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Caduceo, bastone o scettro del dio greco Hermes (divenuto Mercurio per i Romani) che lo esibiva come simbolo per dirimere le liti, questo è il nome proposto per la minuscola luna di Mercurio appena scoperta.

“Mooning Mercury”, così viene annunciata domenica 1 aprile 2012, la scoperta di una piccola luna orbitante intorno al pianeta Mercurio. Caduceo, nome provvisorio proposto per la mini-luna, ha un diametro di soli 70 metri ed orbita a circa 14300 Km dalla superficie di Mercurio.

La scoperta è avvenuta il giorno precedente ad opera della sonda americana Messenger, la prima sonda in orbita al pianeta Mercurio.

Immagine acquisita il 31 marzo 2012, con la camera a largo campo (WAC) del sistema a doppia ripresa (MDIS), da una distanza di 16200 Km con una definizione di 410 metri per pixel. Copland, il grosso cratere visibile al centro dell’immagine misura circa 210 Km di diametro.

Corpi di queste dimensioni sfiorano regolarmente la Terra, al punto da ipotizzare che la Terra stessa possa catturarne periodicamente qualcuno (vedi articolo “Simulations Show Mini-Moons Orbiting Earth” http://lunarscience.nasa.gov/articles/simulations-show-mini-moons-orbiting-earth/ ).

Fino ad oggi però, nessuno aveva ancora proposto di farne schiantare uno volutamente sulla Terra! Il Team della missione Messenger, invece, pare non voglia farsi scappare questa geniale operazione, anche a costo di sacrificare la sonda stessa. Il progetto prevede infatti di dirigere la sonda direttamente contro Caduceo, al fine di strapparlo all’attrazione gravitazionale di Mercurio per metterlo in rotta di collisione con la Terra, con l’intento di farlo impattare tra i ghiacci antartici.

Se tutto va bene Caduceo sarà fatto schiantare sulla Terra per il 2014.

La motivazione principale è rappresentata dall’importanza di disporre di campioni del sistema mercuriano al fine di poter meglio identificare i meteoriti che cadono sulla Terra. Caduceo potrebbe rappresentare un grosso campione di Mercurio relativamente facile da portare sulla Terra.

Personalmente, non capisco come possano essere già così certi che Caduceo sia fatto dello stesso materiale di cui è composto Mercurio; per quanto si sa, potrebbe benissimo essere uno dei tantissimi mini asteroidi che circolano per il sistema solare, semplicemente catturato ma originato chissà dove.

Inoltre, trovo molto difficile pensare che si possa avere la precisione necessaria per poter stabilire l’esatto punto di impatto sulla Terra con un singolo impatto del Messenger contro Caduceo a più di 100 milioni di chilometri da noi!

Se per errore, al posto di cadere in Antartide, cadesse proprio a Pasadena?

Vedi “Mooning Mercury “ http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=811

La sonda dell’ESA Venus Express ha scoperto che il nostro vicino nuvoloso gira un po’ più lento di quanto precedentemente misurato. Penetrando la densa atmosfera attraverso l’infrarosso, la sonda ha scoperto che i dettagli superficiali non erano proprio dove avrebbero dovuto essere. Usando i dati prodotti dallo strumento VIRTIS nel periodo tra il 2006 e 2008 a lunghezze d’onda infrarosse (1.02 μm) per penetrare la spessa copertura nuvolosa, gli scienziati hanno studiato le caratteristiche della superficie e hanno scoperto che alcuni dettagli erano spostati fino a 20 km da dove avrebbero dovuto essere, data la velocità di rotazione misurata dalla sonda orbitante della NASA Magellano dal 1990 al 1992.

Queste dettagliate misurazioni compiute dall’orbita intorno a Venere stanno aiutando gli scienziati a determinare se Venere ha un nucleo solido o liquido, migliorando così la nostra comprensione sulla formazione del pianeta e la sua evoluzione.

In ogni caso, anche se Venere avesse un nucleo solido, la sua massa dovrebbe essere più concentrata verso il centro. Ma in presenza di un nucleo solido, la rotazione del pianeta sarebbe meno influenzabile dalle forze esterne.

Viceversa, se la crosta galleggiasse sopra un mantello liquido, sarebbe più facilmente influenzabile.

