri. Evidentemente deve avere subito un processo di ringiovanimento superficiale probabilmente grazie all'attività vulcanica di Marte, agli albori della sua storia. La regione di Tharsis è una vasta zona vulcanica che interrompe la dicotomia fra gli emisferi nord e sud. Secondo il tasso di craterizzazione il plateau di Tharsis ha un'età compresa fra 4.1 e 3.3 Ga, mentre i tre vulcani che vi si ergono (Arsia Mons, Pavonis Mons e Ascraeus Mons) sono più giovani, con un'età stimata compresa fra 3 e 2.5 Ga. A nord-est di Tharsis si trova il maggiore vulcano del Sistema Solare: Olympus Mons (18°N, 225°E), con un diametro alla base di 700 km e un'altezza di 25 km. I vulcani marziani sono simili ai vulcani a scudo terrestri (come quelli delle Hawaii) ma hanno dimensioni molto maggiori. Questa caratteristica può essere dovuta al fatto che la crosta di Marte, invece di scorrere come quella terrestre, è rimasta statica, permettendo ai vulcani di crescere fino a raggiungere notevoli dimensioni.

Nel passato la pressione e la temperatura di Marte erano probabilmente più elevate di quanto non siano ora e tali da permettere la presenza di acqua liquida sulla superficie del pianeta. Erano presenti fiumi, laghi e forse anche un oceano nell'emisfero settentrionale, battezzato Oceanus Borealis (Nature, Vol.352, pp.589, 1991). Ci sono indizi a favore di un simile scenario? Sulla superficie di Marte sono ancora ben visibili i segni lasciati dallo scorrimento di fluidi: canali sinuosi con sistemi di affluenti, fondi di laghi asciutti con depositi di detriti portati dai fiumi, pezzi di scarpate continentali generate dal moto ondoso dell'Oceano Borealis. Va notato che il residuo della scarpata corre lungo la separazione fra l'emisfero craterizzato e quello liscio. Un altro indizio a favore dell'esistenza di un antico oceano è il dislivello di circa 8 km di altezza che separa l'Olympus Mons dai terreni circostanti. È verosimile che questa scarpata sia stata scavata dal moto ondoso, il vulcano, infatti, si troverebbe in prossimità della linea di costa. I vulcani di Tharsis non mostrano questa caratteristica perché posti sul plateau, che li avrebbe tenuti ben al di sopra del livello dell'oceano. Naturalmente non tutti i planetologi sono d'accordo con quanto detto sopra. Secondo questi ricercatori il clima di Marte non è mai stato molto diverso da quello attuale, i canali sono stati scavati dallo scorrimento di acque sotterranee e le terrazze non sono dovute all'erosione da parte del moto ondoso ma a strati di lava solidificata. Un importante indizio a favore della presenza di acqua superficiale in un certo periodo della storia marziana sarebbe la scoperta di depositi di carbonati. I carbonati sono sali dell'acido carbonico (ad esempio carbonati di calcio, ferro, magnesio ecc.), generalmente di origine inorganica (ma possono essere anche di origine biologica), la cui formazione richiede acqua allo stato liquido. Se in qualche punto della superficie di Marte dovessero essere scoperti depositi di carbonati, questo sarebbe un forte indizio a favore della presenza di acqua liquida in superficie. A bordo della MGS si trova uno spettrografo infrarosso (TES, Thermal Emission Spectrograph) che è utilizzato proprio per la ricerca di carbonati superficiali. Infatti, lo spettro infrarosso di questi ultimi è piuttosto caratteristico e non dovrebbe essere difficile identificarli, a patto che non si trovino troppo al di sotto della superficie.

