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Archivio per la categoria ‘Astronomy & Science’

Biglietto per Marte !

12 ottobre 2014 Nessun commento

La prossima frontiera delle esplorazioni spaziali sarà lo sbarco di un equipaggio umano su Marte.

Il protagonista di questa impresa, paragonabile per la sua complessità allo sbarco sul suolo lunare, sarà il nuovo veicolo Orion, progettato dalla NASA per ovviare agli inconvenienti delle missioni Space Shuttle. L’astronave Orion è pensata per garantire elevati standard di sicurezza agli equipaggi umani, in particolare per le missioni nello spazio profondo.

Orion è progettato sullo stile del Programma Apollo, con una struttura modulare che permette di ridurre i rischi e migliorare l’integrazione con diversi tipi di propulsore.

In attesa di vedere realizzato questo ambizioso progetto spaziale, la NASA ha realizzato un simpatico gadget disponibile sul sito Interne:

http://mars.nasa.gov/participate/send-your-name/orion-first-flight/

Si compila un semplice form e si riceve un bellissimo biglietto per il primo volo su Marte!

Una volta registrati sul sito, si può stampare il proprio biglietto di volo oppure integrarlo su qualsiasi sito web o social network, tramite codice HTML embed.

Il biglietto si può richiamare in qualsiasi momento, semplicemente inserendo il proprio numero di prenotazione :-)

Dal sito si possono guardare in tempo reale gli utenti che hanno chiesto il biglietto per Marte distribuiti sulle mappe del mondo.

Si possono anche invitare via email altre persone, direttamente dal sito.

La parte più interessante sono gli approfondimenti, disponibili come step n.4 della procedura di navigazione. Il link diretto per gli aprofondimenti è:

http://mars.nasa.gov/participate/send-your-name/orion-first-flight/learn/

Sono orgoglioso di mostrarvi in anteprima mondiale il mio biglietto per Marte! (fateci clic sopra per vederlo in tutto il suo splendore)

 

 

Categorie:Astronomy & Science Tag:

Marte: 735 hPa di pressione???

2 settembre 2012 Nessun commento

 

 

Come avevamo precedentemente mostrato nel documentario sulle nevicate verificatesi nel sito di atterraggio del lander del Viking 2, i dati della pressione atmosferica venivano espressi (giustamente) in millibar.

Tuttavia, nell’intestazione dei dati ufficiali NASA veniva specificato a chiare lettere che un millibar (per loro) equivaleva a 100 hPa, sollevando di conseguenza seri dubbi sui reali valori riguardanti la pressione atmosferica marziana.

Ebbene… Le immagini di oggi, relative alla misurazione della pressione atmosferica effettuata in Gale Crater da Curiosity, sembrerebbero avvalorare pesantemente questa tesi, indicando valori di pressione di 735 hPa durante il Sol 24 e di 742 hPa durante il Sol 25, come da schemi allegati!

In linea teorica dovremmo aspettarci prima o poi qualche tipo di giustificazione in virtù di presunti errori di trascrizione, difetti di funzionamento degli strumenti di Curiosity ecc…. Ma qui non si tratta più di semplici dati trascritti su fogli di testo digitalizzati, bensì di schemi – o disegni – prodotti in computer grafica i quali non si producono in una manciata di secondi…

Siamo molto…. curiosy di sapere cosa accadrà nei prossimi sol… Nel frattempo la nostra legittima domanda si sostanzia in questo:
Ma le cose stanno veramente così???

 

Articolo e video di Matteo Fagone e Marco De Marco

 

Per approfondire l’argomento:

Dati Meteorologici “in diretta” rilevati da Curiosity: http://cab.inta-csic.es/rems/marsweather.html

 

il documentario sulle nevicate verificates inel sito di Viking2
http://www.youtube.com/watch?v=JWaFzzBs5ro

 

Considerazioni tecniche su pressione, densità e punto triplo su Marte
http://www.pianetamarte.net/punto_triplo.htm

 

Approfondimento in merito alla presenza di acqua liquida su Marte
http://www.pianetamarte.net/acqua_liquida_approfondimento.htm

 

Marte: acqua o CO2?
http://www.pianetamarte.net/acqua_o_co2.htm

 

Pianeta Marte.net di Matteo Fagone: http://www.pianetamarte.net/

 

Amsterdam Astronomical News di Marco De Marco: http://www.facebook.com/pages/Amsterdam-Astronomical-News/141897832520661

 

Il Cratere Gale

10 agosto 2012 Nessun commento

 

La prima immagine raccolta dal rover Curiosity scattata la mattina del 6 agosto dalla telecamera grandangolare stereo (camera di sinistra). L’obbiettivo è ancora protetto da una copertura trasparente antipolvere che verrà rimossa in seguito.

 

Nell’ambito della missione esplorativa Mars Science Laboratory (MSL), la sonda Curiosity è atterrata all’interno del cratere Gale, un cratere di circa 150 km di diametro posto approssimativamente 5,5 o sotto l’Equatore, il quale presenta molti punti d’interesse. Questa missione dovrebbe essere di fondamentale importanza per la ricerca delle passate condizioni climatiche di Marte nonché per la ricerca dell’eventuale presenza di tracce biologiche. Visto che già la NASA si prodigherà nel diffondere informazioni relative alla missione stessa, ho deciso di colmare un vuoto che di solito si lascia in questi casi, cioè una dettagliata descrizione del luogo dell’atterraggio.

 

Curiosity è atterrata regolarmente all’interno della zona prevista a 4° 35′ 22″ latitudine Sud e 137° 26′ 30″ longitudine Est, 4446 metri sotto il livello medio marziano.

Per entrare bene nei dettagli dell’esplorazione che compirà Curiosity è importante stabilire cosa già sappiamo o cosa ci possiamo aspettare, in questo caso, nel cratere Gale. Già per altre missioni esplorative della NASA, ho percepito una mancanza di informazioni tecniche riguardanti il sito esplorato. In questo modo per un eventuale lettore diventa più difficile capire l’importanza di alcuni rilevamenti, laddove invece alcune informazioni desterebbero facilmente perplessità. Abbiamo già visto in precedenza come siano state spacciate nevicate d’acqua per nevicate di CO2, o come le temperature rilevate dal Pathfinder all’Equatore siano praticamente identiche alle temperature rilevate dalla Phoenix all’interno del circolo polare nord, senza che nessuno abbia mai sollevato il minimo dubbio.

