Il Braccio di Orione – Anna Galiano

Pubblicato il 4 Giugno 2014 da Domenico Licchelli

Nel primo appuntamento sulla Via Lattea abbiamo descritto la struttura a spirale barrata della nostra galassia. Dal centro di essa si dipartono dei bracci a spirale logaritmica, alcuni principali ed altri secondari, come il Braccio di Orione (o Local Arm o Sperone di Orione). Ma è realmente così? Studi attuali stanno pian piano ribaltando le nostre certezze sulle reali dimensioni e posizionamento del Local Arm. Ma procediamo con ordine.

Il nostro Sistema Solare giace nella parte interna del Local Arm, la cosiddetta “zona abitabile galattica” ad una distanza dal centro della galassia di circa 26000 a.l.. Lo spessore del Local Arm è di 3500 a.l. ed ha una lunghezza di 10000 a.l. La nostra posizione periferica nella Via Lattea è stata scoperta dall’astronomo americano Harlow Shapley agli inizi del XX secolo. Grazie alle sue osservazioni non solo evidenziò che la nostra galassia era più grande di quanto ritenuto fino ad allora ma, grazie alle proprie convinzioni copernicane, comprese che la Terra con i suoi egocentrici terrestri, oltre a non essere il centro del Sistema Solare, non è neanche il centro della Via Lattea. Non è stato facile riuscire a capire la nostra posizione nella Via Lattea poiché siamo all’interno di essa, ma Shapley osservando i corpi celesti all’esterno della fascia biancastra che solca i nostri cieli notturni (la galassia osservata di taglio) riuscì ad individuare degli ammassi globulari che presentavano una luminosità ed una concentrazione di stelle maggiore in certe direzioni mentre si diradavano pian piano in altre. Da qui ipotizzò che la Terra giace in una regione periferica della Via Lattea dato che si ha una maggiore concentrazione di stelle in corrispondenza della costellazione del Sagittario, in cui doveva trovarsi quindi il centro galattico. Queste ipotesi hanno trovato definitiva conferma nelle indagini radioastronomiche sviluppatesi dopo la seconda guerra mondiale.

Fino a poco tempo fa si aveva la convinzione che il Braccio di Orione fosse un ramo secondario della nostra spirale, una struttura stellare minore compresa tra due più estese, il braccio interno del Sagittario e quello più esterno di Perseo. Recenti indagini da parte di Xu et al. (2013) mediante lo studio della cinematica e della distanza (usando il metodo della parallasse trigonometrica) di un campione di 30 masers distribuiti lungo il Local Arm hanno contribuito a modificare tale concezione. I masers sono dei corpi celesti, tipicamente all’interno di nubi molecolari, il cui nome è un acronimo che significa “amplificazione di microonde per effetto di emissione stimolata di radiazione”. In seguito ad una collisione oppure per via di irraggiamento esterno, alcuni composti come acqua (H2O), metanolo (CH3OH) o radicali idrossili (OH) vengono “pompati” dallo stato energetico fondamentale fino a popolare un livello metastabile, da cui decadono successivamente su uno di energia inferiore emettendo radiazione con basse frequenze, le microonde. Nello spettro di emissione di questi oggetti le righe che evidenziano tale fenomeno risultano essere molto strette, adatte perciò per accurate misurazioni. Il metodo della parallasse trigonometrica (Figura 2) consiste nel registrare la collocazione dell’oggetto considerato rispetto allo sfondo celeste da due posizioni differenti dell’orbita terrestre a distanza di 6 mesi l’una dall’altra. In questo modo, nota la distanza (d) Terra-Sole (pari ad 1 UA) e l’angolo A sotteso dall’oggetto, si può ricavare la distanza oggetto-Sole (x), mediante la formula seguente: x=d/tangA

Con i risultati ottenuti Xu e colleghi hanno notato che questi oggetti si comportano come se stessero in un braccio principale della spirale. L’unico punto a sfavore del lavoro appena esposto è quello di aver considerato una regione di indagine attorno al Sole molto limitata, di circa 28000 a.l. rendendo così difficile dichiarare con certezza che il Braccio di Orione sia un braccio principale della nostra galassia.

Ma precedenti indagini focalizzate su regioni più estese, come gli ammassi stellari aperti ad opera di Moitinho et al. (2006) e Vézquez (2008) hanno messo in luce un comportamento analogo da parte di altri oggetti presenti nel Local Arm. Pare, quindi, che il Braccio di Orione sia un vero e proprio braccio principale indipendente della nostra galassia, costituito da un’ampia regione di formazione stellare, o in alternativa una diramazione del Braccio di Perseo. A sostegno di quest’ultima ipotesi si nota come in effetti, il Local Arm sia più vicino al Braccio di Perseo piuttosto che a quello del Sagittario e che anzi, attraversi il Braccio di Perseo prima di giungere nel Braccio più esterno, il Norma Arm. Questa conclusione comporterebbe dimensioni maggiori del Braccio di Orione ed un possibile passo indietro nel considerare quello di Perseo come un braccio principale.

Si sa ormai da secoli che la Luna ruota attorno alla Terra e che la Terra e gli altri pianeti ruotano attorno al Sole, così analogamente il Sole e per estensione il Sistema Solare compie un moto di rivoluzione attorno al centro galattico. Si ritiene che l’orbita del Sole attorno alla galassia sia ellittica, per via delle perturbazioni esercitate dai bracci a spirale della stessa e da una distribuzione non uniforme della massa. La direzione verso cui il Sole si muove (chiamata solar apex) punta verso la stella Altair. Il tempo impiegato dal Sistema Solare a compiere una rotazione attorno alla galassia è stato stimato di circa 225-250 milioni di anni, quindi considerata l’età del Sole di oltre 4 miliardi di anni, sembra che la nostra stella abbia ripercorso tale orbita per 18-20 volte nella sua vita. La velocità orbitale del Sistema Solare rispetto al centro della galassia è stato stimato in circa 220 Km/s. Il Sistema Solare si sta attualmente muovendo all’interno di una nube del mezzo interstellare chiamata Local Interstellar Cloud, posta all’interno di una cavità del Braccio di Orione e costituita da materiale con ridotta densità ed alta temperatura, nota come Local Bubble. Tutto ciò è racchiuso nella cosiddetta Gould Belt. Quest’ultima è un insieme di stelle brillanti e massive la cui proiezione in cielo assume la forma di un anello ed è inclusa in una nube molecolare che incrocia le zone interne alla Via Lattea, corrispondenti a quelle in cui si ha una maggiore concentrazione di regioni di formazione stellare.

Il Braccio di Orione prende il nome dalla costellazione di Orione verso cui sembra proiettarsi la sua regione più ricca. Contiene diversi oggetti Messier ossia un elenco di un centinaio di corpi celesti come nebulose, galassie e ammassi stellari individuati ed annotati principalmente dall’astronomo francese Charles Messier, con l’aiuto del suo collega Pierre Méchain e pubblicato nel 1771. Messier era un cacciatore di comete e durante le sue ricerche aveva elencato su di una lista gli oggetti che non erano delle comete pur presentando delle somiglianze, in modo da poterli escludere e facilitare così la sua indagine. Messier visse e fece le proprie ricerche in Francia perciò nella sua lista si trovano solo oggetti che potevano essere osservati nell’emisfero nord: ad esempio le Nubi di Magellano, visibili nell’emisfero australe non sono presenti in quegli appunti. La lista compilata da Messier è stata con il tempo estesa da parte di altri astronomi divenendo un’importante raccolta di oggetti del profondo cielo.