Due importanti formazioni, ma che devono ancora essere comprese a fondo, sono le Valles Marineris e il bacino di Hellas. Le Valles Marineris (chiamate così per ricordare le prime missioni delle sonde Mariner) sono un sistema di canyon situati poco al di sotto dell'equatore marziano, nell'emisfero sud. Il canyon principale è lungo 4500 km, con una profondità e larghezza massima rispettivamente di 7 e 600 km. Riprese ad alta risoluzione da parte della MGS hanno messo in evidenza dei sedimenti stratificati. L'origine delle Valles Marineris non è ancora ben chiara ma questa scoperta depone a favore della loro natura fluviale. Il bacino di Hellas (45°S, 70°E) è il risultato dell'impatto di un piccolo asteroide nella crosta del giovane Marte. Hellas ha un diametro di circa 2000 km e una profondità di 9 km rispetto al rilievo circostante. Il bacino è circondato da una serie di montagne, nate in seguito al processo di impatto, il cui diametro è di circa 2300 km. Le misure della MGS hanno permesso di stabilire l'esistenza di un altro anello montuoso con un diametro di 4000 km e un'altezza di 2 km sul terreno circostante. In termini di dimensioni e morfologia Hellas ha parecchi punti in comune con il bacino Aitken, situato al polo sud lunare. Hellas è un luogo di formazione di nebbie e brine e risulta ben visibile dalla Terra, come una macchia circolare biancastra nell'emisfero sud del pianeta.

Per una discussione generale della topografia di Marte si può vedere Science, Vol.284, pp.1495-1503, 1999.

L'atmosfera di Marte

Prima dell'era spaziale le stime della pressione atmosferica marziana (basate sulla diffusione della radiazione solare) davano valori vicino a 100 mbar e il CO₂ (biossido di carbonio) sembrava un componente minore. Le misure in loco, eseguite dalle prime sonde, hanno permesso di stabilire che in realtà la pressione atmosferica varia fra i 7 e i 10 mbar e che il biossido di carbonio n'è il componente principale. La pressione atmosferica può raggiungere valori di 14 mbar sul fondo dei canyon più profondi, per cadere a 0.3 mbar sulla cima dei giganteschi vulcani marziani. Per confronto la pressione atmosferica terrestre a livello del mare è di 1013 mbar.

In termini di numero di particelle per unità di volume la composizione chimica è la seguente: il 95.3% sono molecole di CO₂, il 2.7% è N₂, l'1.6% è Ar, lo 0.13% è O₂, lo 0.07% è CO mentre solo lo 0.03% sono molecole d’acqua. L'abbondanza dell'acqua varia grandemente in funzione della stagione e della latitudine. Nel diagramma di stato dell'acqua il punto triplo (i valori di temperatura e pressione in cui si ha la coesistenza della fase solida, liquida e gassosa) si trova a T=273 K e P=6.1 mbar. Nell'ambiente marziano la pressione parziale dell'acqua è di circa 0.7 mbar, ben al di sotto della pressione del punto triplo. Di conseguenza, su Marte, l'acqua non può esistere allo stato liquido, può solo trovarsi sotto forma di ghiaccio o di vapore (in accordo con il valore della temperatura). Il passaggio di stato ghiaccio-vapore avviene senza passare attraverso la fase liquida. Questo processo è noto come sublimazione. Il ghiaccio d'acqua è stabile ai poli. A latitudini comprese fra 40° e 80° il ghiaccio tende a sublimare durante l'estate ma resta stabile pochi metri sotto la superficie. A latitudini inferiori ai 40° il ghiaccio è instabile anche al di sotto della superficie. Questa distribuzione dei terreni ghiacciati è supportata dal fatto che i crateri ad alte latitudini presentano degli ejecta "lobati", molto diversi dagli ejecta dei crateri equatoriali.