Questa volta vorrei evitare tutto ciò raccogliendo più informazioni possibili prima dell’atterraggio stesso in modo da facilitare, per chiunque ne abbia voglia, l’apprezzamento dei risultati che arriveranno. Sono anche convinto del fatto che questa volta la NASA sarà quasi ‘obbligata’ a lasciare trapelare informazioni che in altri tempi non si sarebbero mai sognati di divulgare! Essendo abbastanza certo di questo punto voglio provare a giocare d’anticipo, almeno sui punti che personalmente ritengo importanti. E` importante infatti una buona conoscenza climatica e geologica del luogo di atterraggio, almeno secondo ciò che è possibile reperire pubblicamente. Tutte le informazioni che citerò saranno rigorosamente tratte da fonti scientifiche autorevoli, accompagnate da commenti e calcoli aggiuntivi di riscontro.

Come accennavo prima, il cratere Gale si trova appeno sotto l’Equatore marziano per la precisione, il pico centrale si trova a -5,471o di latitudine e 137,966o Est di longitudine. La zona in cui è situato il cratere va da un’altitudine massima di 200 metri ad un’altitudine minima di -3000 metri praticamente in direzione nord. La parte interna del cratere è composto da un picco centrale che raggiunge la quota di 700 m mentre invece il fondo del cratere spazia da -1500 m fino a -4500 m, sempre in direzione nord. Questo ci dà un ‘idea delle proporzioni a della geometria del cratere stesso, tenendo presente che Curiosity è atterrato nello spazio compreso tra il picco centrale e il fondo del cratere in direzione Nord Nord-Ovest, praticamente nel punto più basso del fondo stesso, a -4446 m di altitudine.

 

Rappresentazione altimetrica a falsi colori della parte Nord del cratere Gale.

In queste condizioni Curiosity dovrebbe rilevare una pressione barometrica dell’atmosfera più alta di quella rilevata dalle sonde Viking che sono atterrate ad una quota rispettivamente di -1500 m e – 3000 m. Secondo le mappe di albedo fornite della NASA il valore medio rilevato è 0,193, con un minimo di 0,111 e un massimo di 0,278; il luogo previsto per l’atterraggio presenta un albedo medio di 0,171. E` importante conoscere questi valori, perché da questi valori è possibile calcolare la temperatura massima giornaliera, tenendo conto ovviamente dell’altezza massima dei raggi solari in relazione alla stagione marziana. Dall’inclinazione dei raggi, dalla distanza di Marte dal sole e dall’albedo è possibile quindi ricavare la temperatura usando la legge di Boltzmann.

 

Temperatura massima calcolata in base alla legge di Boltzmann a confronto con i rilevamenti TES dall’equatore a -10° di latitudine.

Applicando infatti questo principio alle condizioni del cratere Gale, abbiamo già le prime sorprese, in particolare se le si confronta con i dati forniti dal TES. Nel grafico di confronto tra i dati da me calcolati e i valori forniti dal TES per la latitudine 0o e -10o, si nota una certa discrepanza tra le temperature di quelle latitudini e i valori teorici, i quali potrebbero trovare una spiegazione solo accettando dei valori di albedo molto più alti di quelli reali. Dall’analisi completa dei dati delle temperature forniti del TES si evince che Marte dovrebbe avere una albedo medio di 0,44, laddove l’albedo visuale è di 0,15 e l’albedo geometrico è di circa 0,3. Sempre secondo i dati del TES l’albedo stesso varia in funzione della temperatura, comportamento questo alquanto curioso! Infatti la mappa di albedo fornita dalla NASA varia da un minimo di 0,08 fino ad un massimo di 0,32, mentre secondo i dati TES l’albedo varia fino ad un massimo di 0,84 per le regioni polari e fino a 0,56 nelle regioni equatoriali. L’unica spiegazione a questo fenomeno, prendendo ovviamente i dati TES come corretti, sarebbe la massiccia presenza di formazioni nuvolose specialmente nei momenti più freddi, in contrasto con le attività legate alle tempeste di sabbie che di solito si verificano nei momenti più caldi, fatto che di per sé esclude le tempeste di sabbie dalla spiegazione di questo fenomeno. Essendo però questo fatto non confermato, sarebbe più corretto dedurre la presenza di una percentuale di errore variabile nei dati TES, in particolare sulle temperature più basse, come appunto mostrato nel grafico suddetto.

Rifacendoci quindi ai dati TES ci aspetteremo delle variazioni di temperatura da un minimo di -16o, ad un massimo di +31oC. Invece, secondo i dati da me calcolati, tenendo conto dei diversi gradi di albedo mi aspetterei delle variazioni a partire da un minimo di -2oC fino ad un massimo di quasi 49oC, per quanto riguardo l’intero cratere. Invece, per quanto riguarda la zona specifica di atterraggio i valori varierebbero da un minimo di 8oC ad un massimo di 43oC, praticamente sempre sopra il punto di congelamento dell’acqua, almeno per quanto riguarda la temperatura massima giornaliera. Come si può inoltre notare la temperatura dovrebbe facilmente superare persino i 40oC. Altra cosa da tener presente è il momento in cui la sonda è atterrata all’interno del cratere Gale, il 6 agosto 2012, momento in cui Marte si troverà alla longitudine solare (Ls) 150,4 cioè poco prima dell’equinozio di primavera per l’emisfero sud. Sempre secondo il grafico in quel momento, le temperature dovrebbe raggiungere un massimo di 26oC con tendenza in salita. Ricordiamoci quindi che eventuali fenomeni legati alla presenza di acqua liquida, ci forniranno grosse informazioni sulla reale densità atmosferica marziana. Il cratere Gale infatti presenta anche una certa presenza d’acqua, con una percentuale che ci aggira tra i 6 e l’8% della massa del terreno, fatto comprovato anche della presenza di Gullies! Sarebbe quindi estremamente interessante poter osservare in diretta, proprio dalle telecamere di Curiosity queste fuoriuscite d’acqua dal sottosuolo, nonché il comportamento stesso dell’acqua una volta in superficie. Se infatti la temperatura del suolo dovesse superare i 40oC, allora dovremo spostare il limite inferiore per la densità atmosferica marziana, a non meno di 80 hPa! Non aspettiamoci certo che informazioni simili vengano sbandierate dai media, anche se ovviamente dovranno essere reperibili on line.