Alcuni degli oggetti Messier presenti nel Local Arm sono:

Messier 7: è un ammasso aperto di stelle all’interno della costellazione dello Scorpione, posto nei pressi del pungiglione dell’aracnide, facilmente visibile ad occhio nudo. Noto già agli antichi romani, era stato scoperto dall’astronomo Tolomeo e scambiato per una nebulosa: da qui nasce il nome alternativo degli anglosassoni con cui viene riconosciuto questo oggetto, Ptolemy Cluster. L’età stimata di questo ammasso è di 220 milioni di anni e contiene al suo interno circa 80 stelle di differente magnitudine.

Messier 23: altro ammasso di stelle, nella costellazione del Sagittario, facilmente visibile nelle notti estive anche utilizzando dei semplici binocoli. Scoperto da Messier il 20 Giugno 1764, è stata provata la presenza di almeno 150 stelle al suo interno, alcune di magnitudine 10 fino a quelle di magnitudine maggiore di 13.5. L’età stimata è 220 – 300 milioni di anni e il diametro di tale ammasso è pari a 15 a.l..

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e8/M27_-_Dumbbell_Nebula.jpg/595px-M27_-_Dumbbell_Nebula.jpg

In this three-colour composite, a short exposure was first made through a wide-band filtre registering blue light from the nebula. It was then combined with exposures through two interference filtres in the light of double-ionized oxygen atoms and atomic hydrogen. They were colour-coded as “blue”, “green” and “red”, respectively, and then combined to produce this picture that shows the structure of the nebula in “approximately true” colours. Credit: ESO

Dumbbell Nebula (Messier 27): posta all’interno della costellazione della Volpetta, è forse la nebulosa planetaria più bella che popola il nostro cielo ed è stata la prima, tra questo tipo di nebulose, a venir scoperta. Una nebulosa planetaria è una nebulosa ad emissione e corrisponde alla fase finale di una stella che espellendo i suoi strati più esterni genera un involucro di materiale attorno ad essa che si riduce così ad un oggetto di ridotte dimensioni ma molto denso, una nana bianca. Quando Messier la scoprì la registrò, erroneamente, come una nebulosa priva di stelle. M27 è facilmente osservabile anche con piccoli binocoli e i telescopi di moderata risoluzione sono in grado di distinguere la sua caratteristica forma che richiama vagamente quella di una clessidra. La stella centrale ha una magnitudine di 13.5 ed è una calda nana bluastra, con una temperatura di 85000 Kelvin. Si ritiene che vicino ad essa vi sia una debole stella gialla di magnitudine 17.

Come per molte nebulose planetarie, non si conosce ancora con esattezza la distanza che separa M27 da noi (anche se alcuni studiosi hanno ipotizzato distanze comprese tra i 490 e 3500 a.l.) e pertanto non si ha alcun dato certo sulla luminosità e sulle sue reali dimensioni. Il fatto che una nebulosa risulti essere più luminosa della stella al suo interno suggerisce che la stella emette radiazione altamente energetica nella regione non visibile dello spettro elettromagnetico; questa viene assorbita dai gas della nebulosa che eccitandosi e diseccitandosi la riemettono sotto forma di radiazione visibile. Per la maggior parte delle nebulose planetarie si è notato che la radiazione visibile viene emessa ad un’unica lunghezza d’onda, quella corrispondente alla luce verde dell’OIII (5007 Angstrom). Infine, confrontando alcune immagini della Dumbbell Nebula, Leos Ondra ha scoperto una stella variabile situata nella parte esterna della nebulosa, che ha chiamato Goldilocks’ Variable.

m57 Ring Nebula (Messier 57): è una nebulosa planetaria nella costellazione della Lira ed è uno dei maggiori protagonisti dell’emisfero boreale estivo. Recenti ricerche hanno portato alla conclusione che, come suggerisce il nome, è un anello di materiale brillante emesso dalla stella posta nel centro. Dalle immagini della nebulosa si nota come il livello di ionizzazione dei gas (la capacità di strappare alle molecole del gas uno o più elettroni) tende a diminuire all’aumentare della distanza dalla calda stella centrale che ha una temperatura di 100000 Kelvin: la regione centrale è scura suggerendo un’emissione di radiazione UV, mentre nella parte interna dell’anello la ionizzazione di ossigeno e azoto conferisce il colore verde, per poi avere un colore rossastro nella parte esterna dell’anello a causa del processo di eccitazione delle sole molecole di idrogeno. La stella al centro della nebulosa planetaria è una nana bianca di magnitudine 15, ed è il residuo di una stella un tempo molto simile al Sole.

Come detto precedentemente, non si sa con esattezza la distanza di una nebulosa planetaria, ma supponendo sia posta a circa 2300 a.l., questa avrebbe una magnitudine assoluta di -0.3 (circa 100 volte quella del Sole). Questa è stata la seconda nebulosa planetaria a venir scoperta nel 1779 ad opera di Antoine Darquier de Pellepoix. Messier quando la notò, la catalogò come una fioca nebulosa ma perfettamente definita. Il nome di “nebulosa planetaria” proviene dalla somiglianza che Herschel notò tra questo tipo di oggetti e il pianeta Urano che aveva appena scoperto. La prima idea che egli si fece della Ring Nebula fu quella di “una nebulosa traforata o un anello di stelle”, ma soprattutto la riteneva “una curiosità dei cieli”.

Messier 41: ammasso aperto nella costellazione del Cane Maggiore; è facilmente individuabile poiché si trova esattamente a sud della stella più luminosa del cielo, Sirio. M41 contiene un centinaio di stelle, tra cui delle giganti rosse e la più luminosa, di magnitudine 6.9 (700 volte più brillante del nostro Sole) è quasi al centro dell’ammasso. Dall’indagine delle giganti rosse all’interno di questo ammasso si è evidenziata una composizione chimica molto simile a quella della nostra stella. Messier 41 si estende per circa 25-26 a.l., l’età stimata è compresa tra i 190 e i 240 milioni di anni e pare si allontani da noi ad una velocità di 34 km/s. ·

Messier 73: è un falso oggetto Messier dato che si è scoperto essere semplicemente un asterismo di 4 stelle principali totalmente indipendenti tra di loro, nella costellazione dell’Acquario. Quando Messier lo scoprì nel 1780 notò un gruppo di 4 stelle immerse in una debole luminosità e per questo motivo lo catalogò insieme agli altri oggetti come un ammasso stellare. Successive osservazioni da parte dell’astronomo inglese John Herschel misero in discussione tale natura poiché quest’ultimo non notò alcuna nebulosità. L’oggetto Messier 73 è stato al centro di un dibattito una decina di anni fa: da un lato Bassino, Waldhausen e Martinez (2000) sostenevano l’idea di ammasso aperto poiché le stelle che lo costituivano seguivano un rapporto colore-luminosità tipico di queste strutture, dall’altro Carraro (2000) riteneva che fosse un semplice asterismo. Quando Odenkirchen e Soubiran (2002) pubblicarono i risultati di un’indagine spettrale ad alta risoluzione delle sei stelle più brillanti poste al centro del Messier 73, rivelando distanze differenti rispetto alla Terra e moti completamente non correlati tra di loro, il dibattito si concluse ritenendo tale oggetto un semplice asterismo.