Con un così basso contenuto di ossigeno molecolare su Marte lo strato di ozono (O₃) è quasi inesistente e la radiazione ultravioletta del Sole giunge direttamente al suolo senza incontrare ostacoli. Anche l'effetto serra da parte dell'atmosfera marziana è debole. Nel caso della Terra, dotata di un'atmosfera più densa, la temperatura superficiale media è di 30 K superiore a quello che dovrebbe essere, mentre per Marte l'innalzamento di temperatura per effetto serra è di soli 6 K. Come conseguenza di questo su Marte le variazioni giornaliere della temperatura dipendono, per lo più, dalla riflettività del materiale di superficie e dalle sue proprietà termiche. Durante l'estate marziana e per latitudini comprese fra ± 60° si passa dai 180 K durante la notte ai 290 K a mezzogiorno. L'escursione termica è molto minore qualche decina di centimetri sotto la superficie. Ai poli, durante l'inverno, la temperatura può scendere fino a 150 K. A questo punto la CO₂ condensa e forma le calotte polari stagionali. A seguito della condensazione durante l'autunno/inverno, e del successivo processo di sublimazione durante la primavera/estate, la pressione atmosferica su Marte è soggetta a variazioni stagionali del 30%.

I venti alla superficie di Marte di solito sono deboli, con velocità dell'ordine di pochi metri al secondo per la maggior parte dell'anno. Le cose possono cambiare durante la primavera e l'estate dell'emisfero sud. Non è infrequente che si sviluppino localmente delle tempeste di sabbia, con velocità dei venti superiori ai 40 m/s. Può succedere che una tempesta di polvere locale cresca fino a raggiungere un'estensione planetaria. In questo caso l'atmosfera del pianeta diventa opaca impedendo l'osservazione della superficie. Lo spostamento della polvere porta al rimodellamento delle caratteristiche geologiche del pianeta.

Le calotte polari

La più grande riserva di sostanze volatili del pianeta è concentrata nelle due calotte polari. Le calotte polari hanno due componenti principali: la calotta stagionale e quella permanente. Durante l'inverno, quando la temperatura si abbassa fino a 150 K, una parte della CO₂ dell'atmosfera marziana condensa nelle regioni polari. Il processo di condensazione avviene sotto una coltre di nubi di anidride carbonica. Si formano così le calotte polari stagionali. Naturalmente mentre una calotta condensa l'altra sublima e si instaura uno scambio di gas fra i poli opposti del pianeta. Il bordo della calotta polare nord può arrivare a 65° di latitudine, mentre quello della sud anche a -55°. Si può stimare che il ghiaccio di CO₂ delle calotte stagionali ha uno spessore dell'ordine del metro. Nella fase di sublimazione, durante la primavera marziana, la calotta nord si ritrae di circa 20 km al giorno, fino a stabilizzarsi sugli 85° di latitudine. La calotta sud si ritrae di 15 km al giorno ma in modo non uniforme alle varie longitudini. Il residuo estivo della calotta sud non è esattamente al polo ma si trova centrato a 85° S e 30° W.

Per la calotta nord, una volta sublimata la parte stagionale di CO₂, la temperatura aumenta fino a 200 K e sale in modo rilevante la quantità di vapore d'acqua al di sopra del polo nord. Questo indica che la calotta residua (del diametro di circa 600 km) è formata da ghiaccio d'acqua. Non si può ancora dire con sicurezza se anche la calotta residua sud sia formata da ghiaccio d'acqua, perché permane uno strato di ghiaccio secco a ricoprirla.

Le aree occupate dalle calotte polari presentano delle caratteristiche diverse da quelle del resto del pianeta. In entrambi i poli sono visibili degli spessi strati di sedimenti (fino a 3 km), compresi entro l'80° grado di latitudine (nord o sud). Al polo sud i sedimenti si trovano sul terreno craterizzato, mentre al polo nord sono presenti sulle pianure dell'emisfero settentrionale. Incise nei depositi polari si trovano delle valli. È sui fianchi di queste valli che sono visibili gli strati dei depositi polari. Lo spessore di uno strato è dell'ordine di alcune decine di metri. Durante la fase di scioglimento dei ghiacci di CO₂ le valli si rendono visibili e conferiscono alle calotte residue la tipica forma spiraleggiante, ben visibile nelle immagini trasmesse dalle sonde. La calotta residua nord e i depositi polari, sono circondati da estesi campi di dune che formano un "collare" scuro tutto attorno. Questo collare è ben visibile da Terra, anche con piccoli telescopi. I crateri da impatto sono piuttosto rari nei depositi polari e ciò è un indice della loro relativa giovinezza. Si pensa che i depositi polari siano una miscela di ghiaccio e polveri depositati dai venti di Marte. Le stime più recenti indicano, per il volume delle calotte permanenti più i depositi, un valore di 1.5x10⁶ km³ per la calotta nord e di 2.5x10⁶ km³ per quella sud. Presumibilmente i depositi sono la parte più consistente della calotta permanente. È proprio per studiare queste strutture, di cui ancora si sa poco, che è stata inviata la MPL, missione di cui parleremo più avanti.

