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MARTE - IL CAMPO MAGNETICO DI MARTE

geografia

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5.2      MINERALI DERIVATI


Nella primavera del 2004, la sonda Mars Express ha confermato la diffusione di feldspato, olivina e pirosseni, minerali tipici della roccia basaltica (Bibring et al, 2004). Il basalto è una roccia ignea diffusa anche sulla Terra che deriva dal consolidamento del magma che erutta da vulcani come l’Etna, dai vulcani delle isole Hawaii e dalle dorsali medio oceaniche.
E’ stata scoperta anche l’andesite, una roccia che contiene quantità maggiori di minerali silicati rispetto a quelli contenenti ferro, la quale sulla Terra si forma quando l’acqua contenuta in una zolla tettonica in subsidenza si mescola con le rocce sotterranee fuse.

Nel magma che si raffredda allontanandosi dalla camera magmatica, cristallizzano per primi i minerali ricchi di ferro e magnesio (olivina e pirosseni), successivamente il magma si arricchisce di silice e alluminio formando le daciti (colate laviche vetrose e ricche di silice). Alcuni picchi sono invece di granito, roccia ancora più ricca di silice che può essersi formata per separazione cristallina o in seguito alla rifusione dei basalti più antichi.

6.         IDROLOGIA

6.1      ACQUA LIQUIDA

Diversamente dalla Luna o da Mercurio, Marte non è un pianeta asciutto. Molte immagini raccolte dall’orbita marziana mostrano canali simili ai letti dei fiumi terrestri. Sembra che molti di questi canali si siano originati negli altopiani a sud e si esauriscano nei bacinidelle zone a nord del pianeta. Gli altopiani mostrano una ricca serie di canali disposti uniformemente lungo tutta la superficie.

Text

Tuttavia, le condizioni termodinamiche attuali del pianeta (quali pressione e temperatura) non permettono l’esistenza di acqua allo stato liquido.

Tali condizioni infatti, consentono all’acqua di esistere solamente in forma solida o gassosa, come osservato da molte delle sonde che hanno eseguito misure su Marte.

Se dunque vogliamo spiegare l’esistenza dei canali tramite l’acqua, è necessario postulare che su Marte l’acqua in passato sia esistita anche allo stato liquido. La differenza in elevazione tra i due emisferi (5 km) ha generato una grande scarpata che divide  le  zone nord e sud di Marte. Se l’acqua fu presente in passato, ciò significa che le condizioni termodinamiche del pianeta erano diverse. L’atmosfera di Marte poteva essere più densa in passato a causa delle intense eruzioni vulcaniche. Inoltre la presenza di un campo magnetico residuo fa pensare che in passato, gli intensi processi erosivi della atmosfera marziana per effetto del vento solare fossero ridotti, per effetto del campo magnetico intrinseco all’epoca presente. Quando l’evoluzione interna di Marte  terminò,  sia il vulcanismo lentamente si estinse, così come il campo magnetico interno, poiché entrambi i processi sono legati alla presenza di un mantello convettivo.

6.2      GHIACCI

 ( attento… entrambi hanno calotte polari.. forse anche con un po’ di ghiaccio!!) a Come dimostrato da mars Express, i  poli marziani possiedono calotte di ghiaccio le cui dimensioni aumentano o diminuiscono al variare delle stagioni. I ghiacci che stagionalmente variano di dimensioni sono composti di diossido di carbonio, mentre la calotta permanente, quella che resiste anche durante l’estate, è composta prevalentemente da ghiaccio d’acqua, almeno al Polo Nord.

Le dimensioni della calotta a Nord sono di circa 1000 km, mentre quella a Sud è un po’ più piccola.

Text

E’ interessante  notare come dall’analisi di questi ghiacci si possano estrapolare delle informazioni sull’attività delle tempeste marziane. Infatti, i ghiacci presentano delle stratificazioni più scure che rappresentano dei depositi sottostanti di materiale planetario accumulato nel tempo. Di conseguenza, differenze fra strati successivi sono probabilmente il risultato di variazioni nell’attività delle tempeste di sabbia.

