5.2.3 PIANETI E SATELLITI
Science, 26 Feb 93, Vol. 259, pg. 1294 - Jihad Touma - Secondo dei modelli matematici che includono vari meccanismi fisici, l’obliquità di Marte ha potuto subire delle grandi variazioni caotiche negli ultimi 80 milioni di anni tali da influenzare in modo notevole il clima del pianeta e causare le note tempeste di sabbia. Variazioni a lungo periodo sono dovute a risonanza dello spin con il moto orbitale e a variazioni del momento di inerzia, altre possibili cause minori sono dovute a depositi polari. Sono state calcolate variazioni di obliquità da 11 a 49 gradi.
Science, 5 Mar 93, Vol. 259, pg. 1400 - Richard A. Kerr - Lo studio della mappatura radar della superficie di Venere operata dal satellite Magellano ha suscitato un dibattito sull’evoluzione del pianeta. Alla base è la valutazione dell’età della superficie mediante il conteggio degli impatti di meteoriti con cui si risale all’epoca in cui la lava ricopriva il pianeta. Il calcolo porta a 500 milioni di anni, solo un nono dell’età del pianeta. Questo fa dedurre che 500 milioni di anni fa ci sia stato un parossismo di attività vulcanica che abbia cancellato ogni traccia di meteoriti. Le immagini mostrano anche che l’attività vulcanica si è rapidamente calmata in 100 milioni di anni e solo il 6 - 8% del pianeta ha subito dopo emissioni di lava. La storia di Venere sarebbe così diversa da quella degli altri pianeti che non hanno conosciuto fenomeni catastrofici di vulcanismo.
Ma altri non sono d’accordo con l’interpretazione da dare alle immagini di Magellano e dividono la superficie del pianeta in tre differenti regioni di età diversa; quello di 500 milioni di anni fa è stato solo il più recente dei molti episodi di vulcanismo della storia di Venere.
Science, 26 Mar 93, Vol. 259, pg. 1890 - Harry Y. McSween - Oggi l’atmosfera di Marte contiene solo una piccola percentuale di vapor d’acqua, non si trova acqua libera sulla superficie e, solo sotto forma di ghiaccio, l’acqua è stabile ai poli. Vi sono poi prove dell’esistenza di acqua o ghiaccio sotto la superficie. Nel passato tuttavia grandi masse di acqua hanno provocato intensi fenomeni di erosione. L’acqua ha avuto origine dal materiale magmatico che la conteneva per circa 1,4% in volume. Si è stimato che l’acqua così prodotta poteva coprire la superficie di Marte con uno spessore di 210 m e si è formata 3,9 miliardi di anni fa quando si stabilì la prima crosta solida stabile. Da quel momento l’acqua si andò disperdendo progressivamente nello spazio. Tuttavia le stime della quantità di acqua necessaria per produrre gli effetti di erosione osservati portano a valori più grandi dell’ordine di 440 -530 m. Si pensa che la differenza provenga dal materiale addotto da comete e meteoriti. Per confronto la quantità di acqua emessa dal magma sulla terra ha prodotto uno spessore medio di 2700 m.
Science, 23 Apr 93, Vol. 260, pg. 527 - Vicki L. Hansen - Sono state studiate le immagini di Venere fornite dalla sonda Magellano con il SAR ad alta risoluzione combinate con i dati altimetrici nella regione denominata Terra Afrodite Est, una zona molto deformata e con alti rilievi topografici con bande di strutture circolari e fratture estese. In questa regione l’evoluzione tettonica segue il modello di sollevamento verticale della crosta con espansione laterale e fratture concentriche dalle quali possono generarsi fenomeni di vulcanismo.
Science, 30 Jul 93, Vol. 261, pg, 552 - Richard A. Kerr - Dopo l’ultimo passaggio del 7 luglio 1992 vicino al pianeta Giove, la cometa Shoemaker-Levy si è disintegrata in 21 pezzi ed è certo che essa cadrà sul lato opposto del pianeta rosso il prossimo anno, il 21 luglio. L’impatto sarà il più spettacolare evento astronomico dei tempi storici. Il più grande frammento della cometa potrebbe essere di 10 km di diametro con una velocità di 216000 km/ora.
Science, 22 Oct 93, Vol. 262, pg. 505 - Richard A. Kerr - Le ultime analisi delle immagini provenienti dallo Hubble Space Telescope (HST) sulla cometa Shoemaker-Levy frantumatasi in un treno di corpi destinati a collidere con il pianeta Giove nel luglio ‘94, hanno ridimensionato le dimensioni dei frammenti: il nucleo della cometa originale più grande era di 2,3 km e quindi i frammenti avranno una dimensione media di 0,74 km. Tuttavia l’impatto sarà sempre spettacolare e si potranno osservare le onde d’urto prodotte sulla superficie. Le polveri ed i frammenti più piccoli daranno poi un’indicazione sulla magnetosfera del pianeta.
Science, 5 Nov 93, Vol. 262, pg. 836 - Random Samples - L’anno scorso la sonda Galileo, passando vicino all’asteroide Graspa, misurò un forte campo magnetico; in agosto di quest’anno passano vicino all’asteroide Ida (dimensioni 52 km) ha rivelato un disturbo magnetico nel vento solare. Se potrà essere provato che anche Ida ha un campo magnetico si rafforzerà l’ipotesi che questi asteroidi una volta erano parte di un corpo più grande.
Science, 11 Feb 94, Vol. 263, pg, 759 - Richard A. Kerr - Dagli ultimi dati della superficie di Venere forniti dalla sonda Magellano sembra che il pianeta sia quiescente dagli ultimi 500 milioni di anni ed il suo aspetto è simile a quello di Marte un miliardo di anni fa. A differenza della Terra dove le placche tettoniche sono sempre in movimento, Venere sembra imprigionata da una litosfera eccezionalmente rigida forse dovuta al basso contenuto di acqua. Il maggiore calore del Sole potrebbe aver fatto evaporare l’acqua fin dall’inizio della sua evoluzione e, combinato all’effetto serra, il vapore acqueo si è portato sulla stratosfera dove è stato scisso dai raggi ultravioletti. In ogni caso Venere sembra fossilizzata e non è completamente chiaro come una differenza di poche decine di milioni di chilometri con l’orbita della Terra possa aver provocato una tale differenza nell’evoluzione dei due pianeti.
Science, 11 Feb 94, Vol. 263, pg, 787 - H. A. Weaver - Lo Hubble Space Telescope (HST) ha osservato i frammenti della cometa P/Shoemaker-Levy 9 (P indica che si tratta di una cometa periodica) il 1° luglio 1993. L’integrazione dell’orbita indica che i maggiori frammenti della cometa entreranno nell’atmosfera di Giove in un periodo di 6 giorni centrato nel 20 luglio 1994. La velocità dei frammenti di circa 60 km/s renderà l’impatto spettacolare e, benché questo si verificherà nell’emisfero coperto, gli effetti saranno visibili non appena la zona si mostrerà alla Terra (il periodo di rotazione di Giove è di 9,84 ore).
Science, 1 Apr 94, Vol. 264, pg. 35 - Richard A. Kerr - Passando vicino all’asteroide Ida di 56 Km di lunghezza, la sonda Galileo ha permesso di scoprire dalla distanza di 10000 Km la presenza di un piccola luna da 1,5 Km di diametro che accompagna l’asteroide almeno da 100 milioni di anni orbitando a circa 100 Km. Colore e riflettività della superficie fanno pensare ad una comune origine ma, più che essere una scheggia di una collisione successiva con un altro corpo, che difficilmente può raggiungere un’orbita stabile, si pensa si sia formato insieme all’asteroide da una coppia di asteroidi da 100 Km di diametro che hanno creato una nuova famiglia di corpi accompagnati da detriti più piccoli. Questa situazione non dovrebbe essere quindi unica.
Science, 6 May 94, Vol. 264, pg. 798 - Mark Simons - Benché Venere sia quasi simile alla Terra come dimensioni, le immagini radar (SAR) della sua superficie, ottenute dalla missione Magellano, non mostrano evidenza di una tettonica a placche come sulla Terra. Sembra che il basso contenuto di acqua nelle rocce della crosta e la sua alta temperatura impedisca il processo di subduzione. La maggior parte della superficie mostra una craterizzazione che rimonta al massimo a 500 milioni di anni, le aree sopraelevate, come la Terra di Ishtar, nell’emisfero nord, e la Terra di Aphrodite nell’emisfero sud, dette tessèrae, sono i resti di attività geologiche precedenti a 500 milioni di anni prodotti da sollevamenti vulcanici.
Science, 10 Jun 94, Vol. 264, pg. 1531 - Richard A. Kerr - La magnetosfera della Terra si estende nello spazio per una distanza di 10 raggi terrestri ed ha una lunga coda come quella delle comete spinta dal vento solare. Il rilevamento della magnetosfera con i satelliti richiede l’uso di particolari strumenti che misurano le particelle del plasma neutralizzate che sfuggono verso lo spazio. La loro misura forma un’immagine detta da energetic neutral atom (ENA). Lo stesso sistema sarà usato nella sonda Cassini per misurare la magnetosfera di Saturno. Una visione completa della magnetosfera può essere ottenuta irradiandola con onde radio e raccogliendone l’eco dalle superfici di discontinuità come con un radar. Per gli strati più tenui sono però necessarie frequenze molto basse più difficili da analizzare.
Science, 1 Jul 94, Vol. 265, pg. 86 - Laurie Leshin Watson - L’acqua presente nell’atmosfera di Marte è particolarmente ricca di deuterio con un rapporto D/H circa 5 volte quello terrestre. Inizialmente questo rapporto doveva essere uguale, ma la perdita di idrogeno dall’alta atmosfera di Marte ha favorito l’aumento di concentrazione del più pesante deuterio. L’interazione dell’atmosfera con la crosta deve aver provocato un arricchimento di deuterio delle rocce e la cosa sembra confermata dalle meteoriti dette per la loro composizione SNC (shergottite-nakhlite-chassignite); si ritiene che queste siano campioni della crosta di Marte che hanno raggiunto la Terra dopo essere stati eiettati da Marte a seguito di impatti.
Science, 29 Jul 94, Vol. 265, pg. 601 - Richard A. Kerr - Il 16 luglio i telescopi hanno puntato su Giove per osservare l’impatto dei frammenti della cometa Shoemaker-Levy dentro l’atmosfera del pianeta alla velocità di 200000 Km/h. I frammenti sono almeno 20, ma nessuno sa quanto siano massicci, molti potrebbero essere solo sciami di frammenti. Nel caso di frammenti costituiti da blocchi di ghiaccio ci si può aspettare la formazione di nubi di idrosolfito di ammonio ed i nuclei più massicci potranno esplodere ad una profondità di 100 Km. Le prime osservazioni non hanno però mostrato segni di acqua ma, poiché la zona dell’impatto non è visibile, i dati migliori potranno venire dalla sonda Galileo che ne ha una diretta visibilità.
Science, 5 Aug 94, Vol. 265, pg. 744 - Steven W. Squyres - Oggi Marte appare come un freddo deserto con una temperatura globale di 218 K ed una pressione atmosferica di 7 mbar. Sulla sua superficie non può sussistere acqua allo stato liquido né forme di vita. Si ritiene però che nei primi 500 milioni di anni il clima su Marte era caldo ed umido e ci sono indizi di erosione fluviale. Si credeva che in questo periodo della sua storia, così come per la Terra, si fosse formato un effetto serra con una densa atmosfera di CO2. In realtà Marte riceve solo il 43% di energia solare rispetto alla Terra e si sarebbero formate nubi di ghiaccio secco che aumentavano l’albedo riducendo ulteriormente l’assorbimento di energia. La presenza di metano avrebbe invece potuto favorire un effetto serra. Un altro meccanismo di riscaldamento potrebbe essere legato ad un’elevata obliquità fino a 60° dovuta a variazioni caotiche ogni poche decine di milioni di anni. in questo caso nell’estate polare si poteva raggiungere fino a 3,5 volte l’insolazione media. Sembra tuttavia difficile che le valli osservate si siano formate per erosione meteorica.
Science, 2 Sep 94, Vol. 265, pg. 1360 - Richard A. Kerr - Gli ultimi 30 anni di esplorazioni spaziali nel sistema solare hanno messo in evidenza che fra tutti i pianeti ed i circa 60 satelliti è difficile trovare due corpi simili. Piccole differenze sulle condizioni iniziali come la distanza dal Sole ed eventi casuali come impatti giganteschi hanno portato a cammini di evoluzione molto diversi. Le anomalie magnetiche riscontrate ad esempio sono state una sorpresa. Giove ha un campo magnetico inclinato rispetto all’asse di rotazione come la Terra, secondo quanto richiesto dalla teoria dell’effetto dinamo, ma la sua magnetosfera è molto più energetica e la sua interazione con gli strati conduttivi dell’atmosfera ed i detriti produce intense emissioni radio, aurore boreali ed accelera fasci di elettroni ad alta energia. Saturno ha una magnetosfera regolare, ma l’asse del campo è quasi perfettamente allineato a quello di rotazione. Urano ha invece l’asse magnetico inclinato di 60° rispetto a quello di rotazione il quale poi è quasi adagiato sull’eclittica. Anche Nettuno ha un campo magnetico inclinato di 47° e la sua interazione con il vento solare cambia con la rotazione. Per queste anomalie viene data la colpa a impatti giganteschi all’inizio della loro evoluzione. Nettuno presenta inoltre una turbolenza atmosferica molto superiore ad Urano nonostante la minore energia ricevuta dal Sole. Venere presenta altri misteri; la sua superficie non presenta fenomeni di tettonica a placche che è dominante invece sulla Terra. Una distanza di 40 milioni di Km in meno dal Sole ha prodotto su Venere un riscaldamento solare due volte più intenso che sulla Terra ed ha impedito il raffreddamento della sua superficie. Marte che oggi sta a -50 °C agli inizi aveva molta acqua sulla sua superficie, effetto forse del calore geotermico.
Science, 11 Nov 94, Vol. 266, pg. 975 - Richard a. Kerr - L’analisi dell’impatto su Giove dei frammenti della cometa Shoemaker-Levy ha riservato diverse sorprese. La luminosità delle fontane emesse all’impatto e la loro altezza, come riportate dalla sonda Galileo che si trovava nella posizione per osservarle direttamente, sono risultate molte volte meno spettacolari di quanto valutate all’inizio. Inoltre non è stato notato un altro effetto indicativo della violenza dell’impatto, cioè le onde sismiche in forma di anelli concentrici e piccole variazioni di temperatura sulla superficie gassosa del pianeta. Questo significa che il diametro dei frammenti era inferiore 0,5 km per una massa di ghiaccio. Un altro fenomeno inaspettato è stato la scoperta, da parte dello Hubble Space Telescope, di una grande nube sulfurea sopra uno degli impatti più grandi. Si deve pensare che lo zolfo provenga da Giove stesso, ma gli strati di nubi ricche di zolfo si trovano a circa 50 km sotto gli strati visibili e quindi i frammenti devono essere penetrati molto profondamente prima di esplodere e anche ciò implica frammenti piccoli. Tutte queste conclusioni si basano tuttavia sul comportamento agli impatti dei correnti modelli di simulazione, altri modelli riproducono però bene altri fenomeni osservati solo con frammenti più grandi.
Science, 25 Nov 94, Vol. 266, pg. 1322 - Richard A. Kerr - Dopo l’osservazione dell’asteroide Ida e della sua luna chiamata Dactyl da parte della sonda Galileo, si è cercato di capire composizione e caratteristiche dei due corpi. Dalle misure dell’orbita di Dactyl si deduce che la densità di Ida deve essere compresa fra 2 e 3 grammi per centimetro cubo quella di una roccia contenente ferro e potrebbe corrispondere alle condriti meno dense, ma il colore rossiccio di Ida fa pensare piuttosto a materiale che ha subito riscaldamento e trasformazioni durante la prima evoluzione del sistema solare.
Science, 8 Dec 95, Vol. 270, pg. 1563 - Jonathan Weisman - Nel 1998 la sonda Clementine-2 progettata dai tecnici del Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL) e dal Naval Research Laboratory (NRL) osserverà molto da vicino tre asteroidi le cui orbite attraverseranno quella terrestre. Si tratta di una missione nell’ambito della “difesa planetaria” promossa dall’Air Force. La sonda costerà da 100 a 120 milioni di US$ e peserà solo 180 kg equipaggiata con sensori per rivelare composizione e struttura degli asteroidi. Il futuro obiettivo del programma sarà di trovare il modo di distruggere questi asteroidi.
Science, 5 Jan 96, Vol. 271, pg. 28 - Richard A. Kerr - Quando la sonda Pioneer Venus nel 1979 rilevò la mappa radar di Venere furono scoperte delle aree estremamente brillanti a circa 2 km di quota dal livello medio del pianeta simili alla cappa delle nevi sulle montagne terrestri. Le montagne di Venere sono però troppo calde per essere ricoperte di neve ed i planetologi hanno proposto un altro meccanismo supponendo che i vulcani emettano vapori metallici che condensano sulle vette più alte. Per la riflettività radar sperimentata era inoltre necessario che il materiale non avesse una grande conducibilità, ma fosse piuttosto un semiconduttore come il tellurio o il germanio. Il tellurio inoltre condensa ad una temperatura corrispondente a quella presente sulle montagne di Venere.
Science, 12 Jan 96, Vol. 271, pg. 184 - David E. Smith - La superficie di Marte è diversa nei due emisferi; l’emisfero sud è vecchio e molto craterizzato. l’emisfero nord è più giovane e poco craterizzato. Queste differenze però non influiscono sensibilmente sulla forma del pianeta e del suo geoide. Le misure dei tempi di occultazione radio delle sonde Mariner 9 e Viking Orbiter hanno mostrato che l’ellissoide equivalente si adatta con un errore rms di 1,9 km ed il centro di massa (COM) è spostato rispetto al centro geometrico di 3561 +/- 100 m, ma non c’è una sistematica differenza di quota rispetto all’ellissoide fra emisfero nord e sud.
Science, 2 Feb 96, Vol. 271, pg. 631 - A. Sanchez-Lavega - Raramente sono stati osservati uragani su vasta scale sul pianeta Saturno. Due grandi disturbi formati da nuvole ad alta riflettività sono stati osservati su Saturno durante la seconda metà del 1994. Immagini sono state riprese dal telescopio di Pic-du-Midi nei Pirenei francesi e dalla Florida fra il 6 giugno ed il 17 dicembre. Anche lo HST ha ripreso dallo spazio il 1° dicembre immagini ad alta risoluzione. Le osservazioni hanno fornito informazioni sulla struttura verticale delle nuvole e sulla dinamica dell’atmosfera del pianeta.
Science, 8 Mar 96, Vol. 271, pg. 1387 - Brett J. Gladman - La maggior parte dei meteoriti proviene dalla zona degli asteroidi, ma sono stati identificati anche oggetti provenienti dalla Luna e da Marte. I meteoriti provenienti dalla Luna, come ALHA81005 trovato in Antartide, sono stati facilmente riconosciuti per la nostra familiarità con i campioni di roccia raccolti dalle missioni Apollo. Il riconoscimento dei meteoriti di Marte è più difficile ed è basata sull’esame della loro composizione e della corrispondenza della composizione isotopica dei gas intrappolati nei campioni con quella dell’atmosfera marziana determinata dalla sonda Viking. La possibilità che oggetti strappati da violenti impatti sulle superfici della Luna e di Marte arrivino sulla Terra è derivata dallo studio delle dinamiche orbitali di questi oggetti simulate al calcolatore; il tempo per il quale il meteorite è rimasto nello spazio viene stimato dal Cosmic Ray Exposure (CRE) cioè dal bombardamento di raggi cosmici subito. La velocità di fuga dalla Luna è di circa 2,38 km/s e la maggior parte degli oggetti strappati si portano su orbite eliocentriche, da qui periodicamente si riavvicinano alla Terra e, in dipendenza dalla loro velocità di lancio, il 25-50% di essi cade sulla Terra nel primo milione di anni. I meteoriti strappati da Marte impiegano un tempo molto più lungo per raggiungere la Terra perché le orbite inizialmente non attraversano quella della Terra. Simulando l’evoluzione delle orbite di 2100 particelle sfuggite da Marte a diverse velocità e tenendo conto degli effetti gravitazionale dei pianeti da Venere a Nettuno, si trova che queste rimangono nelle vicinanze di Marte per i primi 100000 anni, successivamente la dispersione aumenta l’eccentricità dell’orbita. I meteoriti riconosciuti come di origine marziana sono 12 come quelli lunari, i più noti sono i 3 detti SNC, dalle iniziali dei nomi, e ALH84001.
Science, 15 Mar 96, Vol. 271, pg. 1501 - Random Samples - Lo Hubble Space Telescope (HST) ha fornito la prima immagine di Plutone con una mappa di luminosità. Gli astronomi credono che la superficie sia coperta da neve di azoto, ossido di carbonio e metano. Le zone più chiare sono probabilmente di neve di azoto di recente deposito mentre le zone più scure sono più vecchie sporcate da metano. Ci si aspetta che nelle prossime decadi l’aspetto cambierà man mano che Plutone si allontanerà dal Sole.
Science, 22 Mar 96, Vol. 271, pg. 1667 - Richard A. Kerr - Il materiale più abbondante di cui sono costituiti i pianeti del sistema solare è l’idrogeno compresso ad alta pressione all’interno dei pianeti giganti Giove e Saturno ed allo stato di metallo elettricamente conduttore. L’idrogeno metallico è stato realizzato al Lawrence Livermore National Laboratory per beve tempo con l’impatto di proiettili ad alta velocità. Nell’idrogeno metallico i protoni sono così vicini che gli elettroni formano una nuvola con livelli quantistici vicini come per i metalli. Secondo la teoria, a temperatura di 0 K, la pressione di metallizzazione è di 1,5 - 3 megabar, ma all’interno di Giove temperatura e pressione sono molto più alte. Giove ha un nucleo di roccia e ghiaccio molto piccolo, mentre l’88% del raggio è occupato da idrogeno atomico metallico.
Science, 26 Apr 96, Vol. 272, pg. 485 - Richard A. Kerr - L’osservazione ravvicinata degli asteroidi Gaspa e Ida fatta dalla sonda Galileo nel 1991 e 1993 non ha permesso di comprenderne la struttura perché erano coperti da detriti. Tuttavia si afferma l’ipotesi che la maggior parte degli asteroidi siano solo un ammasso di pietrisco; infatti l’assenza di rapida rotazione nei piccoli asteroidi suggerisce che solo la gravità e non la coesione tiene unita la massa. La velocità di rotazione viene misurata dalla periodicità della variazione di luminosità del corpo. Su un totale di 107 asteroidi, con dimensioni da 200 m a 10 km, il periodo medio è di 5 ore e nessuno presenta un periodo inferiore a 2,3 ore, inoltre i più piccoli tendono a ruotare più velocemente. Questa conclusione renderebbe più difficile un’azione di difesa della Terra contro la collisione di un asteroide, infatti è più difficile mandare in frantumi o deviare un ammasso di sassi che una roccia solida usando bombe nucleari.
Science, 26 Apr 96, Vol. 272, pg. 509 - Philip D. Nicholson - Gli anelli del pianeta Saturno diventano complanari con il Sole due volte durante il periodo orbitale del pianeta di 29,5 anni, ad intervalli alternativamente di 13,75 e 15,75 anni. Per ognuno di questi passaggi a traverso del Sole, anche la Terra attraversa il piano degli anelli una o tre volte offrendo la rara opportunità di vedere la loro struttura verticale ed i piccoli satelliti. Recentemente lo Hubble Space Telescope (HST) ha osservato gli anelli durante il passaggio a traverso della Terra, il 10 agosto 1995, e del Sole, il 17 e 21 dicembre 1995. Si è osservato l’anello F, debole ed esterno all’anello A e leggermente inclinato; il suo spessore è stato misurato di 1,2 - 1,5 km. Sono state determinate poi le posizioni dei satelliti più interni: Mimas, Janus, Epimetheus, Pandora e Prometheus generalmente oscurati dagli anelli.
Science, 3 May 96, Vol. 272, pg. 709 - J. D. Anderson - Il satellite di Giove Io, il più interno, si trova in un’orbita in risonanza con quelle di altri due satelliti, Ganymede ed Europa, e la maree prodotte dalla gravità di Giove producono un riscaldamento per frizione che provoca intensi fenomeni vulcanici. Io ha approssimativamente le stesse dimensioni della Luna (1821,3 km invece dei 1738 della Luna), il suo periodo di rotazione è di 1,769 giorni e le forze di marea sono 220 volte maggiori che sulla Luna. La sonda Galileo, passando vicino ad Io il 7 dicembre 1995, mediante misure doppler con le radio onde, ha misurato le componenti di marea del campo gravitazionale. Queste misure hanno rivelato anche che Io ha un grande nucleo di ferro, ha inoltre abbondanza di zolfo ed ha differenziato il solfuro di ferro dai silicati più leggeri. Io e la Terra sono i soli due corpi del sistema solare per i quali è stata dimostrata la presenza di un nucleo metallico.
Science, 10 May 96, Vol. 272, pg. 814 - Richard A. Kerr - Le teorie sulla formazione del pianeta Giove avevano predetto che la sua atmosfera doveva essere relativamente ricca di acqua, ma il 7 dicembre, quando il probe della sonda Galileo è penetrato più di 100 km sotto la coltre di nubi, non ha trovato acqua in quantità apprezzabile. Giove potrebbe essere più secco di quanto previsto o il probe è sceso in una zona desertica, ma l’analisi era estesa anche a migliaia di km dal punto di ingresso. D’altra parte l’abbondanza di metano implicava anche una grande abbondanza di acqua. Un’altra possibilità è che l’acqua sia rimasta congelata all’interno del nucleo roccioso o che dall’iniziale atmosfera ricca di acqua questa si sia separata concentrandosi nelle zone più profonde non raggiunte dal probe.