Messier 78: è una nebulosa diffusa, ossia un’ampia nebulosa con limiti non definiti che può essere una nebulosa a riflessione (nube di polvere interstellare in grado di riflettere la luce delle stelle vicine) o ad emissione, come la M 42. M78 è la più brillante nebulosa a riflessione posta nella costellazione di Orione. Scoperta da Pierre Méchain nel 1780, appartiene al complesso di Orione, nube di gas e polveri all’interno della Nebulosa di Orione (di cui ne parleremo più avanti). La nebulosa in questione, di estensione pari a 4 a.l., brilla della luce riflessa delle due luminose stelle blu di magnitudine 10 vicino ad essa. L’indagine nel campo dell’infrarosso ha evidenziato come M78 sia una regione in cui sta avvenendo la formazione di giovani stelle, contandone al suo interno 192. Sono stati notati inoltre, dei getti di materiale che vengono espulsi, molto probabilmente, da giovani stelle intrappolate nella nube di gas entro la quale è avvenuta la loro formazione. Questi getti vengono chiamati oggetti Herbig-Haro e ne sono stati rilevati almeno 17. M78 può essere osservata, in assenza di inquinamento luminoso, anche con un semplice binocolo anche se quello che si può notare attraverso le lenti è un oggetto che presenta una forte somiglianza con una cometa.

The Orion Nebula is a picture book of star formation, from the massive, young stars that are shaping the nebula to the pillars of dense gas that may be the homes of budding stars. Credit: NASA,ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team

Orion Nebula (Messier 42): è la nebulosa diffusa in emissione più brillante nel cielo, visibile anche ad occhio nudo in condizione moderatamente favorevoli ed è la regione di formazione stellare più vicina a noi. Situata nella costellazione di Orione, è un oggetto che si estende per oltre 1 grado, ossia quattro volte lo spazio occupato dalla luna piena. La nebulosa di Orione fu molto probabilmente scoperta nel 1610 da un legale francese, Nicholas-Claude Fabri de Peiresc, ma rimase celata tra i suoi appunti fino al 1916, quando l’astronomo Bigourdan li rese noti. Altri astronomi però, nel corso dei secoli, la individuarono indipendentemente l’uno dall’altro. E’ alquanto strano che questa nebulosa si trovi all’interno della lista Messier perché questi annotava nel suo catalogo gli oggetti di luminosità moderata che potevano essere scambiati per delle comete. La spiegazione può risiedere nel fatto che Messier abbia registrato questa nebulosa semplicemente per raggiungere facilmente un numero di 45 oggetti nel suo catalogo e pubblicarne così una prima edizione nel 1771, superando la lista di 42 oggetti celesti dell’emisfero australe pubblicata da Lacaille nel 1755.

Questa nebulosa è posta ad una distanza di 1500 a.l., ha un diametro di circa 30 a.l. e nella parte nord essa è troncata da un’evidente linea scura. A nord-est vi è una nebulosa più piccola, anch’essa a emissione (M 43) la cui luminosità è dovuta ai suoi stessi atomi che vengono eccitati dalla radiazione altamente energetica proveniente dalla calda e massiva stella giovane al suo interno. In queste stesse plaghe celesti vi è una regione di formazione stellare, la più giovane finora conosciuta, chiamata Trapezium cluster. Questa, costituita da caldo e luminoso gas ionizzato non è altro che un sottile strato all’interno di una più estesa nube di materiale più denso nominata Orion Molecular Cloud 1 (OMC1).

Beehive Cluster (Messier 44): è un ammasso aperto di stelle nella costellazione del Cancro facilmente visibile ad occhio nudo e per questo motivo, già noto nell’antichità. I greci e i romani vedevano in esso, ritenuto all’epoca una nebulosa, una mangiatoia in cui vi erano due asini a cibarsi, l’Asino Boreale (rappresentato dalla stella γ Cancer) e l’Asino Australe (ossia la stella δ Cancer). Non a caso, questo ammasso è noto anche con il nome di Praesepe, che in latino significa “mangiatoia”. Galileo fu il primo a smascherare la sua vera natura di ammasso stellare riuscendo a risolvere all’interno 40 stelle. Oggigiorno si sa che a questo ammasso appartengono con certezza almeno 200 tra le 350 stelle ipotizzate. Messier 44, distante 577 a.l. e con un’età stimata di 730 milioni di anni presenta una comportamento analogo ad un altro ammasso stellare facilmente visibile ad occhio nudo, le Iadi. Questo, con un’età stimata di 790 milioni di anni, pur non facente parte del catalogo Messier e abbastanza distante da Praesepe, presenta molte similitudini con esso, tanto che si è ipotizzata un’origine comune tra i due ammassi. Un’ulteriore conferma di questa ipotesi è la popolazione stellare al loro interno. Entrambi presentano giganti rosse e alcune nane bianche.

M45: The Pleiades Star Cluster Image Credit & Copyright: Robert Gendler

Pleiadi (Messier 45): è un ammasso aperto nella costellazione del Toro, distante circa 380 a.l.. Ad occhio nudo si riescono a distinguere, a circa 10 gradi a nord-ovest dalla stella gigante rossa Aldebaran, almeno sei membri del gruppo, in condizioni abbastanza favorevoli se ne individuano nove e in zone in cui il cielo è completamente scuro e privo di inquinamento luminoso il numero delle componenti raggiunge la dozzina. Le Pleiadi erano già note ad Omero il quale le cita nelle proprie opere, l’Iliade (in cui adornano lo scudo di Achille) e l’Odissea (le quali aiutano Ulisse ad orientarsi nel cielo durante la sua navigazione per tornare ad Itaca) e sono conosciute con il nome alternativo di “Sette sorelle”. In effetti gli antichi greci riconoscevano in questo ammasso le sette sorelle figlie del padre Atlas e della madre Pleione: Alcyone, Asterope, Electra, Maia, Merope, Taygeta e Celaeno.