Il campo magnetico di Marte

Una delle più recenti e importanti scoperte della MGS è che Marte non è dotato di un campo magnetico globale di tipo dipolare come la Terra. Misure eseguite da missioni precedenti erano state piuttosto ambigue e avevano portato solo ad una stima del limite superiore dell'intensità del possibile campo magnetico marziano. Nei mesi scorsi, durante la fase di aerobraking della MGS, la sonda ha raggiunto quote al periastro dell'ordine di soli 100 km ed è stato possibile scoprire l'esistenza di tutta una serie di campi magnetici locali distribuiti sulla superficie del pianeta (Science, Vol. 284, pp. 790-798, 1999).

La maggior parte delle sorgenti del campo magnetico si trova nelle regioni altamente craterizzate dell'emisfero sud, le pianure dell'emisfero nord ne contengono molte di meno. Non è stata trovata nessuna correlazione fra sorgenti e crateri da impatto, così come nessun campo magnetico è stato rilevato nelle regioni di Tharsis, Elysium, Valles Marineris e sui grandi edifici vulcanici. I bacini da impatto di Hellas e Argyre (la cui età è stimabile a circa 3.9 miliardi di anni) non presentano sorgenti di campi magnetici. Questi campi magnetici locali, per certi aspetti, sono l'analogo delle anomalie magnetiche terrestri. Ad una distanza di 400 km le più grandi anomalie magnetiche della Terra (rilevate dai satelliti) possono provocare una variazione dell'intensità del campo di ± 10 nT (nanotesla). Per confronto, il campo geomagnetico sull'equatore magnetico ha un'intensità di 3x10⁴ nT. A parità di quota la più intensa anomalia marziana (presente nella regione di terra Sirenum fra 120°-210° W e 30°-85° S), ha una variazione di ± 200 nT: un valore 20 volte superiore a quello terrestre. Questo campo magnetico è sufficientemente intenso da deviare il vento solare e dare luogo ad una magnetosfera.

È logico pensare che i campi magnetici alla superficie di Marte siano i residui della magnetizzazione della crosta fusa del pianeta all'inizio della sua storia. Infatti, è ragionevole attendersi che, subito dopo la formazione del pianeta, fosse presente un campo magnetico globale generato per effetto dinamo dal nucleo ancora liquido di Marte. Durante il raffreddamento della crosta, ad un certo punto la temperatura è scesa al di sotto del punto di Curie e la superficie ha acquistato una magnetizzazione permanente. In seguito l'effetto dinamo deve essere cessato molto presto (su scala geologica) e gli impatti con corpi extraterrestri hanno rifuso la crosta e cancellato localmente il campo magnetico delle rocce. Il risultato finale di questo processo è una serie di campi magnetici locali come quelli che si osservano oggi. L'intensa magnetizzazione della crosta marziana è consistente con il suo alto contenuto di ferro (17% in peso secondo le misure della Pathfinder), che a sua volta è consistente con una scarsa differenziazione del pianeta. Il fatto che l'emisfero nord del pianeta contenga poche sorgenti magnetiche depone a favore del ringiovanimento superficiale, in accordo con il basso tasso di craterizzazione di quelle regioni.