 

Combinando riprese infrarosse diurne e notturne, ho ottenuto questa mappa a falsi colori in cui il rosso rappresenta le aree che tendono a scaldarsi più velocemente durante il giorno, mentre il verde rappresenta le aree che tendono a conservare più calore durante la notte; tutto il resto è riprodotto in blu.

Un’altra riprova della presenza di acqua all’interno del cratere Gale, ci viene fornita dalle immagine termiche infrarosse scattate sia di giorno che di notte. L’analisi di queste due riprese ci fornisce infatti delle informazioni molto preziose sulla natura fisica del suolo. Ciò che appare più luminoso in una foto termica durante il giorno, è dato da tutto ciò che è in grado di assorbire velocemente l’energia termica solare cambiando rapidamente la propria temperatura. Vice versa ciò che rimane più luminoso in una foto termica notturna, è dato da tutto ciò che tende ad accumulare energia termica, disperdendola e assorbendola molto più lentamente del resto. Questo processo, altrimenti chiamato inerzia termica è anche un indicatore della densità di un corpo. Infatti un oggetto a bassa densità tende a riscaldarsi (o raffreddarsi) molto più velocemente di un oggetto con una densità più alta, che vice versa reagirà molto più lentamente ai cambi di temperatura.

Tutti più o meno sappiamo che vivere vicino a grosse masse d’acqua porta ad avere meno sbalzi di temperatura tanto verso il basso quanto verso l’alto, come per esempio sulle coste di oceani o mari. Confrontando quindi le due riprese infrarosse, diurna e notturna, possiamo costruire una mappa della distribuzione dell’inerzia termica del cratere Gale. Nella mappa mostrata, il rosso corrisponde alle zone più calde durante il giorno e quindi a bassa inerzia termica, il verde rappresenta le zone più calde di notte e quindi ad alta inerzia termica, tutto il resto è rappresentato in blu. Comparando questo tipo di analisi con altre zone di Marte è facile concludere che in molti casi il verde ci indica dei veri e propri depositi d’acqua, in quanto coincide con le zone di fuoriuscita di Gullies e le sottostanti zone di raccolta. Non può certamente essere considerata come una certezza della presenza di acqua, in quanto altri materiali potrebbero mimare lo stesso comportamento, ma è vero altresí che tutte le zone in cui si osserva la fuoriuscita d’acqua, nonché le zone di raccolta, appaiono sempre verdi in questo tipo di analisi.

Altro indizio a favore della presenza d’acqua e il rilevamento di minerali d’argilla di tipo sedimentario ed erosivo che si formano solo in presenza d’acqua. Sono la testimonianza dell’antica abbondanza d’acqua sulla superficie di Marte, ma probabilmente potrebbero anche derivare dal trasporto d’acqua che fuoriesce dal versante interno della cresta del cratere. Questa acqua potrebbe trasportare a valle i materiali erosi durante la discesa, ma ovviamente servono analisi dirette per capirne la natura, soprattutto se si vuole stimare l’età di questi sedimenti. Sarà altresí di grande interesse lo studio ravvicinato di questi sedimenti che potrebbero benissimo accorpare i residui fossili di eventuali forme di vita allora presenti.

Per quanto riguarda l’aspetto meteorologico è interessante tener presente che la data dell’atterraggio sul Marte può essere studiata usando come riferimento il video Mars Weather tenendo presente che il 6 agosto 2012 corrisponde allo stesso giorno del calendario marziano, ma ovviamente di uno o due anni precedenti, rapportandosi alle date del 1 novembre 2008 e del 19 settembre 2010, entrambe corrispondenti al 319o sol del anno marziano. Quello che si nota sul video suddetto è una circolazione prevalente da ovest verso est con corpi nuvolosi a volte provenienti dal vicino altopiano di Elysium, dove sono costantemente presenti grosse formazioni nuvolose probabilmente di origine orografica. Molto più spesso, i corpi nuvolosi provengono dal bacino di Hellas, costantemente invaso da nuvole che frequentemente si distaccano e si propagano anche in direzione del cratere Newton. Si notano anche alcune formazioni nuvolose associate a tempeste di sabbie, che però nel video appaiono più scure e virate verso l’arancione, contrariamente alle nubi d’acqua che appaiono chiaramente bianchicce o leggermente virate verso il blu.

 

L’ 01/11/2008 a 2:24, corrisponde al 319o sol del anno marziano, come per il 06/08/2012.

 

A questo proposito è molto interessante notare come le nubi che si osservano nel video citato arrivano ad oscurare completamente i dettagli sottostanti durante il loro passaggio, mentre alcune di esse hanno la tipica compattezza delle nubi terrestri, soprattutto quelle di natura orografica. Ma, com’è possibile una tale saturazione d’acqua quando ufficialmente se precipitassimo tutta l’acqua dell’atmosfera al suolo otterremo uno strato spesso circa 1/30 di millimetro?

Infatti, secondo i rilevamenti dei Viking e altre sonde il precipitato d’acqua su Marte non dovrebbe superare mai il decimo di millimetro. Ma una quantità così esigua d’acqua, per lo più disciolta in una colonna d’aria di 11 km, non dovrebbe avere nessuna rilevanza sulla trasparenza ottica dell’atmosfera, neanche se portata a saturazione. Eppure la rilevanza ottica c’è ed è ben visibile, e costituisce un altro punto di disaccordo con i dati ufficiali forniti. Per potersi aspettare un minimo di rilevanza ottica, le concentrazioni di vapore d’acqua o di cristalli di ghiaccio in generale, dovrebbero ammontare ad un precipitato di almeno un paio di millimetri, ma questo è possibile solo se consideriamo la temperatura media di Marte a non meno di -40oC. Infatti la concentrazione d’acqua nell’atmosfera dipende essenzialmente dalla temperatura, indipendentemente dalla pressione atmosferica in sé, la quale è determinante solo nello stabilire le fasi possibili. Normalmente si considera come temperatura media di Marte -63oC. A quella temperatura, in effetti la concentrazione di acqua non può superare la pressione parziale di 0,011 hPa ovvero un precipitato di 114 micron. Volendo mettere una pressione parziale di almeno 0,25 hPa sarebbe necessario avere una temperatura media di -37o invece dei -63oC attualmente dichiarati. Stranamente se applicassimo al modello termico di Marte un minimo di effetto serra, visto che la sua atmosfera è composta quasi prevalentemente da anidride carbonica, otterremo facilmente una temperatura media tra i -40 e i – 35oC; semplice coincidenza? Questo fatto ovviamente influirebbe di più sulle temperature minime notturne, ma a questo proposito i dati sono poco chiari. Per me, rimane evidente che la quantità ufficiale di acqua contenuta nell’atmosfera non rende assolutamente merito a i fenomeni osservati.