E’ stato dimostrato che le stelle all’interno di questo ammasso si muovono nello spazio in gruppo, con un moto comune, confermando l’ipotesi di un ammasso fisico e non di un semplice raggruppamento ottico. Si è notata la presenza di una nebulosa a riflessione nella zona in cui vi sono le Pleiadi, che presenta un colore bluastro poiché riflette la luce proveniente dalle stelle poste nelle vicinanze o al suo interno. Si ritiene però che non vi sia alcun legame tra l’ammasso delle Pleiadi e questa nebulosa a riflessione. L’età stimata di questo ammasso è di 100 milioni di anni e alcuni studi sostengono che le Pleiadi continueranno a mantenere tale aspetto per altri 250 milioni di anni per poi separarsi l’una dall’altra e proseguire per il proprio percorso individuale. Le Pleiadi hanno una velocità di rotazione molto elevata (evidenziata da righe di assorbimento dello spettro elettromagnetico molto spesse) e perciò, molto probabilmente hanno una forma oblata e non sferica. La stella che ruota più velocemente è Pleione, una stella variabile con una magnitudine che varia da 4.77 a 5.50. Una stranezza all’interno di questo ammasso relativamente giovane è la presenza di nane bianche, stelle nell’ultima fase della loro vita e perciò molto vecchie. Molto probabilmente queste stelle, un tempo molto massive, si sono generate all’interno dell’ammasso stesso e non sono state catturate dall’esterno, ma per qualche causa ancora da chiarire hanno perso la maggior parte della propria massa per poi perderne un’altra rilevante percentuale sotto forma di nebulosa planetaria. Le Pleiadi sono situate in prossimità dell’eclittica (il percorso apparente compiuto dal Sole in un anno proiettato sulla sfera celeste) e molto spesso sono occultate dalla Luna fornendo una spettacolare immagine del nostro satellite immerso nella luce emanata dalle “Sette Sorelle”. Dopo questo breve viaggio all’interno del Braccio di Orione ci si rende conto che facciamo parte di un meccanismo complesso e allo stesso tempo affascinante che non possiamo fare altro che ammirare e cercare di comprendere. La nostra indagine si è limitata, però, solo all’interno della Via Lattea; chissà se riusciremo mai a conoscere del tutto l’immenso universo a cui apparteniamo.

Nel mirino degli asteroidi – Giulia Alemanno

Pubblicato il 4 Giugno 2014 da Domenico Licchelli

Nello scenario apocalittico di Armageddon un asteroide sta per schiantarsi sulla Terra e l’intero globo deve cercare di correre ai ripari. Ci chiediamo: è veramente possibile un evento di questo tipo? Può il cielo cadere sulle nostre teste? E cosa sono questi asteroidi? Gli asteroidi sono corpi minori del Sistema Solare formatisi al momento della formazione dei pianeti. Si tratta di oggetti di ridotte dimensioni e bassa luminosità. Questo spiega perché non furono scoperti prima del 1801. Nell’antichità, in seguito alla scoperta dei primi pianeti, si osservò sperimentalmente che le loro distanze aumentano in maniera regolare man mano che ci si allontana dal Sole. Venne così elaborata una legge matematica a carattere empirico per spiegare questa osservazione, nota come legge di Titius-Bode. Considerando come unità di misura la distanza Terra-Sole, pari a un’unità astronomica UA, le distanze degli altri pianeti dal Sole possono essere determinate in maniera approssimativa attraverso la seguente relazione empirica:

I valori ottenuti sono riportati nella seguente tabella.

n	*Distanza di Titius-Bode (UA)*	*Distanza osservata (UA)*	*Pianeta*
–	0.4	0.39	Mercurio
0	0.7	0.72	Venere
1	1	1	Terra
2	1.6	1.52	Marte
3	2.8	?	?
4	5.2	5.2	Giove
5	10	9.54	Saturno
6	19.2	19.6	Urano

La legge di Titius-Bode indicava la presenza di un corpo alla distanza di circa 2.8 UA. Nel 1801 Giuseppe Piazzi scoprì Cerere, il primo di tutta una lunga serie di asteroidi. La maggior parte di essi occupa la cosiddetta fascia principale, “Main Belt” situata tra Marte e Giove ad una distanza dal Sole compresa tra 2.2 e 3.3 UA. Essa contiene, secondo recenti analisi, un milione di oggetti il cui diametro è maggiore o uguale ad 1 km. All’interno della fascia principale gli asteroidi sono distribuiti in modo non omogeno e il loro moto è caotico a causa delle forti perturbazioni gravitazionali prodotte in primis da Giove e poi anche dagli altri pianeti del Sistema Solare. In particolare, il caos viene generato da fenomeni di risonanza. Si osservano delle regioni dette lacune di Kirkwood a valori del semiasse maggiore che non corrispondono al semiasse orbitale di alcun asteroide visibile. Queste lacune coincidono con orbite fortemente caotiche situate in corrispondenza di valori del semiasse maggiore orbitale che portano ad una ripetizione delle posizioni relative di Sole, Giove e dell’asteroide. Ad esempio, una lacuna di Kirkwood è situata in corrispondenza di orbite caratterizzate da un periodo di rivoluzione pari ad 1/3 di quello gioviano. Questa lacuna si trova ad una distanza di 2.5 UA e in essa un eventuale asteroide, ogni tre rivoluzioni, si troverebbe nella stessa posizione di Giove. Questo dà luogo ad una risonanza di moto medio che produce un aumento della forza di Giove. Il povero asteroide che si trova a passare da questa regione viene espulso e immesso in un orbita differente tipicamente caratterizzata da un periodo minore e quindi più vicina a noi. Esistono poi due gruppi di asteroidi che si muovono in sincronia con Giove, lungo la sua stessa orbita. Questi asteroidi sono chiamati Troiani, una parte di essi precede Giove mentre l’altra lo segue.

Ad una distanza minore dal Sole, pari circa a 1.9 UA vi è un gruppo di oggetti noti come “Hungaria” e ad una distanza maggiore vi sono poi gli oggetti di tipo “Hilda” e “Thule”. La caratteristica interessante è che questi ammassi si trovano in corrispondenza delle risonanze 2/3 e 3/4 che in questo caso non determinano l’espulsione degli asteroidi, quindi non corrispondono a lacune di Kirkwood. Il comportamento di una risonanza viene, infatti, determinato non solo dalla forza di attrazione gravitazionale di Giove ma anche da perturbazioni dovute agli altri pianeti del Sistema Solare e al Sole stesso. E’ stato dimostrato che quando le altre forze perturbative riducono l’energia meccanica dell’asteroide viene prodotta la lacuna. In caso contrario si ha una grande concentrazione di corpi nella regione della risonanza e le regioni vicine vengono svuotate. A complicare ulteriormente la situazione si aggiungono però altri tipi di risonanze come le risonanze secolari dovute al fatto che con il passare del tempo le orbite dei pianeti e degli asteroidi si modificano. Una risonanza secolare si verifica quando il perielio di Giove coincide con quello di un asteroide. Tutto ciò contribuisce a rendere ancora più imprevedibile il moto di un asteroide. Un’importante categoria è poi quella dei NEO, Near-Earth Objects, ovvero asteroidi che orbitano molto vicino alla nostra amata Terra. Questi ultimi sono raggruppati in 3 popolazioni note come “Aten”, “Apollo” e “Amor” che si differenziano in base a parametri orbitali.