L'analisi dei campi magnetici "fossili" di Marte (paleomagnetismo) ha portato indizi a favore della presenza di un'attività tettonica. La teoria generalmente accettata non prevede la presenza di strutture di origine tettonica sul pianeta a causa dello spessore eccessivo della crosta (le stime danno 30 km) e del piccolo nucleo che avrebbero inibito la formazione delle placche tettoniche. Tuttavia i dati della MGS hanno mostrato l'esistenza di bande a magnetizzazione alterna alla superficie del pianeta. Le bande, centrate attorno a 180° W dall'equatore ai poli, hanno una larghezza di circa 160 km e una lunghezza fino a 2000 km, con orientamento in senso est-ovest. Queste strutture sono analoghe alle bande magnetiche presenti sul fondo degli oceani terrestri e allineate con le dorsali oceaniche. Nelle dorsali oceaniche è creata nuova crosta che, raffreddandosi al di sotto della temperatura di Curie, è magnetizzata secondo la direzione corrente del campo magnetico terrestre. Il campo magnetico della Terra però è soggetto ad inversioni della polarità ed è questa la causa delle strisce magnetiche a polarità alternate. Su Marte è presumibile che abbia agito un meccanismo simile. Purtroppo non sono ancora state trovate le strutture responsabili della formazione della nuova crosta (analoghe alle dorsali oceaniche), ma è possibile che siano state cancellate dagli impatti. Questo indizio a favore della tettonica di Marte non è in contrasto con quanto si diceva a proposito delle dimensioni dei suoi vulcani: evidentemente i vulcani sono cresciuti dopo la cessazione dei movimenti tettonici. Saranno necessarie indagini approfondite per rispondere a tutte le domande sollevate dagli antichi campi magnetici di Marte.

Vita su Marte?

Nel 1976 i lander delle missioni Viking 1 e 2 portarono a termine una serie di esperimenti su campioni di suolo marziano volti a determinare la presenza o meno di attività batterica. I risultati degli esperimenti sono stati ritenuti negativi per quanto riguarda la presenza di forme di vita elementari (Scientific American, november 1977, pp.52-61). Tuttavia questi risultati non possono escludere che la vita possa essere presente in altri luoghi, meno accessibili, della superficie di Marte. Per avere risposte meno incerte bisognerebbe avere a disposizione, nei sofisticati laboratori terrestri, campioni di suolo marziano.

Una pietra miliare nella conoscenza di Marte è stato il definitivo riconoscimento che le 13 acondriti note di tipo SNC (dalle iniziali dei tre tipi componenti: shergottiti, nachiliti e cassigniti), sono frammenti della superficie marziana. L'unico esemplare di cassignite in nostro possesso è caduta nel 1815 (vicino a Chassigny, Francia), mentre la capostipite delle shergottiti è caduta nel 1865 (vicino a Shergotty, India). La capofamiglia delle nachiliti è caduta molto più tardi, nel 1911 (vicino a Nakhla, Egitto).

Tutte le meteoriti marziane note appartengono alle SNC tranne una: l'ALH84001, ritrovata fra i ghiacci dell'Antartide. Il nome delle meteoriti antartiche segue una regola diversa da quella delle altre meteoriti: la parte letterale è una sigla caratteristica della località antartica del ritrovamento, le prime due cifre della parte numerica indicano l'anno di scoperta, mentre tutte le altre cifre indicano l'ordine progressivo con cui sono analizzate.

L'età di formazione di ALH84001 risale a 4,5 miliardi di anni fa (molto più vecchia delle SNC), mentre il tempo di permanenza nello spazio è stato di ben 16 milioni di anni. Nel 1996 D.S. McKay e colleghi pubblicarono un articolo (Science, Vol.273, pp.924-930, 1996) in cui è avanzata l'idea che l'ALH84001 contenga la prova di un'attività biologica marziana. Vediamo in sintesi quello che è stato trovato dal gruppo di McKay.