7.         NUCLEO

Analogamente agli altri pianeti rocciosi conosciuti, Marte presenta una struttura interna tipicamente composta da un nucleo centrale, da un mantello e da una crosta superficiale. Le informazioni in nostro possesso sono tuttavia frammentarie; una migliore comprensione della struttura interna del pianeta rosso potrebbe contribuire a fare chiarezza sui meccanismi che potrebbero aver generato la sua atmosfera, sulla possibile presenza in passato di vita su Marte e sull'evoluzione planetaria dei pianeti rocciosi in generale. Sfortunatamente, la mancanza di dati sismologici significativi impedisce una conoscenza sufficientemente dettagliata dell'interno di Marte; tuttavia, grazie alle misure  del momento d'inerzia di Marte effettuate dalla sonda spaziale statunitense Mars Pathfinder è stato possibile accertare con sicurezza che il nucleo del pianeta, composto da materiali più densi rispetto al mantello, ha un raggio compreso fra 1500 e 2100 km. Esso occupa circa il 21 % della massa del pianeta e risulta essere composto delle seguenti abbondanze: 77 % Fe; 15 % S; 7.6 % Ni; 0.4 % Co.

Le recenti osservazioni della missione MGS (studi su movimenti di marea indotti dal Sole) forniscono nuovi vincoli ai modelli del nucleo di Marte, indicando un nucleo almeno in parte liquido, e grande almeno la metà dell’intero raggio planetario. ( manca la bibliografia!!!!)

In analogia col nucleo della Terra e degli altri pianeti terrestri, si ritiene che il nucleo di Marte sia ricco materiali richhi in ferro come  il solfuro di ferro (questo in base alle osservazioni dei meteoriti marziani -ricchi di tale lega-, ai modelli di formazione del pianeta, e alla elevata capacità dello zolfo di dissolversi nel ferro); ed è da notare che la chimica dello zolfo è particolarmente interessante, per le proprietà fisiche che derivano dalle sue leghe. Ad esempio, la temperatura di fusione del ferro si riduce notevolmente aggiungendovi zolfo.

Di conseguenza, sono stati effettuati alcuni esperimenti per testare il comportamento del FeS a temperature e pressioni estreme, tramite l’analisi della diffusione di raggi-x provenienti da una Advanced Photon Source (APS). Si è potuto vedere dunque, che quando portato a temperature e pressioni simili a quelle del nucleo marziano, il campione di FeS subisce un cambiamento di fase da una struttura cristallina con bassa simmetria ad una forma esagonale detta APS-IV; in più si è potuta conoscere la densità del campione sotto tali condizioni. Infine, sempre tramite APS si è trovato che nelle suddette condizioni il ferro si separa dagli altri materiali silicei e si deposita sul fondo del campione. ( Manca la bibliografia!!)



Sulla Terra, la presenza di un nucleo liquido ferromagnetico rotante è responsabile del campo magnetico; Marte, al contrario, non presenta un campo magnetico paragonabile con quello terrestre. Pur non escludendo del tutto la presenza di un nucleo interamente liquido, tale mancanza è un forte indizio a favore della presenza di un nucleo interno solido.

Dalla presenza degli enormi edifici vulcanici che caratterizzano il pianeta rosso si può inferire l'esistenza di un mantello almeno in parte liquido, al cui interno sono presenti moti convettivi in grado di trasportare materiale lavico verso la superficie.