Come possiamo notare in figura, gli Atens nel loro cammino attorno al Sole, incrociano l’orbita terrestre. Hanno un semiasse maggiore orbitale inferiore a 1 UA, quindi per la maggior parte del tempo si trovano all’interno dell’orbita terrestre. Gli asteroidi della popolazione Apollo, al contrario, trascorrono più tempo al di fuori dell’orbita terrestre ma quando si avvicinano al perielio incrociano anch’essi l’orbita terrestre per passare al suo interno. Gli Amor, invece, non intercettano mai l’orbita terrestre durante il loro cammino. Essi, infatti, al perielio vengono a trovarsi ad una distanza dal Sole compresa tra 1.017 e 1.3 UA, maggiore pertanto della distanza Terra-Sole, ma non per questo sono meno pericolosi. Tutti questi oggetti evolvono in maniera caotica quindi la loro differenziazione in gruppi può essere meno netta. In base ad analisi spettrali la popolazione asteroidale è stata suddivisa in differenti classi tassonomiche di cui ricordiamo le più numerose che sono le classi S, C, P, D ed M. Gli asteroidi appartenenti alla classe S rivelano la presenza di silicati e presentano un’albedo di gran lunga maggiore rispetto agli asteroidi di classe C. inoltre, hanno semiassi maggiori con valori compresi tra 2 e 2.5 UA dal Sole, mentre gli asteroidi della classe C raggiungono una distanza massima di 3.1 UA. All’interno della fascia principale predominano i corpi di classe S. Si tratta di un gruppo variegato che comprende sia corpi che hanno attraversato una fase di fusione, sia corpi che non sono mai stati allo stato fuso. Gli asteroidi più vicini a Marte sono composti prevalentemente da materiali rocciosi mescolati con ferro, mentre quelli situati esternamente e quindi più prossimi a Giove sembrano tutti corpi primitivi con composizione abbastanza simile a quella della nebulosa primordiale dalla quale ha avuto origine l’intero Sistema Solare. Questi oggetti appartengono alle classi C, P e D.

Si ritiene che, quando la nebulosa di gas e polvere iniziò a condensare, i primi minuscoli grani si aggregarono dando origine ai planetesimi dai quali hanno avuto origine gli attuali pianeti. Ma nella regione situata tra Marte e Giove, le risonanze gravitazionali di Giove furono tali da impedire la formazione di planetesimi così i frammenti non inglobati in pianeti diedero origine agli asteroidi. Questi corpi, date le loro ridotte dimensioni, si raffreddarono molto rapidamente. Nei più grandi il tempo di raffreddamento fu tale da permettere comunque una differenziazione. Essi presentano un nucleo costituito da metalli più pesanti avvolto in uno strato superficiale di materiale roccioso e mostrano i segni di una passata attività vulcanica. Tra questi abbiamo gli asteroidi di tipo M che sembrano contenere grandi quantità di metalli, quali ferro e nichel. Esternamente gli asteroidi si presentano come corpi asimmetrici e di forma irregolare. Le irregolarità sono dovute alla loro ridotta massa. La forma di un oggetto è, infatti, determinata dall’azione di due forze: la forza gravitazionale che si esercita tra le varie parti di cui esso è composto e la forza di coesione dovuta alle interazioni elettromagnetiche tra le molecole del corpo. Mentre le forze gravitazionali plasmano il corpo, quelle di coesione determinano una geometria complessa e piena di deformazioni. Nei corpi di maggiore massa le forze gravitazionali predominano su quelle di coesione, questi oggetti tendono quindi ad avere una forma più regolare come si può osservare per i pianeti. Negli asteroidi invece, le forze gravitazionali non sono sufficienti a conferire al corpo forme più plasmate. Le superfici di questi oggetti mostrano poi diversi crateri d’impatto e si presentano come dei piccoli pianeti in miniatura.

Vediamo nel dettaglio alcuni di questi oggetti:

Cerere – come abbiamo già accennato all’inizio dell’articolo, Cerere è il primo asteroide ad essere stato scoperto ed è anche il più grande della fascia principale. Esso presenta un diametro pari a 950 km ed una massa pari al 32% di quella dell’intera fascia principale. Dal 2006 è classificato come pianeta nano. Cerere presenta un nucleo roccioso ed una superficie caratterizzata dalla presenza di materiali idrati e argille. Si ritiene che, in seguito alla sua formazione, questo piccolo pianeta abbia attraversato una fase di intensa attività vulcanica. Pallade – fu il secondo asteroide ad essere osservato. Anch’esso di notevoli dimensioni, presenta infatti, un diametro pari a 512 – 545 km. Pallade risulta costituito in prevalenza da silicati ed è invece povero di ferro.

Vesta – è uno tra i più grandi asteroidi e il più luminoso: presenta un diametro pari circa a 525 km ed ha una densità di 3.3 QUOTE . Nelle situazioni più favorevoli può raggiungere una magnitudine pari a 5.4. La sua struttura interna è differenziata: presenta un nucleo costituito da metalli più pesanti quali ferro e nichel, un mantello costituito da olivina (un minerale di colore verde) ed uno strato superficiale di roccia basaltica. Frequenti impatti frammentano la superficie di Vesta e diversi frammenti giungono fino a noi, cadendo sulle nostre teste. Esiste, infatti, una categoria di meteoriti che si pensa provengano da Vesta. Questi contengono notevoli quantità di olivina. Si ritiene che un tempo esistessero diversi corpi simili a Vesta ma questi sono stati frantumati in famiglie di asteroidi più piccoli a causa delle frequenti collisioni con altri corpi.

Gaspra – E’ un asteroide della Main Belt appartenente alla classe S ed è il primo asteroide in assoluto ad essere stato visitato da una sonda. La sonda Galileo osservò Gaspra mentre faceva rotta verso Giove. Gaspra ha una larghezza pari circa a 10 km e una lunghezza di 17 km, la sua superficie è popolata da moltissimi crateri d’impatto, più di 600, ma nessuno di essi si avvicina al valore del raggio dell’asteroide. La forma di Gaspra è molto irregolare, da ciò si può dedurre che probabilmente ha avuto origine da un corpo che ha subito molte collisioni.

P/2013 R3 – E’ il primo asteroide che è stato visto ridursi letteralmente in pezzi. La notizia è recente: l’asteroide è stato osservato il 15 settembre 2013 dai telescopi Catalina e PAN-STARRS ai quali appariva come un oggetto sfocato dall’aspetto anomalo. Successive osservazioni del Keck Telescope nelle Hawaii hanno permesso di distinguere tre oggetti in movimento. Immagini più dettagliate ottenute grazie all’Hubble Space Telecope hanno rivelato la presenza di non 3, ma ben 10 oggetti distinti ognuno con una coda di polveri simile a quella di una cometa. Gli oggetti più grandi hanno un diametro di 200 m.

