Storia dell’acqua marziana

Su Marte c’è acqua, e molte evidenze suggeriscono che in passato ve ne fosse molta di più. Come si è formata? Dove è andata a finire? In questo articolo presentiamo lo stato dell’arte sulle nostre conoscenze dell’acqua marziana.

Dove si trova oggi l’acqua su Marte

Al giorno d’oggi l’acqua liquida non può essere presente sulla superficie di Marte, in quanto le condizioni di temperatura e pressione fanno sì che questa evaporerebbe rapidamente. Come conseguenza, l’acqua marziana si trova allo stato solido sotto forma di ghiaccio o gassoso come vapore acqueo nell’atmosfera.

Condensando tutta l’acqua atmosferica si otterrebbe uno strato di ghiaccio spesso appena un centesimo di millimetro che ricopre l’intera superficie del pianeta.

Una quantità decisamente più grande dell’acqua è presente invece nelle grandi calotte polari, che avrebbero uno spessore massimo di circa 29.6 metri se spalmate su tutta la superficie marziana. Tuttavia per produrre le morfologie fluviali visibili sulla superficie di Marte (come canali, laghi e delta dei fiumi) l’acqua sulla superficie di Marte deve essere stata perlomeno di 400 metri di spessore di oceano globale equivalente, mentre secondo i conti appena esposti si arriva a stento ai 30 metri. Dove è finita quindi tutta l’acqua mancante?

Molto probabilmente la più grande porzione di acqua marziana si trova al di sotto della superficie. Le basse temperature ai poli fanno sì che l’acqua ghiacciata sia stabile anche se esposta sulla superficie, mentre alle basse latitudini questo generalmente non avviene (fatta eccezione per alcuni piccole aree in cui la temperatura è più bassa, come all’interno dei crateri), e tale stabilità si raggiunge a circa 1-2 metri al di sotto della superficie. Ci si aspetta quindi che al di sotto di questa profondità esista una grande quantità di acqua ghiacciata e ancora più in basso acqua allo stato liquido. Probabilmente questa grande massa d’acqua si estende per i primi km di profondità al di sotto della superficie, fino a circa 2.5 km di profondità all’equatore e 6.5 km ai poli.


Recentemente strumento MARSIS a bordo della missione Mars Express dell’ESA ha rilevato la presenza di una riserva di acqua liquida al di sotto della regione polare sud di Marte.

L’origine dell’acqua su Marte

Si pensa che la sorgente prima dell’acqua oggi presente su Marte veda la sua origine legata agli impatti meteorici e cometari e al vulcanismo, sia per quanto riguarda l’acqua presente nell’atmosfera che per quella nelle calotte polari e al di sotto della superficie.

I modelli di condensazione, ossia quelli che descrivono dove, a partire dal materiale e dalle temperature presenti nella nebulosa protoplanetaria si possono essere formati i vari elementi, ci dicono che al momento della formazione di Marte le temperature entro 3 unità astronomiche erano troppo alte per la formazione di acqua, per quanto delle piccole quantità di minerali idrati potrebbero essersi formati.

La formazione di Giove e Saturno potrebbe tuttavia aver perturbato le orbite dei planetesimi presenti nella loro regione, portandoli nel Sistema Solare interno e fornendo quindi materiale ricco di acqua anche per i pianeti terrestri. Ad ogni modo Marte è piccolo, ed è quindi poco probabile che si sia scontrato con molti planetesimi in questa fase. Più probabile l’impatto di molti asteroidi e comete in un tempo più prolungato, spinti nel Sistema Solare interno dalle migrazioni planetarie dei giganti gassosi.

L’acqua portata dagli asteroidi avrebbe potuto creare sulla superficie di Marte un oceano globale profondo tra 600 e 2700 metri, ben sufficiente per produrre le morfologie fluviali e lacustri osservabili sul Pianeta Rosso.

L’acqua nel passato di Marte

Fin dalle informazioni del Mariner 9 e delle sonde Viking apparve ben chiara la presenza di queste grandi morfologie fluviali, concentrate in particolare nelle estese reti di valli fluviali risalenti al periodo Noachiano (la prima delle ere geologiche marziane, seguita da Esperiano e Amazzoniano). I meccanismi di formazione di questi canali si fanno risalire principalmente all’erosione dovuta all’acqua piovana e allo scorrimento sotterraneo delle acque.

La topografia delle lisce regioni settentrionali e le evidenze di deposizione di sedimenti nella Deuteronilus Mensae hanno portato all’ipotesi di un vero e proprio oceano in queste aree, che si sarebbe esteso durante l’Esperiano e parte dell’Amazzoniano.

Siccome l’inclinazione dell’asse di rotazione di Marte rispetto all’eclittica è fortemente variabile con un ciclo di circa 2.5 milioni di anni, ci si aspetta che periodicamente le calotte glaciali vengano maggiormente esposte alla radiazione solare, sublimando ed aumentando la pressione atmosferica. In tale contesto, la maggiore presenza di anidride carbonica ed acqua atmosferiche aumenterebbe l’effetto serra, provocando un innalzamento delle temperature fino a valori che permetterebbero il fluire di acqua liquida sulla superficie. Periodi invece di minore inclinazione causerebbero l’estensione di queste calotte fino a basse latitudini. Parte delle strutture fluviali e glaciali presenti sulla superficie marziana sembrerebbe quindi essere il frutto di questi cicli di minimo e massimo glaciale.


Fonte: Mars, an introduction to its interior, surface and atmosphere

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