La più importante di queste forze è generata dalla sua densa atmosfera, più di 90 volte la pressione terrestre, così come i suoi complessi atmosferici ad alta velocità, che si ritiene modifichino la velocità di rotazione del pianeta mediante l’attrito con la superficie. Infatti, nonostante la lentissima rotazione retrograda, l’atmosfera ruota in soli quattro giorni terrestri.

Il vortice polare sud di Venere

 

 

La Terra, anche se in scala ridotta, sperimenta un effetto simile, che è in gran parte provocato dal vento e dalle maree. La lunghezza di un giorno terrestre può cambiare di circa un millisecondo a causa delle combinazioni stagionali di vento e temperatura nel corso dell’anno.

 

 

Negli anni 1980 e 1990, le sonde orbitanti Venera e Magellano hanno prodotto mappe radar della superficie di Venere, a lungo avvolta nel mistero, così come da una densa atmosfera opprimente e velenosa. Queste mappe ci hanno fornito la prima vista globale e dettagliata di questo mondo unico e ostile.

Nei suoi quattro anni di missione, Magellano è stata in grado di osservare i dettagli superficiali ruotare al disotto della sonda stessa, permettendo agli scienziati di determinare la lunghezza del giorno su Venere come pari a 243.0185 ± 0.0001 giorni terrestri.

Tuttavia, i dettagli superficiali osservati da Venus Express circa 16 anni più tardi (dal 2006 al 2008) potevano essere allineati con quelli osservati da Magellano solo se la lunghezza del giorno di Venere fosse aumentata di circa sei minuti e mezzo rispetto a quanto misurato da Magellano, portando così la lunghezza del giorno venusiano a 243.023 ± 0.002 giorni terrestri, calcolati come valore medio negli ultimi 16 anni.

Ciò concorda anche con le più recenti misurazioni radar di lunga durata eseguite da Terra.

“Quando le due mappe non combaciarono, pensai che ci fosse un errore nei miei calcoli dato che Magellano misurò il valore in modo molto preciso, ma abbiamo controllato ogni possibile fonte d’errore si possa immaginare”, ha detto Nils Müller, un planetologo del DLR, il Centro Aerospaziale Tedesco, autore di una ricerca che studia la rotazione di Venere.

Gli scienziati, tra cui Özgur Karatekin dell’Osservatorio Reale del Belgio, hanno esaminato la possibilità di variazioni casuali a breve termine nella durata del giorno venusiano, concludendo che queste avrebbero dovuto svolgersi in tempi più lunghi.

D’altra parte, altri modelli atmosferici recenti hanno dimostrato che il pianeta potrebbe avere dei cicli climatici che si estendono per decenni, altrettanto capaci di provocare cambiamenti a lungo termine nel periodo di rotazione. Anche altri effetti potrebbe contribuire, compresi gli scambi di momento angolare tra Venere e la Terra quando i due pianeti sono relativamente vicini tra di loro.

“Un valore preciso per la velocità di rotazione di Venere aiuterà nella pianificazione di future missioni, in quanto saranno necessarie informazioni precise per selezionare i siti potenziali di atterraggio”, ha osservato Håkan Svedhem, scienziato ESA della missione Venus Express.

Anche se sono necessari ulteriori studi, è chiaro che Venus Express sta penetrando molto più profondamente nei misteri di questo enigmatico pianeta, più di quanto nessuno abbia mai sognato.

 

 

Fonti:

“Could Venus be shifting gear?”

http://www.esa.int/esaMI/Venus_Express/SEM0TLSXXXG_0.html

 

“Rotation period of Venus estimated from Venus Express VIRTIS images and Magellan altimetry”

http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103511003782

 

Marco De Marco

Un errore comune che di solito si fa nella valutazione delle condizioni climatiche di un determinato pianeta, è di confondere la pressione con la densità. Sebbene dal punto di vista teorico tutti conosciamo la differenza fra pressione e densità, in realtà si è portati a comparare la pressione atmosferica sulla terra con la pressione atmosferica di un determinato pianeta senza le dovute precauzioni.