I dati raccolti mostrano inoltre, che i pezzi si allontanano gli uni rispetto agli altri a una velocità di 1.5km/h e permettono di fare delle ipotesi sulla causa della frammentazione dell’asteroide. Il numero di frammenti continua ad aumentare e ciò porta ad escludere l’idea che l’asteroide si stia frammentando per effetto dello scontro con un altro asteroide. Se così fosse le velocità dei frammenti dovrebbero essere maggiori di quelle osservate. Si può escludere anche l’ipotesi della rottura a causa della pressione ed evaporazione dei ghiacci interni perché l’oggetto è troppo freddo per portare ad una evaporazione significativa dei ghiacci contenuti al suo interno. E’ stata così avanzata l’ipotesi della rottura a causa dell’effetto YORP. Asteroidi e altri piccoli corpi che popolano il nostro Sistema Solare risentono dell’effetto YORP (Yarkovsky–O’Keefe–Radzievskii–Paddack effect), che descrive la variazione della rotazione di questi oggetti a causa dell’interazione con la luce del Sole. Tale effetto si verifica quando la radiazione assorbita dall’oggetto, viene in un secondo momento riemessa dalla superficie dello stesso sotto forma di calore. Se un asteroide ha una forma molto irregolare il calore viene irradiato in modo non uniforme e questo produce un effetto torcente sul moto del corpo modificandone la sua velocità di rotazione. Si ritiene che questo effetto abbia provocato un aumento della velocità di rotazione di P/2013 R3 e conseguentemente anche della forza centrifuga che ha ridotto in pezzi l’asteroide. Probabilmente P/2013 R3 aveva una struttura interna frammentata a causa di numerose collisioni subite nel passato. Si pensa che molti asteroidi hanno una tale struttura, detta “rubble pile”, ovvero mucchio di macerie.

Itokawa – Si tratta di un piccolo asteroide che orbita attorno alla Terra. Esso appartiene, infatti, al gruppo Apollo. In un primo momento Itokawa è stato osservato nel dettaglio grazie alle immagini e ai dati della sonda giapponese Hayabusa che hanno rivelato la sua strana forma, simile a quella di un’arachide. Successivamente, un gruppo di ricercatori capitanati da Stephen Lowry, ha analizzato le immagini raccolte tra il 2001 e il 2013 dal New Technology Thelescope (NTT), in Cile, al fine di determinare la struttura interna di questo piccolo pianetino. Misurando la variazione di luminosità di Itokawa, si è potuta ottenere una misura molto accurata del suo periodo di rotazione e della sua variazione nel tempo. E’ stato osservato che l’effetto YORP sta provocando un aumento nella velocità di rotazione di Itokawa e quindi una diminuzione del suo periodo che varia di 0.045 secondi l’anno. Questa variazione si può spiegare solo se si assume che le due parti di cui è fatto l’asteroide abbiano densità diverse. Questa scoperta rappresenta un passo importante nello studio degli asteroidi: è la prima volta che si è riusciti a determinare in maggiore dettaglio la struttura interna di un asteroide e tutto ciò permette di comprendere meglio l’origine di questi corpi. E’ stata avanzata, ad esempio, l’ipotesi che Itokawa si sia formato dall’impatto tra due asteroidi differenti che si sono scontrati e fusi.

Soprattutto, gli studi sulla struttura interna degli asteroidi sono importanti perché ci permettono di capire come ridurre il pericolo che questi oggetti cadano sulle nostre teste. La Terra è stata colpita diverse volte da corpi rocciosi provenienti dallo spazio. In un primo momento l’idea di pietre che piovono dal cielo non era accettata dalla comunità scientifica (l’Accademia delle Scienze di Parigi ne negò l’esistenza fino al XVIII secolo). Fu il fisico francese Jean-Baptiste Biot a provarne l’esistenza nell’800, quando una pioggia di pietre sembrò abbattersi nel villaggio de L’Aigle. Biot esaminando le pietre rinvenute riuscì a dimostrane l’origine extraterrestre. Oggi possiamo classificare gli incontri tra la Terra e questi oggetti, in base alle conseguenze da essi generate, secondo quattro differenti categorie. E’ stato calcolato che ogni giorno cadono al suolo 300 tonnellate di rocce e polveri. Per nostra fortuna l’atmosfera che ci circonda funziona come uno scudo: ci protegge da tutti i bolidi che hanno una massa inferiore a 100000 tonnellate e un diametro minore di qualche decina di metri. Questi oggetti vengono disintegrati in tanti minuscoli pezzi grazie all’attrito dell’aria. Durante il loro tragitto in atmosfera questi piccoli pezzi si incendiano dando luogo alle meteore, fenomeno più comunemente noto con il nome di stelle cadenti. Grazie alla nostra atmosfera, quindi, la maggior parte di questi oggetti quando giungono al suolo hanno le dimensioni di un granello di sabbia. Si parla in questo caso di incontri del “primo tipo” che hanno caratteristiche differenti a seconda della costituzione dei corpi in caduta.

Se le meteore sono di origine cometaria e quindi costituite da neve sporca, si incendiano al di sopra dei 50 km di altezza dal suolo. Le meteoriti rocciose, invece, presentando una maggiore resistenza al fuoco, colpiscono il suolo e si presentano come dei frammenti di pietra carbonizzata, come i frammenti analizzati da Biot. Questi meteoriti di diametro inferiore a 10 metri nella maggior parte dei casi si disintegrano in atmosfera. A causare gli incontri del “secondo tipo”, sono invece gli asteroidi pietrosi o ferrosi con una dimensione compresa tra 10 e 100 metri. La pressione che si esercita su una meteorite pietrosa, in seguito al suo ingresso in atmosfera è così elevata da ridurla in frantumi. La meteorite esplode prima di toccare il suolo e l’esplosione produce un’onda d’urto in atmosfera così violenta che spazza via ogni cosa nel raggio di diversi chilometri. Un evento di questo tipo si verificò sopra il fiume di Tunguska in Siberia, dove il mattino del 30 Giugno 1908 precipitò una massa rocciosa di 100 tonnellate e di 50 metri di diametro. L’esplosione distrusse tutta la foresta nel raggio di 30 km e portò alla morte di branchi di renne. L’energia liberata superava 1000 volte la potenza della bomba di Hiroshima. La meteorite esplose in volo, quindi non furono ritrovati frammenti né crateri d’impatto. Le cortecce degli alberi della foresta devastata, contengono tante minuscole particelle di oro, rame e nichel che sono componenti tipiche di un meteorite. L’ipotesi più probabile è che si sia trattato di una meteorite rocciosa esplosa a circa 10 km di altezza dal suolo dopo essere penetrata in atmosfera. L’ipotesi della meteorite ferrosa è stata esclusa perché quest’ultima, presentando una maggiore resistenza, non si disintegra durante il viaggio in atmosfera ma giunge al suolo dando origine ad un grande cratere d’impatto. Sulla Terra sono presenti diversi crateri d’impatto, come il Meteor Crater in Arizona prodotta da una meteorite di diametro di 50 metri. Ad oggi sono noti 150 crateri d’impatto, probabilmente un tempo vi era una quantità di maggiore di crateri, ma questi potrebbero essere stati cancellati da eventi erosivi atmosferici o movimenti tettonici. E’ probabile inoltre, che vi siano crateri ancora non osservati sul fondo degli oceani.