 

Images credits: NASA / JPL / Caltech / MSSS

A rischio l’incolumità di Curiosity

15 giugno 2012 1 commento

 

 

Partito il 26 novembre 2011, il Mars Science Laboratory atterrerà su Marte tra circa due mesi portando con se molte delle aspettative di un gran numero di appassionati di ogni parte del mondo. Aspettative?
Proprio così! Probabilmente, fra tutte, la più sentita è quella relativa ad una eventuale prossima comunicazione ufficiale e definitiva da parte della NASA la quale potrebbe suonare così: “E’ CONFERMATO! SU MARTE C’E’ LA VITA!”
E, se davvero tale annuncio dovesse finalmente risuonare, sarà un grande giorno.
Una notizia del genere accenderà sicuramente quella colossale miccia che farà esplodere gli animi di creazionisti ed evoluzionisti, di bigotti imbevuti di religione e miscredenti incalliti,oltre al fatto che la Comunità Scientifica Internazionale avrà un bel daffare per elargire spiegazioni comprensibili a tutti…

Eppure, qualcosa ci dice che tale giorno potrebbe essere funestato dall’ennesima beffa “made in Homo Sapiens”. Perchè? Perchè i campioni che preleverà Curiosity saranno contaminati con il teflon!
Secondo il JPL (Jet Propulsion Laboratory) di Pasadena, il perforatore che Curiosity impiegherà per prelevare campioni di suolo marziano, rilascerà una non ben precisata polvere di teflon che andrà a mischiarsi con i campioni stessi!
Questa notizia, che con tutta onestà lascia interdetti, la si apprende da un articolo apparso l’11 giugno 2012, nel quale si elogia la bravura del team della Mars Science Laboratory nel determinare precisamente il luogo di atterraggio, grazie alla geniale lungimiranza nell’aver previsto la possibilità di aggiornare il software della sonda fino all’ultimo momento! “NASA Mars Rover Team Aims For Landing Closer To Prime Science Site”.

 

Peccato che tra i vari aggiornamenti del software di bordo si sia dovuto anche tener conto della contaminazione dei campioni citata prima: “Other preparations include upgrades to the rover’s software and understanding effects of debris coming from the drill the rover will use to collect samples from rocks on Mars. Experiments at JPL indicate that Teflon from the drill could mix with the powdered samples. Testing will continue past landing with copies of the drill. The rover will deliver the samples to onboard instruments that can identify mineral and chemical ingredients.”

(TRADUZIONE IN ITALIANO - Altri preparativi includono un aggiornamento del software del rover e la comprensione degli effetti dei detriti provenienti dal trapano che il rover userà per raccogliere campioni di rocce su Marte. Gli esperimenti al JPL indicano che il Teflon del trapano potrebbe mescolarsi con i campioni polverizzati. I test continueranno anche dopo l’atterraggio con delle copie del trapano stesso. Il rover invierà i campioni agli strumenti a bordo della sonda, per identificare gli ingredienti chimici e minerali).

 

Ovviamente, dopo una dichiarazione così disarmante, l’articolo prosegue cercando di minimizzare il danno aggiungendo la beffa: “The material from the drill could complicate, but will not prevent analysis of carbon content in rocks by one of the rover’s 10 instruments. There are workarounds,” said John Grotzinger, the mission’s project scientist at the California Institute of Technology in Pasadena.”

(TRADUZIONE IN ITALIANO - ”Il materiale dal trapano potrebbe complicare, ma non impedire l’analisi del contenuto di carbonio nelle rocce da uno dei 10 strumenti del rover. Ci sono soluzioni alternative”, ha dichiarato John Grotzinger, scienziato progettista della missione presso il California Institute of Technology di Pasadena).

 

 

Per dovere di corretta divulgazione scientifica va ribadito in modo chiaro che il teflon o politetrafluoroetilene (PTFE) è il polimero del tetrafluoroetene ed è costituito da una catena di atomi di carbonio avvolta da atomi di fluoro.

 

Il teflon in polvere viene anche utilizzato in composizioni pirotecniche in qualità di comburente insieme a metalli in polvere quali alluminio e magnesio.  All’accensione, queste miscele formano fuliggine carboniosa nonchè il fluoruro del metallo corrispondente, rilasciando grandi quantità di calore. La pirolisi del teflon è rilevabile a 200° C (392° F) ed è accompagnata dalla produzione di gas di diversi fluorocarburi.

 

 

Se consideriamo che il gascromatografo a bordo di Curiosity scalderà i campioni marziani fino a circa 1000° C, non sarebbe da escludere che qualche genere di imprevisto potrebbe danneggiare lo strumento, visto che è provato che il suolo di Marte contiene sia alluminio che magnesio! Senza contare la fine di eventuali composti organici! Certo, sarà anche soltanto uno dei dieci strumenti di analisi, ma sicuramente uno tra i più importanti.

Eppure tutto questo ci ricorda qualcosa. Infatti, la ricerca di composti organici su Marte, complicata ulteriormente dalla presenza di perclorati, fu già dai tempi della missione Viking la scusa più gettonata per smontare i risultati positivi della ricerca di forme di vita (esperimento LR o Labeled Release).

 

Ed anche questa volta ecco magicamente arrivare di nuovo la possibilità di inficiare i risultati riguardanti eventuali composti organici. La domanda è fintroppo ovvia: semplice imperizia del progettista?
Se fosse veramente così probabilmente sarebbe da licenziare in tronco. Invece, siede tranquillo al suo posto rilasciando comunicati stampa rassicuranti in cui dichiara che il problema c’è, ma ne terranno conto!

 

Con tutta sincerità è alquanto difficile credere che ciò sia possibile, almeno per le analisi “a caldo”. Inoltre, almeno per quanto riguarda il fluoro ed il carbonio, ogni tentativo di misurazione sarà comunque affetto da grossi margini di incertezza, essendo praticamente impossibile determinare con la dovuta precisione la quantità di polvere di teflon prodotta dal trapano stesso contro una roccia sconosciuta.
Tutte le prove possibili qui a terra non saranno comunque mai effettuate contro una vera roccia marziana, ma solo con rocce simili e comunque di origine terrestre.