8.         IL CAMPO MAGNETICO DI MARTE

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

La maggior parte delle sorgenti del campo magnetico si trova nelle regioni altamente craterizzate dell'emisfero sud, le pianure dell'emisfero nord ne contengono molte di meno. Non è stata trovata nessuna correlazione fra sorgenti e crateri da impatto, così come nessun campo magnetico è stato rilevato nelle regioni di Tharsis, Elysium, Valles Marineris e sui grandi edifici vulcanici. I bacini da impatto di Hellas e Argyre (la cui età è stimabile a circa 3.9 miliardi di anni) non presentano sorgenti di campi magnetici. Questi campi magnetici locali, per certi aspetti, sono l'analogo delle anomalie magnetiche terrestri. Ad una distanza di 400 km le più grandi anomalie magnetiche della Terra (rilevate dai satelliti) possono provocare una variazione dell'intensità del campo di ± 10 nT. Per confronto, il campo geomagnetico sull'equatore magnetico ha un'intensità di 3x104 nT. A parità di quota la più intensa anomalia marziana (presente nella regione di terra Sirenum fra 120°-210° W e 30°-85° S), ha una variazione di ± 200 nT: un valore 20 volte superiore a quello terrestre. Questo campo magnetico è sufficientemente intenso da deviare localmente il vento solare e dare luogo ad una magnetosfera (Connerney, 2001 ).

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

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

9.         CRONOMETRI RADIOATTIVI

La datazione radiometrica è uno dei metodi per determinare l’età degli oggetti antichi. Essa si basa sul tempo di dimezzamento di isotopi radioattivi a lunga vita: alcuni isotopi sono instabili (dunque radioattivi) e possono decadere in isotopi più stabili, fenomeno accompagnato dall’emissione di particelle tipiche del decadimento beta. Il decadimento è di tipo esponenziale, e il parametro che ne descrive la velocità è il tempo di dimezzamento. Gli isotopi utili per la datazione radiometrica sono quelli con vita media elevata, dell’ordine dei milioni o dei miliardi di anni.

Il sistema più utilizzato per la datazione di Marte è il sistema 182Hf – 182W, che ha un tempo di dimezzamento pari a 9 Myr, ideale per i tempi-scala di accrescimento tipici dei modelli proposti da Safronov (1979)  e Wetherill (???? Citare biblio)

I risultati ottenuti portano a collocare i processi di accrescimento e di differenziazione entro i primi 20 Myr del pianeta.

Inoltre, se ipotizziamo per Marte un tasso di accrescimento pari a quello della Terra, la sua formazione risulterebbe completa entro ~10 Myr, e ciò è consistente con le datazioni di 182W. Dunque i due pianeti sarebbero cresciuti allo stesso tasso di impatti: la differenza deve risiedere nell’assenza di un impatto gigante, nel caso di Marte, probabilmente dovuta alla vicinanza di Giove.

CAPITOLO 2: COMPOSIZIONE DELLA SUPERFICIE E DEL SOTTOSUOLO DI MARTE

1.         CONSIDERAZIONI INTRODUTTIVE

Lo studio dell’evoluzione di Marte si basa sull’analisi chimica e mineralogica dei meteoriti precipitati sulla Terra, i quali riflettono i processi geologici che il pianeta ha subito prima di poter generare i materiali osservati.

Le meteoriti marziane sono generalmente individuate dal suffisso SNC, costruito con le iniziali dei primi tre esemplari ritrovati: ovvero Shergotty (cadute in India nel 1865), Nakhla (cadute in Egitto vicino ad Alessandria nel 1911) e Chassigny (cadute nella regione della Alta Marna in Francia nel 1815). L’indubbia origine marziana deriva dall’analisi delle età delle meteoriti, nonché dalla loro composizione.




Infatti, è noto che l età di cristallizzazione dei meteoriti asteroidali è di circa 4.5 Gyr, mentre quella dei meteoriti  SNC varia tra 154 Myr e 1.3 Gyr; inoltre, la prova  più evidente del fatto che sia Marte il corpo genitore degli SNC è la composizione isotopica della componente  gassosa intrappolata nelle vescicole di tali meteoriti (gas rari, azoto, CO2), con rapporti isotopici molto diversi da quelli osservati in tutti gli altri meteoriti, ma simili a quelli caratteristici dell’atmosfera marziana.

Questa parte è corretta da me.. però io la eliminerei. Scritta così è fondamentalmente sbagliata.