In un qualsiasi laboratorio terrestre, dove la gravità rimane grosso modo la stessa, questa precauzione non serve e spesso si usa la pressione come “sinonimo” si densità. Alcuni fenomeni vengono tranquillamente trattati in termini di rapporto “pressione/temperatura”, come per esempio il diagramma di fase (o diagramma di stato), dove in realtà sarebbe più corretto parlare di rapporto “densità/temperatura” o “pressurizzazione/temperatura”, altrimenti non si capirebbe la presenza di acqua liquida in assenza di gravità (e quindi assenza di peso) nelle navicelle in orbita nello spazio!

Infatti, tecnicamente la pressione atmosferica è “il peso” che una determinata quantità di gas sopra la nostra testa esercita su tutto ciò che sta sotto. Il vero problema però è che il peso è condizionato non solo dalla densità ma ovviamente anche dalla gravità. Se noi per esempio riducessimo la gravità terrestre ad 1/3, è ovvio che la stessa quantità di gas che sta sopra di noi avrà un terzo del suo peso originale, nonostante la quantità di gas sia rimasta esattamente la stessa. Ecco che allora, nel confrontare le condizioni climatiche fra due pianeti diversi sarebbe più corretto riferirsi alla densità piuttosto che alla pressione.

Si capisce molto bene questo principio analizzando il funzionamento del barometro di Torricelli, il primo strumento col quale è stata misurata la pressione atmosferica terrestre. Se riempiamo di mercurio una cannuccia chiusa da un lato e la poniamo verticalmente con il lato aperto immerso in una vaschetta riempita anch’essa di mercurio, noteremo la formazione di una camera di vuoto nella parte alta della cannuccia. Torricelli infatti notò che la pressione esterna, assente nella cannuccia, era tale da sostenere una colonna di mercurio alta circa 76 cm. Calcolando il prodotto tra il peso specifico del mercurio, l’accelerazione della gravità terrestre e l’altezza della colonna di mercurio, si poteva calcolare il peso dell’atmosfera soprastante.

Questo sistema, geniale per l’epoca, presenta però dei forti limiti se applicato in condizioni “non terrestri”. Infatti, essendo la gravità presente in due dei tre fattori della formula, ogni differenza nella gravità produrrà una differenza quadratica nella risposta del barometro, quindi , la stessa colonna di aria, su un pianeta con 1/3 della gravità originale, produrrà, per il barometro di Torricelli, una pressione di 1/9 del valore originale.
Chiaramente, artefatti strumentali a parte, rimane il fatto che la stessa identica colonna d’aria avrà un peso proporzionale alla gravità del pianeta su cui di volta in volta ci troveremo è che quindi la semplice pressione barometrica non è un indicatore assoluto della densità!
Quest’effetto viene sistematicamente trascurato nell’analisi dell’atmosfera di Marte. Si parla infatti facilmente di pressione in hPa e la si confronta direttamente con la pressione hPa terrestre ignorando completamente che su Marte la gravità è circa 1/3 di quella terrestre (per la precisione è il 38%). Lo stesso errore lo si compie quando si analizza il diagramma di fase dell’acqua per dimostrare che su Marte l’acqua non può esistere allo stato liquido. In particolare, il punto triplo dell’acqua, sulla terra è a 6.1 hPa, ma su Marte, dove la gravità è il 38% di quella terrestre, se ragionassimo in hPa, non sarebbe assolutamente a 6.1 ma a 2.318 hPa (anche se un barometro di Torricelli segnerebbe 0.88 hPa). Quest’analisi però viene sempre, a mio avviso fraudolentemente, sistematicamente evitata, riportando l’indicazione agli stessi valori terrestri. La stessa indicazione di 5-7 hPa per una pressione atmosferica marziana non è chiaramente indicata se riferita alla gravità terrestre o marziana.
Infatti 7 hPa su Marte dovrebbero avere la densità di un gas che sulla terra misurerebbe 18.4 hPa. Questa considerazione è assolutamente evitata in tutte le ricerche moderne, diciamo dalla seconda metà degli anni 60 in poi, mentre precedentemente si specificava rigorosamente che la pressione era un decimo di quella terrestre ma con una densità di 1/3. Infatti dal punto di vista prettamente scientifico veniva considerato il peso reale della colonna di aria risultante come 1/3 del suo peso reale sulla terra, ma specificando che in realtà la densità era paragonabile a 1/3 di quella terrestre. Come mai nelle ultime ricerche non si fa questa differenza?