Science, 14 Jun 96, Vol. 272, pg. 1589 - Richard A. Kerr - I planetologi si sono chiesti da lungo tempo se i venti che soffiano sulle superfici dei 4 pianeti giganti, Giove, Saturno, Urano e Nettuno, sono dovuti al calore del Sole o alla riserva di calore interna. Il probe lanciato dalla sonda Galileo dentro l’atmosfera di Giove ha restituito dati da cui si può stabilire che i venti da 650 km/h dell’atmosfera di Giove si estendono fino a 130 km di profondità, molto al di sotto della possibile influenza del Sole. Già dalle osservazioni del Voyager del 1979 si era visto che Giove emette circa due volte più energia di quanta ne riceva dal Sole.
Science, 19 Jul 96, Vol. 273, pg. 311 - Richard A. Kerr - La scorsa settimana la sonda Galileo ha rivelato segni evidenti di campo magnetico nel satellite di Giove, Ganymede. L’intensità del campo è 5 volte superiore a quella di Giove e si deve essere quindi prodotto all’interno del satellite. La formazione di un campo magnetico richiede un liquido conduttivo che circoli all’interno del corpo innescando una geodinamo. Ora Ganymede è una palla di rocce avvolta da 1000 km di ghiaccio d’acqua ed è necessario che all’interno vi sia del calore per sciogliere una parte dell’interno; l’energia prodotta degli elementi radioattivi è troppo modesta. Se il liquido fosse formato da acqua, data la sua modesta conducibilità, questa dovrebbe muoversi rapidamente, circa 10 cm/s invece che qualche mm/s di un nucleo di ferro. Una possibile sorgente di calore è lo stesso Giove con l’azione delle maree come avviene per il satellite Io, ma l’orbita di Ganymede è molto diversa da quella di Io.
Science, 19 Jul 96, Vol. 273, pg. 320 - Peter J. Gierasch - I moti atmosferici dei pianeti esterni da Giove a Nettuno sono violenti e complessi. L’energia che li muove è dovuta in parte all’insolazione esterna ed in parte al calore interno, eccetto forse per Urano nel quale il calore interno sembra trascurabile. La nostra conoscenza sui movimenti verticali è scarsa perché le osservazioni si limitano alla stratosfera ed alla troposfera superiore. Unica eccezione è per ora Giove dopo le informazioni ottenute con il probe inviato dalla sonda Galileo e penetrato fino al livello di 24 bar. Anche gli aspetti termodinamici di questi moti sono poco noti, su questi influiscono gli effetti di stratificazione e di accumulo di energia che provoca poi la trasmissione del calore. In Urano e Nettuno si nota una circolazione a jet verso ovest all’equatore e verso est alle alte latitudini in ogni emisfero e non si sa che cosa determini velocità, simmetrie e dimensioni. Per il momento si cercano e si usano modelli matematici basati sui dati osservati.
Science, 16 Aug 96, Vol. 273, pg. 864 - Richard A. Kerr - Il 7 agosto scorso il geologo David McKay della NASA di Houston ha annunziato in un rapporto la scoperta di tracce di vita su un meteorite di provenienza marziana. Il meteorite, designato come ALH84001, è stato scoperto in Antartico nel 1984 e pesa circa 1.9 kg e, solo nel 1994, è stato riconosciuto come proveniente da Marte portando a 12 la famiglia di questi meteoriti. La roccia è antica di 4,5 miliardi di anni, solo 100 milioni di anni dopo la formazione del pianeta, e le tracce di microfossili trovati si sono formati forse 3,6 miliardi di anni fa quando, secondo i planetologi, il pianeta era più umido ed adatto alla vita. Un violento impatto ha lanciato questa roccia nello spazio circa 16 milioni di anni fa, come si desume dai nuclei radioattivi creati dalle radiazioni dello spazio interplanetario, ed infine è caduto in Antartide 13000 anni fa. Nelle superfici di frattura sono stati trovati abbondanti idrocabonati aromatici policiclici (PAD); i carbonati formano dei globuli di 50 micron e vi sono anelli concentrici di carbonati di ferro e solfiti di ferro che potrebbero indicare un metabolismo da batteri. Almeno uno dei “fossili” è lungo 0,5 micron e segmentato e ricorda i microfossili del Precambriano terrestre che sono però almeno 20 volte più lunghi. Tuttavia numerosi sono gli scettici per i quali esistono decine di altri meccanismi di natura solamente chimica che possono aver generato queste strutture.
Science, 23 Aug 96, Vol. 273, pg. 1040 - Jocelyn Kaiser - In una riunione della NASA a Washington, la scorsa settimana, sono stati analizzati i programmi di esplorazione di Marte per il prelievo di campioni da portare sulla Terra alla luce del recente annunzio del ritrovamento di vita sul pianeta. Il programma di 5 missioni del Surveyor, che prevedeva per il 2005 il ritorno di campioni, non potrà essere anticipato più di 2 anni. Ci si aspetta un aiuto dal programma russo che prevede di mandare una rover su Marte per il 2001. Entro settembre verranno presentate delle raccomandazioni.
Science, 20 Sep 96, Vol. 273, pg. 1653 - Andrew Lawler - La scorsa settimana la NASA ha dichiarato che un team di esperti UK, USA e del Giappone daranno entro due anni una risposta definitiva sul rapporto del 7 agosto sull’esistenza di vita su Marte e che si rafforzerà la cooperazione con la Russia per il prelievo di campioni su Marte. Il meteorite ALH84001 sarà ancora analizzato per decidere se le strutture trovate hanno origine biologica o geochimica. Se i risultati saranno inconclusivi bisognerà aspettare di prelevare rocce su Marte.
Science, 29 Nov 96, Vol. 274, pg. 1467 - Richard A. Kerr - Quando lo scorso dicembre il probe della sonda Galileo è sceso nell’atmosfera di Giove i dati hanno riportato una quasi assenza di acqua con sorpresa dei teorici. Ulteriori analisi hanno mostrato che la sonda era entrata in un punto caldo, osservabile anche dalla Terra, dove il contenuto di acqua può essere molto basso.
Science, 29 Nov 96, Vol. 274, pg. 1466 - S. Nozette - La possibilità di presenza di ghiaccio sulla Luna era stata prevista nel 1961 supponendo che l’acqua, degassata dalla Luna primitiva o portatavi dagli impatti di comete ed asteroidi, fosse migrata e raccolta permanentemente come in una trappola nelle zone polari permanentemente in ombra. Queste zone sono difficili da essere osservate dalla Terra, ma un radar può identificare depositi di ghiaccio perché danno una risposta caratteristica, infatti la riflettività dei volatili ghiacciati è maggiore di quella delle rocce silicate e preservano la polarizzazione circolare nel segnale riflesso. Le prime osservazioni sono state fatte usando il radar di Arecibo come SAR (monostatico); altre immagini sono state ottenute con la sonda militare Clementine 1 che trasmetteva un segnale radar a 13,19 cm poi riflesso e ricevuto a terra (bistatico). Le mappe hanno mostrato almeno 6361 kmq di zona non illuminata nel polo sud e solo 530 kmq intorno al polo nord. In zone diverse da quelle in ombra non si è trovata una risposta simile a quella delle regioni polari e ciò fa pensare alla presenza in queste zone di strati di ghiaccio coperto o mescolato a materiale roccioso.
Science, 20 Dec 96, Vol. 274, pg. 2015 - Richard A. Kerr - Un’immagine rilasciata la scorsa settimana dalla sonda Galileo in orbita intorno a Giove offre una vista dettagliata del satellite Europa. Si vede un intrigo di linee sulla superficie ghiacciata del satellite che fa pensare a eruzione di un vulcanismo di ghiaccio. Il vulcanismo deve essere prodotto da un calore interno forse generato dalle maree prodotte da Giove; sotto la coltre di ghiaccio ci potrebbe essere un mare di acqua allo stato liquido e forse forme primitive di vita. Il prossimo mese Galileo invierà altre immagini con risoluzione 20 volte migliore.
Science, 24 Jan 97, Vol. 275, pg. 478 - Richard A. Kerr - Le ultime immagini del satellite di Giove, Europa, inviate dalla sonda Galileo hanno un dettaglio 20 volte maggiore delle precedenti con celle di risoluzione di 36 m. Il terreno caotico indica la presenza di sufficiente calore interno per muovere il ghiaccio della superficie con spessori di 100 m e provocare fratture lunghe centinaia di km.
Science, 23 May 97, Vol. 276, pg. 1213 - James F. Kasting - All’inizio della sua formazione la luminosità del Sole era 25-30% più bassa dell’attuale e ci si è chiesto come è stato possibile il mantenimento dell’acqua allo stato liquido sulla Terra e su Marte. La risposta è stata nella formazione di un effetto serra. Un tale effetto può essere stato favorito dalla presenza di CO2, ma anche di ammoniaca e soprattutto di metano che assorbe le radiazioni dal visibile al primo infrarosso. Sulla Terra il metano può essere stato creato dai metanobatteri e questi potrebbero essere stati presenti anche su Marte, ma un altro meccanismo è quello della reazione: CO2 + 2*H2O = CH4 + 2*O2 che viene favorita dal calore nelle aree vulcaniche sottomarine.
Science, 30 May 97, Vol. 276, pg. 1333 - Richard A. Kerr - Più di 10 anni fa Louis Frank, un fisico spaziale dell’Università dello Iowa, ha ipotizzato che la Terra si continuamente bombardata da piccole comete dalle dimensioni di una casa con una frequenza di 20 volte al minuto. Dalla formazione del pianeta queste comete hanno introdotto tanta acqua da riempire gli oceani. Una prova di questo bombardamento si è voluta vedere nei punti neri delle immagini da satellite dell’alta atmosfera che generalmente erano ritenuti effetti del rumore. Recentemente l’uso di telecamere a più alta risoluzione ha confermato che questi punti neri sono reali, ma si discute ancora se siano dovuti al bombardamento di comete. Infatti Venere e Marte sono secchi, non c’è acqua nell’alta atmosfera ed anche nello spazio fra i pianeti interni infine anche i sismografi lasciati sulla Luna non hanno rilevato traccia di un simile bombardamento.
Science, 6 Jun 97, Vol. 276, pg. 1527 - N. J. S. Stacy - L’ipotesi che nelle regioni polari della Luna permanentemente in ombra potesse essere stata intrappolata dell’acqua sotto forma di ghiaccio è stata avallata dalle osservazioni della sonda Clementine che ha misurato un aumento di riflettività in alcune zone consistente con questa ipotesi. Recentemente però l’analisi è stata ripetuta usando il sistema radar dell’osservatorio di Arecibo in Puerto Rico che lavora a 2,38 GHz 12,6 cm di lunghezza d’onda) e non si sono trovate regioni in ombra maggiori di 1 kmq dove una elevata riflettività era accompagnata da un alto rapporto di polarizzazione circolare caratteristiche della presenza di ghiaccio. Piccole zone con queste proprietà si sono trovate invece fuori dalle regioni di ombra permanente evidentemente dovute ad altre caratteristiche del suolo.
Science, 4 Jul 97, Vol. 277, pg. 30 - Richard A. Kerr - La sonda NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous), che dovrà incontrare l’asteroide Eros nel 1999, è passata a 1200 km dall’asteroide Mathilde la cui debole gravità ha leggermente deviato l’orbita della sonda rallentando la sua velocità di circa 1 mm/s. Da questo effetto si è valutata la massa di Mathilde a circa 10E17 Kg, un milionesimo della massa della Luna. Assumendo un diametro medio di 52 km, determinato dalle immagini riprese dal NEAR, è stata stimata la densità dell’asteroide pari a 1,3 grammi per cm3, poco più grande dell’acqua. I normali meteoriti hanno invece una densità di 2,6 gr/cm3 e questa discrepanza fa pensare che Mathilde sia un agglomerato poco compatto di detriti. Il prossimo incontro con Eros potrebbe ancora confermare questa struttura degli asteroidi e ciò avrebbe implicazioni sul problema delle collisioni con la Terra e sulle strategie di protezione.
Science, 18 Jul 97, Vol. 277, pg. 318 - Donald Goldsmith - Molti planetologi ritengono che l’acqua degli oceani sulla Terra si sia originata dalle comete, ma l’analisi dell’acqua contenuta in due delle recenti comete mette in discussione questa ipotesi. L’acqua della Hale-Bopp contiene circa 3 atomi di deuterio ogni 10000 di idrogeno normale che è un rapporto circa doppio di quello dell’acqua di mare. Lo stesso si può dire per la cometa Hyakutake dello scorso anno e pure per la cometa di Halley. Viene obiettato che le prime due comete provengono dalla nube di Oort e forse non hanno relazione con l’origine dell’acqua sulla Terra. Il rapporto deuterio/idrogeno nelle condriti carbonacee e nelle meteoriti, che all’origine hanno formato la Terra, varia di un ordine di grandezza, ma il suo valore medio è vicino a quello dell’acqua sulla Terra. Comete di origine più vicina potrebbero avere composizione simile.
Science, 8 Aug 97, Vol. 277, pg. 764 - Richard A. Kerr - L’ipotesi che sotto lo strato di ghiaccio che copre il satellite di Giove Europa vi sia un oceano di acqua profondo 10 km è basata sulle prove indirette fornite dalla immagini sempre più dettagliate della sonda Galileo, ma non tutti sono persuasi e gli scettici ritengono che il calore interno di Europa può simulare la presenza di un oceano senza produrre liquefazione del ghiaccio. Uno dei punti più contestati è la datazione dei crateri; gli specialisti, dal conteggio dei crateri in una certa area, stabiliscono quanto tempo sia passato prima che si cancellino le tracce degli impatti. Alcuni hanno datato delle aree come vecchie da 1 a 10 milioni di anni e questo favorisce l’ipotesi dell’oceano, ma altri datano una parte di Europa a 3 miliardi di anni. Il grande cratere Pwyll sembra un classico cratere e fa supporre il ghiaccio molto più spesso. Nel prossimo dicembre la sonda Galileo farà una nuova osservazione di Europa a distanza più ravvicinata e la risoluzione delle immagini migliorerà da 70 a 10 metri. Se anche queste immagini non convinceranno tutti bisognerà aspettare la prossima missione che porterà una sonda in orbita intorno Europa e farà un’analisi con un radar capace di penetrare nel ghiaccio.
Science, 22 Aug 97, Vol. 277, pg. 1033 - Richard A. Kerr - Si è raggiunta la prova che l’atmosfera terrestre ha uno strato relativamente umido fra 70 e 80 km di quota. Secondo il modello comune il vapore acqueo è limitato ad una quota di 12 km sotto la stratosfera lasciando la mesosfera, fra 50 e 90 km, completamente secca, ma la scorsa settimana la strumentazione di un satellite ha rivelato la presenza di umidità 50% superiore al previsto a queste altitudini con un picco a circa 70 km di altezza. Il satellite è l’HALOE (Halogen Occultation Experiment) che misura l’assorbimento solare dell’alta atmosfera, è operativo dal 1991, ma solo ora le analisi hanno rivelato il fenomeno. La scoperta sembra confermare l’ipotesi di un bombardamento continuo di piccole comete ricche di acqua avanzata dal fisico Louis Frank dell’università dello Iowa, ma altri ricercatori sono più cauti perché, secondo questa teoria si sarebbe dovuto trovare un contenuto di acqua da 3 a 30 volte superiore.
Science, 10 Oct 97, Vol. 278, pg. 215 - Richard A. Kerr - Lo scorso mese il Mars Global Surveyor (MGS) nelle sue prime orbite intorno al pianeta Marte ha scoperto un debole campo magnetico. Il nucleo interno di Marte è supposto ora inattivo, ma un tempo il pianeta doveva avere un forte campo magnetico. Ciò che il MGS ha scoperto sono diverse anomalie magnetiche come prodotte da gigantesche barre magnetiche intrappolate nella crosta esterna resti di una antica magnetizzazione indotta. Lo studio di queste anomalie può fare ricostruire l’antica storia del pianeta e le eventuali inversioni subite. Il più intenso campo misurato è stato di 400 nanotesla da confrontare ai 30000 nanotesla della Terra. L’alta intensità indotta può essere dovuta ad un alto contenuto di magnetite del magma marziano.
Science, 10 Oct 97, Vol. 278, pg. 237 - Melissa A. McGrath - Il satellite di Giove Io ha causato molte sorprese, fra queste la forte influenza delle maree provocate da Giove con la sua massa 300 volte maggiore di quella della Terra, ma Io ha anche una profonda influenza sullo spazio intorno a Giove con la formazione di un toro di plasma concentrato intorno alla sua orbita. La composizione del plasma è molto simile a quella del materiale eiettato dai vulcani di Io, ma il processo per portarlo in orbita deve essere complesso data la forte attrazione gravitazionale del satellite. Il plasma si genera e si mantiene a spese dell’atmosfera di Io ed ogni sporadica perturbazione, come quella dovuta all’attività vulcanica che aumenta la densità delle particelle nell’atmosfera, incrementa il contributo al plasma.
Science, 17 Oct 97, Vol. 278, pg. 403 - William B. Hubbard - Durante un’eclisse totale di Luna, quando questa passa al centro dell’ombra, si può vederla assumere un colore ramato mentre un osservatore sulla Luna potrebbe vedere il bordo della Terra come un anello rosso di luce rifratta. Su scala maggiore e molto più raramente, quando un pianeta distante occulta una stella lontana, e se l’allineamento è perfetto, si può osservare un fenomeno noto come central flash. L’ultima osservazione è stata quella verificatasi durante un’occultazione da parte di Tritone, satellite di Nettuno. Nel 1989 la densità dell’atmosfera di Tritone ricca di azoto fu misurata dal Voyager 2 osservando la deflessione delle onde radio dirette verso la Terra attraverso di essa mentre la sonda veniva occultata. Anche se il corpo che occulta non ha atmosfera, durante un’occultazione centrata si forma un punto luminoso detto Poisson spot prodotto dall’interferenza costruttiva dei raggi diffratti dal bordo sferico che formano una caustica. Quando le distanze dei corpi interessati dall’occultazione si misurano in anni luce invece che in unità astronomiche, si possono produrre effetti di microlente gravitazionale. Le migliori osservazioni di central flash si sono avute con Titano nel 1989 quando l’occultazione centrale di una stella passò sull’Europa occidentale, e la caustica centrale fu inaspettatamente grande.
Science, 14 Nov 97, Vol. 278, pg. 1230 - James F. Kasting - Recentemente è sorta la domanda se nel primitivo clima di Marte abbia contribuito a mantenere l’acqua liquida sulla sua superficie la presenza di gas come CO2 e NH3 perché i soli CO2 e H2O non ne sarebbero stati capaci. Ora viene invece avanzata l’ipotesi che l’effetto serra sia stato prodotto dalle nubi di ghiaccio di CO2. Il loro meccanismo è però complicato perché dipende dalle dimensioni delle particelle di ghiaccio, dall’altezza delle nubi, dalla percentuale di copertura e questi fattori sono legati a loro volta alla circolazione atmosferica. Il Mars Global Surveyor che attualmente sta orbitando intorno a Marte potrà aiutare a capire le condizioni climatiche sotto le quali si è formata la superficie del pianeta. Un’altra conseguenza delle nuove ipotesi è che le zone abitabili intorno alle altre stelle possono essere più ampie e quindi anche la probabilità di vita extraterrestre è maggiore. NASA ed ESA fanno l’ipotesi di costruire interferometri a larga base per misurare gli spettri nell’infrarosso di pianeti extrasolari; è ragionevole che una risposta su 9,6 micrometri della banda dell’ozono, che implica anche la presenza di ossigeno da fotosintesi, possa fornire prova di vita extraterrestre.
Science, 2 Jan 98, Vol. 279, pg. 30 - Richard A. Kerr - Osservando le foto del satellite di Giove Europa trasmesse dalla sonda Galileo i geologi hanno supposto, senza però averne la certezza, l’esistenza di un oceano liquido sotto uno strato di ghiaccio. Ora nelle ultime orbite della sonda Galileo è stata rivelata la presenza di un campo magnetico indotto da Giove presumibilmente nell’oceano sottostante. Ganimede è l’unico satellite di Giove che ha un campo magnetico come la Terra generato dal moto di un nucleo metallico liquido, gli altri satelliti come Io, Europa e Callisto hanno deboli campi magnetici indotti da Giove. Nel caso di Europa si fa l’ipotesi che il campo magnetico di Giove induca delle correnti elettriche nell’acqua dell’oceano sotterraneo se essa è abbastanza salata e queste producono un campo magnetico circa opposto a quello di Giove. Lo stesso modello potrebbe applicarsi per Callisto che ha un campo magnetico simile se vi fosse un oceano salato a 200 km di profondità. Si aspettano ora le prossime esplorazioni ravvicinate della Galileo.
Science, 20 Mar 98, Vol. 279, pg. 1843 - Gretchen Vogel - L’annunzio della minacciata collisione con la Terra nell’ottobre del 2028 dell’asteroide 1997 XF11 ed il successivo rientro del pericolo fanno discutere gli astronomi. Il 12 marzo i primi calcoli davano una piccola possibilità di collisione, ma alcune ore dopo la stima è stata rivista e si è saputo che probabilmente l’asteroide passerà a 950000 km dalla Terra, circa 3 volte al distanza della Luna. Gli astronomi che studiano gli asteroidi near-earth pensano che questa pubblicità sia controproducente per la loro credibilità. Il primo annunzio era stato dato con una circolate alla International Astronomical Union (IAU) che la stampa aveva divulgato. Gli esperti dicono che se avessero avuto prima l’informazione avrebbero fugato subito ogni preoccupazione, infatti dalle incertezze di osservazione viene calcolato facilmente l’ellissoide di errore, cioè la regione dello spazio dove l’oggetto si troverebbe con probabilità in un certo tempo. Si auspica che in futuro questo tipo di informazioni passi prima sulla rete (web) in modo che gli esperti possano subito prelevarle e raggiungere un consenso.
Science, 22 May 98, Vol. 280, pg. 1211 - Jeffrey S. Kargel - Già dal 1972 gli astronomi supponevano che il satellite di Giove, Europa, avesse una superficie ghiacciata ed un corpo interno roccioso. Dopo due anni di osservazioni della sonda Galileo i risultati confermano l’ipotesi di un oceano sotto una superficie ghiacciata di più di 100 km di spessore, di un mantello roccioso e di un nucleo metallico. I dati del magnetometro inoltre indicano la presenza di un particolare campo magnetico ed i dati dello spettrometro a infrarossi suggeriscono la presenza sulla superficie di sali idrati e non di ghiaccio puro. Si tratta probabilmente di solfati idrati di magnesio e di sodio e questo fa pensare che anche l’oceano sotto la crosta di ghiaccio sia salato. Se Europa ha un oceano salato questo costituisce un grande circuito elettrico soggetto all’induzione del campo magnetico di Giove e questo è in relazione ai valori misurati del campo magnetico.
Science, 5 Jun 98, Vol. 280, pg. 1545 - Yuk L. Yung and David M. Kass - La presenza di antichi canali sulla superficie di Marte suggerisce l’esistenza di acqua nel suo passato. L’osservazione della corona di atomi di idrogeno che circonda Marte e lo studio del flusso di idrogeno che sfugge attualmente dalla sua atmosfera può fare risalire in tempi geologici alla presenza di almeno 3 m di acqua distribuiti uniformemente sulla superficie. Più difficile è stimare quanta acqua è rimasta imprigionata nelle calotte polari e nel permafrost. Poiché però il processo di dispersione nello spazio è selettivo nei riguardi degli isotopi, l’attuale rapporto deuterio/idrogeno permette di stimarne almeno il limite inferiore. Il rapporto fra i due isotopi è attualmente 6 volte quello terrestre. Un altro rapporto è quello R = (HD/HH)/(HDO/HHO) che deriva dall’equilibrio temodinamico della reazione: HO + HHO = = HH + HDO il valore di R, per una temperatura di 200 K tipica delle superficie di Marte, è di 0,14 mentre il valore misurato è di 0,09. Si valuta a 5 m lo spessore attuale del ghiaccio sulle calotte. Più difficile è il meccanismo della perdita di ossigeno che dovrebbe sfuggire con una rapidità almeno metà di quella dell’idrogeno. L’ossigeno infatti si accumula dell’acqua, nell’anidride carbonica, nei silicati ed in altri minerali ed il problema è ancora quantitativamente irrisolto.
Science, 20 Nov 98, Vol. 282, pg. 1398 - Richard A. Kerr - Il meteorite ALH84001costituito da circa 2 kg di roccia e trovato in Antartide, ma proveniente da Marte, può essere considerato il più studiato nella storia dei meteoriti. Le supposte tracce di vita rinvenute su questa roccia sono state analizzate in modo approfondito. Gli scienziati lo hanno sezionato, fotografato, e ne hanno analizzato i materiali organici. In un workshop tenuto ai primi di novembre presso la NASA di Houston sono state discusse infine le quattro linee di prova della presenza di vita: a) le forme minerali che sembrano batteri fossilizzati; b) le tracce di materia organica; c) le rosette di minerale forse prodotte dall’azione di batteri; d) i grani di magnetite che assomigliano a quelli prodotti da batteri. A conclusione però la maggior parte dei ricercatori hanno ritenuto che le prove di vita sono molto deboli e, se mai è esistita vita su Marte, il meteorite LHA84001 non ne offre una prova persuasiva. Circa il punto a) le forme tubolari e sferoidali trovate, ritenute batteri fossilizzati, hanno una sezione di soli 10 nanometri, molto più piccoli dei batteri terrestri e le strutture molecolari della vita sulla Terra occupano almeno il volume di una sfera di 200 nanometri; tutto ciò che è più piccolo di una sfera di 100 nanometri non può essere considerato un batterio. La struttura trovata nel meteorite a forma di “verme”, lunga 250 nanometri, è pure troppo sottile e può essere prodotta da materiali inorganici. Circa il punto b) gli idrocarburi aromatici policiclici (PAH) trovati in piccole concentrazioni e ritenuti prodotto di decadimento di strutture viventi non possono essere considerati prove credibili di forme di vita. Inoltre la scoperta della presenza di carbonio 14 di vita troppo breve, ha fatto anche pensare a contaminazione del reperto da parte di organismi terrestri, tuttavia altri meteoriti più antichi trovati in Antartide non hanno composti PAH che quindi sembrano provenire proprio da Marte. Circa il punto c) anche le rosette di carbonati trovati nelle fratture del meteorite non vengono considerate prove certe e possono essere state prodotte da processi inorganici. Il punto d), cioè i sottili grani di ossido di ferro, magnetite, lunghi 50 nanometri la cui forma è simile a quella prodotta dai batteri terrestri, lascia ancora discutere perché almeno il 25% dei grani hanno una sezione esagonale come quella prodotta da certi tipi di batteri terrestri. Il risultato è che nessuno degli elementi portati è conclusivo per l’esistenza della vita su Marte, ma è anche difficile una confutazione assoluta.