Nelle fratture di ALH84001 si trovano dei piccoli globuli di carbonati del diametro medio di 50-100 micrometri (1 micrometro è un milionesimo di metro). La composizione dei globuli è disomogenea: al centro si trova del carbonato di calcio e di manganese (di colore arancione), circondato da strati alternati di carbonato di ferro (di colore chiaro) e carbonato di magnesio (di colore scuro). Le regioni periferiche del globulo, ricche di ferro, contengono molti granuli di magnetite e alcuni di solfuro di ferro (pirrotite). La matrice di carbonato in contatto con i granuli di magnetite e pirottite appare porosa, come se avesse subito un processo di dissoluzione. Va osservato che la matrice di carbonato si può dissolvere solo in un ambiente acido che però inibirebbe la formazione di magnetite e pirrotite. Solo dei batteri potrebbero dissolvere il carbonato lasciando intatti i composti del ferro. Questo è un primo indizio di attività biologica.

Specialmente dentro ai globuli di carbonato sono state scoperte anche delle molecole organiche, degli idrocarburi aromatici policiclici (o PAHs, polycyclic aromatic hydrocarbons). L'esempio più semplice di molecola aromatica è quella esagonale del benzene (C₆H₆). I PAHs sono assenti vicino alla crosta e aumentano di concentrazione a mano a mano che si va verso l'interno della meteorite, indice che sono originari della meteorite e non contaminazioni successive. I PAHs contengono molto più carbonio-12 rispetto al carbonio-13, una caratteristica tipica del metabolismo batterico. Questo è un secondo indizio di attività biologica. Ma ci sono i batteri?

Nella periferia dei globuli di carbonato (dove ci sono i granuli di magnetite e pirrotite) il microscopio elettronico ha evidenziato strutture ovoidali allungate, mai ritrovate in nessuna meteorite e molto simile alle tracce fossili di batteri terrestri. La lunghezza di questi "fossili" sono dell'ordine di 20-100 nm, da 10 a 100 volte più piccoli dei batteri fossili terrestri. Per questo motivo sono stati chiamati nanobatteri. Secondo McKay e colleghi sono questi nanobatteri i responsabili delle particolari proprietà dei globuli di carbonato. Da qui deriva che su Marte è comparsa la vita, almeno fino a livello batterico. Naturalmente questa tesi ha dato il via ad un acceso dibattito scientifico e a una serie di lavori supplementari sulle caratteristiche di ALH84001 (per una panoramica vedi Sky & Telescope, april 1999, pp.52-58). Secondo alcuni, infatti, le caratteristiche del meteorite potrebbero essere dovute ai soli processi inorganici. Il dibattito (su cui non ci dilunghiamo) fra favorevoli e contrari ai nanobatteri è tuttora aperto e probabilmente si concluderà quando saranno disponibili analisi dettagliate delle rocce del suolo marziano.

Il "Mars Surveyor ’98 project"

Ora vediamo quali sono le prossime tappe ravvicinate dell'esplorazione di Marte. Come abbiamo detto sono due le sonde che stanno per arrivare sul pianeta, collettivamente costituiscono il Mars Surveyor '98 project della NASA.

La Mars Climate Orbiter è stata lanciata da Cape Canaveral l'11 dicembre 1998, il suo arrivo era previsto per il 23 settembre 1999. Purtroppo un problema tecnico ha fatto in modo che la sonda si schiantasse sulla superficie di Marte anzichè immettersi in orbita. Comunque descriviamo lo stesso la missione che la MCO doveva svolgere.