Forse perché è più facile speculare sull’impossibilità dell’acqua di mantenere la fase liquida?
Esistono anche altri indizi a favore di questa tesi: ogni atmosfera infatti produce una diffusione della luce (scattering) prevalentemente nel blu che anche nel caso di Marte può essere facilmente analizzata. Anche se l’atmosfera marziana risulta carica di polveri al punto di renderla rossastra, separando la componente blu di una qualsiasi immagine panoramica a colori di Marte, è possibile farsi un’idea della densità atmosferica marziana. Se confrontiamo immagini del cielo terrestre riprese a diverse quote, e quindi con diversi gradi di densità, ci accorgiamo che alla quota nominale in cui dovremmo trovare 7 hPa, cioè a 35.000 metri di quota, il cielo è completamente nero, salvo giusto la striscia dell’orizzonte, dove peraltro in realtà vediamo ancora gli strati bassi della nostra atmosfera.

È chiaro invece che le foto del cielo marziano, filtrate nella banda blu, risultano molto più luminose, quasi comparabili alle immagini riprese sul monte Everest, a poco meno di 9.000 metri di quota, dove guarda caso la pressione atmosferica è 1/3 della normale pressione sul livello del mare.

Un altro serio indizio a favore di una densità atmosferica marziana più alta di quanto dichiarato, è offerta dal fenomeno dei dust devils. Queste “mini trombe d’aria” sono in grado di sollevare colonne di sabbia alte fino a qualche chilometro; ma com’è possibile tutto ciò?
Alla NASA stessa hanno provato a simularli, in una camera a vuoto, simulando la pressione marziana a 7 hPa, e non sono riusciti a simulare il fenomeno se non alzando la pressione di almeno 11 volte! Infatti alla pressione di partenza, anche utilizzando delle ventole molto potenti, non riuscivano a sollevare un bel niente!
In effetti, 7 hPa sono veramente pochi, considerando oltre tutto il fatto che salendo di quota si riducono subito molto velocemente a valori frazionali; ma allora tutti i fenomeni osservati vicino al monte Olimpo, che dal livello medio raggiunge i 17 km di altitudine, come sarebbero possibili?

È noto infatti sin dalle osservazioni telescopiche, che Marte ha comunque un’atmosfera molto attiva, soprattutto per quanto riguarda le formazioni nuvolose e le nebbie, non solo tempeste di sabbia. Osservando Marte al telescopio infatti, interponendo un filtro blu, è possibile mettere in evidenza tutti questi fenomeni atmosferici tutt’altro che trascurabili. Le nebbie mattutine e serali, le nubi orografiche, le nubi polari sono da sempre state osservate al telescopio anche con mezzi di media potenza. Chiunque può per esempio, con un normale programma di grafica, separare i tre livelli rosso, verde, blu di un immagine a colori di Marte e verificare come funziona. L’immagine corrispondente al canale rosso ci fornirà una buona mappa topografica mentre invece il canale blu ci mostrerà le calotte polari e le nubi. È facile farlo sia su immagini riprese sia con piccoli telescopi, sia su immagini riprese con il telescopio spaziale. Oltretutto, nelle immagini riprese con il telescopio spaziale, si nota facilmente il bordo blu causato dall’atmosfera, che quindi appare blu e non rossa, come mostrato dalle immagini riprese in situ.

 

 

Un altro punto interessante è l’analisi dei depositi polari; incrociando dati altimetrici e gravitometrici, si è potuto determinare che depositi polari variano stagionalmente di circa 1.5 metri al polo nord e 2.5 metri al polo sud, con un densità media nel momento di massima altezza di circa 0.5 g/cm³ .

A quella densità, 1 mm di neve di CO₂ produce una pressione di 0.04903325 hPa; ora, anche assumendo il valore di pressione marziana più ottimistico citato sopra di 18.4 hPa, trascurando il fatto che la CO₂ rappresenta il 95% e non il 100% dell’atmosfera marziana, se noi condensassimo tutta l’atmosfera al suolo otterremo uno strato di 37.5 cm di spessore!
D’altra parte, 1.5 metri di neve di anidride carbonica con una densità di 0.5 g/cm³ produce una pressione di 73.5 hPa e 2.5 metri invece di 122.6 hPa!