Science, 4 Dec 98, Vol. 282, pg. 1807 - Richard A. Kerr - Dal 26 al 28 ottobre scorso a Toronto, nella riunione annuale della Geological Society of America, sono state discusse le nuove acquisizioni su Marte.
Gli ultimi dati del Mars Global Surveyor (MGS), che orbita intorno al pianeta dal settembre 1997, rafforzano l’ipotesi che circa due miliardi di anni fa su Marte si sia formato un oceano che copriva un quarto della superficie del pianeta. Successivamente l’acqua è evaporata o si è concentrata nel sottosuolo o si è dispersa nello spazio. I dati provengono da Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) che ha identificato una linea di costa e l’area di depressione una volta ricoperta dall’acqua; l’altezza della scarpata è di circa 500 m. Nella prossima primavera, quando il MGS si porterà su un’orbita più vicina si potrà verificare l’ipotesi dell’oceano.
Lo studio della vita nel lontano passato è basato sui fossili, ma quando i fossili sono rari si ricorre all’analisi dei rapporti isotopici, questo perché gli esseri viventi preferiscono gli isotopi leggeri del carbonio e dell’ossigeno e quindi lasciano questa impronta anche se non rimangono tessuti fossilizzati. Alla riunione i geochimici hanno aggiunto un nuovo elemento per queste impronte: il ferro. L’effetto dei batteri sugli isotopi del ferro è un indicatore della vita più efficace degli isotopi del carbonio e dell’ossigeno. Gli organismi preferiscono l’isotopo 54 del ferro, il più leggero ed il più raro, rispetto al comune ferro-56. Queste analisi applicate alle più antiche rocce terrestri potrebbero confermare se la vita è sorta 3,8 miliardi di anni fa. Lo stesso metodo può essere applicato ai sottili grani di ferro trovati nel meteorite marziano ALH84001 per dedurre la loro origine dai batteri.
Le analisi trasmesse dalla rover del Path Finder sulle rocce di Marte hanno fatto pensare che alcune fossero simili alle andesiti, le rocce delle Ande emesse dai vulcani alimentati dalle zolle tettoniche di profondità, perché ricche di silice: 62% contro il 45-50% atteso. Non ci oggi sono segni di placche tettoniche su Marte, ma si potrebbe pensare che si siano avute due miliardi di anni fa quando Marte era più simile alla Terra. Si è obiettato che tutte le rocce vulcaniche sono più ricche di silice ed hanno anche rispetto alle andesiti un contenuto più alto di ferro e più basso in alluminio come quelle marziane e Marte è pieno di tracce di vulcanismo.
Science, 8 Jan 99, Vol. 283, pg. 157 - Govert Schilling - Circa 70 anni fa Plutone divenne il nono membro della famiglia dei pianeti del sistema solare, ma recentemente la International Astronomical Union (IAU) sta cercando adesioni per declassarlo come primo di una classe di Trans-Neptunian Objects (TNO) che comprenderebbe circa 10000 corpi minori. La discussione su Plutone è iniziata in realtà subito dopo la sua scoperta nel 1930 perché si riconobbe che Plutone era molto più piccolo degli altri pianeti, solo 2200 km di diametro, la sua orbita era stranamente molto allungata e non era né un corpo roccioso come la Terra né un gigante gassoso come Nettuno. Poi venne la scoperta di numerosi oggetti di ghiaccio TNO con orbite molto simili a quelle di Plutone, supercomete che secondo la teoria di Gerard Kuiper degli anni ‘50 dovevano popolare una cintura oltre Nettuno (la Kuiper Belt). Ad oggi sono noti più di 70 di questi oggetti e Plutone è il più grande.
Science, 28 May 99, Vol. 284, pg. 1441 - Bernice Wuethrich - Il Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) montato a bordo del Mars Global Surveyor che ruota attualmente intorno a Marte ha fornito una mappa accurata della topografia marziana con un’accuratezza di 13 m di quota, migliore di tante parti della Terra le cui quote sono note con tolleranze anche maggiori di 100 m. Le nuove mappe hanno rivelato dislivelli fino a 30 km e si è confermato che l’emisfero sud è più alto di circa 6 km dell’emisfero nord. La genesi di questi dislivelli è ancora in discussione: le ipotesi vanno dall’impatto con un grande asteroide, processi interni come una tettonica a placche tipo quella della Terra o effusione di lave che hanno sciolto la crosta settentrionale. Quest’ultima sembra l’ipotesi più attendibile infatti non ci sono prove evidenti di tettonica a placche e neppure segni di grandi crateri da impatto nell’emisfero nord; unico cratere da impatto e Hellas, a sud, profondo 6 km e largo2300 km. Un’altra scoperta è stata una calotta di ghiaccio nord più piccola di quanto creduto mentre la calotta sud è sorprendentemente più grande; supponendole ambedue formate da ghiaccio d’acqua, il volume di acqua è 4,7 milioni di kmc, un terzo meno di quanto stimato precedentemente e questo suggerisce che la maggior parte dell’acqua di Marte sia sfuggita nello spazio o sia intrappolata nel sottosuolo. Il MOLA continuerà a raccogliere dati per i prossimi 2 anni.
Science, 30 Jul 99, Vol. 285, pg. 649 - Mark Sincell - Astronomi giapponesi, usando il telescopio da Subaru da 8,3 m a Mauna Kea, nelle Hawaii e sfruttando il 9 giugno condizioni atmosferiche eccezionalmente favorevoli, hanno ottenuto la prima immagine da terra di Plutone e Caronte separati. Le analisi degli spettri hanno poi confermato che i due corpi hanno composizione diversa, Plutone è ricoperto da ghiaccio di azoto e Caronte da ghiaccio d’acqua, ed hanno indicato anche la presenza di etano in Plutone, ma non in Caronte. La differente composizione suggerisce che i due corpi si siano formati a seguito di una tramenda collisione così come è stato per la formazione della Luna.
Science, 24 Sep 99, Vol. 285, pg. 2105 - Friedrich Hörz - L’analisi delle rocce nel sito del Pathfinder (Ares Vallis 19,33 Lat. N e 33,55 Long. W), rimaste praticamente invariate da 2 miliardi di anni dopo la loro deposizione a seguito di un’alluvione catastrofica, ha permesso di evidenziare effetti di erosione eolica e di impatti da meteoriti. La presenza della piccola atmosfera di Marte, 0,6 mbar, condiziona le dimensioni del più piccolo cratere da impatto, quello prodotto dall’oggetto meno energetico che sopravvive all’attrito atmosferico. Sulla roccia detta Stimpy è evidente un cratere da impatto di 25 cm sulla parte superiore la cui albedo differisce da quella della restante parte arrotondata e quindi ha origine molto più recente di quella della sua formazione. Crateri più piccoli di pochi cm sono assenti su Marte.
Science, 1 Oct 99, Vol. 286, pg. 68 - Richard A. Kerr - Negli ultimi due anni i planetologi hanno simulato l’evoluzione in un sistema solare nascente dei protoplaneti dalla fase delle catastrofiche collisioni, per un tempo di circa a100 milioni di anni fino, ad una condizione stazionaria. Si è visto che piccole variazioni nelle traettorie iniziali producono risultati imprevedibili e caotici. Partendo da 22 embrioni di pianeti con una massa di 1/10 della Terra (circa la massa di Marte) l’evoluzione dinamica ha prodotto una coppia di pianeti di massa circa la metà della Terra orbitanti fra 1 e 0,5 AU, un terzo pianeta più piccolo si è posizionato a circa 1,5 AU, cioè nell’orbita di Marte. In un’altra simulazione due embrioni di pianeti, collidendo hanno formato un pianeta come la Terra ed una grossa Luna dal materiale proiettato intorno. Un simile impatto può aver rimosso da Mercurio la maggior parte della sua crosta rocciosa lasciando solo un nucleo ferroso. Successivamente alla loro formazione, piccole variazioni nelle dimensioni e posizione hanno potuto avere una serie di effetti in cascata sul destino geologico.e sullo sviluppo della vita. L’acqua in particolare è un elemento critico ed è ancora dibattuta la sua origine sulla Terra. In alcuni scenari alcuni embrioni planetari sono ricchi di acqua e gli ultimi impatti possono aver determinato la quantità di acqua finale. Anche la distanza dal Sole, anche questa determinata in modo caotico, è un fattore critico che fa la differenza fra Venere secca e la Terra ricca di acqua. La temperatura sulla Terra ha mantenuto l’acqua allo stato liquido. Anche se in origine la quantità di acqua fosse stata la stessa, il calore del Sole ha vaporizzato l’acqua di Venere ed ha messo in moto un effetto serra insieme all’anidride carbonica che alla fine ha disperso l’acqua nello spazio. Sulla Terra l’acqua allo stato liquido ha frenato il riscaldamento da effetto serra favorendo il deposito di carbonati negli oceani. Al contrario su Marte sono state le dimensioni più che la distanza dal Sole a provocare la perdita di acqua. Misurando il rapporto deuterio-idrogeno del vapore acqueo delle normali comete si trova che la maggior parte dell’acqua della Terra ha origine dagli embrioni di partenza e non dalle comete mentre quella attualmente presente su Marte deriva dalle comete. La presenza di acqua influenza anche il moto della tettonica a placche agendo come lubrificante ed abbassando la temperatura di fusione delle rocce del mantello. Venere senza acqua non ha tettonica a placche pur essendo simile alla Terra come dimensioni e riserve di calore interno. La presenza di piccole percentuali di zolfo hanno poi influenza sul destino del campo magnetico; lo zolfo abbassa il punto di fusione del ferro favorendo l’effetto dinamo che produce il campo magnetico.
Science, 1 Oct 99, Vol. 286, pg. 70 - Gretchen Vogel - La scoperta sulla Terra negli anni ‘70 di colonie di batteri a grandi profondità suggerisce che gli organismi viventi possono trarre energia da reazioni chimiche piuttosto che dal Sole. La scoperta poi di un oceano di acqua sotto la crosta ghiacciata di Europa, il satellite di Giove, ha allargato i luogli possibili alla vita nell’universo. La vita ha pochi requisiti essenziali, il primo è l’acqua , quindi una sorgente di energia ed una protezione contro le radiazioni. In una miniera d’oro del Sud Africa, in rocce che sono rimaste separate dalla superficie negli ultimi 2 miliardi di anni, gli scienziati hanno trovato colonie di batteri che vivono con ossidi di ferro e idrogeno; altri batteri sono stati trovati in Siberia in un permafrost di 3,5 miliardi di anni, e ciò sostiene le speranze di trovare vita su Marte nel permafrost sotterraneo. La ricerca della vita nello spazio si allarga a tutte le aree dove una sorgente di energia può mantenere l’acqua allo stato liquido e queste fonti di energia possono andare dalle maree gravitazionali alla radioattività interna. Così il satellite di Giove, Europa, sembra abbia un oceano liquido sotto una crosta di ghiaccio per il riscaldamento gravitazionale; le attrazioni contrastanti del Sole e di Plutone forniscono abbastanza energia da mantenere acqua liquida all’interno del satellite Caronte. Il calore interno per radioattività può liquefare il ghiaccio all’interno degli asteroidi fra Marte e Giove a 14 km sotto la superficie creando degli oceani profondi dove la vita può esistere. Diversi scienziati credono che si potrebbe trovare la prima vita extraterrestre dentro un asteroide o nella polvere interstellare. La vita potrebbe non richiedere la presenza di una stella, un pianeta come la Terra potrebbe essere eiettato fuori da un sistema solare, la sua atmosfera condensarsi e produrre un effetto serra che intrappola il calore prodotto dalla radioattività che sosterrebbe la vita per almeno 30 miliardi di anni, ma sarebbe praticamente impossibile scoprirlo. Si tratterebbe in ogni caso di forme primitive di vita perché animali e piante richiedono grandi quantità di energia. Molte speranze sulla ricerca della vita si ripongono sul Mars Polar Lander, la prossima sonda che arriverà su Marte.
Science, 10 Dec 99, Vol. 286, pg. 2135 - James W. Head III - Le terre basse occupano circa 1/3 della superficie di Marte nell’emisfero nord ed hanno avuto un ruolo importante nella sua storia climatica ed idrologica. Le misure eseguite dal Mars Global Surveyor (MGS) con il Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) ad alta risoluzione hanno messo in evidenza l’uniformità della superficie nell’emisfero nord e confermano l’ipotesi che si tratti di un bacino oceanico dove ha agito la sedimentazione. La presenza di diversi profili di linea di costa a terrazze fa pensare ad un progressivo ingrandimento del bacino; inizialmente si sono formati due bacini con una profondità di 500 m, successivamente il livello dell’acqua si è alzato a 1000 m ed i due bacini si sono interconnessi; i successivi livelli sono quelli di 1490 m e 1680 m.
Science, 14 Jan 2000, Vol. 287, pg. 218 - Richard A. Kerr - L’analisi dei dati forniti dal Mars Global Surveyor (MGS) indica come nell’emisfero nord di Marte ci siano segni di un’evoluzione in tempi remoti secondo una tettonica a placche. Il laser altimetro dello MGS ha permesso una mappatura dell’elevazione di Marte con un’accuratezza di 1,6 m. Combinando i dati topografici con quelli gravimetrici si ricava anche la densità delle rocce sotto la superficie e quindi lo spessore della crosta sopra il mantello. Mentre al polo sud lo spessore della crosta è di 75 km, al polo nord questa si riduce a 35 km e questo è lo spessore che ci si aspetta per un regime di tettonica a placche. Si fa l’ipotesi che su Marte un terzo della sua superficie si sia formata con questo tipo di crosta mentre sulla Terra se ne siano formati i tre quarti. Tuttavia non tutti concordano e ci potrebbero essere altri meccanismi con cui si sia formata questa crosta; uno di questi è un gigantesco flusso di lava al polo nord con successivo affondamento sotto il polo sud, meccanismo ipotizzato anche per Venere. L’area nord può essersi formata a seguito di un grande impatto nel primo mezzo miliardo di anni della formazione del sistema solare; in questo periodo Marte ha potuto avere anche un campo magnetico che richiede la presenza di un nucleo allo stato liquido ed un intenso scambio di calore con il mantello e la crosta esterna. Quando all’interno la temperatura diviene uniforme il meccanismo di geodinamo che produce il campo magnetico muore. Su Marte la fine del campo magnetico e dell’evoluzione della crosta è stata contemporanea.
Science, 3 Mar 2000, Vol. 287, pg. 1601 - David W. Mittlefehldt - Lo studio dei dati provenienti dal Mars Global Surveyor (MGS) sulla composizione globale della superficie di Marte indicano che la sua crosta si sia evoluta in modo diverso da quello della Terra. Il Termal Emission Spectrometer (TES) del MGS ha mostrato due distinti tipi di spettro, uno di rocce vulcaniche povere di silicio come il basalto, ed un altro di rocce vulcaniche ricche di silice più differenziate che si suppone simili alle andesiti. Le andesiti sulla Terra si formano dai vulcani nelle zone di subduzione della litosfera, ma la subduzione non si verifica su Marte e quindi il meccanismo di formazione dell’andesite deve essere diverso. Su Marte come sulla Terra ci sono due diversi tipi di terreni, uno antico a maggior elevazione ed uno più giovane a bassa elevazione. Sulla Terra quello antico è formato dalle croste continentali e quello recente dalle croste oceaniche, su Marte vi è una netta divisione fra emisfero sud, più antico fortemente craterizzato e basaltico, ed emisfero nord formato da bassopiani più giovani ed a composizione più differenziata. Ciò che risulta ancora inspiegabile è come una roccia differenziata si sia formata in modo così esteso ed in zone dove la crosta è sottile. Rocce tipo andesite sono state riconosciute dallo Alfa Proton X-ray Spectrometer del Mars Pathfinder nelle vicinanze del Lander e questa era stata già una sorpresa, ora il TES induce a ritenere che un’ampia superficie del pianeta sia formata da questo materiale.
Science, 4 Aug 2000, Vol. 289, pg. 714 - Richard A. Kerr - Fino agli anni ‘90 Marte appariva come un pianeta geologicamente morto benché ci fosse la convinzione che 1-2 miliardi di anni fa vi fosse acqua in abbondanza ed una spessa e calda atmosfera. Ora però i planetologi, dall’analisi dei meteoriti marziani e dalle immagini del Mars Global Surveyor (MGS) che orbita dal 1997, scoprono segni di presenza di acqua liquida anche vicino alla superficie. Si scoprono anche prove che Marte sia ancora vulcanicamente attivo e ci sia ancora calore sotterraneo. La datazione dei 14 meteoriti marziani estratti da grandi impatti ha distinto un gruppo più antico fra cui il meteorite Nakhla di 1,3 miliardi di anni fa ed un gruppo più giovane di 165 milioni di anni fa (4% dell’età di Marte) formato da rocce che hanno dovuto contenere acqua. Si ipotizza che Marte abbia subito diversi episodi di inondazioni termotettoniche dovute a convulsioni vulcaniche con emissioni di anidride carbonica che hanno prodotto effetti serra durati anche 100000 anni con clima umido e temperato per poi tornare alla condizione attuale.
Science, 18 Aug 2000, Vol. 289, pg. 1119 - Andrew Lawler and John MacNeil - La scorsa settimana la NASA ha deciso di inviare su Marte due rover con la missione del 2003. Inizialmente si era deciso per un solo rover, ma Dan Goldin ha insistito per due per aumentare le probabilità di successo considerando il fatto che l’allineamento planetario del 2003 si ripeterà solo nel 2018. I due rover avranno lo stesso meccanismo di atterraggio, paracadute e air bag per attutire l’impatto come il famoso Pathfinder del 1997, ma una maggiore mobilità, circa 100 m al giorno, massima distanza raggiunta dal rover del Pathfinder, e porteranno nuovi strumenti fra cui un microscopio ed un visore per analizzare le rocce, spettrometri ed un dispositivo per asportare lo strato superficiale delle rocce. Lo scopo principale sarà quello di capire la geologia marziana ed il ruolo avuto dall’acqua. Poiché la Casa Bianca ha rifiutato nuovi fondi per il bilancio del 2001 ed anche dal Congresso non ci sono speranze, la NASA dovrà trovare da altri programmi i 200 milioni di US$ aggiuntivi sul totale che ora raggiunge i 600 milioni di US$. Si tratterà allora di spostare le date di lancio degli altri progetti o di lasciarne cadere qualcuno. C’è da ripensare alla missione su Plutone alla fine di questa decade ed al progetto dell’Extreme Ultraviolet Explorer.
Science, 25 Aug 2000, Vol. 289, pg. 1305 - David Stevenson - Le misure del magnetometro della sonda Galileo intorno a Europa, il satellite di Giove, mostrano un campo magnetico che sembra indotto da quello di Giove per effetto della presenza di uno strato conduttore sotto la superficie. La spiegazione più ovvia sembra essere che ci sia un oceano di acqua salata sotto una crosta di ghiaccio. Europa ha una dimensione come la Luna ed una composizione come quella della Terra, ma sembra avere all’esterno uno strato di acqua spesso 100 km che può essere liquida o solida. La superficie appare ghiacciata ed attraversata da fratture e deformazioni prodotte dalle forze di marea esercitate da Giove. Sono state portate prove teoriche, geologiche e spettrografiche sulla presenza di un oceano sotto la superficie di Europa, ma tutte sono contestabili, la prova del campo magnetico è invece particolarmente forte perché le misure del campo rispecchiano il modello di uno strato sferico di acqua salata che avvolge il satellite. La presenza di acqua allo stato liquido fa di Europa un ambiente promettente per cercarvi tracce di vita passata o presente.
Science, 15 Sep 2000, Vol. 289, pg. 1853 - Richard A. Lovett - Studiando le ultime foto ad alta risoluzione della calotta polare sud di Marte gli scienziati hanno trovato ulteriori indizi dei suoi movimenti. Alcune caratteristiche delle immagini che mostrano degli strani disegni radiali vengono indicate come “ragni neri” (black spiders) e “ventagli scuri” (dark fans). Si è supposto che i “ragni” siano canali sotterranei gassosi visibili attraverso il ghiaccio marziano trasparente; getti violenti di questi gas che trasportano polveri possono poi ricadere sulla superficie a forma di ventagli lunghi centinaia di metri. Queste formazioni sono parte della dinamica dell’atmosfera marziana un terzo della quale si deposita ogni inverno sulle calotte polari. In primavera invece il sole vaporizza10 kg di CO2 per mq e per giorno equivalente a 1 cm di spessore. I canali sotterranei che costituiscono le gambe dei “ragni” raccolgono il gas fino alle estremità dove si forma una fontana che lo eietta con velocità di 50 m/s e lo distribuisce a ventaglio insieme alle polveri. Ciò richiede che il ghiaccio di CO2 sia trasparente in superficie in modo che i raggi del sole possano penetrare almeno di mezzo metro. Secondo un altro meccanismo proposto il ghiaccio si libera delle particelle di polvere perché queste assorbono in profondità la radiazione solare riscaldandosi e facendo evaporare la CO2 vicina, la particella di polvere può così scendere per gravità sempre più in basso o essere eiettata fuori se è molto vicina alla superficie.
Science, 15 Sep 2000, Vol. 289, pg. 1909 - A. S. Yen - Nel 1976 i Lander dei Viking eseguirono sulla superficie di Marte una serie di esperimenti per trovare prove della presenza di vita. Alla fine non furono evidenziate reazioni biologiche, ma il suolo di Marte, fino a 10 cm di profondità fu trovato chimicamente reattivo. Aggiungendo del vapore acqueo ai campioni di suolo venne emesso dell’ossigeno in notevole quantità e le soluzioni organiche nutrienti vennero decomposte una volta a contatto con il suolo. Si verificò anche la mancanza di ogni traccia di molecole organiche anche quelle portate normalmente dai meteoriti. Questi risultati accreditarono l’ipotesi della presenza di sostanze ossidanti reattive sul suolo marziano. Ora misure di laboratorio con materiali basaltici come quelli riconosciuti dalle analisi spettrometriche del Mars Global Surveyor ed in condizioni simulate di atmosfera e temperatura ambiente marziana si è dimostrato che le radiazioni ultraviolette (UV) inducono la produzione e la ritenzione di ioni superossidi molto reattivi.
Science, 22 Sep 2000, Vol. 289, pg. 2065 - Richard P. Binzel - Il primo gennaio 2001 è il bicentenario della scoperta di Cerere da parte del monaco italiano Giuseppe Piazzi attraverso l’analisi di un catalogo stellare. L’orbita, calcolata con il contributo del matematico Gauss, mostrò che il nuovo corpo si trovava in una posizione fra Marte e Giove dove l’ungherese Zach, alla fine del 1800, aveva ipotizzato la presenza di un altro pianeta in base alla relazione di Titus-Bode sulle distanze planetarie. Grande fu la sorpresa quando in breve tempo molti altri corpi furono scoperti in orbite vicine, Pallade nel 1802, Giunone nel 1804 e Vesta nel 1807, facendo supporre che il pianeta cercato fosse in pezzi. Herschel diede a questa nuova famiglia di corpi il nome di asteroidi. Il numero di scoperte crebbe continuamente e nel 1867 l’astronomo americano Kirkwood notò degli intervalli vuoti fra gruppi di orbite corrispondenti alle risonanze prodotte dal pianeta Giove che quindi era responsabile della mancata formazione di un grande pianeta. Dal 1960 alla fine degli anni ‘70 si sviluppò la scienza planetaria e gli asteroidi furono studiati nelle loro diversità che indicavano storie diverse, così Cerere ha un basso albedo e sembra formata da condriti carbonacee primitive mentre Vesta ha una superficie lavica e quindi ha subito processi di riscaldamento e rifusioni. Negli anni ‘90 le missioni spaziali permisero le prime visioni ravvicinate degli asteroidi con la missione Galileo e lo Hubble Space Telescope (HST) fino alla missione dedicata NEAR (Near-Earth Asteroid Rendezvous) della NASA che raggiunge l’asteroide 433 Eros, un frammento di forma irregolare ,che viene studiato nella sua morfologia, composizione e struttura interna. Entrando nel terzo centenario della loro scoperta gli asteroidi cominciano ad esser visti anche sotto l’aspetto geologico e geofisico.