 

CONCLUDENDO - Tenendo conto della natura del terreno su cui lavorerà Curiosity, che sappiamo essere molto ricco di argilla, dobbiamo doppiamente augurarci che il problema della contaminazione venga evitato. Infatti, non solo vanificherebbe la ricerca dei composti organici ma potrebbe creare problemi per la stessa incolumità del rover.

Sappiamo che l’argilla è riccamente composta tanto da magnesio quanto da alluminio, oltre che silicio, ossigeno eccetera…

 

Questi minerali a contatto con la polvere di teflon e scaldati oltre i 350°C, si comporterebbero analogamente a i fuoci d’artificio generando una reazione esplosiva. Questo rischio è maggiore per gli strumenti tipo il gas-cromatografo dove il campione viene scaldato addirittura fino a 1000°C!

 

Come direbbero gli americani : “Curiosity killed the cat!”

 

Articolo originale di Marco De Marco e Matteo Fagone su PanetaMarte.net

Viking Lander 2: a proposito di neve su Marte

10 giugno 2012 Nessun commento

Il Viking Lander 2 è atterrato su Marte nella piana di Utopia Planitia in un punto situato a circa 48o di latitudine nord alle ore 22:58 del 3 settembre 1976. La sonda era provvista di parecchi strumenti meteorologici nonché di telecamere che ci hanno regalato tra le più belle immagini mai viste prima direttamente dal suolo di Marte. Tra queste immagini, due in particolare, hanno da sempre attirato l’attenzione su di sé. La PIA00571 e la PIA00530, immagini che ritraggono i resti di una nevicata sul suolo adiacente la sonda stessa.

Le due foto sono state scattate a poco più di un anno marziano l’una dall’altra, in particolare la PIA00530 è stata ripresa al 366osol di missione, mentre la PIA00571 è stata ripresa al 961o sol di missione, entrambe poco dopo il mezzogiorno locale. La cosa interessante è lo strato di ghiaccio (o neve) visibile in entrambe le foto.

Chiunque abbia mai assistito ad una nevicata, dovrebbe aver notato che i primi millimetri di neve sono di solito insufficienti a mascherare i dettagli del suolo sottostante; sono necessari almeno 8–10 millimetri di neve fresca per nascondere completamente i dettagli sottostanti.

Posto questo è facile dedurre che nella prima foto lo spessore raggiunga a malapena questo limite, per lo più alla base dei sassi, mentre nella seconda foto il limite di 8–10 mm è stato superato abbondantemente. Nel primo caso infatti, lo spessore sembra oscillare tra 6-8 mm per le zone bianche. In entrambe le foto, grandi zone di terreno risultano comunque scoperte, probabilmente per una temperatura locale più alta.

A questo proposito, la dichiarazione della NASA, a commento dell’immagine del 1979, è veramente sorprendente: “The ice seen in this picture, like that which formed one Martian year ago, is extremely thin, perhaps no more than one-thousandth of an inch thick.” (“Il ghiaccio mostrato in quest’immagine, come quello che si è formato l’anno marziano precedente, è estremamente sottile, probabilmente spesso non più di un millesimo di pollice (un quarantesimo di millimetro)” ).

Sia la NASA che molti altri gruppi di ricerca non hanno di fatto ancora chiarito la reale natura del ghiaccio rappresentato in queste due foto. Si va da chi afferma spudoratamente che si tratti di ghiaccio di anidride carbonica, a chi (come me) sostiene invece che si tratti di ghiaccio d’acqua. La dichiarazione della NASA è ancora più sibillina: visto che non c’erano le condizioni né per il ghiaccio secco né per il ghiaccio d’acqua, facilmente è un miscuglio di entrambe!

Purtroppo i dati meteorologici forniti dal Viking 2 presentano una mancanza di dati proprio per il sol che riguarda la PIA00571, anche se è possibile farsi un’idea dall’osservazione dei sol adiacenti. Per quanto riguarda la PIA00530 disponiamo invece dei dati completi di pressione, temperatura, velocità e direzione del vento.

Per quanto riguarda la pressione atmosferica diciamo subito che dal pomeriggio del sol 365 al mezzogiorno del sol 366, la pressione è salita incessantemente partendo dal valore di 8.88 hPa fino al valore di 9.41 hPa. Questo fatto già di per sé sembrerebbe in netta contraddizione con l’eventuale ipotesi con un eventuale condensazione di anidride carbonica direttamente dall’atmosfera, la quale semmai avrebbe causato una leggera perdita di pressione!

La temperatura del sol 366 ha registrato un minimo di -109.45°C alle prime ore del mattino, con una massima di – 80.84°C. combinando queste due informazioni (temperatura e pressione) è possibile calcolare il livello di saturazione raggiunto dall’anidride carbonica. Si ricava così che il livello di saturazione è oscillato da un minimo di circa 1% ad un massimo del 17.49%, quindi molto lontano dal punto di saturazione (100%) necessario a causare la condensazione dell’anidride carbonica. Trovandoci quindi con livelli di saturazione così bassi è già possibile escludere del tutto l’eventualità che la neve visibile nelle foto suddette possa essere originata dalla condensazione di anidride carbonica, mancando completamente le condizioni necessarie alla sua formazione.

Sembrerebbe facile a questo punto, giocando per esclusione, affermare che si tratti di ghiaccio d’acqua, ma anche qui i problemi non mancano. In particolare data la temperatura, la quantità di acqua contenibile dall’atmosfera si misurerebbe in micrometri ed in particolare, anche ammettendo che alla temperatura massima ci trovassimo già di fronte al 100% di saturazione avremo dovuto ottenere un precipitato massimo di 9.7 micrometri d’acqua i quali possono sviluppare poco meno di un decimo di millimetro di neve, valore molto inferiore a quanto si osserva nelle foto. Ciò è come dire che la quantità massima contenibile dall’atmosfera è circa cento volte inferiore a quanto si osserva.