1.1      SHERGOTTITI

Questo sottogruppo contiene 17 esemplari di rocce acondritiche e rappresenta il tipo più abbondante di meteoriti marziane. Sono rocce ignee di origine vulcanica e assomigliano alle rocce terrestri più di ogni altro gruppo acondritico. La loro età media di cristallizzazione è compresa tra i 150 e il 200 Myr, e solitamente presentano segni di forte metamorfismo da shock: generalmente, il plagioclasio delle shergottiti è stato trasformato in maskelinite, un vetro che si genera quando il plagioclasio viene sottoposto a shock compressionali di almeno 30 GPa. E’ probabile che si siano formate nello scontro che ha estratto il meteorite dalla superficie di Marte scagliandolo nello spazio.

Le shergottiti vengono a loro volta divise in due sottogruppi, in base alla loro composizione:

1.      Shergottiti Basaltiche: sono rocce basaltiche di origine vulcanica, consistenti soprattutto di clinopiroxene, olivina, ortopiroxeni e vari ossidi, solfuri e fosfati. Molte di queste rocce presentano tratti tipici di interazione con l’acqua marziana, sia sotto forma di silicati idrati, che in forma di sali carbonati e solfati;

2.      Shergottiti Lerzolitiche: rocce ultramafiche, simili alle lerzoliti terrestri. Sono composte soprattutto di olivina a grana media. Contengono una minor area di vetro plagioclasio, ma sono presenti clinopiroxene, ossidi e fosfati (hanno caratteristiche mineralogiche e chimiche simili alle shergottiti basaltiche).

-----Manca la bibliografia

1.2      NAKHLITI

Questo gruppo è costituito da pochissimi esemplari di roccia contenenti clinopiroxeniti a grana fine, i quali consistono soprattutto di verdi cristalli di augite con minor olivina in una mesostasi a grana molto fine. Queste mesostasi sono composti di plagioclasio, pirogeni, ossido di titanio-ferro, solfuri e fosfati. La presenza nei nakhliti di minerali idrati e di ioni acqua-solubili come Cl, K, e Ca, suggeriscono che essi erano presenti in luoghi di raccoglimento dell’acqua su Marte. La loro età di cristallizzazione è stimata essere compresa tra 1.3 e 1.4 Gyr.

1.3      CHASSIGNITI

Questo gruppo in realtà è costituito di un solo esemplare. E’ una roccia che assomiglia molto alla dunite terrestre e consiste di circa 91% di olivina ricca in ferro, 5% clinopiroxeni, 1.7% plagioclasio, 1.4% cromite, più altri minerali e fasi in percentuali ridotte. Le crepe all’interno di tale roccia sono riempiti di sali carbonati e solfati, ad indicare un alterazione acquatica pre-terrestre.

Chassigny mostra una composizione isotopica dell’ossigeno piuttosto tipica, tale da piazzarsi indubbiamente nel campo degli SNC. La sua età di cristallizzazione è di circa 1.36 Gyr, e le sue proprietà elementari indicano una strettissima relazione con i Nakhliti, suggerendo una comune origine dal magma marziano. Tuttavia, la composizione gassosa di Chassigny è molto diversa da quella degli altri SNC e anche diversa dalla composizione atmosferica di Marte, per cui si suppone che l’origine di questi gas sia nel mantello.

1.4      ORTOPIROXENITI

L’unico membro di questo gruppo è il cosiddetto ALH84001, ritrovato in Antartide nel 1984. E’ una roccia consistente al 97% di ortopiroxen ricco in magnesio, contenente anche plagioclasio, cromite e carbonato. La sua classificazione come meteorite marziano è stata indotta dalla presenza di ferro ossidato e dalla sua composizione isotopica dell’ossigeno.

Questo esemplare è il membro più particolare degli SNC. La sua età di cristallizzazione è di circa 4.4 Gyr, rappresentando così un esempio della primissima crosta marziana. L’aspetto più interessante di questa meteorite sono dei piccoli carbonati sferici di color arancio formatisi circa 3.9 Gyr fa in presenza di acqua liquida, al cui interno sembrano risiedere dei microfossili simili ai nanobatteri terrestri. Tuttavia, tale scoperta è da sempre motivo di dibattito.