Science, 15 Jun 2001, Vol. 292, pg. 2026 - Christopher F. Chyba - Le recenti esplorazioni planetarie hanno mostrato che l’acqua allo stato liquido si trova in molti corpi celesti come nelle grandi lune di Giove, Europa, Ganimede e Callisto che sembra abbiano vasti oceani salati sotto la loro crosta di ghiaccio. Poiché la vita biologica richiede acqua allo stato liquido, questo fatto acquista grande importanza nelle ricerche di biologia extraterrestre, ma la vita richiede anche energia e, se non è presente la luce diretta per consentire la fotosintesi, la si deve ricercare nel disequilibrio chimico dell’ambiente. Nel caso di Europa il bombardamento di particelle cariche accelerate dal campo magnetico di Giove produce acqua ossigenata ed altri ossidanti con emissione di idrogeno che sfugge nello spazio. Questi ossidanti si formano però in massima parte sulla superficie ghiacciata e non si sa quanta parte raggiunge l’oceano sottostante, c’è però la quota di ossidanti prodotta per le radiazioni emesse dal potassio 40 sia nella crosta di ghiaccio che nell’oceano stesso. La formazione di biomasse richiede poi la disponibilità di carbonio che è abbondante nelle condriti carboniose costituenti della nebulosa planetaria da cui si sono formati i satelliti di Giove.
Science, 31 Aug 2001, Vol. 293, pg. 1581 - Richard A. Kerr - Le condriti sono il tipo più comune di meteoriti e risalgono alla formazione del sistema solare da un disco di gas e polveri 4,6 miliardi di anni fa, ma non esiste ancora una teoria su come si siano formate. La scoperta è di circa duecento anni fa quando il chimico inglese Edward Howard osservò che quattro rocce trovate in Inghilterra ed in India erano composte allo stesso modo: da sferule delle dimensioni di millimetri per il 50-80%, nichel in grani, un minerale ora riconosciuto come solfuro di ferro ed una matrice di materiale che fungeva da legante. Per spiegare come lo stesso tipo di roccia fosse stato trovato in luoghi così distanti, Howard concluse che proveniva dallo spazio. Nel 1877 un altro scienziato inglese, Henry Clifton studiò la struttura delle condrule tagliate in lamine sottili fino alla trasparenza e dalla struttura cristallina dedusse la loro origine in presenza di alte energie, 1500-1800 °C, poi raffreddate bruscamente; suppose quindi che si trattasse di materia cosmica formatasi quando le condizioni che ora si trovano vicino al Sole si estendevano fino a grande distanza e non si erano ancora formati i pianeti. Gli studi sulle meteoriti si sono sviluppati solo dopo la seconda guerra mondiale ed hanno utilizzato strumentazione avanzata come gli spettrometri che permettono la determinazione precisa della composizione chimica ed isotopica dei materiali. Oggi le condriti sono divise in quattro classi e 12 subclassi e sono di composizione simile al Sole, durante la loro formazione sono rimaste allo stato liquido solo per giorni, raffreddati in ore o giorni e quindi aggregati con altri materiali di origine più antica. Non esiste però una teoria precisa sulla loro formazione nonostante il grande lavoro fatto. Si cerca un approccio sulla base di un modello astrofisico da provare con dati geochimici. La teoria più accettata è che si siano formate con il violento vento di radiazioni X prodotto dal primo Sole. Il prossimo mese si terrà a Roma il congresso annuale della Meteoritical Society che comprende 1000 membri e ci saranno più di 100 presentazioni.
Science, 7 Sep 2001, Vol. 293, pg. 1779 - Paul D. Spudis - La Luna ha subito nell’ultima decade diverse campagne di esplorazione; nel 1994 la missione Clementine ha eseguito la mappatura della sua topografia, 4 anni più tardi il Lunar Prospector ne ha fatto la mappa chimica e gravimetrica da un’orbita bassa e tutto ciò ha aumentato le nostre conoscenze sul suolo lunare basate essenzialmente sui campioni di rocce lunari portati dalle missioni Apollo. Questi campioni indicavano che gli altipiani della Luna erano ricchi di alluminio e poveri di ferro e magnesio e ciò è stato confermato dalle ultime analisi. Si ritiene ormai che la roccia ricca di alluminio è costituita da anortosite che si forma quando le rocce fuse cristallizzano lentamente permettendo alle componenti più leggere contenenti alluminio di affiorare alla superficie e questo dimostra che le zone più alte si sono formate da un oceano di magma. La composizione isotopica dell’anortosite indica inoltre che questo oceano di magma si è formato agli inizi dell’evoluzione della Luna dopo il grande impatto della Terra con un enorme asteroide. I mari lunari si sono formati con il vulcanismo basaltico attivo da 4,3 a 3 miliardi di anni fa dopo la solidificazione dell’oceano di magma facendo affiorare rocce più ricche di ferro e titanio. Anche i grandi impatti hanno portato in superficie strati profondi più ricchi di ferro. Le due ultime missioni hanno inoltre indicato la presenza di acqua nelle zone permanentemente in ombra dei poli ed i depositi sono il prodotto degli impatti di elementi volatili negli ultimi 2-3 miliardi di anni. L’ammontare, la composizione e la natura fisica di questi depositi saranno oggetto di future missioni che useranno immagini radar per queste misurazioni.
Science, 28 Sep 2001, Vol. 293, pg. 2365 - Alexander Hellermans - L’esplorazione della Luna è di nuovo di moda. La prossima settimana scienziati giapponesi ed europei presenteranno nuove missioni per esplorare l’interno e la superficie del nostro satellite. Dopo la missione dell’Apollo 17 nel 1972 e le altre due missioni USA del Clementine (1994) e Lunar Prospector (1998), la Luna è stata praticamente ignorata benché ci siano ancora molti misteri da svelare sulla sua origine ed evoluzione. Il nuovo e più ambizioso progetto è il giapponese Selene che costerà 350 milioni di US$ e porterà 200 kg di strumenti. Sarà lanciato nel 2005, avrà 14 sensori fra cui spettrometri a raggi X e gamma per caratterizzare gli elementi della superficie e uno spettrometro a raggi alfa per analizzare le radiazioni emesse dal gas radon e dal polonio; un sistema di ripresa stereoscopico inoltre eseguirà la mappa topografica della superficie. La qualità e la precisione degli strumenti usati fornirà dati superiori a quelli già in nostro possesso. Una seconda sonda giapponese è la Lunar-A da 100 milioni di US$ che girerà nel 2005 a 40 km dalla superficie della Luna e lancerà due “penetrators”, proiettili da 80 cm che bucheranno la superficie per alcuni metri in due punti opposti della Luna e monitoreranno le onde sismiche che attraversano il nucleo per misurarne le dimensioni e se si trova allo stato liquido. Si potrà anche misurare il calore che si trasmette nella crosta e quindi la temperatura interna. Gli obiettivi dell’ESA sono più modesti. La sonda Smart-1 servirà a provare nuove tecnologie come la propulsione ionica per una futura missione su Mercurio. La sonda da 80 milioni di US$, dopo il lancio alla fine del 2002, impiegherà 16 mesi per raggiungere la Luna usando solo la luce del Sole per la propulsione. I pannelli solari forniranno l’energia per ionizzare ed accelerare atomi di xenon per la propulsione. Lo Smart-1 avrà 6 sensori per un peso complessivo di 15 kg che misureranno le abbondanze relative di ferro, magnesio ed alluminio sulla superficie della Luna per paragonarle con quelle della Terra. Specialmente il rapporto magnesio/ferro servirà a indicare se Luna e Terra hanno una comune origine.
Science, 9 Nov 2001, Vol. 294, pg. 1258 - Richard A. Kerr - La presenza di un oceano di acqua liquida sotto una crosta di ghiaccio a -170 °C nel satellite di Giove, Europa, ha reso questo corpo celeste interessante per gli astrobiologi subito dopo Marte. Il problema dibattuto è ora a che profondità si trova l’acqua sotto la crosta di ghiaccio; uno spessore troppo grande potrebbe rendere problematica l’esistenza di forme di vita. Negli ultimi 10-20 anni si è supposto che fosse ghiacciato uno strato di 20-30 km dei 100 km circa di acqua che ricoprono il nucleo di roccia e che l’energia indotta dai moti mareali di Giove impedisse all’acqua di ghiacciare fino al fondo. Quest’idea era rafforzata dalle fotografie fornite dalla sonda Galileo che mostravano sulla superficie picchi e duomi di circa 10 km spaziati di 20 km. Altri scienziati interpretano le fratture visibili nelle immagini Galileo come una prova che l’acqua non è lontana dalla superficie, ma solo di pochi km. Una nuova analisi basata sullo studio dei crateri di impatto che presentano picchi centrali dimostra però, mediante modelli di simulazione al computer, che lo spessore non può essere inferiore a 3-4 km ed altre analisi lo portano a più di 6 km e questo indebolisce la teoria di uno spessore sottile.
Science, 7 Dec 2001, Vol. 294, pg. 2107 - David A. Paige - Da quando il Mars Global Surveyor (MGS) è arrivato su Marte nel 1997 ha rinviato più di 33 terabit di dati che hanno rivoluzionato le nostre idee sul pianeta. Le caratteristiche della superficie del pianeta sono state interpretate come prova di una recente presenza di acqua e l’osservazione delle calotte polari e del ciclo dell’anidride carbonica che si deposita su di esse hanno mostrato una variazione annuale che fa pensare ad un cambiamento progressivo dell’ambiente marziano. L’atmosfera di Marte è composta essenzialmente da anidride carbonica con una pressione sulla superficie di circa 6 mbar, meno di 1/100 di quella sulla superficie terrestre; le variazioni stagionali di temperatura fra i due poli fanno condensare l’anidride carbonica in forma solida sui poli durante l’inverno e la fanno sublimare d’estate, la temperature è invece troppo bassa per permettere un ciclo simile per l’acqua. L’equilibrio termico condiziona la quantità totale di anidride carbonica nell’atmosfera e nel passato le variazioni quasi periodiche dell’eccentricità dell’orbita e dell’obliquità dell’asse di rotazione hanno modificato fino ad un fattore 2 la quantità di radiazione incidente sui poli; questo fa pensare che nel passato si siano verificate cambiamenti globali nell’atmosfera del pianeta. Ora le immagini ad alta risoluzione delle calotte polari mostrano una progressiva ritirata da 1 a 3 m delle calotte e si calcola che la massa dell’atmosfera marziana aumenta di circa l’1% ogni 10 anni marziani. Proseguendo l’osservazione nelle prossime dieci rivoluzioni si potrà meglio valutare il fenomeno confrontando anche le prime immagini delle calotte polari fornite dal Mariner 9 nel 1973 e dal Viking nel 1976.
Science, 5 Apr 2002, Vol. 296, pg. 27 - Richard A. Kerr - Un gruppo di ricercatori ha riferito che un asteroide di 1 km di diametro denominato 1950 DA ha una probabilità su 300 di colpire la Terra il 16 marzo 2880 rilasciando un’energia di 10000 megatoni. Il calcolo si basa solo sulla meccanica di Newton e l’incertezza deriva dal modo con cui l’asteroide ruota su se stesso. L’asteroide era stato perso dopo la sua scoperta e fu ripreso infine il capodanno del 2000 da un telescopio automatico alla ricerca di corpi pericolosi. I dati del telescopio e quelli delle osservazioni radar hanno permesso la previsione dell’orbita considerando 15 incontri ravvicinati con la Terra e Marte. Le incertezze sul calcolo meccanico dipendono dagli effetti galattici, dalla perdita di massa del Sole, dalla forma dell’asteroide, dall’incertezza della massa dei pianeti e dalla pressione di radiazione del Sole. Questi effetti possono spostare l’incrocio con l’orbita terrestre pochi giorni prima o dopo la finestra di 20 minuti in cui è possibile la collisione, ma l’incertezza maggiore è dovuta all’effetto Yarkovsky previsto da un ingegnere russo di questo nome che riconobbe come la superficie più riscaldata dell’asteroide, ruotando in presenza di polveri, può agire come un razzo spostandone l’orbita. La probabilità potrebbe allora aumentare o ridursi a zero. Nei prossimi 30 anni è necessario verificare se la minaccia tende a crescere; in questo caso una soluzione sarebbe di cospargere l’asteroide con fuliggine o gesso polverizzato per rinforzare o ridurre l’effetto Yarkovsky allontanandolo dalla Terra; un’altra soluzione sarebbe di avvolgerlo con una membrana di mylar riflettente.
Science, 10 May 2002, Vol. 296, pg. 1037 - H. J. Melosh - Nel 1991 è stato scoperto in Argentina, vicino alla cittadina di Rio Cuarto, un cratere da impatto molto allungato prodotto sembra da un piccolo asteroide di 150-300 m di diametro che circa 10000 anni fa ha colpita la Pampa con un angolo minore di 7° alla velocità di circa 25 km/s. Angoli di impatto piccoli come 7° sono molto rari, uno su 67 in media, e, combinando l’evento con le dimensioni e negli ultimi 10000 anni, risulta estremamente improbabile anche se non impossibile. Successivamente però immagini da satellite hanno evidenziato la presenza nella zona di circa 400 depressioni allungate di uguale morfologia ed a questo punto l’ipotesi più probabile è l’azione del vento su depositi di limo (loess). Tuttavia in queste depressioni sono state trovati meteoriti e tectiti, rocce vetrificate che si formano negli impatti; i meteoriti sono però di tipi diversi, condriti ed acondriti che non possono provenire da un singolo meteorite e con il carbonio 14 sono stati datati in tempi diversi, 36000 e 52000 anni. Molto più antiche sono poi le tectiti, di 500000 anni, e distribuite in un’area molto vasta grande quanto il Texas, si suppone quindi che siano state prodotte da un evento più catastrofico di mezzo milione di anni fa.
Science, 13 Sep 2002, Vol. 297, pg. 1785 - Richard A. Kerr - La scorsa settimana la NASA ha annunziato di essere ben avanti nel suo obiettivo di individuare il 90% degli asteroidi che minacciano la Terra entro la fine di questa decade. Tuttavia nel caso si scopra che uno di questi oggetti di qualsiasi dimensione sia in rotta di collisione con la Terra, nessuno sa che cosa fare. La minaccia degli asteroidi è completamente determinabile, ma i planetologi devono imparare ancora molto sulla loro costituzione prima di sapere come agire. Sulla base degli attuali risultati, il numero di asteroidi che attraversano l’orbita terrestre o Near Earth Asteroids (NEA) con un diametro uguale o maggiore di 1 km, capaci quindi di causare danni gravi o irreparabili all’ambiente, sono tra 700 e 1200 e con l’attuale frequenza di scoperta il numero minimo raggiungerà le 1000 unità; attualmente ne sono stati osservati 635 e sono sotto costante controllo. Statisticamente asteroidi da 1 km colpiscono la Terra ogni poche centinaia di migliaia di anni, ma un oggetto da 300 m può colpire ogni 60000 anni. Migliorando la tecnologia delle immagini telescopiche si potranno presto mettere sotto controllo corpi da 200-300 m che nel caso di impatto sull’Atlantico potrebbero provocare disastrose onde anomale (tsunami) sulle coste. Il rilevamento degli oggetti subchilometrici costerebbe molto più dei 4 milioni di US$ annuali attualmente impegnati, un nuovo telescopio richiederebbe un costo iniziale di 95 milioni di US$ e dovrebbe essere interamente dedicato a questo scopo per 10 anni, ma il problema più grave è decidere quali provvedimenti adottare per deviare la traiettoria dell’oggetto in rotta di collisione. Fra le possibilità sono quella di un’esplosione nucleare vicina, di applicare un motore a razzo, di creare un jet di rocce vaporizzate focalizzando la luce del Sole con un gigantesco specchio. L’efficacia di ogni metodo dipende però dalla particolare natura dell’asteroide, se è formato da rocce solide o ammassi di pietrisco o rocce coperte da polveri. Per acquisire queste conoscenze è necessario inviare delle missioni interplanetarie per l’osservazione diretta e questo richiederà circa 1,5 miliardi di US$ e 25 anni oltre 3 miliardi di US$ per realizzare metodi pratici di deflessione per tutti i tipi di asteroidi.
Science, 29 Nov 2002, Vol. 298, pg. 1706 - Oliver Morton - Venere è il pianeta più vicino alla Terra e di dimensioni quasi uguali, ma tutte le agenzie spaziali non ne parlano. La ragione è la mancanza di acqua e Venere con la sua temperatura superficiale di 460 °C ne è priva. Benché sia inospitale il pianeta Venere non è stato però completamente ignorato. Questo mese l’ESA ha approvato una missione per studiare l’atmosfera del pianeta da lanciare nel 2005, ma si tratta di un progetto economico che sfrutta strumentazioni del Mars Express e di Rosetta con una sonda che è la copia di quella del Mars Express; il progetto non è studiato espressamente per studiare Venere e per il momento è stato quasi cancellato per motivi di budget. Anche il Giappone ha un piano per lanciare una sonda per lo studio della sua atmosfera nel 1007 o più tardi, ma i planetologi del JPL della NASA ritengono che ci sono poche speranze di trovare tracce di vita anche antiche e Venere si trova sul fondo della lista. Tuttavia alcuni planetologi cominciano a pensare che può essere sbagliato assumere che Venere non abbia possibilità di avere luoghi favorevoli alla vita come Marte o Europa ed i ricercatori hanno iniziato a scrivere e presentare idee sulla vita su Venere e sul modo di studiarla. Le possibilità di vita sul pianeta Venere primitivo non sono state diverse da quelle di Marte. Successivamente su Marte l’acqua superficiale si è congelata e la vita può essere stata costretta a migrare sottoterra dove si dovrebbe cercarla. Su Venere il problema è al contrario il calore di un forte effetto serra che ha fatto evaporare tutta l’acqua e la vita potrebbe essere migrata nell’atmosfera alle quote dove l’acqua condensa e le gocce potrebbero contenere microbi. Anche se le nubi di Venere contengono alte concentrazioni di acido solforico, i microbi potrebbero sopravvivere in questi ambienti perché sulla Terra sono stati scoperti batteri in ambienti anche più acidi. Una possibile sorgente di energia che possono avere i microbi venusiani sono le radiazioni ultraviolette. Tuttavia non sarà facile portare sulla Terra campioni delle nuvole di Venere, un sistema è di sfruttare una combinazione della tecnica di aerobraking usata su Marte e di quella di raccolta di campioni sperimentata nella missione Stardust. Inoltre, benché Stati Uniti ed Unione Sovietica abbiano inviato più di 20 sonde su Venere negli anni ‘60, ‘70 e ‘80, molti problemi, sulla sua atmosfera e superficie e sulla loro interazione sono ancora senza risposta e nessuna delle grandi agenzie spaziali mostra interesse. La conoscenza di Venere invece potrebbe essere importante in vista delle prossime ricerche su pianeti simili alla Terra intorno ad altre stelle.
Science, 17 Jan 2003, Vol. 299, pg. 336 - Richard A. Kerr - Il sistema dei satelliti galileiani di Giove sembra una versione in piccolo del nostro sistema solare, ma i planetologi ora dubitano che si siano formati allo stesso modo. Secondo le teorie correnti i satelliti di Giove devono essersi formati mentre Giove era a metà del suo sviluppo, ma i dati provenienti dalla sonda Galileo contrastano con questa spiegazione; soprattutto Callisto è un satellite troppo immaturo. Alla riunione dell’American Geophisycal Union gli specialisti di dinamica planetaria hanno proposto una nuova teoria: un’origine da un sottile disco orbitante intorno al pianeta Giove già completo. La sonda Galileo è passata vicino a ciascun satellite di Giove misurando le piccole variazioni della loro gravità che rivelavano la natura del loro interno; è risultato che Io è formato tutto da rocce, Europa ha un nucleo di roccia ed un mantello di acqua e ghiaccio, Ganimede e Callisto sono per metà roccia e per metà ghiaccio. In Ganimede la roccia è separata dal ghiaccio formando un nucleo, ma in Callisto non c’è completa separazione. Se i satelliti si fossero formati da un denso disco di gas e detriti solidi insieme a Giove questi li avrebbe riscaldati a 1000 °C e non avrebbero potuto mantenere l’acqua. I satelliti si sarebbero formati in meno di 1000 anni, il calore prodotto dagli impatti avrebbe provocato la separazione fra rocce e acqua, inoltre ogni corpo che si formava sarebbe stato attratto dal corpo centrale e tutti i satelliti sarebbero caduti su Giove in meno di 100 anni. La conclusione è che i satelliti si sono formati lentamente dopo la formazione di Giove che avrebbe respinto intorno a sé gas e detriti concentrandoli in un disco esterno. Calcoli dettagliati hanno mostrato che i satelliti si sono formati con l’1-2% della massa di Giove in 100000 anni o più e questo lento processo ha permesso ai satelliti di ingrandirsi perdendo calore e mantenendo bassa la temperatura, ciò avrebbe impedito una completa separazione fra roccia e ghiaccio in Callisto. La nuova teoria sembra andare d’accordo con le presenti osservazioni sui satelliti di Giove. Ulteriori informazioni si attendono dalla sonda Cassini quando arriverà nei pressi di Titano, il grande satellite di Saturno.
Science, 11 Apr 2003, Vol. 300, pg. 234 - Richard A. Kerr - Dagli ultimi dati forniti dalle sonde che orbitano su Marte, si è costatato che metà del pianeta rosso è stato incrostato di ghiaccio nel recente passato. Le zone a latitudine elevata sono ricoperte da ghiaccio sporco, ma vi sono anche prove che negli ultimi milioni di anni strati di ghiaccio coprivano latitudini più meridionali. Marte ha la tendenza a periodiche oscillazioni nell’inclinazione dell’asse e questa instabilità ha provocato durante la storia del pianeta una successione di ere glaciali estese fino all’equatore. La presenza di ghiaccio è stata confermata dalla sonda Mars Odyssey con i suoi rivelatori di raggi gamma e di neutroni che hanno la capacità di rivelare la presenza di acqua fino ad un metro sotto la superficie. Le misure mostrano che il ghiaccio si trova sotto diversi centimetri di suolo asciutto in ambedue gli emisferi dai poli fino a latitudini di 60° e nell’area sud il ghiaccio costituisce il 40-73% del volume del suolo. Le strane gole (gullies) osservate si possono spiegare come prodotti da flussi di acqua o fango viscoso dovuti allo scioglimento del ghiaccio. Le migrazioni del ghiaccio sono attribuite ormai alle oscillazioni dell’asse di rotazione. Gli studiosi di dinamica planetaria confermano queste oscillazioni. Marte manca di un grande satellite come la Luna che lo stabilizza contro l’influenza di Giove e l’oscillazione avviene circa ogni 100000 anni. Nelle ultime migliaia di anni l’asse di Marte si è spostato di pochi gradi rispetto alla presente inclinazione di 25,2°, ma nell’ultimo mezzo milione di anni l’asse ha oscillato da un minimo di 15° ad un massimo di 35°. Questa oscillazione non cambia l’energia solare totale che Marte riceve, ma comporta forti variazioni stagionali. Con 35° di inclinazione, durante l’estate i poli sono molto più caldi e l’acqua delle calotte di ghiaccio sublima nell’atmosfera e poi viene intrappolata alle basse latitudini più fredde sotto forma di neve e ghiaccio. Tornata l’inclinazione a valori bassi, il ghiaccio ritorna sui poli sublimando dalle medie latitudini e lasciando strati di polvere incrostata soggetta all’effetto dei venti. Le nuove missioni su Marte che stanno per partire indagheranno su questi problemi. Il Mars Express dell’ESA ha un radar capace di penetrare in profondità più di quanto non possa fare Odyssey.
Science, 6 Jun 2003, Vol. 300, pg. 1496 - Richard A. Kerr - Le immagini riportate dalle sonde che orbitano su Marte mostrano valli fluviali ed effetti di erosioni provocate da flussi d’acqua durante il suo primo miliardo di anni. Tuttavia i modelli climatici ci dicono che Marte doveva essere allora anche più freddo di ora, incapace di avere pioggia o neve. C’è una completa discordanza fra la geomorfologia che parla di pioggia ed i modelli climatici che la considerano impossibile. In questi ultimi anni la geomorfologia è in vantaggio. Nuove analisi delle prime misure dirette della topografia marziana hanno rinforzato l’idea della presenza di flussi di acqua. L’acqua su Marte significa un pianeta più ospitale nel suo primo periodo e la possibilità che la vita vi sia iniziata. Rimane il problema della temperatura; forse Marte era come le valli dell’Antartico dove la neve si scioglie e scorre sotto in fiumi di breve durata durante l’estate, o forse piove solo in rari periodi estivi. La discussione iniziò con la missione Viking degli anni ‘70. Le sonde Viking hanno riportato immagini di formazioni del terreno che indicano scorrimento delle acque. Il Mars Surveyor che arrivò nel 1997 portò il Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) che fornì una mappa topografica quotata con la precisione di pochi metri in altezza. Da questa mappa è possibile distinguere se un terreno è di tipo terrestre o lunare ed il terreno di Marte è qualcosa di intermedio, misto fra erosione fluviale e craterizzazione. Non c’è stata mai un’erosione da pioggia tale da dominare l’intensa craterizzazione di 3,9 miliardi di anni fa ed il flusso dell’acqua non ha avuto la possibilità di modificare la forma iniziale del terreno, ma i dati del MOLA indicano che le tracce di erosione sono state provocate dalle precipitazioni. La combinazione dei dati MOLA e delle immagini fotografiche indicano che c’è una rete di valli superiore alle stime precedenti. Ci sono state quindi precipitazioni, ma non le condizioni di un pianeta caldo e umido. In un periodo di tempo fra mezzo ed un miliardo di anni sono stati asportate poche centinaia di metri di terreno e questa è l’erosione che la pioggia e lo scioglimento delle nevi provoca sulla Terra in 1-10 milioni di anni su una regione desertica. Si pensa anche che grandi impatti di asteroidi possono aver interessato grandi quantità di ghiaccio e provocato piogge per decenni. Su Marte ci può essere stato abbastanza caldo da sciogliere le nevi nel pieno dell’estate solo quando il suo asse si inclina abbastanza ogni pochi milioni di anni.