Bolidi celesti di diametro maggiore o uguale a 10 km danno luogo agli “incontri ravvicinati” del “terzo” o “quarto tipo”, i cui effetti non sono più localizzati in determinate regioni del globo ma interessano l’intero pianeta. Questi bolidi non avvertono neppure la presenza dell’atmosfera. Un oggetto di questo tipo si schianterebbe al suolo con una potenza di un miliardo di Megaton, cioè 1000 più potente di tutti gli esplosivi presenti sulla Terra messi insieme! Un impatto del genere produrrebbe un cratere di 10 km di diametro e la materia incandescente verrebbe scagliata così in alto da entrare in orbita attorno alla Terra e produrre piogge di fuoco su tutto il pianeta. Le polveri riempirebbero l’intera atmosfera rendendo il cielo grigio e impendendo alla luce del Sole di arrivare al suolo, dando luogo così a un periodo gelido e invernale. La Terra sarebbe poi travolta da piogge acide, sostanze tossiche verrebbero liberate in atmosfera. Si ritiene che l’estinzione dei dinosauri sia stata provocata da un evento di questo tipo. E’ stato ritrovato un cratere d’impatto, noto come cratere di Chicxulub nella penisola dello Yucatan, con centro localizzato nella città di Chicxulub. E’ stato recentemente datato, con estrema precisione, l’impatto che ha dato luogo a questo cratere misurando l’età dei minerali prodotti dall’impatto, in particolare quelli ritrovati sull’isola di Haiti. Confrontando il valore ottenuto con l’età dei sedimenti in cui sono stati ritrovati in maggiore quantità i resti fossili dei dinosauri si è osservato che i due valori coincidono. Si è ottenuto che i due eventi avvennero circa 66040000 milioni di anni fa. Un incontro del terzo tipo si è verificato, inoltre,, su Giove nel 1994, quando la cometa Shoemaker-Levy 9 precipitò sul Gigante del Sistema Solare. Tutto il mondo ha potuto osservare in diretta l’evento. Prima di precipitare sulla superficie del pianeta la cometa si frantumò in tanti pezzi, che si schiantarono l’uno dopo l’altro. Giove riportò le ferite per lungo tempo.

Ma non bisogna allarmarsi e gridare alla fine del mondo ogni qual volta un asteroide vola sulle nostre teste. Analisi statistiche ci dicono che una collisione come quella di Tunguska si verifica in media ogni due o tre secoli ma poiché la Terra è costituita prevalentemente da oceani, è molto probabile che un tale evento si verifichi in mare piuttosto che sulla terra ferma. Comunque verrebbero prodotti effetti localizzati e si potrebbero affrontare. La probabilità che si verifichi un tale evento è una su 10000 mila nell’arco dell’intera vita di un uomo, cioè è 100 volte minore della probabilità di morire in un incidente d’auto ma maggiore della probabilità di essere vittima di un terremoto, di un’eruzione vulcanica o di un uragano. Il rischio di impatti di tale portata è quindi molto ridotto ma non improbabile. Ricordiamo alcuni eventi d’impatto verificatisi sulla Terra negli ultimi anni come il meteorite di Whitehorse che il 18 Gennaio del 2000 si abbatte’ nella capitale di Yukon, uno dei tre territori canadesi. Testimoni dicono di aver osservato una palla bluastra in cielo che cambiava colore durante la caduta trascinando dietro di sé diversi detriti. Nel 2007 in Perù, nel villaggio di Carancas, precipitò un meteorite che produsse un cratere di circa 13,8 metri di diametro e 3 metri di profondità, che presto si riempì d’acqua che bolliva spargendo gas nocivi nell’area circostante a causa dei quali molte persone si ammalarono. Infine ricordiamo tutti l’evento del 15 Febbraio dello scorso anno, in Russia. L’onda d’urto provocata dall’impatto meteorico danneggiò circa 3000 edifici della città di Chelyabinsk e ci furono 1200 feriti.

Come possiamo proteggere la Terra da questi corpi? Oggi disponiamo della tecnologia necessaria per evitare impatti con meteoriti molto grandi, quanto una montagna ad esempio. Questi possono essere, infatti, avvistati in tempo e quindi si potrebbe intervenire cercando di cambiare la traiettoria del bolide. Un modo potrebbe essere quello di inviare un razzo con del materiale esplosivo ma bisognerebbe far attenzione a non ridurre il meteorite in tanti pezzi. Più complesso è invece, cercare di evitare un impatto con comete. Quest’ultime provengono dagli estremi confini del Sistema Solare e diventano visibili solo in prossimità del Sole. Pertanto comete potenzialmente pericolose potrebbero essere avvistate solo un anno prima dell’impatto e bisognerebbe far deviar loro la traiettoria quando già sarebbero molto vicine alla Terra. Come se non fosse già abbastanza complicato, si aggiunge poi il carattere di imprevedibilità delle comete. Quest’ultime, infatti, non sono soggette non solo alla forza gravitazionale ma l’evaporazione degli elementi volatili che le costituiscono produce delle piccole deviazioni che rendono difficile il calcolo della loro orbita. Niente panico! Anche qui le statistiche ci confortano: le comete pericolose sono in quantità di gran lunga minore rispetto alle meteoriti.

Tuttavia ricordando il famoso detto “non tutto il male vien per nuocere”, si ritiene che acqua e materiali organici siano stati portati sulla Terra proprio da questi bolidi, che sarebbero pertanto i responsabili dello sviluppo della vita sul nostro pianeta. Sappiamo, infatti, che le comete sono composte in parte da neve sporca, quindi acqua e per la restante parte da silicati e materia organica. inoltre, meteoriti pietrosi ritrovate sulla superficie del pianeta rivelano la presenza di diversi composti organici. Probabilmente queste sostanze organiche hanno avuto origine dalla profusione di molecole interstellari, come molecole di idrogeno, d’acqua, di metano o ammoniaca. Queste molecole reagendo con l’acqua contenuta all’interno delle molecole possono dare origine ad amminoacidi. E’ proprio il caso di dirlo: “siamo figli delle stelle”. Siamo polvere di stelle e, citando Thuan Trinh Xuan, astrofisico americano, “nelle vesti di autentici messaggeri dello spazio, le comete e gli asteroidi hanno raccolto questa polvere di stelle per dare la vita al nostro bel pianeta”.

E’ tempo di osservare Marte – Giulia Alemanno

Pubblicato il 4 Giugno 2014 da Domenico Licchelli

Marte, il quarto pianeta a partire dal Sole, è dopo Venere il pianeta più vicino alla Terra. Anche noto come Pianeta Rosso per la sua caratteristica colorazione, Marte orbita alla distanza media di 1.524 u.a. dal Sole, con un periodo di rivoluzione di 1.88 anni terrestri e presenta un moto di rotazione attorno al suo asse della durata di 24h37m22.6s, molto vicino al valore terrestre di 23h56m04s. Un’ulteriore analogia tra Marte e Terra riguarda l’asse di rotazione dei due pianeti. Per il Pianeta Rosso tale asse presenta un’inclinazione sul piano orbitale di 25.19°, valore di poco superiore rispetto a quello terrestre pari a 23.45°. Ciò determina la presenza su Marte di un ciclo stagionale analogo a quello terrestre, anche se le stagioni marziane hanno una durata doppia rispetto alle nostre a causa del maggiore periodo orbitale rispetto a quello terrestre. A differenza degli altri pianeti del Sistema Solare Marte ha quindi molte caratteristiche in comune con la Terra, motivo per il quale è stato sempre associato agli extra-terresti, in questo caso meglio noti come marziani.