In un primo momento la sonda si inserirà in un'orbita ellittica. La quota al periastro sarà di 160 km mentre, all'apoastro, la sonda si porterà fino a 39 000 km dalla superficie di Marte. A partire da questo momento seguirà una fase di aerobraking fino al 22 novembre 1999. A quel punto l'orbita sarà quasi circolare. Il processo sarà ultimato usando i motori della MCO che il 1° dicembre si troverà ad orbitare ad una quota di 405 km dalla superficie del pianeta. Il compito della MCO sarà duplice: studiare il clima marziano e fungere da supporto per trasmettere a terra i dati provenienti dalla Mars Polar Lander di cui parleremo fra poco. La durata della missione MCO sarà di un intero anno marziano (687 giorni terrestri). Utilizzando un radiometro sensibile alla radiazione infrarossa sarà analizzata la sottile atmosfera marziana per ricavare la distribuzione di acqua, polvere e nubi in funzione della quota. Nel visibile sarà possibile riprendere immagini della superficie con una risoluzione di 40 metri, inoltre è prevista la ripresa di immagini globali dell'atmosfera di Marte in modo da poter seguire l'evoluzione delle condizioni meteorologiche del pianeta durante un intero ciclo stagionale. Alla fine delle operazioni, il 15 gennaio 2002, la sonda sarà posta in un'orbita più stabile e farà da supporto alle future missioni verso Marte fino al 1° dicembre del 2004, data per cui è prevista la fine della vita operativa.

La Mars Polar Lander (MPL) è stata lanciata il 4 gennaio 1999 e il suo arrivo è previsto per il 3 dicembre 1999. La sonda non è destinata a mettersi in orbita attorno a Marte ma ad atterrare sul pianeta. Per diminuire la velocità di impatto al suolo sarà impiegato un paracadute che la ridurrà a meno di 1 m/s. Il punto di atterraggio si trova in prossimità dei depositi stratificati della calotta polare sud (195°W, 76°S). Una volta giunto a destinazione, il lander inizierà una serie di misure sulla composizione del terreno e sul clima del luogo di atterraggio. Per la raccolta dei campioni del suolo sarà utilizzato un braccio robotico. Scavando negli strati della calotta polare sarà possibile ricostruire gli eventi climatici degli ultimi centinaia di migliaia di anni. Sarà molto interessante determinare la concentrazione di acqua e biossido di carbonio dei depositi polari, in base a questi dati sarà possibile avere una stima più precisa della quantità di H₂O e CO₂ presente su Marte. Sulla sonda è stato anche installato un microfono, il cui compito sarà di registrare i suoni dell'ambiente marziano e quelli prodotti durante l'attività del lander. La durata prevista per la missione è di 4 mesi.

Prima dell'atterraggio, dalla MPL saranno sganciate due "minisonde" che colpiranno la superficie del pianeta ad una velocità di 200 m/s. La violenza dell'impatto favorirà la penetrazione nel suolo marziano di un sensore cilindrico (106X36 mm) in grado di determinare la temperatura e il contenuto di acqua del sottosuolo marziano. Ci si aspetta che la profondità di penetrazione sia compresa fra 30 cm e 1 metro. Le comunicazioni fra il penetratore e il resto della minisonda è assicurata da un cavo flessibile. La distanza fra la MPL e le due minisonde sarà dell'ordine del centinaio di km. Questi saranno i primi dati diretti delle condizioni fisiche presenti al di sotto della superficie di Marte.

Oltre alle due sonde della NASA nel mese di ottobre 1999 doveva arrivare su Marte anche la sonda giapponese "Nozomi" (speranza). Purtroppo però, durante la fase di immissione in orbita, il motore della sonda non ha funzionato a dovere e la spinta impressa è stata inferiore al previsto. Per questo motivo l'arrivo della Nozomi su Marte è ora previsto per il mese di dicembre del 2003.

Indicazioni bibliografiche

Oltre agli articoli segnalati nel testo, diamo alcune indicazioni bibliografiche per i lettori che volessero approfondire gli argomenti trattati in questo articolo e, più in generale, la planetologia:

J.K. Beatty, C.C. Petersen, A. Chaikin, (a cura di) "The New Solar System", Sky Publishing Corporation & Cambridge University Press, IV edizione, 1999.

T. Encrenaz, J.P. Bibring, M. Blanc, "The Solar System", Springer-Verlag, Berlin 1995.

K.R. Lang, C.A. Whitney, "Vagabondi nello spazio", Zanichelli, Bologna 1994.

L. McFadden, T.V. Johnson, P.R. Weissman, (a cura di) "Encyclopedia of the Solar System", Academic Press, 1999.