Science, 20 Jun 2003, Vol. 300, pg. 1882 - Andrea Milani - Il rischio di impatto sulla Terra di un asteroide o di una cometa è reale. La superficie della Luna è coperta da crateri causati da antichi e recenti impatti. La Terra ha subito lo stesso bombardamento, ma la sua superficie geologicamente attiva non conserva memoria a lungo periodo. L’impatto più recente è quello a Tunguska, in Siberia, nel 1908 con un asteroide di 50-70 m di diametro ed una recente valutazione della frequenza di un impatto simile è di uno ogni 1000 anni. La frequenza di impatto dipende dalle dimensioni del corpo; più grande è più raro è l’impatto. Circa 65 milioni di anni fa un asteroide di 10 km ha prodotto un’esplosione di 100 milioni di megatoni ed ha scavato un cratere di 180 km a Chicxulub, nel Messico. Le polveri hanno coperto l’intera Terra ed hanno segnato il passaggio dal Cretaceo al Terziario e l’estinzione della maggior parte dei dinosauri. Impatti come questo sono attesi ogni 100 milioni di anni e possono provocare l’estinzione dell’umanità. Un impatto di migliaia di megatoni può cambiare la chimica dell’atmosfera ed il clima, danneggiare la biosfera e far crollare la produzione di cibo. Un impatto più piccolo da 1000 megatoni che si attende ogni 63000 anni può avere effetti locali come onde tsunami con danni in un intero bacino; la quantificazione dei danni è molto difficile. Il rischio deriva da asteroidi e comete che attraversano l’orbita terrestre, classificati come Near-Earth Object (NEO). L’organizzazione Spaceguard della NASA ha come scopo di scoprire il 90% dei NEO con un diametro da un km o più grande, dimensioni che possono provocare effetti globali come una guerra nucleare. Nel 1998 la NASA accettò il compito di scoprire questi oggetti in 10 anni. Ad oggi se ne sono trovati 585 ed il valore stimato è 1000. Il maggiore problema è quello delle comete di lungo periodo che possono arrivare vicine in pochi mesi dopo essere state scoperte, tuttavia il loro rischio è di un ordine di grandezza inferiore a quello degli altri NEO. Una volta scoperto un oggetto deve essere calcolata la sua orbita per essere classificato come NEO, inoltre la sua futura posizione ha un’incertezza che cresce con il tempo, in qualche istante futuro potrebbe toccare la Terra e si potrebbe stabilire se questo può accadere per esempio nei prossimi 100 anni. La posizione futura si può stabilire in modo probabilistico come un fascio di asteroidi virtuali (VA) di cui uno solo è reale e, se una di queste orbite può colpire la Terra, sarà un virtual impactor (VI). Se non si trovano orbite VI, l’asteroide è sicuro, ma l’oggetto va sempre tenuto sotto osservazione. Un prossimo obiettivo del programma Spaceguard sarà quello di scoprire il 90% dei NEO superiori a 300 m di diametro oltre che il 97% di quelli >1 km ed una migliore comprensione del rischio delle comete di lungo periodo. Questo obiettivo si potrà raggiungere in 10-20 anni a patto di trovare le risorse. Certo la conoscenza di ciò che può distruggerci dovrebbe avere delle priorità. Ad oggi non è stato ancora trovato un VI, ma va valutato il problema che si pone al momento della sua scoperta. Il know-how necessario per deflettere un asteroide per evitare la collisione deve essere acquisito in anticipo. Bisognerà comprendere la struttura interna dell’asteroide altrimenti ogni tentativo di defletterlo può risultare in una sua frammentazione incontrollabile. L’ESA ha previsto delle opportune missioni, una di queste è chiamata Don Quijote, per studiare la struttura interna di un asteroide con metodi sismici e provare metodi di deflessione non nucleare.
Science, 19 Sep 2003, Vol. 301, pg. 1647 - Richard A. Kerr - Una commissione NASA vuole che il governo spenda di più per quantificare il rischio dei Near Earth Object (NEO), in gran parte asteroidi, toppo piccoli per spazzare la nostra civiltà, ma grandi abbastanza per distruggere grandi città o produrre disastrose onde di marea. Un tale programma costerebbe da 3 a 5 volte il modesto sforzo attuale, ma l’acquisizione di conoscenze ripagherebbe la spesa. Nel 1998 il Congresso sollecitò la NASA perché scoprisse il 90% dei 1100 NEO stimati, non inferiori ad un km di diametro dimensioni capaci di distruggere l’umanità, e l’Agenzia sta spendendo 4 milioni di US$ all’anno per raggiungere questo obiettivo entro il 2008. Si stima però che esistano 120000 oggetti fra 140 m ed 1 km di diametro le cui orbite passano vicino alla Terra e la cui probabilità di impatto è di uno ogni 10000 anni e possono provocare danni enormi. L’uso di telescopi da terra o nello spazio potrebbe identificarne un 90% entro 20 anni con un costo totale fra 236 e 397 milioni di US$ che è il costo di una modesta missione spaziale, ma il rapporto costo/beneficio di tale conoscenza sarebbe estremamente grande. Conoscere le orbite, la composizione, e le caratteristiche fisiche di questi piccoli oggetti permetterebbe di capire da dove vengono i meteoriti e con quali meccanismi si avvicinano. Naturalmente il conoscerli non ci salverebbe da un impatto, ma gli scienziati potrebbero lavorare per trovare mezzi per deviarli, dall’esplosione nucleare all’uso di polveri riflettive per usare a questo scopo la spinta della radiazione solare. L’impresa però richiede ulteriore studio e se ne parlerà dopo il 2008.
Science, 28 Nov 2003, Vol. 302, pg. 1491 - Richard A. Kerr - Secondo gli esperti di dinamica solare i corpi più esterni del sistema solare, Nettuno, Plutone e la fascia di Kuiper non si sono formati dove ora si trovano. Dalle simulazioni dinamiche al computer sull’origine del sistema solare si è concluso che quando Nettuno è migrato all’esterno ha trascinato con sé Plutone e la fascia di Kuiper. Le interazioni gravitazionali con il disco di densi gas ed i protopianeti hanno spostato Nettuno nell’attuale posizione durante le ultime fasi della formazione del sistema solare. Nettuno ha spinto a sua volta all’esterno Plutone. Il meccanismo è quello delle orbite risonanti che portano i corpi più grandi a perturbare ripetutamente nello stesso punto i corpi più piccoli e spesso le orbite si trasformano da quasi circolari a fortemente ellittiche.
Science, 5 Dec 2003, Vol. 302, pg. 1694 - Maria T. Zuber - Nelle scienze planetarie si usa spesso l’esperienza dei processi geologici terrestri per trarre conclusioni sulla storia geologica di altri pianeti, ma questa potrebbe essere stata completamente diversa. Immagini ad alta risoluzione, spettri e lunghe osservazioni del pianeta Marte con le sonde Mars Orbiter e Mars Global Surveyor hanno rivelato caratteristiche geologiche che ancora mancano di spiegazione. Le precedenti interpretazioni sulle regioni polari marziane relative ai cicli stagionali dei depositi di CO2 e acqua erano state estremamente semplicistiche. Negli anni ’60 si pensava che la CO2 cominciava a condensare ad alte latitudini quando il sole tramontava in autunno e continuava fino alla primavera quando tornava il sole. Ora osservazioni spettrali nell’infrarosso mostrano che la condensazione avviene anche nella tarda estate prima che il sole scompaia e si discute se ciò avviene nelle regioni in ombra o se si tratta invece di ghiaccio d’acqua che condensa a più alta temperatura. Uno degli scopi di queste osservazioni è di stimare la massa di CO2 scambiata ad ogni stagione fra la superficie e l’atmosfera; questa massa è critica per simulare il comportamento dinamico dell’atmosfera di Marte. Attualmente le simulazioni hanno incertezze a due cifre percentuali. Se le stime fossero più precise si potrebbero determinare le variazioni anno dopo anno ed avere un’idea se una variazione climatica è in atto raccogliendo dati per più di una decade. La CO2 condensa sotto forma di neve o brina di ghiaccio secco, ma l’importanza relativa dei due processi è sconosciuta. Il fenomeno si complica se si tiene conto anche dell’acqua. L’equilibrio delle fasi CO2-acqua può spiegare molte delle stranezze. Si calcola che durante i periodi di limitata inclinazione dell’asse di Marte lo scioglimento del ghiaccio di CO2 e degli strati di clatrati sequestra CO2 liquido nella crosta di Marte. Queste sacche possono eruttare esplosivamente quando vengono in contatto con acqua o ghiaccio. La presenza abbondante di ghiaccio d’acqua negli strati superficiali del suolo marziano alle alte latitudini di ambedue gli emisferi interessa i ricercatori ed i risultati delle misure delle emissioni neutroniche, di raggi gamma e con lo spettrometro del Mars Odissey confermano l’alto contenuto di ghiaccio d’acqua (>50%) nel primo metro di spessore del terreno. Questi strati si sono formati durante più processi di deposizione nel corso dei cicli climatici e questo complica la storia. Temperature e pressione al suolo sono i parametri chiave da misurare per caratterizzare la variabilità stagionale e questo richiederebbe una rete di stazioni meteorologiche sulla superficie di Marte. Per il momento sarebbe prioritario uno studio di laboratorio sulle proprietà delle misture acqua-CO2.
Science, 12 Mar 2004, Vol. 303, pg. 1603 - Charles Seife - Nel 2014, 45 anni dopo la prima discesa degli uomini sulla Luna, il Presidente George W. Bush ha proposto di stabilire una base sul nostro satellite. Nella nuova ambiziosa visione della NASA gli astronauti dovrebbero vivere sulla Luna per settimane o mesi e più a lungo ci staranno più difficile e costoso sarà portare rifornimenti dalla Terra. La soluzione dovrebbe essere nello sfruttare le risorse del luogo che sono teoricamente abbondanti. Gli scienziati concordano che potenzialmente sostanze chimiche come ghiaccio d’acqua e gas diversi si trovano nel suolo lunare. L’acqua che vale più dell’oro sulla Luna, può essere usata per bere, per creare l’ossigeno per respirare o ossigeno ed idrogeno come propellente per i razzi. In teoria acqua in forma di ghiaccio proveniente dalle comete cadute sulla Luna può trovarsi nei poli lunari in nicchie sempre al buio, ma gli scienziati sono discordi sulle quantità che vi possono essere intrappolate. Nel 1996 il satellite Clementine del Dipartimento della Difesa ha trovato indizi della presenza di ghiaccio per circa l’1,5% del suolo lunare in certe zone. Risultati simili, ma con un tenore inferiore, fra 0,5% e l’1%, furono trovati dal Lunar Prospector lanciato nel 1998 usando uno spettrometro a neutroni. Tuttavia i risultati del radartelescopio di Arecibo in Puerto Rico non hanno confermato i risultati del Clementine e, quando il Lunar Prospector è precipitato sul polo sud della Luna alla fine della sua missione, gli scienziati non hanno visto tracce di acqua nella nube di gas sprigionatasi all’impatto. Anche se l’acqua è poca, si possono estrarre altri gas come azoto, ossido di carbonio, anidride carbonica, metano ed idrogeno che, anche se sono presenti in quantità di parti per milione, sono facili da estrarre, basta riscaldare il suolo usando sorgenti di potenza come il solare o il nucleare. Di maggiore valore è la presenza di elio-3 che potrà essere usato nei reattori a fusione nucleare combinandolo con il deuterio o idrogeno-2. Sulla Terra sono accessibili solo poche centinaia di chilogrammi di elio-3, ma la regolite lunare ne contiene milioni di tonnellate. La ilmenite, un minerale di ferro-titanio che intrappola in modo efficace l’elio-3, ne contiene circa 10 parti per miliardo e la quantità di minerale da cui estrarlo è enorme, ma la realizzazione di un reattore a fusione nucleare è ancora molto lontana sulla Terra. Per il momento nel budget 2005 della NASA ci sono soldi per iniziare l’esplorazione della Luna con missioni robot con lo scopo di verificare se gli astronauti potranno sostenere la loro esistenza con le risorse del suolo lunare o se i costi della loro permanenza dovranno rimanere astronomici.
Science, 14 May 2004, Vol. 304, pg. 949 - Robert Irion - Il prossimo 8 giugno il pianeta Venere attraverserà la superficie del Sole sotto forma di una macchia circolare nera con un percorso che durerà circa 6 ore. Nessun vivente ha visto questa mini eclisse dall’ultima volta che è capitata nel 1882. In quell’anno gli astronomi hanno organizzato complesse spedizioni per catturare l’evento con le macchine fotografiche di recente invenzione. Oggi alcuni ricercatori sfrutteranno l’evento per studiare indirettamente il passaggio di un pianeta extrasolare davanti alla sua stella, altri per studiare le cause di una strana distorsione ottica. Il transito di Venere sul Sole è un fenomeno sporadico perché raramente il pianeta attraversa la congiungente fra la Terra ed il Sole essendo la sua orbita inclinata di 3,4 gradi rispetto a quella terrestre. Di solito i passaggi si verificano a coppie distanti circa 8 anni, ma dopo bisognerà aspettare più di 100 anni per un’altra coppia. Dopo il transito dell’8 giugno prossimo se ne avrà un altro nel 2012, ma il successivo allineamento si verificherà dopo 105 anni nel 2117. Gli eventi del 1874 e del 1882 furono occasione di vere competizioni nella determinzione dei tempi di transito. Lo scopo era di determinare accuratamente l’esatto momento in cui Venere entrava ed usciva dal disco solare Misurando questi tempi da punti diversi della Terra gli astronomi avrebbero calcolato la distanza Terra-Venere e quindi, sulla base delle leggi di Keplero l’Unità Astronomica (AU), cioè la distanza Terra-Sole. Il valore trovato fu vicino a quello noto oggi di 150 milioni di km, ma gli scienziati non furono soddisfatti della precisione ed il motivo era dovuto all’effetto black-drop (goccia nera): una distorsione che allunga la forma della macchia di Venere come una goccia d’acqua prima che tocchi il bordo solare. L’effetto black-drop rende estremamente difficile determinare quando il bordo del pianeta tocca il bordo interno del Sole. Molti hanno attribuito questo fenomeno alla spessa atmosfera del pianeta, ma gli astronomi non lo ritengono possibile. Dalle prime osservazioni del 1700 si suggerì che la causa fosse la turbolenza della stessa atmosfera terrestre, ma nel 1999, osservando il transito di Mercurio sul Sole dal satellite della NASA TRACE (Transition Region and Coronal Explorer) quindi fuori dall’atmosfera terrestre, il fenomeno fu osservato di nuovo e si concluse che l’effetto si generava all’interno dell’ottica della macchina fotografica e fu chiamato limb darkening (oscuramento del bordo). Il prossimo transito di Venere verrà osservato dallo stesso satellite e si cercherà di chiarire l’effetto di tutte le distorsioni. Un’altra misura prevista userà il telescopio solare da 0,7 m delle isole Canarie per rivelare lo spostamento doppler delle linee spettrali dell’anidride carbonica nell’atmosfera di Venere retroilluminata dal Sole e calcolare la velocità del vento in alta quota del pianeta.
Science, 14 May 2004, Vol. 304, pg. 977 - Herbert Palme - Durante gli ultimi 30 anni la teoria sulla formazione della Luna è stata fondata sullo scenario della collisione di un gigantesco oggetto con la Terra. La collisione fuori centro di un proiettile delle dimensioni di Marte avrebbe prodotto l’elevato momento angolare del sistema Terra-Luna e avrebbe eiettato abbastanza materiale in orbita intorno alla Terra per la formazione della Luna. La prima simulazione numerica di questa ipotesi fu fatta 20 anni fa usando 3000 particelle le cui traiettorie sono state seguite durante l’intero processo. In una nuova simulazione pubblicata su Icarus nel 2004 sono state usate 120000 particelle ed una nuova equazione di stato che descrive il comportamento dei materiali a pressioni e temperature estreme. Anche se i risultati non sono molto diversi da quelli della precedente simulazione, vi sono ora predizioni più dettagliate sulla provenienza dei materiali che hanno costituito la Luna. La maggiore caratteristica della composizione lunare è la mancanza di ferro in confronto con la Terra. Il contenuto di ferro nella Luna va dall’8 al 12% rispetto al 31% della Terra e la spiegazione proposta è che la Luna sia costituita dal materiale del mantello terrestre, ma non è facile provare che la Luna ed il mantello della Terra hanno la stessa composizione. La mancanza di acqua ed il basso contenuto di elementi volatili nelle rocce lunari può essere il risultato del forte riscaldamento dei materiali che hanno formato la Luna. Stranamente il basalto lunare è più ricco di ossidi di ferro di quello terrestre e questo è più difficile da accordare con il modello di una Luna fatta del mantello terrestre. In realtà la prima simulazione numerica dettagliata di una collisione con un planetesimo di massa 1/10 quello della Terra concludeva che la Luna era formata quasi esclusivamente con materiale dell’impattore ed inizialmente si era assunto che Terra e proiettile avessero composizione uniforme. Con l’ultima simulazione non c’è dubbio che in media più dell’80% della Luna proviene dal mantello dell’impattore le cui regioni esterne non sono entrate in diretta collisione con la Terra ma, dopo l’impatto iniziale, si sono espanse a distanze di diversi raggi terrestri. Il nucleo dell’impattore ha perso energia nell’impatto diretto ed è stato inglobato nella Terra. L’attuale contenuto di ferro della Luna deriva dal mantello dell’impattore e da questo proviene anche il tungsteno (W-182) e gli altri elementi trovati sulla Luna.
Science, 2 Jul 2004, Vol. 305, pg. 26 - Richard A. Kerr - Un periodo di transizione nella storia di Marte è quello Esperiano dopo i primi due miliardi di anni della vita del pianeta quando l’acqua scorreva sulla superficie erodendo le valli ed i crateri. Alla fine dell’Esperiano l’acqua rimase imprigionata sotto forma di ghiaccio sulla superficie marziana. Ora la scoperta di una fitta rete di valli come quelli creati dalle piogge, datati alla fine del periodo Esperiano quando Marte si suppone fosse completamente ghiacciato, ha fatto nascere un dibattito. Le immagini provengono dal Thermal Emission Imaging System (THEMIS) del Mars Odyssey che orbita intorno a Marte dall’ottobre 2001 e riguardano due aree all’interno del grande canyon della Valles Marineris. La rete di valli è stata datata alla fine dell’Esperiano dal conteggio dei crateri di impatto creatisi dal momento della loro formazione. Alcuni geologi hanno dei dubbi su queste datazioni ed altri ricercatori sospettano che la loro formazione derivi non dalla pioggia, ma dallo scorrimento dell’acqua disciolta sotto i ghiacci o la neve, ma pioggia o acqua disciolta dei ghiacci potrebbero derivare dai periodici spostamenti dell’asse di rotazione di Marte che provocano cambiamenti climatici.
Science, 6 Aug 2004, Vol. 305, pg. 770 - Richard A. Kerr - La spettroscopia permette di scoprire di cosa sono fatte le rocce di distanti pianeti e la loro composizione mediante le righe dello spettro. Con il nuovo spettrometro a bordo del Mars Express e quelli di cui sono dotati i rover Opportunity e Spirit, è emersa un’immagine del pianeta Marte ricco di sali, corroso e ricoperto di acqua nel suo primo periodo. Le emanazioni vulcaniche avevano reso acide le acque e la maggior parte del pianeta è ora ricoperta dai prodotti di idratazione, da una polvere giallo-bruna e da una crosta. Non si conosce però la natura del processo di idratazione, quanto esso sia durato e se ancora continua. Dai rilievi del Mars Global Surveyor ottenuti con il Thermal Emission Spectrometer (TES) il pianeta sembrava semplice. Gli spettri alle radiazioni infrarosse fra 5 e 50 micrometri indicavano le aree scure come rocce vulcaniche con contenuto medio o basso di silice, ma un’area all’equatore mostrava inconfondibile lo spettro di un minerale di ossido di ferro detto ematite e qui, nel Meridiani Planum, è sceso lo scorso gennaio il rover Opportunity. Il rover ha trovato l’ematite che si attendeva ma, applicando gli strumenti di analisi sul deposito spesso alcuni centimetri delle rocce del piccolo cratere Eagle, ha trovato sali di solfato e, spostatosi nel cratere Endurance, ha trovato sempre solfati. Ora il Mars Express si trova in orbita con il Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer (OMEGA) ed il team ha riportato la presenza di un solfato di magnesio detto kieserite. I solfati sembra si trovino dovunque nelle regioni basse dove l’acqua si è raccolta ed è evaporata. Vi sono depositi stratificati di solfati di calcio e magnesio che sembra essersi formati come depositi da stagni, laghi o oceani. Ai geochimici i sali di solfato su Marte raccontano la storia di un pianeta corroso da giovane dagli acidi. L’acido solforico proviene dalle emissioni vulcaniche combinate all’acqua ed ha attaccato le rocce formando solfati ed in particolare un solfato idrossido di potassio e ferro detto jarosite. Le acque acide, oltre a contribuire ai depositi di sali hanno avuto un ruolo nel clima di Marte. Durante il primo miliardo di anni della sua storia Marte era caldo e umido prodotto dall’effetto serra di un’atmosfera ricca di anidride carbonica. L’acido solforico ha impedito l’assorbimento dell’anidride carbonica nelle rocce di carbonati ed il grande complesso vulcanico del Tarsis dimostra la grande attività vulcanica del passato. Spirit sulla Columbia Hill ha trovato pure l’ematite, ma le rocce sono completamente diverse dal Meridiani Planum ed il cratere Gusev ha prodotto un altro dibattito sull’alterazione provocata dall’acqua. Sembra che qui i prodotti di alterazione si siano formati molto dopo il periodo caldo ed umido di Marte. Si pensa già al futuro rover Mars Science Laboratory, NASA 2010, ed al Mars Reconnaissance Orbiter del 2006, ma anche con questi per una comprensione completa si richiederà poi la raccolta di campioni.
Science, 1 Oct 2004, Vol. 306, pg. 29 - Richard A. Kerr - I planetologi hanno constatato che su Marte metano ed acqua tendono ad essere concentrati sopra le stesse tre regioni equatoriali il cui suolo è ricco di acqua. Il metano potrebbe provenire da esseri viventi al di sotto della superficie inospitale o sotto una volta ghiacciata dove è immagazzinata l’acqua. La scorsa settimana nella conferenza internazionale su Marte ad Ischia, in Italia, Vittorio Formisano, dell’Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario in Roma e “principal investigator” dello strumento Planetary Fourier Spectrometer (PFS) del Mars Express, ha definito la distribuzione del metano su Marte. Il metano è concentrato sulle regioni equatoriali: Arabia Terra, Elysium Planum ed Arcadia Memnonia, dove si trova anche il vapore acqueo in un rapporto 2 a 3 e sono le stesse regioni dove Mars Odissey ha rivelato la presenza di acqua nel primo metro del suolo marziano in forma di ghiaccio o minerali idrati. Il metano richiama quello generato dai batteri che possono vivere solo pochi km dalla crosta gelata. Tuttavia anche un vulcano in eruzione o una sorgente calda o anche reazioni abiotiche fra rocce possono produrre metano e vapore acqueo. Alcuni ricercatori indicano un’altra possibile sorgente in un’insieme di molecole di metano intrappolate entro cristalli di ghiaccio. Si sa da tempo che nei fondi marini della Terra e nel permafrost si possono formare questi idrati e lo stesso fra 15 e parecchie migliaia di metri sotto la superficie marziana. Sulla Terra gli idrati di metano provengono generalmente dalla decomposizione batterica di materia organica. Il metano marziano potrebbe essere stato generato ed intrappolato in tempi remoti, ma la coincidenza metano acqua non implica necessariamente la vita, ci sono ancora possibilità di errori nelle rivelazioni del PFS, ma le cose si chiariranno nei prossimi due mesi.
Science, 14 Jan 2005, Vol. 307, pg. 202 - Richard A. Kerr . Quando la sonda Mariner 10 passò vicino Mercurio a metà degli anni ’70 rivelò un debole campo magnetico, 1/100 di quello della Terra. Gli scienziati pensarono che il grosso nucleo di ferro del pianeta si fosse solidificato da lungo tempo, ma anche così il campo impresso lasciato sulla crosta all’atto della solidificazione del nucleo sarebbe stato più forte di quello misurato. Un modo di scoprire il comportamento interno del nucleo è quello di misurare la variazione della rotazione del pianeta con la precisione di 1 su 100000 e questo è stato fatto con metodi radar negli ultimi due anni ed il risultato è che il nucleo dovrebbe essere ancora fluido. Le misure del Mariner potrebbero essere state male interpretate e non c’è che da attendere l’arrivo della sonda Messenger lanciata lo scorso agosto quando entrerà in orbita nel 2011.
Science, 21 Jan 2005, Vol. 307, pg. 330 - Richard A. Kerr - Stupefacente è stato l’annunzio del successo della sonda europea Huygens. Scesa nell’alta atmosfera del grande satellite di Saturno, Titano, si è librata per due ore e mezzo appesa al paracadute, ha ripreso foto, ha analizzato l’atmosfera e le condizioni ambientali ed alquanto miracolosamente è sopravvissuta al duro impatto ed ha rinviato la visione di un mondo alieno. Un insieme indefinito di luci e di ombre in un’atmosfera nebbiosa dove appaiono nitidi dettagli di canyon, letti di fiumi, pianure, rocce, fanghi e possibili laghi e mari. Ci sono immagini familiari ad altri pianeti e le pianure e le rocce a distanza somigliano al deserto marziano. Gli spettri suggeriscono ghiaccio d’acqua, le pianure riprese da 16 km di altezza sembrano erose da violente correnti, pareti di canyon simili a quelli della Terra e di Marte, un’altra immagine mostra un linea di costa su un mare scuro. Con questi indizi di erosione ci si chiede dove sono i liquidi, teoricamente metano liquido, ma le osservazioni del Cassini non hanno dato segni chiari di oceani o laghi di metano. Huygens è atterrato su una pianura oscura e può aver scoperto del metano liquido, ha incontrato una crosta di circa 15 cm consistente come sabbia o argilla e dal cromatografo e spettrometro di massa si è rivelato del metano. L’atmosfera di Titano contiene metano e condensa in nubi di idrocarburi. Alcune nubi possono condensare e provocare piogge torrenziali come nei deserti.