2.         ANALISI DELLA SUPERFICIE

Per comprendere  l’ evoluzione geologica di un pianeta, è necessario determinare la composizione globale, e soprattutto le abbondanze elementari, isotopiche, molecolari e mineralogiche. Questo rappresenta un compito complesso, che richiede la combinazione di immagini spettrali ad alta risoluzione, analisi in situ e analisi in laboratorio di campioni di provenienza conosciuta.

Poiché la formazione dei minerali dipende dalle condizioni termodinamiche in cui si sono generati, i minerali stessi sono diretti indicatori degli ambienti passati e dei processi di formazione.

Per stimare la composizione mineralogica  della superficie, si utilizzano analisi spettroscopiche nelle lunghezze d’onda del vicino infrarosso (NIR) e del medio infrarosso (mid-IR), per le quali i materiali superficiali  presentano intense  transizioni elettroniche e vibrazionali. Dunque, le lunghezze d’onda utili a quest’analisi sono comprese tra 0.8 ¸ 50 mm, anche se le componenti fondamentali degli spettri di Marte sono essenzialmente due: ma dove l’hai letto? Tutto lo spettro è importante)

2.1      CARATTERISTICHE PRINCIPALI

Nel NIR, le lunghezze d’onda attorno a  l = 1 mm corrispondono  all’eccitazione elettronica degli ioni di Fe dei silicati. Per composti ricchi in Fe3+ (silicati d’argilla e ossidi), il picco di emissione si ha per l < 0.9 mm, mentre per i silicati ricchi di Fe2+ il picco oscilla tra 0.9 < l < 1.05 mm.



Gli ortopiroxeni sono separati dai clinopiroxeni in base alla forma delle spettro attorno  a a 2 mm, piccata a l < 2.2 mm per i primi, e l > 2.2 mm per i secondi.

La banda vibrazionale O-H a 2.7 < l < 3.5 mm permette di identificare i minerali idratati e il loro livello di idratazione.

Il range IR termico, invece, situato tra 6 – 20 mm, corrisponde ai moti vibrazionale  fondamentale dei principali legami molecolari (come SiO4, CO3, SO4, OH).

2.2      LE MAGGIORI UNITA’ SUPERFICIALI

Se osservato nel range ottico, la superficie di Marte risulta divisa in grandi aree distinte: zone chiare, zone  scure e calotte polari. La posizione e la grandezza di tali aree varia stagionalmente.

Lo spettro delle regioni scure può essere attribuito ai basalti, le cui caratteristiche spettrali sono dominate da materiali ferromagnetici (“mafici”) e vulcanici. Queste regioni hanno uno spettro tipico dell’assorbimento del ferro in minerali mafici come i pirogeni.

Le regioni luminose, invece, sono legate a prodotti di alterazione dei basalti, e sono molto omogenee dal punto di vista spettrale, pur essendo composte principalmente di un sottile strato di ossido di ferro.

Tutto ciò è consistente con l’interpretazione che le regioni chiare siano ricoperte di uno  strato di polvere superficiale costituita da materiali provenienti da aree differenti. Le regioni scure invece  mostrano le rocce sottostanti, che meno riflettono la radiazione ottica, e presentano solo una leggera contaminazione dei materiali luminosi.

In ultimo, le calotte polari sono soprattutto misture di CO2 e H2O ghiacciati,  con rapporti variabili nel tempo e nello spazio, abbondantemente mista a polvere.

 

2.3      MATERIALI SCURI

Sebbene la polvere venga distribuita su scala planetaria, esistono delle zone in cui le rocce scure non ne vengono ricoperte, premettendo analisi più approfondita.Tali zone sono state esaminate da tre tipi di misure spaziali: (a) analisi in situ delle rocce da parte della missione Pathfinder, (b) immagini spettrali NIR da parte dell’ISM, (c) immagini spettrali termiche TES.









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