Vediamo quindi d’analizzare nel dettaglio ciò che si sa per formarci un’idea su ciò che può essere realmente successo.

http://i49.tinypic.com/298os8.jpg

In questa immagine si osservano due diverse riprese di Utopia Planitia effettuate dal Viking lander 2 il 13 settembre 1977 e il 18 maggio 1979. Le due singole immagini riprendono un deposito di ghiaccio sulla superficie marziana, sulla cui natura molto è stato scritto ma nulla di conclusivo e mai stato affermato. Per molti si tratta sicuramente di ghiaccio secco, mentre per altri si tratta più probabilmente di ghiaccio d’acqua. Inoltre, l’aspetto ricorda più quello di una nevicata o al limite di un’abbondante brinata, piuttosto che quello del ghiaccio.

http://i48.tinypic.com/2vn4f13.jpg

Presentazione NASA dell’immagine del 13 settembre 1977. Secondo quanto riportato il ghiaccio si è apparentemente formato durante la notte ed è parzialmente evaporato durante le ore più calde del giorno successivo. Sempre secondo quanto riportato la temperatura notturna è scesa fino a -113°C ma al momento della ripresa la temperatura era risalita fino a -98°C. Viene anche specificato che nonostante la combinazione temperatura/pressione non fosse sufficiente alla formazione di ghiaccio secco, qualche strano meccanismo superficiale deve aver determinato lo stesso la formazione di ghiaccio secco forse in parte mischiato con ghiaccio d’acqua.

http://i47.tinypic.com/m8017o.jpg

Presentazione NASA della seconda immagine in questione scattata il 18 maggio 1979. In questa didascalia si specifica anche: ”il momento della formazione del ghiaccio sembra corrispondere quasi esattamente con il precedente anno marziano, rimanendo poi presente per i successivi 100 giorni marziani (SOL). “ ma la vera dichiarazione sorprendente è quella evidenziata: “Il ghiaccio che si vede in questa foto, come quello formatosi l’anno marziano precedente, è estremamente sottile, forse non più di un quarantesimo di millimetro di spessore (letteralmente un millesimo di pollice).” Come è stato possibile osservare dall’immagine 1 parecchie zone della superficie appaiono completamente bianche, cioè il terreno sottostante è interamente coperto dallo strato di neve. Perciò, almeno in quei punti, lo strato di neve deve essere sicuramente dell’ordine di millimetri!

http://i47.tinypic.com/dqg0aw.jpg

In questo grafico, combinando tra di loro i valori di pressione e temperatura, è possibile osservare il livello di saturazione relativa della CO2 nell’atmosfera marziana. Com’è ben visibile dal grafico, a parte un singolo evento verificatosi nel SOL 211, il livello della saturazione della CO2 non ha mai raggiunto un livello sufficiente alla condensazione, di fatto escludendo che le nevicate del SOL 366 e SOL 961 possono essere costituite da ghiaccio secco. In effetti, per esempio, a 7 hPa di pressione la temperatura necessaria alla formazione di neve di CO2 è di circa -123°C, temperatura per altro mai raggiunta!

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Grafico delle temperature rilevate dal Viking Lander 2 secondo le tabelle riportate dal Professor Tillman. Come si può notare le temperature sono oscillate da un massimo assoluto di quasi -22oC fino a un minimo (peraltro sporadico e isolato) di -121oC. Sebbene insufficienti alla formazione di ghiaccio secco, stando a questi dati, la quantità di acqua massima contenibile dell’atmosfera durante i mesi invernali è altrettanto insufficiente a giustificare la quantità di ghiaccio osservata.

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In questa ricerca, pubblicata dal Professor Gilbert Levin l’11 agosto 2011 si legge quanto segue: “la temperatura del suolo alla base della testa del collettore del Viking 2 raggiunse 273oK (0oC, il punto di fusione del ghiaccio d’acqua), alle 14:21 ore locale del Lander, nel SOL 41”. La descrizione prosegue spiegando che la temperatura rimase per parecchi minuti ferma a quel valore prima di poter ulteriormente salire. Questa precisazione serve al professor Levin per dimostrare che fosse in atto un processo di fusione del ghiaccio d’acqua. Osservando però il grafico con i dati riportati dal professor Tillman (grafico blu in alto a destra) ci accorgiamo subito che l’evento sembra realmente accaduto ma a -36oC invece che a 0oC. Chi dei due ha ragione?

Questo grafico riporta le misurazioni del Viking 2 (puntini neri) con il grafico calcolato delle temperature massime teoriche raggiungibili dal suolo con le stesse caratteristiche del luogo di atterraggio del Viking Lander 2 (linea blu) e di una superficie di neve fresca alle stesse condizioni di illuminazione (linea rossa). In teoria i puntini neri avrebbero dovuto lambire la linea blu almeno durante il periodo estivo, salvo staccarsi leggermente in direzione della linea rossa durante il periodo invernale a causa della presenza di ghiaccio. Si nota invece come la fascia dei puntini neri sia ben lontana dal limite della linea blu.

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Proviamo a considerare le affermazioni di Levin come attendibili: ci dovremmo trovare di fronte ad un errore sistematico di -36oC!

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Come il grafico precedente con in più riportate le posizioni del SOL 41, 366 e 961 con le relative immagini. E inoltre riportato (in azzurro) il periodo corrispondente alla presenza di ghiaccio riportato dalla NASA. Com’è possibile notare le due immagini sono state scattate posteriormente al minimo di temperatura. È da presumere che la presenza del ghiaccio sia cominciata molto prima, probabilmente intorno a 210o di longitudine solare.

Grafico della pressione di vapore dell’acqua ingrandito per chiarezza in due diversi punti. Questi grafici esprimono anche la quantità massima d’acqua che l’atmosfera marziano può contenere a secondo della temperatura. Volendo calcolare la quantità d’acqua precipitabile al suolo, bisogna fare la differenza tra la temperatura di partenza della massa satura e della temperatura di arrivo dopo il raffreddamento. Secondo varie fonti il contenuto medio dell’atmosfera marziana dovrebbe aggirarsi intorno a 30 micrometri che corrisponde ad una temperatura di condensazione di -73oC. Se noi per esempio passassimo da questa temperatura a circa -93 dovremmo aspettarci un precipitato di 29 micrometri d’acqua corrispondenti a 290 micrometri di neve fresca. È altrettanto evidente che se la condensazione partisse invece da -100o la quantità totale d’acqua contenuta sarebbe nettamente inferiore, dell’ordine di pochi decimi di micrometro.

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Riassumendo tutti questi elementi in un’unica immagine possiamo provare a considerare l’effetto di uno spostamento sistematico effettivo di tutti i dati della temperatura di circa -36oC. In effetti dai dati grezzi il ghiaccio comincia a formarsi a temperature inferiori a -108oC. Come abbiamo visto dalla tabella precedente, se la condensazione cominciasse effettivamente a questa temperatura, la quantità precipitabile d’acqua sarebbe ridicolamente insufficiente a giustificare i depositi osservati, ma se noi aggiungiamo i famosi 36o otteniamo un risultato molto diverso. Come si può verificare dai diagrammi precedenti a -72oC abbiamo un precipitato massimo di circa 34 micrometri corrispondenti a 340 micrometri di precipitato massimo di neve, valore molto più accettabile tanto più considerando il fatto che la deposizione è cominciata almeno da 120 SOLs.