Science, 28 Jan 2005, Vol. 307, pg. 496 - Richard A. Kerr - L’analizzatore dell’atmosfera del probe Huygens non ha rivelato su Titano la presenza dei gas nobili argon, krypton e xeno che gli scienziati si aspettavano di trovare. Lo spettrometro di massa e cromatografo dei gas ha rivelato l’argon-40 prodotto dal decadimento del potassio 40, ma non c’erano segni di argon-38 o argon-36 e ciò significa che il rapporto argon/azoto è 1000 volte più basso in Titano che nella Terra. Su Titano l’atmosfera è ricca di azoto ed ha una pressione pari a 1,5 quella della Terra mentre Ganimede e Callisto, le grandi lune di Giove, non hanno atmosfera anche se per le loro dimensioni sarebbero state capaci di trattenerla gravitazionalmente. La mancanza di gas nobili suggerisce che il sistema di Saturno alla nascita era troppo caldo per trattenerli per assorbimento nelle strutture cristalline e questo non avviene a temperature superiore di 50 K, ma era abbastanza freddo per trattenere l’azoto. Il sistema di Giove, trovandosi ad una distanza dal Sole metà di quella di Saturno, era abbastanza più caldo per perdere non solo i gas nobili, ma anche l’ammoniaca che forma poi l’atmosfera di azoto.
Science, 4 Mar 2005, Vol. 307, pg. 1390 - Richard A. Kerr - Non è stata una sorpresa per i planetologi USA la notizia della scorsa settimana che sarebbe stato trovato su Marte un mare gelato delle dimensioni del Mar del Nord. La stessa area era stata analizzata 7 anni fa dal Mars Global Surveyor e la reazione immediata era stata che si trattasse di un mare gelato, ma poi si pensò che si trattasse di lava. Ora le immagini della telecamera ad alta risoluzione del Mars Express dell’ESA indicano che si tratti di un banco di ghiaccio formatosi sul posto. Ci sono indicazioni che 5 milioni di anni fa l’acqua sia sgorgata da una profondità di 45 m riempiendo un’area di 850 kmq, successivamente altra acqua è arrivata formando il banco di ghiaccio che poi è rimasto protetto da ceneri vulcaniche e sedimenti. La mappatura del livello mostra che questo si è abbassato dal tempo della sua formazione di circa 15 m, cosa impossibile per la lava. Si attendono le immagini del radar a penetrazione sotterranea del Mars Reconnaissance Orbiter che dovrà essere lanciato il prossimo agosto.
Science, 11 Mar 2005, Vol. 307, pg. 1575 - David A. Paige - Nuove prove della presenza passata di acqua liquida su Marte sono tate fornite dallo strumento OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l’Eau, les Glaces et l’Activité) posto a bordo del Mars Express Orbiter dell’ESA. I dati sono sotto forma di spettri nel visibile e nel vicino infrarosso. Le analisi hanno localizzato una serie di depositi sedimentari che contengono minerali e si formano in presenza di acqua liquida. Sembra accertato che circa 3 milioni di anni fa un ambiente ricco di acqua esistesse in molti luoghi su Marte. La storia dello strumento OMEGA è stata piuttosto travagliata. Nel 1985 la NASA aveva pianificato di equipaggiare il Mars Observer Orbiter con un VIMS (Visual and Near Infrared Mapping Spectrometer), ma per difficoltà di budget questo era stato cancellato e poi la missione fallì prima dell’immissione della sonda nell’orbita di Marte. Successivamente venne montato il nuovo spettrometro francese OMEGA sulla missione congiunta Russia-ESA del Mars ’96 che fallì in orbita terrestre nel 1996. Ora il nuovo OMEGA del Mars Express è una copia di quello del Mars ’96. La tecnica di OMEGA non è però l’unica ad essere stata utilizzata dall’orbita con successo per identificare su Marte i minerali formatisi con l’acqua. Il Mars Global Surveyor (MGS) ha usato il TES (Thermal Emission Spectrometer) ed il Mars Odissey il THEMIS (Thermal Emission Imaging System) e sono ambedue in funzione. La scoperta più significativa del TES è quella dell’ematite cristallina formata dall’acqua nell’area di Meridiani Terra che per questo è stato selezionato come luogo di discesa per il Rover Opportunity. La spettroscopia ad emissione termica funziona al meglio su rocce uniformi che contengono minerali granulosi con forte emissione termica. Nel sito di Meridiani Terra il Rover Opportunity ha trovato una superficie disseminata di sferule delle dimensioni di 1 mm di ematite cristallina soprannominati mirtilli che si formano con la precipitazione di un fluido ricco di ematite. Le sferule si sono concentrate sulla superficie per effetto dell’erosione formando un bersaglio ideale per il TES dall’orbita. OMEGA ha osservato sedimenti esposti come quelli esplorati da Opportunity scoprendo prove spettrali del minerale kieserite di solfato idrato trovato nel sito di Opportunity, depositi a grana fine che producono emissioni termali troppo deboli per essere scoperte dall’orbita con il TES ed il THEMIS. OMEGA sta fornendo preziose informazioni sulla distribuzione globale dei minerali formati dall’acqua. Con la mappatura del 50% del pianeta e solamente del 3% in alta risoluzione, OMEGA ha identificato solfati e silicati idrati solo nei luoghi dove i processi di erosione hanno esposto antichi materiali sedimentari. Alle latitudini medie il Gamma Ray Spectrometer (GRS) del Mars Odissey ha scoperto vaste aree con abbondanza di idrogeno superficiale che si stima contengano il 5-10% in massa di acqua e combinando con le scoperte di OMEGA di minerali idrati, cresce la probabilità che l’idrogeno rivelato dal GRS sia quello dei minerali idrati. Questi minerali idrati hanno richiesto condizioni di clima più caldo e umido di quelle di oggi, ma determinare se si trattava di condizioni locali o globali, transienti o di lunga durata, richiede una conoscenza più completa dell’estensione della presenza di questi minerali e del contesto geologico. Le scoperte di OMEGA spingono a raddoppiare gli sforzi per l’esplorazione di Marte per scoprire anche segni di vita passata. Verso la fine di quest’anno sarà lanciato il Mars Reconnaissance Orbiter della NASA con una nuova serie di strumenti remote-sensing che includono il CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars) che ha una risoluzione spaziale 10 volte migliore di OMEGA. Se tutto va secondo i piani, CRISM si unirà a OMEGA per meglio definire estensione e natura dei depositi minerali di Marte. Nella prossima decade NASA ed ESA, sulla base delle esperienze fatte, per la grande diversità degli ambienti marziani, dovranno produrre un salto di qualità nella tecnica dei Rover.
Science, 8 Apr 2005, Vol. 308, pg. 192 - Richard A. Kerr - I rover su Marte hanno raccolto molti segni della presenza di acqua nel passato del pianeta, ma tranne il ghiaccio delle regioni polari, sono scarse le prove della presenza attuale di acqua, anche in condizioni tropicali. Tuttavia ora una massa di nuove immagini indicano la presenza di ghiacciai alcuni vicini all’equatore. Molti di questi ghiacciai ora sepolti probabilmente contengono ghiaccio depositatosi durante la grande era glaciale di Marte più di 5 milioni di anni fa. I nuovi dati provengono dagli strumenti di bordo del Mars Global Surveyor e dalla telecamera del Mars Express. Si comprende che i ghiacciai di Marte non appaiono come quelli della Terra; mentre questi scorrono sul fondo sopra un strato bagnato e trascinano tutto nel loro cammino, quelli di Marte, molto più freddi, fluiscono lentamente sopra il terreno e sono più simili a quelli dell’Antartico. Con il Mars Express si è riconosciuto un flusso glaciale ad est del Bacino dell’Hellas, 40° sud, ed alla base del Monte Olimpo, 18° nord. Depositi glaciali riempiono un cratere vulcanico sul fianco di Hecates Tholus, 30° nord. I ghiacciai non si sono formati in tempi recenti perché il clima attuale mantiene troppa acqua ai poli ma, a giudicare dalla scarsità dei crateri di impatto, questi ghiacciai sono fluiti nel recente passato geologico, da alcuni milioni a 10 milioni di anni fa. I calcoli mostrano che Marte si era inclinato molto sull’asse permettendo al Sole di riscaldare i poli e portare parte della sua acqua all’equatore. Parte del ghiaccio è probabilmente ancora dove si era arrestato quando il clima è cambiato; apparentemente strati di roccia e di polveri hanno isolato il ghiaccio e lo hanno preservato per milioni di anni. Quando all’inizio di maggio Mars Express dispiegherà l’antenna del ground-penetrating radar, i ricercatori potranno osservare il fondo dei ghiacciai.
Science, 13 May 2005, Vol. 308, pg. 969 - Paul R. Mahaffy - Più di 20 anni fa il Voyager 1 ed altri due veicoli spaziali hanno raggiunto Saturno nella loro grande esplorazione del sistema solare. La missione Galileo ha orbitato intorno a Giove dal 1995 al 2003. Nell’estate del 2004 la missione Cassini ha fra i principali obiettivi il satellite Titano. L’ESA e l’Agenzia Spaziale Italiana hanno collaborato con la NASA nella missione Cassini. L’Orbiter del Cassini è stato sviluppato dal Jet Propulsion Laboratory mentre l’ESA ha sviluppato il Probe Huygens destinato all’atmosfera di Titano. Gli strumenti sono stati sviluppati sui due lati dell’Atlantico per l’Orbiter ed il Probe. Dopo 7 anni di viaggio il probe Huygens è stato rilasciato dall’Orbiter e paracadutato nell’atmosfera di Titano fino a scendere sulla sua superficie. I dati sono ancora sotto analisi. Il Cassini è stato lanciato nel 1997 per studiare Saturno, i suoi anelli e le sue 34 lune. Fin dall’inizio la missione ha dato particolare importanza a Titano che è unico nel sistema solare. Sulla sua superficie la pressione atmosferica è 1,5 volte quella che si ha sulla Terra e la temperatura è sotto i 100 K. Durante la missione di 4 anni si faranno 70 orbite intorno a Saturno e vi saranno 44 passaggi ravvicinati con Titano che permetteranno uno studio esteso della sua atmosfera e della sua superficie. Si avranno anche altri passaggi ravvicinati dei satelliti Enceladus, Phoebe, Hyperion, Dione, Rea e Iapeto. Il Voyager ha fotografato Titano ed ha ottenuto gli spettri nell’ultravioletto e nell’infrarosso della sua atmosfera, ma non ha potuto penetrare la nebbia di idrocarburi e vedere la superficie. Le misure di occultazioni stellari hanno indicato la presenza di gocce di metano liquido, ma sull’esistenza di laghi ed oceani di idrocarburi si attendono prove future. Successivamente il telescopio Hubble ed i radar da Terra hanno penetrato la nebbia ed hanno indicato che la superficie di Titano è eterogenea. Al primo flyby del Cassini si è fotografato l’1% della superficie di Titano. La superficie è povera di crateri e si pensa che vi sia attività criovulcanica ed il paragone fra i dati radar e le immagini, usando diverse bande spettrali, faciliteranno l’interpretazione delle caratteristiche della superficie. Il principale costituente dell’atmosfera di Titano è l’azoto seguito da parecchi percento di metano, idrocarburi e nitriti e la composizione potrebbe assomigliare a quella della Terra primitiva prima che iniziasse l’attività microbica. Lo studio della chimica prebiotica di Titano potrebbe chiarire i processi sulla Terra all’inizio della vita. Gli effetti chimici stagionali che si verificano sopra l’Antartico con il buco nell’ozono possono essere studiati in un’altra atmosfera con gli strumenti del Cassini. Altre importanti misure riguardano il campo magnetico lungo il percorso della sonda e la fredda ionosfera di Titano in presenza della mgnetosfera rotante di Saturno. Le osservazione del Cassini serviranno a validare i modelli del sistema di Saturno e miglioreranno le nostre basi teoriche per comprendere la formazione dei sistemi planetari. La composizione dell’alta atmosfera di Titano indicherà le trasformazioni dei gas originali, l’origine dell’azoto deriva probabilmente dall’ammoniaca e, dai rapporti isotopici, si dedurrà quanta atmosfera è stata perduta per dispersione.
Science, 6 Jan 2006, Vol. 311, pg. 29 - Richard A. Kerr - Ci si chiede perché c’è un’attività geologica nei satelliti di ghiaccio di Saturno e da dove essi prendono l’energia necessaria per rigenerare le loro superfici craterizzate dagli impatti in distese piane con dorsali e fratture. Queste domande sono sorte fin dal primo passaggio del Voyager all’inizio degli anni ’80 e, la recente scoperta della sonda Cassini dei geyser su Enceladus, hanno confermato il problema. Recentemente una parte del team Cassini ha cercato di dare una spiegazione alla strana forma del satellite Giapeto di 1466 km. Forse i satelliti si sono formati agli inizi quando possedevano abbastanza calore generato dalla radioattività del sistema solare nascente. Alla fine dello scorso mese, nella riunione dell’Unione Geofisica Americana al California Institute of Technology, alcuni membri del team Cassini hanno spiegato come due caratteristiche del satellite Giapeto, periodo di rotazione e forma, indicano un forte calore iniziale. Saturno ha rallentato la velocità di rotazione di Giapeto portandola al periodo orbitale di 79 giorni mediante l’effetto delle maree gravitazionali che hanno dissipato l’energia di rotazione. Contemporaneamente la rapida rotazione iniziale ha lasciato il satellite con un rigonfiamento equatoriale permanente di 33 km. Forse il periodo di rotazione iniziale era anche più di 17 ore e la deformabilità della crosta ha sollevato il rigonfiamento che è divenuto permanente con il raffreddamento. Per produrre un rallentamento del periodo di rotazione da 17 ore a 79 giorni in diversi miliardi di anni, Giapeto deve essere rimasto caldo e deformabile a lungo. Il team del Cassini ha sviluppato un modello della storia termica del satellite in cui il calore proviene dal decadimento dell’alluminio-26, isotopo di breve durata i cui prodotti di decadimento si trovano nei meteoriti. La storia di Giapeto fa luce anche su Enceladus che ora si presenta come una palla di ghiaccio sporco. Il calore iniziale ha permesso la separazione fra mantello di ghiaccio e nucleo roccioso ricco di alluminio-26. Le maree di Saturno hanno poi generato dell’altro calore portando la temperatura del nucleo a 1000 K, abbastanza per creare un oceano sotterraneo sotto la crosta di ghiaccio e forse del vapore; questo rende oggi la superficie ancora attiva. Parti del nucleo si sono portate allo stato liquido e queste sacche risentono delle maree e si formano dei punti caldi vicini alla superficie. I parametri che intervengono sono molti ed è difficile raggiungere delle conclusioni sicure.
Science, 31 Mar 2006, Vol. 311, pg. 1858 - Richard A. Kerr - Dieci anni fa l’astrobiologo David McKay del Johnson Space Center (JSC) di Houston, Texas, ed i suoi colleghi hanno trovato minerali potenzialmente prodotti da organismi viventi, composti organici e tracce di forma tubolare nel meteorite marziano ALH84001. Durante la Lunar and Planetary Science Conference del 13-19 marzo scorso a Houston, lo stesso gruppo ha presentato una nuova prova di resti organici di vita in un altro meteorite marziano e non sono i soli. Questa settimana un altro gruppo totalmente indipendente ha presentato nuove prove inorganiche di vita microbica sullo stesso meteorite. Il rapporto di McKay del 1996 su Science aveva dato inizio alle indagini di astrobiologia presentando sette diversi elementi di prova, ma i critici ne avevano contestato sei osservando che l’origine dei minerali poteva essere spiegata senza ricorrere a organismi viventi e le strutture tubolari vermiformi erano creazioni geologiche e non da microfossili. Solo una prova, quella di materiale organico di alto peso molecolare presente nel meteorite, ha resistito di più. McKay ed i colleghi credono di vedere dove del materiale organico complesso si è insinuato nelle venature e vuoti del secondo meteorite marziano, detto Nakhla. Con una mezza dozzina di tecniche microanalitiche su un campione sottile del Nakhla, hanno trovato materia organica con una composizione isotopica del carbone trovata anche in altre parti del Nakhla; non credono si tratti di materiale di origine terrestre, ma che è entrato nella roccia su Marte e potrebbe provenire dal meteorite ricco di sostanze organiche che ha colpito Marte o dall’acqua di Marte che ha portato le sostanze organiche di organismi viventi nella roccia che ha formato il meteorite. Le supposte sostanze organiche si trovano in sottili venature punteggiate da tuboli che si diramano nei minerali vicini di olivina. I tuboli assomigliano a quelli trovati nei vetri basaltici delle moderne rocce delle croste oceaniche. Molti gruppi hanno trovato materiale organico ed anche DNA in questi tuboli terrestri. La materia organica potrebbe derivare dai microbi che hanno scavato i tuboli. Altri non sono convinti perché il Nakhla è stato molto contaminato. Vi sono materiali abiotici provenienti da Marte, organismi che hanno invaso Nakhla dopo essere caduto in Egitto nel 1911 uccidendo un cane ed agenti organici usati nella preparazione delle sezioni di prova. Bisogna provare che non si tratta di questi contaminanti.
Science, 28 Apr 2006, Vol. 312, pg. 535 - Alan Fitzsimmons - Da più di 200 anni gli astronomi sanno che la comete si possono dividere in due gruppi, distinti dalle loro orbite intorno al Sole. Le comete a lungo periodo, la cui rivoluzione dura più di 200 anni, si originano dalla Nube di Oort e si allontanano almeno del 10% della distanza dalla stella più vicina. Il secondo gruppo è noto come le comete della famiglia di Giove, con un periodo orbitale vicino a 20 anni la cui evoluzione dinamica viene controllata dagli incontri gravitazionali dei pianeti giganti. Indagini teoriche hanno determinato la sorgente di questo secondo gruppo in una cintura di comete oltre il pianeta Nettuno e questo fu provato dalla scoperta del primo di questi oggetti nel 1992. Ora due astronomi, Hsieh e Jewitt, hanno sorpreso presentando le prove di una terza classe di comete che orbitano molto più vicine al Sole e che rimangono interamente entro la cintura degli asteroidi. La storia comincia nel 1996 con la scoperta che un asteroide, visto 17 anni prima, che era in realtà una cometa e quindi fu chiamato 133P/Elst-Pizzaro. Dal punto di vista osservativo tutti i grandi asteroidi non si risolvono otticamente ed appaiono come oggetti puntiformi mentre le comete si riconoscono perché, quando sono più vicine al Sole, si avvolgono di una atmosfera di ghiaccio sublimato e particelle di polveri. Ogni anno diversi oggetti classificati come asteroidi, ma giacenti in orbite allungate come quelle delle comete, si scoprono possedere una chioma e/o una coda e quindi vengono riclassificate come comete. La stranezza della 133P/Elst-Pizzaro è che giace completamente dentro la fascia degli asteroidi fra Marte e Giove. Un altro corpo identico è stato trovato l’anno scorso e Hsieh e Jewitt ne hanno scoperto un terzo ed hanno fatto uno studio su questi oggetti. Tutti e tre questi oggetti hanno orbite relativamente stabili e quindi devono esistere da quando si sono formati. Le atmosfere di polvere sono prodotte da effetti di sublimazione come per le altre comete, ma le perdite per rivoluzione devono essere state molto basse a confronto di quelle della cometa di Halley la cui durata è valutata a 100000 anni. Hsieh e Jewitt ritengono che questo tipo di comete può aver sofferto piccole collisioni nel recente passato e quindi alcune parti sono state esposte al calore del Sole provocando sublimazioni, infatti è stato osservato nell’ultimo decennio che la 133P/Elst-Pizzaro è stata sporadicamente attiva. Non si sa quante di queste comete esistano nella fascia degli asteroidi, potrebbero essere 150, ma il numero vero richiederebbe un’indagine sistematica. Le teorie prevedono che le comete della famiglia di Giove e quelle di lungo periodo si formano oltre l’orbita di Giove per perturbazioni gravitazionali, ma queste sono rimaste nel loro luogo di nascita e la loro composizione dovrebbe essere quella del disco protoplanetario. Potranno essere obiettivo di prossime missioni spaziali e si potrebbe iniziare uno studio con la prossima generazione di telescopi ottici, infrarossi e submillimetrici. Hsieh e Jewitt notano che gli asteroidi esterni sono stati proposti come all’origine dell’acqua depositata sulla Terra dopo la sua formazione ed ora si potrebbe anche guardare più vicino.
Science, 5 May 2006, Vol. 312, pg. 706 - Bernard Marty - Il sistema solare si è formato dal collasso di una nube di gas e polveri della nebulosa solare attraverso una serie di eventi che hanno lasciato poche tracce. Gli studi planetari hanno dimostrato che la materia era mescolata su scala atomica prima che si formassero dei solidi. La composizione isotopica degli elementi leggeri come idrogeno ed azoto varia però enormemente attraverso il sistema solare e questa eterogeneità isotopica non era ereditata dai precedenti processi di nucleosintesi delle stelle, ma probabilmente si è creata all’interno della nebulosa solare o nello spazio interstellare. Queste variazioni isotopiche dell’idrogeno e dell’azoto si sono trovate nelle particelle di polvere interplanetaria di dimensioni micrometriche raccolte nell’alta atmosfera da aerei stratosferici della NASA. Queste particelle hanno anomalie isotopiche nel deuterio e nell’azoto scoperte nella materia organica che indicano come esse siano fra i materiali più primitivi ed in qualche caso potrebbero avere origine cometaria provenienti dalla fascia di Kuiper oltre l’orbita di Nettuno. Le condriti carbonacee non fuse e differenziate trovate nei meteoriti, che si pensa provenienti dalla fascia di asteroidi fra 2 e 4 Unità Astronomiche, mostrano di essere particolarmente ricche di deuterio e N15. Non si sa come si sono sviluppate queste anomalie. L’arricchimento selettivo degli isotopi si potrebbe essere prodotto durante le reazioni gas-gas e solidi-gas ed a basse temperature, sia perché idrogeno ed azoto sono i gas più abbondanti nello spazio interstellare, sia perché l’abbassamento della temperatura favorisce gli isotopi più pesanti.
Science, 4 Aug 2006, Vol. 313, pg. 622 - Kimmo Innanen - Circa 200 anni fa il matematico Pierre-Simon Laplace notò qualcosa di strano nella gravità della Luna. Con un rapporto di massa di 80 a 1, la Terra e la Luna sono uniche nel sistema solare e costituiscono quasi un pianeta doppio. La Luna ruota intorno alla Terra in circa un mese, il sistema ruota intorno al Sole in un anno; ambedue le orbite sono quasi ellittiche con l’orbita lunare inclinata di pochi gradi rispetto all’orbita solare. Il risultato è un esempio tridimensionale del problema dei tre corpi. Per maggiore complessità Terra e Luna sono a forma di pera e la Luna si muove in modo sincrono presentando la stessa faccia verso la Terra. Siamo in presenza di una coppia di pianeti alquanto deformabili (la Terra è ricoperta di acqua) che ruotano su se stessi come giroscopi sotto l’effetto della gravità. La Luna inoltre ha un eccesso di materia all’equatore. Una soluzione analitica completa del problema dei tre corpi ha preoccupato e frustrato i migliori matematici per più di tre secoli: Newton, Eulero e Laplace. Eulero ha dato un contributo fondamentale alla dinamica di corpi solidi e fluidi introducendo il concetto dei tre momenti di inerzia A, B e C che caratterizzano le proprietà rotazionali dei corpi, come la massa caratterizza l’inerzia di un corpo nel suo moto rettilineo. Eulero ha applicato i suoi risultati per capire il moto della Luna, Laplace ha usato il lavoro di Eulero per identificare i termini di perturbazione secolari e mostrò che il momento della Luna non può essere in equilibrio con la sua presente orbita. Nel sistema solare le mutue interazioni fra i pianeti influiscono a breve termine (dell’ordine di centinaia e migliaia di anni), le perturbazioni secolari non si mediano ma si accumulano in tempi più lunghi (centinaia di migliaia o milioni di anni). Per questo qualcosa di interessante deve essere successo nella prima storia della Luna per portare a questo disequilibrio: ad esempio si è raffreddata e solidificata mentre era molto più vicina alla Terra. Il lavoro teorico sull’orbita della Luna è culminato alla fine del 1800 con i lavori di Delaunay, Hill e Brown con il metodo delle perturbazioni. Partendo da orbite ellittiche, essi aggiunsero dei termini di perturbazione per tutte le loro caratteristiche fisiche. Il lavoro si è dimostrato straordinariamente esatto anche con le moderne verifiche al computer e la complessità ha scoraggiato le successive generazioni di matematici dal proseguire. L’analisi con i moderni computer del problema dei tre corpi ha confermato la sua incredibile complessità ed oggi si ricorre a metodi statistici. Gli effetti di lungo periodo sono dovuti alle perdite di energia per attrito provocate dalle maree oceaniche sulla Terra che rallentano la sua rotazione e, per la conservazione del momento angolare, allontanano la Luna dalla Terra di 3,8 cm ogni anno (attualmente la distanza è di 60 raggi terrestri). Questa recessione lunare è dimostrata da due fatti: il tempo e la localizzazione di antiche eclissi solari e le misure accurate della distanza Terra-Luna mediante i riflettori laser lasciati sulla Luna dagli astronauti dell’Apollo, Si può così risalire alla posizione della Luna nel passato, inoltre i momenti di inerzia della Luna e della Terra sono stati determinati accuratamente dal moto dei satelliti. La forma non sferica della Luna porta anche ad un’interessante conseguenza sul lontano passato della Luna. La sua orbita intorno alla Terra è stata alle origini molto più vicina e molto più eccentrica di quella di adesso. Alle origini, 100-200 milioni di anni dopo la sua formazione, la Luna doveva trovarsi a 24-27 raggi dalla Terra e sarebbe passata alla risonanza 3/2 fra rotazione e rivoluzione (tre rotazioni intorno al proprio asse ogni due rivoluzioni intorno al Sole). Distanza ed eccentricità avrebbero portato a congelare con la sua solidificazione l’attuale forma della Luna ed il risultato è compatibile con la moderna teoria della formazione della Luna da un gigantesco impatto della Terra con un corpo simile a Marte che creò un blocco di detriti a circa 4 raggi terrestri. Il passaggio dalla risonanza 3/2 all’orbita presente, quando la Luna ha raggiunto la distanza di 24 raggi terrestri, ha dovuto avere drammatici effetti sulla Terra. Se il periodo di rotazione della Terra era di 12 ore ed il mese lunare di 18 ore, l’effetto delle maree sarebbe stato 10 volte più intenso di oggi con 6 ore di distanza fra i massimi.