 

 

 

 

 

 

 

Consideriamo anche che, se la massa di ghiaccio secco stagionale fosse simile tra i due emisferi non dovrebbero verificarsi variazioni stagionali nella pressione atmosferica globale, in quanto lo scioglimento di una calotta polare sarebbe sempre compensato da una condensazione al suolo nell’altro emisfero.

Sappiamo però che l’ellitticità dell’orbita marziana crea una differenza di quasi 20°C nella temperatura media dei due emisferi, con punte fino a 30°C a favore della latitudine ~ -30°. Teniamo anche presente che a 7 hPa la CO₂ ghiaccia a -123°C (~ 150°K), mentre a 18.4 hPa (valore corretto per la gravità di Marte) ghiaccia a ~ -116°C (~ 157°K).

 

 

Stando ai dati del Mariner 9 solo al polo sud troviamo le condizioni atmosferiche necessarie, mentre secondo la Mars Global Surveyor (MGS), relative al suolo, è possibile la presenza in entrambe gli emisferi.

 

Quindi, riassumendo, l’atmosfera sembra raggiungere la temperatura minima di -123°C mentre il suolo può arrivare fino -132°C; faccio notare che a -132° la CO₂ non può superare la pressione di 1.4 hPa senza ghiacciare!

Ma torniamo a i depositi polari stagionali; come abbiamo visto, almeno durante la notte, dai 60° di latitudine sembrano esserci le condizioni per la formazione di ghiaccio secco, ma allora cosa succede veramente durante la notte polare?

Partiamo col distinguere due condizione ben diverse: condensazione da superficie “fredda” o per raffreddamento di una massa d’aria.

Per il primo caso, supponiamo che la temperatura del suolo scenda sotto il limite di congelamento dell’anidride carbonica; il suolo comincerà a ricoprirsi di un strato di ghiaccio sempre più spesso, fino al punto in qui l’isolamento termico causato dal ghiaccio stesso sarà sufficiente ad arrestare il processo. Nel caso del ghiaccio secco, essendo un buon isolante termico, ne basta veramente poco, per cui il fenomeno in se non è abbastanza efficiente da giustificare gli accumuli di ghiaccio osservati! A riprova di ciò, il record di -132°C appartiene a polo nord e non al polo sud dove invece la minima è -130°C (sempre secondo il TES dell’MGS). Mi chiedo anche quanto sia attendibile un rilevamento di -132°C dall’orbita marziana e per via spettroscopica, visto che a quella temperatura il suolo stesso dovrebbe essere velato dal processo stesso di condensazione!

Nel secondo caso, se una massa d’aria (in questo caso di CO₂ quasi pura) raggiunge il punto di condensazione, man mano che la temperatura scende, la sua pressione non potrà eccedere il limite imposto dalla “pressione di vapore” per quel gas a quella temperatura, causando l’immediata condensazione al suolo di tutta la massa di gas eventualmente in eccesso! In effetti, l’efficienza di questo processo è veramente drammatica; se dovessimo simulare una simile eventualità su Marte, dovremo anche tenere conto della catena di eventi che si genererebbero.

Abbassiamo la temperatura del polo sud, per esempio fino a -130°C, con una pressione di partenza di 7 hPa; la pressione di arrivo dovrà essere di ~ 2 hPa causando una precipitazione di neve di ghiaccio secco di ~ 50 cm di spessore (0.1 gr/cm²) che se compattata a 0.5 gr/cm² corrispondono a ~ 10 cm di spessore. Naturalmente una simile caduta di pressione richiamerebbe aria dalle zone circostanti, con l’effetto di abbassare (a catena) pressione e temperatura delle zone vicine ma condensando tutto l’apporto in neve. Il processo in se tende anche ad apportare energia termica (quindi ad alzare la temperatura) al polo stesso, ma se comunque la temperatura rimane a -130°C, il processo di condensazione si arresterà solo quando in tutto il pianeta verrà raggiunta la pressione di equilibrio di 2 hPa!