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Dettaglio della temperatura del SOL 366 in cui si osserva un’oscillazione da un minimo di -109.5oC ad un massimo di -81oC. Correggendo questi valori di 36o otterremo un’oscillazione da -73.5oC a -45oC con uno spazio di deposizione da -73.5oC a -73oC corrispondenti a pochi micrometri d’acqua ovvero poche decine di micrometri di neve. Questo è abbastanza corrispondente al fatto che lo strato di neve fosse in fase di assottigliamento in quanto lo spazio di tempo trascorso sopra i -73oC era oramai quasi la totalità del tempo.

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Dettaglio del SOL 961. Qui mancano i dati diretti, desumibili però dai SOL dello stesso periodo. Qui l’oscillazione è presumibilmente tra i -98oC di massima e -118oC di minima. Correggendo questi valori si ottiene un’oscillazione tra -62oC e -82oC, con uno spazio di deposizione che occupa quasi metà del tempo giornaliero da -73oC a -82oC corrispondenti ad un precipitato di circa 23 micrometri d’acqua ovvero 230 micrometri di neve. I dati corretti sembrano quindi più verosimili alle condizioni di accumulo di neve che si osservano nell’immagine del SOL 961.

Stando quindi alle caratteristiche fisiche dell’acqua, sembrerebbe molto verosimile che le temperature, così come riportato dal Professor Tillman, siano affette da uno spostamento sistematico negativo di circa 36° (secondo un evento menzionato dal Professor Levin). Non è possibile determinare se questo spostamento sia indipendente dalla temperatura stessa o se in qualche modo possa variare di entità. Per semplicità proviamo a considerarlo costante ed indipendente dalla temperatura stessa (offset).

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Sovrapponendo i dati del Viking corretti di 36oC (puntini neri) con le due curve teoriche spiegate precedentemente, si osserva come la fascia dei dati reali lambisca la linea blu per buona parte del periodo primaverile-estivo, guarda caso tutto il periodo in cui la curva passa sopra gli 0oC, quasi come se in realtà l’albedo della superficie cominciasse a variare non appena superato il limite del congelamento dell’acqua! Va peraltro sottolineato che il calcolo della linea blu non includeva il calcolo dell’effetto serra causato dall’atmosfera, che da solo dovrebbe aggiungere altri 10° – 20°C !

Viking 2: quello che le nevicate marziane ci svelano…    http://www.youtube.com/watch?v=u5AiU5HDvkk

Mercurio ha una luna! (…ma ancora per poco!)

3 aprile 2012 6 commenti

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.

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.

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

Venere ha cambiato marcia?

11 febbraio 2012 Nessun commento
Comparazione di unimmagine infrarossa della superficie di Venere a 1.02 μm scattata il 5 giugno 2007 dalla Venus Express (a sinistra), con unimmagine radar della stessa zona ripresa nel 1990 dalla sonda Magellano (a destra). Credits: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA e NASA Fonte:http://www.esa.int/esa-mmg/mmg.pl?b=b&type=I&mission=Venus%20Express&single=y&start=39&size=b

Comparazione di un'immagine infrarossa della superficie di Venere a 1.02 μm scattata il 5 giugno 2007 dalla Venus Express (a sinistra), con un'immagine radar della stessa zona ripresa nel 1990 dalla sonda Magellano (a destra). Credits: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA e NASA Fonte:http://www.esa.int/esa-mmg/mmg.pl?b=b&type=I&mission=Venus%20Express&single=y&start=39&size=b

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.

 

Variazioni del giorno terrestre durante lanno 2011. Fonte: EARTH ORIENTATION CENTER http://hpiers.obspm.fr/eop-pc/index.php?index=analysis&lang=en

Variazioni del giorno terrestre durante l'anno 2011. Fonte: EARTH ORIENTATION CENTER http://hpiers.obspm.fr/eop-pc/index.php?index=analysis&lang=en

Variazioni del giorno terrestre durante lanno 2011, sottraendo linfluenza lunare. Fonte: EARTH ORIENTATION CENTER http://hpiers.obspm.fr/eop-pc/index.php?index=analysis&lang=en

Variazioni del giorno terrestre durante l'anno 2011, sottraendo l'influenza lunare. Fonte: EARTH ORIENTATION CENTER http://hpiers.obspm.fr/eop-pc/index.php?index=analysis&lang=en

 

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

Atmosfera marziana: pressione o densità?

8 gennaio 2012 10 commenti

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.

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Tratto da Wikipedia all'indirizzo: http://it.wikipedia.org/wiki/Tubo_di_Torricelli

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.

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A sinistra: Ripresa di un paesaggio marziano effettuata dalla sonda Pathfinder il 22 giugno 1999. Fonte: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01546 A destra: Canale Blu della foto a fianco; notare l'intensità del cielo!

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A sinistra: Sydney è una città dell'Australia sud-orientale, capitale dello stato del Nuovo Galles del Sud, a 6 metri di quota. A destra: Canale Blu della foto a fianco.

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A sinistra: Sempre Sydney ma durante una tempesta di sabbia. A destra: Canale Blu della foto a fianco; come si può notare, le polveri in sospensione diminuiscono la luminosità del cielo invece che aumentarla, contrariamente a ciò che invece asserisce la NASA nel caso di Marte!

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.

 

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Tipica foto di Marte ripresa dal telescopio spaziale Hubble. Fonte: http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1999/ast23apr99_1/

 

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Canale Rosso (sinistra), Canale Verde (centro) e Canale Blu (destra); notare la fascia nuvolosa equatoriale.

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!

 

 

 

 

 

 

 

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Evoluzione temporale della pressione atmosferica superficiale, registrata dai due lander Viking 1 e 2 (Il Lander Viking 1 è atterrato in Chryse Planitia a 22.48° latitudine nord, 49.97° longitudine ovest, 1.5 Km sotto il livello medio. Il Lander Viking 2 è atterrato in Utopia Planitia a 47.97° latitudine nord, 225.74° longitudine ovest, 3 Km sotto il livello medio), durante i primi tre anni marziani della missione: 1° anno (puntini), 2° anno (linea continua) e 3° anno (linea tratteggiata) sono sovrapposti nello stesso grafico. Fonte Tillman e Guest (1987) (vedi anche Tillman 1989).