Science, 1 Sep 2006, Vol. 313, pg. 1214 - Govert Schilling - La scorsa settimana l’International Astronomical Union (IAU) ha votato per definire il termine di pianeta e stabilire le regole per la classificazione di eventuali nuove scoperte nel nostro sistema solare. In effetti in tal modo la IAU ha garantito che nessun altro pianeta potrebbe essere scoperto in futuro nel nostro sistema solare. La riunione della 26° Assemblea Generale della IAU, tenutasi a Praga il 14-25 agosto scorso ha riclassificato Plutone come “pianeta nano”, ma la decisione è stata contrastata. Plutone è stato sempre un corpo strano; più piccolo della Luna, ha un’orbita allungata in una regione nota come la fascia di Kuiper popolata da un numero enorme di oggetti di ghiaccio nani, resti lasciati dalle origini del sistema solare. Dopo la scoperta di Plutone nel 1930, la IAU lo dichiarò pianeta, ma non si è mai definito ciò che è un pianeta. Questo problema si è ripresentato nell’estate del 2005 quando Michael Brown, un planetologo del California Institute of Technology di Pasadena, ha annunziato la scoperta di 2003UB313 soprannominato Xena, più lontano di Plutone e del 10% più grande. Ci si chiese se questo fosse il 10° pianeta, ma in mancanza di una definizione non c’era modo di stabilirlo. All’inizio dell’anno il Comitato Esecutivo della IAU ha incaricato sette persone di scrivere una definizione. La commissione si riunì a Parigi il 30 giugno ed il primo luglio all’unanimità stabilì che pianeta è ogni corpo abbastanza massivo da divenire sferico per effetto della sua gravità. Ciò includeva nel novero dei pianeti non solo Plutone e Xena, ma anche Cerere, il più grande membro degli asteroidi che orbitano fra Marte e Giove e la definizione lasciava aperta la porta ad altri corpi che potevano essere ancora trovati nella fascia di Kuiper. La commissione propose anche che la luna di Plutone, Caronte, potesse essere considerata un pianeta in un sistema doppio e che gli oggetti come Plutone nella fascia di Kuiper potevano essere chiamare Plutini. Questa risoluzione, presentata all’Assemblea il 16 agosto, impegnò i 2500 partecipanti per più di una settimana. La “proposta dei 12 pianeti” venne bruciata. I critici obiettarono che i pianeti dovevano essere definiti anche sulla base della dinamica della loro orbita e non solo per la dimensione e la forma. Gli otto pianeti maggiori erano capaci di ripulire o controllare gravitazionalmente tutti i detriti presenti nelle loro vicinanze, mentre Cerere e Plutone e altri candidati non lo facevano. La discussione fu tumultuosa ed il mattino del 24 agosto, il giorno della votazione, IAU emise una risoluzione rivista aggiungendo il “dominio gravitazionale“ fra i requisiti ed omettendo ogni riferimento a Caronte ed ai Plutini. Cerere, Plutone, Xena ed altri corpi sferici che orbitano intorno al Sole furono classificati come “pianeti nani”, ma fu aggiunto un altro emendamento cambiando la classifica di “pianeta” in “pianeta classico” e restringendola ai primi otto pianeti noti, ciò implica che i “pianeti nani” rappresentano una sottocategoria dei pianeti ed i planetologi devono decidere come creare un nuovo catalogo con una lista aperta per i pianeti nani. Anche i libri di scuola devono essere riscritti.
Science, 27 Apr 2007, Vol. 316, pg. 528 - Govert Schilling - Per la prima volta gli astronomi hanno trovato un pianeta come la Terra che potrebbe essere abitabile; un mondo di roccia, forse ricoperto da oceani che orbita intorno ad una stella nana a 20 anni luce da noi nella costellazione della Libra. La maggior parte degli exopianeti trovati sono massicce sfere di gas simili a Giove, solo due hanno una massa 8 volte quella della Terra, ma una è troppo fredda e l’altra è troppo calda per consentire acqua liquida sulla superficie. Questo nuovo pianeta scoperto da Stéphane Udry dell’osservatorio di Ginevra, in Svizzera, orbita nella zona abitabile della sua stella madre, chiamata Gliese 581, dove la temperatura è fra 0 e 40 °C. Gliese 581, essendo una stella nana, ha una zona abitabile vicina ed il pianeta si trova a soli 10,7 milioni di km da essa, 1/14 della distanza della nostra Terra dal Sole, e compie la sua rivoluzione in 13 giorni. Due anni fa si era trovato un pianeta più massivo in un’orbita più stretta intorno alla stessa stella ed ora, dai nuovi dati presi dall’European Southern Observatory con il telescopio da 3,6 m di La Silla, in Cile, si è scoperto un altro pianeta su un’orbita più larga di 84 giorni. Le piccole oscillazioni periodiche della stella indicano che il nuovo pianeta ha 5 volte la massa della Terra, potrebbe però essere più grande in dipendenza dell’angolo con cui è vista la sua orbita dalla Terra, ma non di molto perché altrimenti l’orbita sarebbe instabile nel sistema. Rimane da stabilire quanto il pianeta sia realmente abitabile; il pianeta potrebbe mostrare sempre la stessa faccia alla sua stella e, essendosi formato vicino alla nana rossa potrebbe aver accumulato poca acqua ed essere molto diverso dalla Terra.
Science, 4 May 2007, Vol. 316, pg. 702 - Sean C. Solomon - Circa 30 anni fa la comunità degli scienziati planetari fu sorpresa quando il Mariner 10, passando vicino a Mercurio, rivelò un campo magnetico interno. Il campo magnetico della Terra è prodotto da un effetto dinamo sostenuto dal moto convettivo all’interno del pianeta provocato dal nucleo fuso ricco di ferro. Benché la densità di Mercurio indichi che sia dominato dal più grande nucleo di ferro fra i pianeti, la rivelazione del suo campo magnetico fu una sorpresa perché Venere non ha campo magnetico e Marte e la Luna mostrano solo antichi campi residui. Con una massa che è il 5% di quella della Terra, ci si aspettava che l’interno di Mercurio si fosse raffreddato tanto da avere il nucleo solido e senza moti convettivi. La condizione per avere un campo magnetico derivato da un effetto dinamo attivo è che almeno la parte esterna del nucleo sia liquida. Ora nuove osservazioni sulle variazioni nel moto di rotazione di Mercurio ottenute dai radar terrestri danno una prova concreta che questa condizione è verificata. Le misure radar costituiscono un trionfo di due idee teoriche sviluppate decenni fa. Poco dopo la scoperta del Mariner 10 si era proposta una procedura per determinare se il pianeta ha un fluido sulla parte esterna del nucleo. Il metodo era basato sull’osservazione che Mercurio si trova in una condizione orbitale per cui completa tre rivoluzioni intorno al suo asse per ogni due rivoluzioni intorno al Sole. La procedura richiede la misura delle piccole oscillazioni della velocità di rotazione del pianeta (librazioni), poche centinaia di metri in ampiezza, prodotta dalla gravità solare mentre Mercurio compie la sua orbita eccentrica di 88 giorni intorno al Sole. Altri parametri da conoscere sono l’inclinazione dell’asse e le componenti di gravità prodotte dallo schiacciamento ai poli. La seconda idea teorica si basava sul fatto che i ritorni radar dalle irregolarità o macchie del pianeta si muovono con la rotazione del pianeta e, osservandone la geometria, si possono determinare le periodiche variazioni dello spin. Dai segnali riflessi da Mercurio di una coppia di radar, in California e a Puerto Rico, in un periodo di più di 20 osservazioni dal 2002 al 2006, si è determinata la posizione dell’asse di rotazione di Mercurio con una precisione di due ordini di grandezza superiore alle migliori stime precedenti. Ugualmente importante è stata la determinazione, per la prima volta, delle librazioni e della loro ampiezza disaccoppiando così il moto del mantello solido di Mercurio dal nucleo negli 88 giorni di rivoluzione. Il risultato indica che, con il 95% di confidenza, Mercurio ha ancora la parte esterna del nucleo fusa. Questo rende possibile l’effetto dinamo e la generazione di un campo magnetico, ma non da la certezza e non permette di stabilirne il modello in quanto l’intensità di dipolo del campo di Mercurio è di tre ordini di grandezza inferiore a quello della Terra. Possibili alternative includono una dinamo sostenuta da correnti elettriche prodotte da variazioni di temperatura lungo il confine fra nucleo e mantello o un campo magnetico di origine fossile degli strati esterni. Una distinzione fra questi modelli richiederebbe la misura della geometria del campo magnetico. Tuttavia la prova della presenza di un nucleo esterno liquido da nuove informazioni sulla storia termica di Mercurio e sulla sua composizione. Dopo il Mariner 10, nessuna altra sonda ha raggiunto Mercurio, ma il prossimo gennaio la onda della NASA MESSENGER orbiterà tre volte prima di portarsi in un’orbita stabile nel 2011. Due anni dopo l’European Space Agency e la Japan Aerospace Exploration Agency invieranno la missione BepiColombo per inserire due sonde su orbite coplanari nel 2019.
Science, 11 May 2007, Vol. 316, pg. 843 - Sushil Atreya - Fin dalla sua scoperta nel 1655 da parte di Christian Huyghens, Titano, la grande luna di Saturno, ha incuriosito gli scienziati, tra l’altro, perché la sua superficie era avvolta da una fitta foschia. Questa foschia ha un importante ruolo nel riscaldare l’atmosfera di azoto di Titano ed il suo aspetto più importante è la sua composizione. Si è sospettato a lungo che la foschia fosse costituita da complesse molecole organiche e persino molecole prebiotiche. Ora i passaggi ravvicinati della sonda Cassini su Titano hanno rivelato come queste molecole si vanno formando. Sono state identificate molecole di benzene e ioni positivi e negativi di sostanze organiche. Da questi ioni si formano molecole pesanti producendo la foschia sugli strati più alti e poi contribuiscono alla foschia di tutta l’atmosfera. A differenza delle altre lune del sistema solare, Titano ha una pesante atmosfera costituita per il 95% di azoto ed il 5% di metano. I processi iniziamo con l’azione delle radiazioni solari su queste molecole e con le loro collisioni. Si formano semplici idrocarburi come etano, acetilene, diacetilene, nitrili come il cianide HCN ed il cianogeno C2N2 e quindi molecole più complesse. I ricercatori ritengono che la foschia osservata dai Voyager 1 e 2 negli anni 1980-81 fosse il risultato della condensazione di queste molecole e dei loro polimeri. Nel 2003 lo Infrared Space Observatory (ISO) scoprì alcune parti per miliardo di benzene (C6H6) che è la chiave per la formazione di idrocarburi policiclici aromatici (PAH) mediante una sequenza di rimozioni di atomi di idrogeno ed aggiunta di acetilene. Quando questi composti raggiungono la massa di 2000 dalton (un dalton è l’unità di massa atomica pari a 1/12 di quella dell’atomo di carbonio), si forma un gas pesante come quello degli scarichi dei camion diesel. La formazione dei PAH dalla dissociazione del metano inizia a 600-800 km dalla superficie di Titano, tuttavia le misure dello Ion Neutral Mass Spectrometer (INMS) del Cassini mostrano che il benzene si forma nella regione della termosfera-ionosfera (a circa 1000 km di altezza), molto sopra quella del processo fotochimico. La formazione delle complesse molecole organiche avviene nella ionosfera e prosegue nell’atmosfera neutra. Come risultato gli aerosoli precipitano sulla superficie di Titano e si sono accumulati negli ultimi 4,5 miliardi di anni per uno spessore di centinaia di metri. Si pensa che anche una pioggia di metano abbia diluito questi depositi nei laghi e nei letti di fiumi. La composizione di questi aerosoli, per la loro bassa concentrazione, è però al di là della capacità degli strumenti usati. Durante la discesa della sonda Huyghens e sotto i 146 km, dove si sono raccolti i dati, non si sono visti gli spettri di benzene e cianogeno, certamente per la loro scarsa concentrazione. Un’analisi chimica completa sarà uno degli obiettivi di ogni futura missione su Titano.
Science, 1 Jun 2007, Vol. 316, pg. 1323 - Andrew J. Steward and Max W. Schmidt - La presenza in Marte di un nucleo metallico dominato da Fe, Ni e S è stata determinata dalla composizione dei meteoriti marziani, ma la composizione, l’evoluzione termica e lo stato fisico del nucleo sono molto dibattute. La missione del Mars Global Surveyor ha meglio determinato la geofisica del pianeta. La determinazione precisa del momento di inerzia e delle deformazioni mareali provocate dal Sole hanno imposto delle condizioni ai modelli strutturali che richiedono quindi un raggio del nucleo fra 1520 e 1840 km da confrontare ad un raggio medio planetario di 3390 km. I dati indicano inoltre che il nucleo metallico non è completamente solido, ma potrebbe essere o completamente liquido o con una piccola zona periferica liquida. La scoperta di regioni fortemente magnetizzate nell’emisfero sud indicano l’esistenza di un forte campo magnetico durante il periodo Noachiano (circa 4 miliardi di anni fa) ed il meccanismo che ha causato e poi fatto cessare questo campo magnetico è uno dei fatti sconosciuti nell’evoluzione dell’interno marziano. Il confine nucleo-mantello di Marte ha una pressione di circa 23 GPa ed una temperatura di 1800 K. Gli esperimenti in alta pressione di materiale Fe-S in queste condizioni indicano una temperatura eutettica di fusione relativamente bassa e questo implica che almeno la parte più esterna del nucleo sia liquida, mentre altri studi su composizioni Fe-S e (Fe,Ni)-S che portano il centro di Marte a 40 GPa e 2200 K confermerebbero un nucleo completamente fuso. Nelle prove su campioni si è trovato che la presenza di Ni abbassa la temperatura di eutettico di circa 125 K, sia a 23 che a 40 GPa. La fusione dell’eutettico si ha a 23 GPa con una percentuale in peso di S del 16% ed a 40 GPa con il 12%. Partendo da una condizione di nucleo completamente fuso, il processo di cristallizzazione e solidificazione avviene in modo diverso in dipendenza del contenuto di S. Con un 10-14% in peso di S, si solidifica prima al centro una lega di Fe,Ni, quindi, alla fase di eutettico, si separa in alto il (Fe,Ni) + Fe-S che, raffreddandosi completa la sua cristallizzazione. Con un 14-16% di S, prima si solidifica al centro il solfito (Fe,Ni)-S, nella fase di eutettico in alto si separa un insieme di (Fe,Ni) + (Fe,Ni)-S e questo finirà poi con il solidificare. Nel primo periodo Noachiano il nucleo era completamente fuso ed il campo magnetico era prodotto da un regime di convezione.
Science, 12 Oct 2007, Vol. 318, pg. 210 - Eric Gaidos - Dopo la rivoluzione copernicana l’umanità si è chiesta se ci sono corpi celesti come il nostro che possono ospitare la vita. La ricerca di mondi abitabili si è estesa dai pianeti del nostro sistema solare a pianeti intorno ad altre stelle e di questi, fino a questo momento, ne sono state scoperti più di 200. Tutti però sono pianeti più massivi della Terra, simili a Giove e Saturno, questo perché è stata utilizzata la tecnica dell’effetto doppler per rivelare il moto della stella intorno al baricentro stella-pianeta e non c’è sensibilità sufficiente per pianeti come la Terra. Da queste misure si determina la massa del pianeta rispetto a quella della stella e, se il pianeta passa davanti alla stella, dalla variazione di luminosità si può stabilire il suo diametro e quindi la sua densità. Trovare pianeti come la Terra significa anche scoprire se ci sono le condizioni per la presenza di acqua allo stato liquido e quindi se l’orbita del pianeta si trova in una zona abitabile. I progressi nelle misure hanno permesso di scoprire pianeti fino a 5 volte le dimensioni della Terra e di uno di questi si è visto il transito davanti alla sua stella, ma molti sono troppo vicini alla loro stella e saranno più caldi e di composizione diversa. La formazione dei pianeti avviene dal disco di gas intorno alla stella, prima con corpi di qualche km (planetesimi), poi con il loro accrescimento, in circa un milione di anni, in protopianeti delle dimensioni di Marte che collidono e si fondono in pianeti dopo 10-100 milioni di anni. Simulazioni numeriche mostrano che si formano numerosi pianeti vicini. Migrazioni orbitali spiegano l’origine di pianeti vicini alla stella o di pianeti giganti in circa un milione di anni che si fermano al bordo interno del disco o dove i pianeti vengono intrappolati da fenomeni di risonanza, nelle orbite con periodi che sono rapporti interi, e quando si raggiunge l’equilibrio dei momenti. Pianeti vicini come la Terra non sono isolati e, se c’è materia, se ne formano diversi specialmente se c’è abbondanza di elementi pesanti e si formano vicino ad orbite risonanti. Per la rivelazione mediante effetto doppler si ottengono precisioni migliori di 1 m/s, quella media di un uomo che cammina, e la sensibilità è limitata dal rumore della turbolenza e dalle oscillazioni dell’atmosfera stellare; si migliora facendo la media su più orbite. La sensibilità non è sufficiente per trovare coppie simili alla Terra-Sole. Pianeti delle dimensioni della Terra si possono trovare invece intorno a stelle di piccola massa (M dwarf). Queste sono numerose, più fredde e meno luminose, con emissione massima verso il vicino infrarosso. In questo caso è preferibile usare spettroscopia di precisione alle lunghezze d’onda del vicino infrarosso. Per i pianeti che si vedono di profilo, si può osservare il loro transito davanti alla stella. Un pianeta gigante occulta l’1% della luce della stella, mentre per un pianeta come la Terra l’occultamento è di 0,01% ed una tale precisione non è possibile per telescopi di terra a causa delle scintillazioni dell’atmosfera. Con stelle del tipo M dwarf l’occultamento è invece di 0,1-1% ed un prototipo di telescopio per queste osservazioni è stato messo in funzione sulla vetta dello Hakea-kula nelle Hawaii. Un sistema alternativo, per piccoli pianeti, è l’osservazione del transito dei grandi pianeti in presenza del disturbo gravitazionale di un piccolo pianeta come è successo con la scoperta di Nettuno dall’osservazione degli scostamenti dell’orbita di Urano. Si tratta semplicemente di osservare la periodicità del transito di un grande pianeta. La variazione del tempo di transito è proporzionale al rapporto fra le masse e si tratta di misurare variazioni di alcuni minuti su periodi di alcuni mesi o un anno. Misure dirette si possono fare dallo spazio. La missione CoRoT (Convection, Rotation and Planetary Transit) dell’ESA e dell’Agenzia Francese, lanciata lo scorso dicembre, sarà capace di trovare pianeti in transito di alcune masse come la Terra intorno a 120000 stelle. La prossima missione Kepler, prevista agli inizi del 2009 sposterà questo limite a pianeti della dimensione della Terra intorno a 100000 stelle. Dopo aver trovato pianeti simili alla Terra bisognerà scoprire se le condizioni della loro superficie consentono la vita come noi la concepiamo e se le loro orbite sono in zone abitabili. Composizione e massa sono importanti, ma non tutte sono uguali. Venere, ad esempio si trovava in origine in zona abitabile con il primo Sole più debole, ma non sappiamo se ha mai avuto acqua. Marte si trova ora in zona abitabile, ma manca di atmosfera con effetto serra, perché è troppo piccolo, ha lasciato sfuggire l’atmosfera ed il suo vulcanismo non la ha rigenerato. I pianeti formatisi vicino alla loro stella non hanno acqua perché le regioni interne al disco sono più calde e secche e la poca acqua si perde più facilmente per gli impatti durante l’accrescimento. Al contrario i pianeti formatisi all’esterno nelle regioni più ricche di acqua e migrati verso l’interno, hanno più probabilità di avere acqua in abbondanza e formare pianeti coperti da oceani, ma se la temperatura fosse maggiore del punto critico di 374 K non ci sarebbe più acqua allo stato liquido. La composizione chimica dei pianeti può cambiare molto. Ad esempio può cambiare il rapporto iniziale carbonio/ossigeno e, se alto, privilegiare formazioni di carburi come il carborundum ed atmosfere ricche di idrocarburi come quella del satellite Titano. Altri pianeti possono essere come Mercurio, composti in massima parte di ferro. Dai dati di transito e dalla densità si può distinguere fra pianeti composti da rocce, acqua e ghiaccio o ferro. L’emissione del pianeta alle frequenze infrarosse è in relazione all’assorbimento del pianeta ed alla sua riflettività e questo ci darà informazioni sulle proprietà di scattering dell’atmosfera e sulla presenza o assenza di nubi. Molto di più si potrà scoprire sui pianeti posti nelle zone abitabili delle M dwarf, dalla differenza di temperatura fra giorno e notte, indice della presenza o assenza di atmosfera che ridistribuisce il calore misurando gli spettri di biossido di carbonio, vapore acqueo e metano. Per queste misure sarà utile lo James Webb Space Telescope (JWST) nell’infrarosso, che sarà lanciato nel 2013. La NASA ha proposto la Space Interferometer Mission (SIM) progettata per rivelare i moti delle stelle nel piano della galassia e, più lontano nel tempo, il Terretrial Planet Finder. L’ESA ha proposto l’osservatorio spaziale Darwin che vuole separare la luce emessa dai pianeti da quella della loro stella per misurare direttamente la spettroscopia di pianeti come la Terra.
Science, 15 Feb 2008, Vol. 319, pg. 885 - Richard A. Kerr - Dopo aver trovato circa 250 pianeti extrasolari, gli astronomi, usando più potenti mezzi di osservazione, hanno trovato un sistema planetario, una stella e due pianeti giganti, che ha una profonda somiglianza con il nostro sistema solare. La nuova tecnica di osservazione, nota come di microlente gravitazionale, sfrutta la gravità di una stella che concentra la luce proveniente da sistemi più lontani e funziona come una lente di ingrandimento. Si sono usati telescopi di 11 osservatori sparsi nell’emisfero australe per osservare continuamente, dalla fine di marzo ad aprile del 2006, finché una stella si portava davanti ad un’altra più distante provocando un breve aumento di luminosità. Registrando il numero, i tempi e le grandezze di questi picchi di luminosità, il team ha scoperto due pianeti orbitanti intorno ad una vicina stella. La stella ha solo la metà delle massa del nostro Sole, il pianeta interno ha una massa circa 71% di quella di Giove e si trova a 2,3 AU, mentre Giove si trova a 5,2 AU dal Sole. il pianeta più esterno ha una massa del 90% di quella di Saturno e si trova a 4,6 AU dalla sua stella, mentre Saturno è a 9,5 AU dal Sole. Le similitudini con il nostro sistema solare sono rimarchevoli essendo i rapporti fra masse e distanze simili a quelli di Giove e Saturno. L’effetto di microlente è l’unico che permette di vedere pianeti come Saturno a queste distanze dalla loro stella e sembra che queste configurazioni siano comuni. Inoltre c’è molto spazio perché possano esistere anche pianeti come la Terra anche in posizioni compatibili con la vita.
Science, 14 Mar 2008, Vol. 319, pg. 1488 - Fred J. Ciesla - I sistemi planetari sono nati intorno a giovani stelle e cresciuti dalle grandi nubi di polveri e gas che formavano i dischi protoplanetari. La materia dei dischi è stata rimescolata e addensata dai campi magnetici e dalle forze gravitazionali e questo ha determinato la composizione chimica dei planetesimi che si sono formati e da cui sono nati i pianeti. Gas e solidi del disco protoplanetario formarono prima granelli di dimensioni micrometriche ed infine corpi di dimensioni chilometrici che si sono accresciuti per formare i pianeti mentre i solidi migravano verso l’interno più rapidamente dei gas. Entrando nelle regioni più calde del disco i corpi vaporizzarono, i vapori si diffusero verso l’esterno condensandosi nei corpi esterni più freddi, questi continuarono il ciclo di avvicinamento al centro e di vaporizzazione. Il processo portò alla riduzione della presenza di acqua nel disco interno e, poiché l’acqua è il principale agente ossidante, questo ha condizionato la composizione mineralogica delle rocce. Infatti le meteoriti condritiche, resti inalterati della nebulosa solare, contengono insieme materiali fortemente ossidati e meno ricchi di ossigeno. Effetti fotochimici hanno inoltre arricchito l’acqua con isotopi pesanti di ossigeno e questo spiega i diversi rapporti isotopici trovati nelle condriti. Così, dalle proprietà delle condriti, si è cominciato a capire come si è formato il nostro sistema solare. L’osservazione del disco protoplanetario intorno alla stella AA Tau, compiuta dallo Spitzer Space Telescope entro 3 Unità Astronomiche dalla stella, ha determinato l’emissione spettrale dell’acqua e delle molecole organiche principali nelle zone interne del disco, le stesse dove si formano le condriti nel nostro sistema solare. Per il momento queste osservazioni non permettono di distinguere quale dei modelli di sviluppo della nostra nebulosa solare sia corretto, tuttavia applicando questa metodologia ad altri dischi, si potranno identificare le correlazioni fra composizione chimica e proprietà fisiche. I modelli dell’evoluzione dell’acqua predicono che periodi di aumento del tenore di acqua nel disco interno sono accompagnati da periodi di riduzione e ci si aspetta di avere variazioni sistematiche con il tempo. I dischi più grandi avranno maggiori variazioni e si cercheranno queste correlazioni con lo studio di altri dischi della nostra galassia.