Questa piccola simulazione serve a capire la relazione tra temperature minime e variazioni nella pressione atmosferica, chiarendo perché temperatura minima e pressione minima sono correlate. Dai grafici della pressione atmosferica registrata dai due landers Viking sappiamo che per il Viking 1 la pressione è variata da un minimo di 6.8 hPa ad un massimo di 9.0 hPa, valore medio 7.9 . Per il Viking 2 i valori vanno da 7.4 hPa a 10.1 hPa per una media di 8.75 hPa. Sappiamo anche che Il VL 1 è atterrato 1.5 Km e il VL 2 3 Km, entrambi sotto il livello medio di Marte. Dato che il livello medio stabilito di Marte si trova a 6.1 hPa (guarda caso il punto triplo dell’acqua!), se noi scaliamo i valori indicati sopra ad un valore medio di 6.1 hPa, allora entrambi variano da un minimo di 5.2 ± 0.05 hPa ad un massimo di 7 ± 0.05 hPa. Considerando quindi il valore minimo di 5.2 hPa la temperatura minima che otteniamo è ~ -125°C (~ 148°K), già in chiaro disaccordo con i dati TES. Ora, considerando che la caduta di pressione da 7 hPa a 5.2 hPa comporta un precipitato di 18,4 cm di spessore (0.1 gr/cm²) che se compattata a 0.5 gr/cm² corrispondono a ~ 3.7 cm di spessore, e che la superficie della calotta polare sud è ~ 1/20 della superficie totale di Marte (approssimando sicuramente per difetto!), 3.7 cm X 20 = 74 cm, è valore decisamente inferiore all’entità dei depositi polari rilevati!

C’è quindi un’evidente incoerenza tra i dati termici e i dati atmosferici, laddove uno non supporta l’altro! Temperature così basse comporterebbero forti sbalzi di pressione (anche solo tra giorno e notte!) o addirittura una pressione globalmente più bassa! D’altro canto però già i 7 hPa nominali sono assolutamente insufficienti a rendere conto di fenomeni come i dust devils, i gullies, la diffusione luminosa del cielo o l’entità dei depositi polari transienti che invece si spiegherebbero meglio con una pressione atmosferica molto più alta di 7 hPa.

Sin qui, sono stati considerati solo gli aspetti relativi all’anidride carbonica, ritenuto il maggior componente dell’atmosfera (~ 95%); ma se introduciamo anche l’acqua in questa analisi, l’indicazione di 7 hPa diventa addirittura ridicola!
Per esempio, le tracce lasciate dallo scorrimento di acqua liquida (vedi Cratere Newton) la dove l’acqua dovrebbe essere solo allo stato di vapore, vista la bassissima pressione e la temperatura fino a circa 27°C!
In una simile situazione si può tranquillamente affermare che la pressione (in termini terrestri) non può essere inferiore a 35 hPa!

Nell’agosto 2011 la NASA ha annunciato la scoperta di acqua liquida nel cratere Newton utilizzando il telescopio spaziale Hirise capace di scattare foto con una risoluzione di 25 cm per pixel. L’Hirise ha infatti ripreso per almeno sette volte un piccolo cratere di un diametro di 17 km all’interno del più grande cratere Newton. Queste 7 foto coprono un periodo di circa 4 anni, in diversi momenti dell’anno marziano. I filtri usati per le riprese sono tre. Il primo filtro ha una banda da 800 nm a 1000 nm, il secondo da 600 nm a 850 nm e il terzo da 400 nm a 650 nm.

Rimane chiaro quindi che due delle tre bande sono riconducibili a colori visibili (giallo – rosso e verde – blu) mentre la prima banda è centrata nell’infrarosso vicino. Essendo inoltre queste foto di dimensioni gigantesche ho deciso di utilizzare solo tre porzioni adiacenti di una zona particolarmente interessante (la stessa mostrata nei comunicati NASA).
L’intenzione di partenza era di verificare la natura del gullies in relazione alla possibilità di verificare la loro correlazione con la stagione marziana. A questo scopo quindi ho rimappato i canali delle foto in modo da fare combaciare i due colori visibili rosso e verde, mettendo l’infrarosso al posto del canale blu.

Parallelamente ho cercato nei dati della sonda Mars Global Surveyor (MGS), i dati delle temperature ed in particolare della latitudine -40o dove appunto si trova il cratere Newton. Associando quindi la longitudine solare di Marte (Ls) dei momenti in cui sono state scattate le foto con i dati della MGS ho potuto quindi farmi un’idea della temperature al momento in cui è stata ripresa ogni singola foto.