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).

 

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Comparazione tra i dati rilevati dalla missione Mariner 9 durante la primavera boreale (Ls = 43 – 54°). La linea continua del grafico superiore mostra le temperature (in gradi Kelvin) rilevate dall'esperimento IRIS. Le curve tratto-punteggiate mostrano il vento locale (in m s-1) come dedotto dall'equilibrio termico del vento (Pollack e al. 1981). Il grafico centrale mostra una simulazione delle temperature (K) per la stessa stagione, mentre il grafico inferiore rappresenta una simulazione dei venti (in m s-1). Fonte: “Meteorological variability and the annual surface pressure cycle on Mars” Frédéric Hourdin, Phu Le Van, François Forget, Olivier Talagrand (1993)

 

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.

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Temperature minime in gradi Celsius del suolo di Marte rilevate dallo spettrometro termico (TES) a bordo della missione Mars Global Surveyor (MGS). In orizzontale è riportata la latitudine mentre in verticale la longitudine solare (Ls). La parte azzurra della tabella riassume la temperatura Minima, Massima e Media annuale sempre in riferimento alle temperature minime giornaliere.

 

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!

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Grafico della pressione di vapore dell'anidride carbonica; tra le varie utilità di questo grafico vi è la possibilità di stabilire la pressione massima che la CO2 può raggiungere prima di condensare (in questo caso in ghiaccio) ad una data temperatura.

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!

Marte: non solo acqua nel cratere Newton

26 dicembre 2011 7 commenti

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.

In queste foto il rosso e il verde sono stati fatti coincidere con i propri canali (contrariamente alloriginale), falsando così solo il canale blu che di fatto rappresenta linfrarosso. È possibile vedere e scaricare i tre ingrandimenti di ogni foto allindirizzo: http://postimage.org/gallery/2387v4cmg/9f490400/

In queste foto il rosso e il verde sono stati fatti coincidere con i propri canali (contrariamente all'originale), falsando così solo il canale blu che di fatto rappresenta l'infrarosso. È possibile vedere e scaricare i tre ingrandimenti di ogni foto all'indirizzo: http://postimage.org/gallery/2387v4cmg/9f490400/

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.

Tabella riassuntiva delle foto scattate dallHIRISE utilizzate in questo studio. Ls (Longitudine Solare) indica la stagione. Per lemisfero sud lequinozio di primavera corrisponde ad Ls=180° mentre il solstizio destate ad Ls=270° ed il perielio a Ls=251°. Tmax è la temperatura massima giornaliera (fonte MGS TES) in gradi Celsius mentre IsubR rappresenta la percentuale dellimmagine in cui il pixel è più luminoso nellinfrarosso rispetto al canale rosso.

Tabella riassuntiva delle foto scattate dall'HIRISE utilizzate in questo studio. Ls (Longitudine Solare) indica la stagione. Per l'emisfero sud l'equinozio di primavera corrisponde ad Ls=180° mentre il solstizio d'estate ad Ls=270° ed il perielio a Ls=251°. Tmax è la temperatura massima giornaliera (fonte MGS TES) in gradi Celsius mentre IsubR rappresenta la percentuale dell'immagine in cui il pixel è più luminoso nell'infrarosso rispetto al canale rosso.

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.

ZONA 1: sequenza di 7 immagini riprese dallHIRISE, riassemblate in modo da porre i canali Rosso e Verde nei rispettivi canali, ma ponendo linfrarosso al posto del canale blu.

ZONA 1: sequenza di 7 immagini riprese dall'HIRISE, riassemblate in modo da porre i canali Rosso e Verde nei rispettivi canali, ma ponendo l'infrarosso al posto del canale blu.

 

ZONA 2: sottostante alla zona 1, stesse caratteristiche di elaborazione. Notare la relazione tra temperatura e gullies.

ZONA 2: sottostante alla zona 1, stesse caratteristiche di elaborazione. Notare la relazione tra temperatura e gullies.

 

ZONA 3: adiacente alla zona 2, stesse caratteristiche di elaborazione.

ZONA 3: adiacente alla zona 2, stesse caratteristiche di elaborazione.

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.

Il grafico arancione rappresenta la temperatura massima per la latitudine -40° interpolando i dati forniti dal TES del MGS (scala a sinistra) mentre il grafico blu esprime la percentuale dellimmagine risultata maggiormente luminosa nellinfrarosso rispetto al rosso nella zona dinteresse (scala a destra). A parte linteressantissima caduta sopra i 24° – 25°C, si nota una buona correlazione tra temperatura (0°C) e attività infrarossa, nonché (dallanalisi delle immagini) maggiore presenza di gullies!

Il grafico arancione rappresenta la temperatura massima per la latitudine -40° interpolando i dati forniti dal TES del MGS (scala a sinistra) mentre il grafico blu esprime la percentuale dell'immagine risultata maggiormente luminosa nell'infrarosso rispetto al rosso nella zona d'interesse (scala a destra). A parte l'interessantissima caduta sopra i 24° – 25°C, si nota una buona correlazione tra temperatura (>0°C) e attività infrarossa, nonché (dall'analisi delle immagini) maggiore presenza di gullies!

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 0oC ma anche un vistosa flessione con temperature superiori ai 26oC, con un picco massimo intorno ai 24oC

In questa sequenza elaborata della zona 1, le zone a prevalenza infrarossa sono state evidenziate aumentando la saturazione del colore del 60% mentre per il resto dellimmagine la saturazione è stata azzerata (toni di grigio).

In questa sequenza elaborata della zona 1, le zone a prevalenza infrarossa sono state evidenziate aumentando la saturazione del colore del 60% mentre per il resto dell'immagine la saturazione è stata azzerata (toni di grigio).

 

Zona 2 elaborata allo stesso modo della sequenza precedente.

Zona 2 elaborata allo stesso modo della sequenza precedente.

 

Zona 3 elaborata allo stesso modo della sequenza precedente. Tutte le immagini utilizzate nelle 6 animazioni mostrate si trovano (a piena risoluzione) allindirizzo: http://postimage.org/gallery/xh2j9kc/efdb5d41/

Zona 3 elaborata allo stesso modo della sequenza precedente. Tutte le immagini utilizzate nelle 6 animazioni mostrate si trovano (a piena risoluzione) all'indirizzo: http://postimage.org/gallery/xh2j9kc/efdb5d41/

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 27oC. 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).