Science, 21 Mar 2008, Vol. 319, pg. 1629 - Christophe Sotin - Quando la missione Cassini-Huygens cominciò ad osservare la luna di Saturno, Titano, nel 2004, si credeva che la sua superficie fosse coperta da un oceano di idrocarburi. Le prime immagini radar prese in ottobre sulla sua superficie dalla sonda Cassini, insieme a quelle raccolte dal probe Huygens scendendo sulla luna nel gennaio 2005, mostrarono che si trattava di superficie solida. Tre anni dopo, Cassini ha ripreso queste osservazioni per la seconda volta ed ha concluso che Titano ha un oceano sepolto sotto diversi chilometri di ghiaccio. La densa atmosfera di Titano ricca di metano rende impossibile vedere poli ed usarli per determinare la sua velocità di rotazione. Gli scienziati hanno supposto una rotazione sincrona (presentando sempre la stessa faccia verso Saturno) ed un asse perpendicolare al piano di rotazione intorno a Saturno. Usando questi riferimenti si è notato per la seconda volta un dislocamento di parecchie decine di chilometri e si è dedotto che Titano ha un’obliquità di 3° ed una rotazione di 0,36° per anno più rapida di quella del sincronismo. Nel 2005 si era predetto che la rotazione di Titano doveva cambiare perché c’era uno scambio di momento angolare fra atmosfera e crosta di ghiaccio per la circolazione dell’atmosfera che cambia con le stagioni. Confrontando le osservazioni con il modello si è dedotto che esiste all’interno un oceano di acqua liquida. Questo è in accordo con il precedente modello di evoluzione di Titano che prediceva un oceano ricco di ammoniaca. Se sarà confermata la presenza dell’oceano, Titano sarà il quarto oggetto del sistema solare ad avere un oceano sotterraneo dopo che la missione Galileo ha scoperto questi strati liquidi anche nelle lune di Giove, Ganimede, Callisto ed Europa. Una grande riserva di acqua è la condizione perché si formi la vita e questa è una comune caratteristica nel sistema solare. Tuttavia le osservazioni ed il modello non si correlano molto bene. Le variazioni di velocità di rotazione suggeriscono non solo la presenza di un oceano, ma anche di una crosta inferiore deformabile. La rotazione più rapida di Titano può essere la conseguenza di un moto periodico del polo (wobble) su una scala di tempi più lunga dei cambiamenti stagionali. Un’altra spiegazione può essere un recente grande impatto anche se non c’è prova di un bacino prodotto nell’ultimo milione di anni. Estendendo la missione del Cassini ai prossimi dieci anni l’osservazione dei prossimi anni potrebbe dare altre indicazioni. La scoperta che Titano non ha una rotazione sincrona è importante, se confermato, e pure la presenza di un oceano interno. Titano, con le sue dune, laghi, canali e montagne e con il suo sistema di criovulcani è un corpo attivo che somiglia alla Terra con il metano al posto dell’acqua ed il ghiaccio al posto di silicati.
Science, 28 Mar 2008, Vol. 319, pg. 1765 - Mark V. Sykes - Più di un anno e mezzo è passato da quando l’International Astronomical Union (IAU) ha deciso di ridefinire il termine di pianeta comportando il declassamento di Plutone. Il risultato è stato un coro di proteste e l’infelice impressione che la scienza sia basata sul voto in un’aula di conferenze. Centinaia di scienziati planetari hanno firmato una petizione di protesta rigettando la definizione dell’IAU. La scienza è un processo di aggiustamento e modifica continuo man mano che nuove osservazioni si aggiungono e teorie sono proposte e provate. La definizione dell’IAU restringe il termine di pianeta a quelli del nostro sistema solare e richiede che siano stati ripuliti i dintorni delle orbite. Si ignora che più di 400 oggetti orbitano intorno ad altre stelle e sono definiti come pianeti. Un’altra obiezione è la mancanza di chiarezza su ciò che significa per un’orbita di essere libera (cleared). L’intendo della definizione dell’IAU era di identificare gli oggetti che sono gravitazionalmente dominanti nel nostro sistema solare. La conseguenza è che i pianeti sono sempre più massivi con l’aumentare della distanza dal Sole (ed il semiasse maggiore dell’orbita). Plutone era stato accettato come pianeta, nonostante la sua strana orbita, perché si pensava che avesse una massa come quella della Terra. Tuttavia con la definizione IAU non sarebbe un pianeta anche se avesse una massa 5 volte quella della Terra ed anche Marte non lo sarebbe se fosse più distante di circa mezza AU. Il fatto che un oggetto diventi rotondo dipende dalla massa e dalla gravità che mette la forma in equilibrio idrostatico quando il calore di formazione ed il decadimento radioattivo dei radionuclei aumenta la temperatura interna, permettendo la convezione interna e la differenziazione dei materiali. Anche i volatili che formano oceani ed atmosfere sono trattenuti dalla gravità. Quando identifichiamo oggetti che sono sufficientemente massivi da essere rotondi, ci aspettiamo di trovare gli stessi processi che avvengono sulla Terra ed una ragionevole definizione per pianeta sarebbe: un oggetto rotondo (in equilibrio idrostatico) che orbita intorno ad una stella. Con questa definizione il numero di pianeti nel nostro sistema solare si espanderebbe immediatamente includendo Cerere, Plutone e Caronte (come pianeta doppio) ed il distante Eris per un totale di 12. Ce ne sono forse di più e si lascia aperta la possibilità di future scoperte. Una definizione geofisica di pianeta ha il vantaggio di essere semplice e legata ad osservazioni e scoperte venute da decenni di esplorazioni spaziali. La definizione dinamica della IAU rappresenta un sottogruppo di quella geofisica. Il problema continua ad essere discusso e sarà ripreso nella riunione di agosto 2008 che coinvolgerà gli insegnanti. Se alla fine IAU modificherà la sua decisione per abbracciare una prospettiva più larga, non sarà una critica alla scienza e servirà ad allargare il dibattito nel continuo processo della sua evoluzione.
Science, 11 Apr 2008, Vol. 320, pg. 165 - Richard A. Kerr - La tettonica a placche ha prodotto sulla Terra le masse continentali ed i bassi bacini oceanici. Su Marte c’è un uniforme bassopiano a nord ed altrove altipiani craterizzati, non c’è traccia di tettonica a placche e non si sa spiegare perché un terzo del pianeta sia 4 km più basso del resto. Per lungo tempo la teoria prevalente era che un grande impatto abbia alterato in pianeta, ancora giovane scavando la zona nord, ma c’erano dei seri problemi. Ora due nuovi studi ridanno forza alla teoria dell’impatto. In uno i ricercatori rivelano le dimensioni effettive del bacino boreale rendendolo molto simile al cratere di un grande impatto. Nel secondo studio, alcune simulazioni hanno mostrato come il corpo collidente abbia prodotto un cratere di 8000 km di diametro senza creare una configurazione riconoscibile. Nel 1984 due scienziati planetari avevano proposto la teoria dell’impatto, ma non erano riusciti ad individuare i confini del grande cratere. Lo scorso mese il geofisico planetario Jeffrey Andrews-Hanna del MIT di Cambridge ed il suo team hanno dimostrato come il complesso vulcanico del Tharsis abbia oscurato la maggior parte dei confini del cratere riversando grandi quantità di lava centinaia di milioni di anni dopo che si era formato il bassopiano. Per rimuovere gli effetti del Tharsis, si sono utilizzati i dati di gravità e topografici rivelati nell’ultima decade dagli orbiter combinandoli in un modello e si è ricostruito il bordo del cratere boreale sotto il Tharsis. Invece di un cerchio il bacino si è rivelato una lunga ellisse di 10650 km, forma familiare per i grandi impatti come quello Hellas di 2300 km dell’altopiano sud. Le simulazioni, condotte da Margarita Marinova e dal suo team del California Institute of Technology di Pasadena, hanno mostrato inoltre come impatti con angoli sotto i 30° producono meno lava e più eiezioni nello spazio.
Science, 9 May 2008, Vol. 320, pg. 738 - Richard A. Kerr - Le sorti delle scienze planetarie erano scese molto in basso alla fine del decennio 1990 per una serie si rovesci. Prima il Mars Climate Orbiter ha perso la rotta l’11 dicembre 1998 ed è bruciato nell’atmosfera marziana per la confusione fra tecnici sulle unità metriche ed inglesi. Meno di un mese dopo il Mars Polar Lander (MPL), che doveva entrare con un paracadute e quindi scendere controllato dai razzi, si è perduto e non si sa nulla di sicuro. Ora è la volta di Phoenix, una missione di 420 milioni di US$, che il 25 maggio proverà il primo atterraggio morbido in 30 anni per cercare l’ultimo possibile habitat di Marte e, come il suo nome suggerisce, rinascere dalle ceneri del Mars Polar Lander. I membri del team hanno ereditato molto dalla missione MPL, sia in hardware che in software, e la massima aspettativa è di mettere le mani sull’acqua di Marte, indice di vita. I ricercatori si aspettano non solo di toccare l’acqua, ma di saggiarla con i mezzi del laboratorio di bordo. Phoenix dovrebbe fornire prove di tutto ciò e perfino rivelare i resti di una vita marziana. Prima però dovrà passare i suoi 7 minuti di terrore. In un minuto il veicolo spaziale da mezza tonnellata raggiungerà la velocità di 20500 km/ora e 7 minuti più tardi dovrà scendere gentilmente sulla superficie di Marte. MPL non è sopravvissuto all’arrivo e si è ereditato un sistema che ha fallito. Gli ingegneri hanno però avuto 4 anni per analizzarne i difetti. L’analisi ha concluso che il guasto si è verificato quando il lander ha allungato le sue gambe mentre funzionavano i retrorazzi. Il computer ha interpretato erroneamente il sobbalzo prodotto dall’allungamento delle gambe come l’arrivo a terra ed ha spento i razzi, provocando la caduta da 40 m, ma nessuno ne è sicuro. Il team ha preso in esame ogni possibile inconveniente e problema potenziale ed ha dovuto farne un’analisi, provarlo in laboratorio, simularlo al computer e sperimentarlo sul campo fino a scoprire il problema. Un problema non è stato risolto: quello del Mars Descent Imager costruito per il Mars Surveyor Lander che, analizzando le immagini durante la discesa poteva bloccare il giroscopio producendo un altro disastro. Non avendo tempo e denaro per riprogettarlo, si è deciso di tenerlo spento. Mentre gli ingegneri lavoravano per rendere il sistema sicuro, gli scienziati cercavano un luogo sicuro per scendere ed andavano a caccia di rischi che non si potevano vedere. Cominciarono con il cercare pianure uniformi nel nord oltre i 60° di latitudine dove Il Mars Odissey aveva trovato suoli ricchi di ghiaccio. Le immagini non potevano risolvere le piccole rocce pericolose. Poi nel novembre 2006 la telecamera HiRISE del Mars Reconnaissance Orbiter cominciò a inviare immagini con risoluzioni da un metro e dopo 3 mesi di ricerche fu trovato un ottimo posto nel nord. Una volta sul posto, Phoenix dovrà cercare l’acqua. Il ghiaccio si trova 2-6 cm sotto lo strato superficiale. Il braccio raccoglierà i campioni di suolo e ghiaccio, li riscalderà a 1000 °C ed analizzerà i gas con lo spettrometro di massa e nel piccolo laboratorio chimico per le analisi geochimiche. Si combineranno le analisi con le immagini per scoprire l’esistenza di un ambiente abitabile. Se si troveranno prove di abitabilità, il posto sarà oggetto di future missioni. Trovare materiale organico vivente è problematico, potranno essere resti dormienti o di tempi remoti. Phoenix ha 90 giorni di missione nominale per indagare. Al contrario dei precedenti rover che ancora funzionano, Phoenix non potrà andare molto lontano perché fra pochi mesi l’inverno lo ricoprirà con una coltre di biossido di carbonio solido e non si sa se si risveglierà con la primavera.
Science, 8 Aug 2008, Vol. 321, pg. 777 - J. C. B. Papaloizou - Fino ad oggi sono stati scoperti 307 pianeti extrasolari e 29 sistemi planetari multipli. Le masse dei pianeti vanno da alcune masse terrestri fino a diverse masse di Giove con periodi orbitali che vanno da un giorno a diversi anni. A differenza del nostro sistema solare, le eccentricità delle orbite dei pianeti giganti extrasolari possono essere grandi. Queste caratteristiche pongono un problema alla teoria della formazione dei pianeti. Si ritiene che i pianeti si formano all’interno di un disco gassoso protoplanetario che orbita intorno ad una stella centrale dopo la sua formazione. Un pianeta gigante si forma sia per effetti gravitazionali o dopo la formazione di un nucleo solido che, raggiunte alcune masse terrestri, accumula intorno a sé i gas. In ambedue questi scenari la formazione è favorita nelle regioni fredde del disco almeno a diverse unità astronomiche dalla stella. L’esistenza di pianeti giganti con piccoli periodi orbitali (hot Jupiters) ha portato a studiare l’importanza delle migrazioni orbitali dai grandi raggi a quelli piccoli attraverso l’interazione dinamica con il disco gassoso protoplanetario, durante o subito dopo il processo di formazione. Nel caso di due pianeti, fra il più esterno ed il più interno si tende a raggiungere un rapporto orbitale di 3/2 e si forma un vuoto fra di loro nel disco planetario. I tempi di migrazione sono 1 e 10 milioni di anni. Le alte eccentricità si producono per forti interazioni dinamiche e per mutue attrazioni gravitazionali quando i gas sono stati rimossi. L’architettura finale del sistema planetario avviene su scale di tempi più lunghi quando sono presenti molti corpi che interagiscono. Molti aspetti dei processi rimangono però incerti e lo studio procede mediante simulazioni al computer che ancora non hanno una reale capacità di creare dei modelli. Si è potuto mostrare la produzione di pianeti giganti che migrano e la formazione di hot Jupiters, la formazione di gruppi di tre pianeti con rapporti orbitali di 1:2:4 e la formazione di una cavità centrale magnetosferica dove il disco è stato espulso per interazione con il campo magnetico della stella centrale. Il numero dei pianeti che si formano e l’entità della migrazioni dipende dalla massa del disco protoplanetario e dalla sua vita. Dischi di breve vita e piccola massa tendono a produrre pochi pianeti giganti con limitate migrazioni come nel nostro sistema solare. Dischi massivi producono un maggior numero di pianeti giganti che provocano migrazioni ed interazioni su più grande scala. Sistemi che contengono pianeti giganti con alte eccentricità hanno lunghi periodi di forti interazioni dinamiche riproducendo le eccentricità osservate e tendono a produrre orbite planetarie non allineate con il piano equatoriale definito dall’asse di rotazione della stella, ma gli esempi osservati sono ancora pochi per supportare questa regola.
Science, 3 Oct 2008, Vol. 322, pg. 32 - Richard A. Kerr - Gli scienziati della missione Phoenix nell’area artica di Marte questa settimana hanno annunziato di aver trovato i minerali a lungo cercati che sono indicatori della presenza di acqua nel passato. Questi erano i minerali per cui Phoenix è stato inviato su Marte a pochi centimetri sopra l’acqua gelata prevista dai dati orbitali. I membri del team non sanno dire per certo quando e dove l’acqua sia stata allo stato liquido, se recentemente dove ha trovato i minerali o molto tempo fa in qualche altro luogo. I minerali potrebbero essere stati spinti dal vento da antichi depositi. La scoperta viene da due strumenti del Phoenix. Il Thermal and Evolved Gas Analyzer (TEGA) ha registrato l’emissione di acqua quando un campione del suolo è stato riscaldato ad alta temperatura ed ha rivelato, tramite il Microscope Electrochemistry and Conductivity Analyzer (MECA), anche l’emissione di anidride carbonica ad alta temperatura, segno che del carbonato di calcio si era decomposto. L’acqua aveva quindi interagito con i minerali e l’anidride carbonica e si fa l’ipotesi che, decine di migliaia o alcuni milioni di anni fa, variazioni climatiche periodiche abbiano liquefatto il ghiaccio sotterraneo e reso abitabile l’ambiente alla vita microbica nel suolo in uno spessore di pochi centimetri. Per questi minerali è necessaria la presenza di acqua ed un sottile film è sufficiente per i microbi. Gli scienziati non possono dire se il minerale si è formato dove lo ha trovato Phoenix. I carbonati possono essersi formati nell’atmosfera ed essere stati spinti dal vento nel luogo del Phoenix. Questi ha completato i suoi 90 giorni nominali di missione e 30 giorni di estensione, l’inverno marziano arriva ed il Sole rimane sempre più tempo sotto l’orizzonte riducendo la potenza dei pannelli solari ed il team cerca di affrettare gli ultimi 4 prelevamenti prima che il livello di potenza scenda troppo in basso per eseguire i prelevamenti. Alla fine di novembre l’anidride carbonica inizierà a congelare avvolgendo il lander ed ora la neve d’acqua comincia a cadere dalle nuvole.
Science, 28 Nov 2008, Vol. 322, pg. 1335 - Mark S. Marley - Sono stati già scoperti più di 300 pianeti extrasolari, in maggioranza mediante due metodi indiretti, quello della velocità radiale che rivela il moto di una stella indotto da un pianeta orbitante e quello dei pianeti che transitano davanti alla loro stella. Ambedue i metodi possono rivelare l’architettura del sistema planetario (massa ed orbita), mentre i pianeti in transito forniscono anche raggio, densità e proprietà dell’atmosfera attraverso l’assorbimento della luce della stella. Il metodo del transito è più probabile per pianeti vicini alla stella. L’ideale per un pianeta è di averne un’immagine diretta ed essere spazialmente separato dalla stella per una completa caratterizzazione. Vi sono ora due osservazioni dirette di pianeti. Una è quella descritta da Paul Kalas ed altri mediante Hubble Space Telescope che riguarda un pianeta, con massa alcune volte quella di Giove, orbitante intorno alla famosa stella di tipo A Fomalhaut. Christian Marois ha presentato una serie di immagini infrarosse di tre pianeti giganti che orbitano intorno alla stella di tipo A HR8799 nella costellazione di Pegaso. I pianeti si vedono in orbita circolare spaziati in modo quasi simile a quelli del sistema solare. Un’immagine diretta è interessante per i telescopi terrestri che osservano attraverso l’atmosfera, compensandone la turbolenza con le tecniche di ottica adattiva e con l’uso di coronagraph che bloccano la maggior parte della luce diretta della stella. I primi tentativi di immagine di pianeti orbitanti sono stati quelli della nana bruna Gliese 229B intorno ad una stella di tipo M e di un oggetto di diverse masse di Giove, detto 2MASS 1207B che orbita intorno ad una nana bruna. Gliese 299B è abbastanza massiva da fondere il deuterio, cosa che richiede almeno una massa di 13 volte quella di Giove, mentre l’oggetto 2MASS 1207B non è una stella perché la sua massa è minore di 75 quella di Giove, minimo richiesto per la fusione di idrogeno in elio. Nei sistemi studiati da Marois e Kalas la stella primaria è più giovane, brillante, calda e più massiva del Sole. La stima della massa dei pianeti dipende da quanto sono luminosi e dalla loro età. La luce dei tre compagni della stella HR8799 è stata raccolta con diversi filtri infrarossi e paragonati con modelli di luminosità dell’evoluzione planetaria supponendo l’età della stella di 30-160 milioni di anni e supponendo che tutti e tre i pianeti avessero una massa al di sotto di 13 masse di Giove. Per il compagno di Fomalhaut l’emissione è stata raccolta con un singolo filtro. Il pianeta ha una massa inferiore a 3 masse di Giove, risulta avere una temperatura di 400 K o meno e, se confermato, è l’oggetto più freddo e più piccolo rilevato fuori dal sistema solare. Il sistema di Terrestrial Planet Finder proposto dalla NASA, con telescopio spaziale munito di coronagraph, avrà difficoltà a stabilire la massa dei pianeti ed il nuovo programma NASA-NSF Exoplanet Task Force dovrebbe misurare anche la massa di pianeti terrestri intorno a stelle vicine. Per i due sistemi di pianeti studiati ci sono ulteriori prospettive con osservazioni spettroscopiche e fotometriche per determinare la composizione dell’atmosfera e compararla con quella della stella principale e per ricostruire il modello di formazione dei pianeti. Nel nostro sistema solare l’abbondanza di elementi pesanti nelle atmosfere dei pianeti giganti è superiore a quella del Sole e cresce con la distanza orbitale, sarebbe interessante verificare se questo andamento si ritrova anche altrove.
Science, 13 Mar 2009, Vol. 323, pg. 1418 - Chelsea Wald - L’osservazione delle dune sul satellite Titano di Saturno ha rivelato che all’equatore il vento soffia da ovest verso est che è la direzione opposta a quanto predetto dal modello dell’atmosfera. Il radar ad apertura sintetica del Cassini ha mappato 16000 segmenti di dune su Titano, l’8 % della sua superficie, tutte entro i 30° dall’equatore, disposte secondo l’asse est-ovest. Il modello della circolazione atmosferica è come quello della Terra. La superficie trasferisce il suo momento angolare agli strati vicini dell’atmosfera e la trascina. Tuttavia l’atmosfera ruoterà meno rapidamente della terra ed il vento soffierà verso ovest come sulla Terra, direzione che ha favorito i commerci dall’Europa all’America e per primo Cristoforo Colombo. Il risultato di Titano è difficile da comprendere se non ci sono altri fenomeni, perché viola i principi base della fisica. L’osservazione su Titano indica che la formazione delle dune richiede un vento verso est e dovrebbero esserci dei processi diversi da quelli che operano sulla Terra. Anche se le dune sembrano recenti potrebbero essersi cementate nel passato quindi ricordano una situazione del passato. Un’altra ricerca indica che sotto la crosta di Titano esiste un oceano sotterraneo, in questo caso la superficie di Titano potrebbe ruotare in modo variabile nel corso dell’anno. Ci si chiede se questo potrebbe cambiare la direzione del vento all’equatore o provocare le dune. Una nuova missione su Titano non è prevedibile in tempi brevi dopo la scelta della NASA di privilegiare Giove. Si spera che i teorici possano stabilire se si tratta veramente di un mistero o di qualcosa facilmente spiegabile.
Science, 20 Nov 2009, Vol. 326, pg. 1046 - Richerd A. Kerr - Quando lo scorso mese un razzo si è schiantato nella fredda oscurità di un cratere lunare, ha emesso una nuvola di polvere ed il rapporto della NASA ha confermato di aver rivelato un significativo ammontare di acqua. Il Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS), dopo anni di controversie, ha confermato l’ipotesi che, nel corso di miliardi di anni, i crateri più freddi della Luna hanno raccolto l’acqua sotto forma di ghiaccio. Rimane da vedere se la quantità di ghiaccio presente sarà sufficiente ai futuri astronauti per bere e per convertirla in combustibile per i razzi. La missione LCROSS ha funzionato perfettamente, a meno del deludente risultato osservativo dalla Terra. Prima dell’impatto gli scienziati della NASA avevano predetto che osservatori con base a terra ed anche gli amatori avrebbero potuto osservare il getto di polveri e gas fra due montagne. Il getto è stato brillante, come predetto, ma non si è sollevato abbastanza. Tuttavia gli strumenti di LCROSS hanno avuto una visione perfetta nei 4 minuti intercorsi, prima che la sonda precipitasse pure sulla Luna. Gli spettrometri di LCROSS hanno avuto una buona e forte rivelazione di acqua confermando che tracce di vapore acqueo possono congelarsi depositandosi nelle zone permanentemente in ombra a 40 kelvin dove mai arriva il Sole. LCROSS ci ha dato solo un’indicazione sull’origine dell’acqua. Gli spettri hanno indicato la presenza di altri composti volatili, come anidride carbonica, metano e metanolo, tutti composti che su trovano nelle comete e negli asteroidi ricchi di acqua. La Luna può aver raccolto una parte delle sostanze cadute su di essa nei tempi cosmici. Che cosa si possa fare di questo ghiaccio accumulato, dipende dalla quantità. LCROSS ha valutato la quantità emessa dell’ordine di 100 kg e si stanno ancora eseguendo altri calcoli. Precedenti osservazioni da satelliti suggerivano che si possa avere l’1% di acqua in volume sui primi 3 metri di spessore di tutte le superfici permanentemente in ombra e la percentuale potrebbe variare fra 0,1 e 10%. Sia gli scienziati planetari che i pianificatori della NASA sperano sui valori più alti, in ogni caso questi depositi conserverebbero la storia degli impatti delle ere geologiche della Luna. I sostenitori dell’esplorazione lunare vi vedono una risorsa per i primi astronauti supponendo che l’amministrazione Obama confermi il ritorno della NASA sulla Luna, ma bisognerà pensare anche come operare a 40 gradi centigradi sopra lo zero assoluto.