La prima cosa interessante è stata la totale assenza di gullies nella foto con temperatura inferiore a 0°C, in ottimo accordo con la presunta natura acquifera dei suddetti gullies.

Nei tre ingrandimenti dalla ripresa ESP_0114228_1380 non c’è la minima traccia di gullies; essendo la temperatura massima intorno a -5°C, mi aspetto un basso livello di salinità dell’acqua che fuoriesce, altrimenti -10°C sarebbero già stati sufficienti! Viceversa anche a 6°C non si osserva una grande attività rispetto a ciò che avviene a temperature maggiori di 20°C.

Successivamente sono passato all’analisi del canale infrarosso, in particolare correlato al canale rosso alla ricerca di maggiori informazioni sulla natura stessa dei gullies. È interessante notare che il canale rosso e il canale infrarosso si sovrappongono in parte ed in particolare è il canale rosso che sconfina abbondantemente nel vicino infrarosso. Una sorgente infrarossa quindi finisce per essere visibile anche nel canale rosso creando di fatto una falsatura del canale stesso. Dovendo cercare degli eccessi di infrarosso questo difetto risulta alquanto fastidioso, ma nel mio caso in realtà mi mette al sicuro da un eventuale falso positivo.

 

 

In questa situazione infatti, se sottraggo al canale infrarosso il canale rosso, tutto ciò che rimane è certamente a forte emissione infrarossa: non c’è quindi possibilità di un falso positivo, anche se rimane la possibilità di un falso negativo, soprattutto in presenza di bassi livelli di luminosità o con sorgenti con picco di emissione > 700nm < 850nm, dove in pratica reagirebbero entrambi I canali.

Le foto raccolte dall’Hirise considerate in questa ricerca coprono il periodo dal 2 novembre 2007 al 27 giugno 2011 con almeno cinque delle sette foto raccolte scattate negli ultimi tre mesi.

Sottraendo il canale rosso al canale infrarosso e analizzando la percentuale delle zone ad alta emissione infrarossa ho potuto notare una diretta correlazione con la temperatura presunta ed in particolare si nota una quasi totale assenza di eccesso d’infrarosso con temperature sotto 0^oC ma anche un vistosa flessione con temperature superiori ai 26^oC, con un picco massimo intorno ai 24^oC

 

 

Devo sottolineare però, che nel periodo post-perielio (Ls = 270° – 300°) sono frequenti le tempeste di sabbia e i dust devils, i quali avrebbero potuto influire sulle condizioni meteorologiche reali determinando la flessione nei valori osservata.

Le zone ad eccesso d’infrarosso cambiano vistosamente di disposizione in un modo tale da escludere che si tratti, almeno per la maggior parte di esse, di caratteristiche chimiche o mineralogiche del terreno, in quanto queste risulterebbero fisse in un punto. Questa caratteristica è molto interessante anche perché un terreno eventualmente inumidito dallo scorrere di acqua liquida tenderebbe a raffreddarsi in quanto umido mostrando quindi un certo calo di emissività infrarossa. Questo infatti si verifica per lo più intorno ai gullies e sulle loro superfici, ma non dappertutto. Alcune parti terminali dei gullies infatti, contrariamente alle aspettative mostrano nei momenti più caldi un eccesso d’infrarosso.

Un’altra cosa molto sorprendente è che l’acqua su Marte dovrebbe in teoria bollire con temperature maggiori di 5⁰C, mentre invece risultano evidenti le tracce lasciate dei gullies anche (e soprattutto) con temperature massime fino a 27^oC. Questo pone un serio limite inferiore alla densità dell’atmosfera marziana. Infatti la densità non può essere inferiore a un gas che sulla terra avrebbe una pressione di 35 hPa, molto lontana dai 7 hPa dichiarati dalla NASA!

Inoltre, la natura delle zone a prevalenza d’infrarosso e la dinamica degli eventi suggerirebbero una probabile natura biologica, probabilmente piccole piante o licheni, le cui caratteristiche infrarosse sono ben note (Vedi “PREDICTION OF BIODIVERSITY – CORRELATION OF REMOTE SENSING DATA WITH LICHEN FIELD SAMPLES”, L. T. Waser, M. Kuechler, M. Schwarz, S. Stofer, Ch. Scheidegger, E. Ivits, B. Koch).