Il mito dei marziani è nato in seguito alle osservazioni dell’astronomo italiano Giovanni Schiaparelli che studiò Marte dall’osservatorio di Brera negli anni tra il 1877 e il 1881. Egli si accorse della presenza di una serie di linee scure sulla superficie del pianeta che chiamò “canali” interpretandoli come mari. In determinati periodi i “canali” sembravano sdoppiarsi e la superficie del pianeta pareva cambiare il suo colore. inoltre, il termine canali utilizzato da Schiapparelli venne tradotto in inglese come “canals”, termine che indica opere artificiali e non “channels”, che invece denota strutture naturali. Queste due osservazioni alimentarono l’immaginazione dell’uomo portando alcuni astronomi a pensare che si trattasse appunto di canali artificiali creati da ipotetici abitanti del pianeta con lo scopo di irrigare i loro campi. Tutti iniziarono così a credere che Marte fosse realmente abitato. Nel frattempo Vincenzo Cerulli, un altro astronomo italiano, dal suo osservatorio privato di Teramo scoprì la vera origine dei “canali”. Cerulli si accorse che si trattava di semplici illusioni prodotte dalla mente dell’uomo proprio come accade quando guardando le nuvole scorgiamo in esse forme e figure particolari frutto della nostra immaginazione. D’altra parte se i canali visti da Schiaparelli fossero stati reali si sarebbero dovuti vedere meglio all’avvicinarsi del pianeta cosa che invece non accadeva. Grazie all’utilizzo di sonde orbitanti attorno al Pianeta Rosso le osservazioni di Cerulli furono confermate.

Mars Map 1890 Giovanni Schiaparelli

Marte non presenta canali artificiali ne’ ospita forme di vita evolute. Tuttavia l’interesse per il Pianeta Rosso continua, citando Schiaparelli “Vi è in Marte un mondo intiero di cose nuove da studiare, eminentemente proprie a destare la curiosità degli osservatori e dei filosofi, le quali daranno da lavorare a molti telescopi per molti anni.” Vediamo quali sono le caratteristiche di questo affascinante pianeta. Nonostante le analogie elencate, esistono anche diverse differenze tra Marte e il nostro pianeta. Il Pianeta Rosso risulta essere più piccolo e meno denso della Terra. La sua densità media di 3.93 g/cm^3 è inferiore al valore terrestre di 5.52g/cm³ e la sua massa pari a 6,4185 ×10²³kg è un decimo di quella terrestre. Da tali valori scaturisce che Marte ha una percentuale di ferro inferiore a quella della Terra e quindi un nucleo più piccolo. inoltre, a causa della sua piccola massa, l’accelerazione di gravità sul pianeta è di 3.71m/s² e la velocità di fuga è pari a 5.03km/s. Il valore di questa velocità, non sufficientemente elevata per impedire ai gas atmosferici di abbandonare il pianeta, ci permette di spiegare la rarefazione dell’atmosfera marziana (Carbognani, 1999).

Marte non è perfettamente sferico: il suo appiattimento è maggiore di quello della Terra. La differenza di 20 km circa tra raggio polare e raggio equatoriale dipende principalmente dalla rotazione del pianeta. inoltre, Marte non è dotato di campo magnetico globale di tipo dipolare come la Terra, ma sono stati osservati (principalmente nell’emisfero sud del pianeta) campi magnetici locali che per certi aspetti costituiscono l’analogo delle anomalie magnetiche terrestri. Tali campi, rilevati sulla superficie di Marte, si pensa siano il frutto di una magnetizzazione residua che risale al periodo di raffreddamento della crosta, quando il nucleo del pianeta era ancora in grado di generare un campo magnetico per effetto dinamo (Carbognani, 1999). Marte ruota attorno al Sole con un’eccentricità orbitale di 0.0934 che fa sì che la distanza Terra – Marte vari in modo significativo da un valore di d ~ 55 × 10⁶ km, quando l’opposizione avviene al perielio, fino ad un valore di d ~ 92 × 10⁶ km, quando l’opposizione avviene all’afelio (Bakouline et al., 1975). Gli astronomi chiamano questi eventi opposizione perché Marte e il Sole vengono a trovarsi su lati opposti del cielo. Essi rappresentano inoltre, i momenti migliori per osservare il Pianeta Rosso che da puntino rosso man mano che si avvicina inizia a svelare i dettagli della sua superficie che risultano visibili anche da piccoli telescopi. Proprio in questi giorni Marte si è avvicinato sempre di più alla Terra, riducendo la sua distanza di 300 km ogni minuto fino a raggiungere la distanza minima di circa 92 × 10⁶ km il 14 Aprile. E’ quindi il momento giusto per osservare Marte.

Figura 1 – Immagini del Pianeta Rosso nel mese di Marzo 2014. Si può notare l’aumento delle dimensioni del pianeta e dei dettagli visibili della sua superficie. All with the same equipment set-up. (LX200ACF 12 in. OTA, CGE mount, Flea3 Ccd, TeleVue 3x barlows, Astronomik RGB filter set.)

Non sarà difficile trovare Marte in cielo in queste notti. Il Pianeta Rosso sarà nella costellazione della Vergine poco distante da Spica. Osservando il pianeta Rosso in questi giorni possiamo notare come esso sia estremamente variegato; l’osservazione al telescopio rileva la presenza sulla sua superficie di:

Calotte polari – macchie bianche che si formano attorno ai poli in autunno e scompaiono all’inizio dell’estate;
Continenti (anche detti Deserti) – sono delle distese omogenee di un caratteristico colore arancione chiaro che ricoprono i 2/3 della superficie marziana. Tali zone sono formate da un terreno relativamente liscio su cui si è depositata una spessa coltre di polvere. Al contrario delle calotte polari i continenti non sono soggetti a variazioni stagionali ma possono subire cambiamenti nel corso dei secoli;
Mari – regioni scure che presentano un colore ocra – marrone che si estendono per un 1/3 della superficie del pianeta e corrispondono ad aree piene di crateri dove il ricoprimento di polvere non è continuo. Ciò lascia intravedere il colore scuro della roccia sottostante. Anche i mari, così come le calotte polari, variano con il passare delle stagioni. Risulta infatti che il contrasto tra regioni chiare e scure sia minimo durante l’inverno. Tali variazioni sono legate allo spostamento delle polveri generato dall’azione meccanica dei venti. Si nota una sorprendente disparità tra l’emisfero settentrionale e quello meridionale. Quest’ultimo è a quota elevata, predominano infatti gli altopiani (highlands), ed è fortemente craterizzato (indizio di una superficie antica). L’emisfero settentrionale è invece costituito da bassipiani (lowlands) ed è caratterizzato da pianure che costituiscono la parte più giovane del pianeta. Le lowlands sono di origine vulcanica e presentano uno scarso numero di crateri d’impatto, probabilmente dovuto al fatto che parte di tali crateri sono stati successivamente ricoperti da materiale magmatico.

Marte possiede il più grande vulcano del sistema solare con un diametro pari a 700 km ed un’altezza di ~ 25 km rispetto alle pianure circostanti. Tale vulcano è noto con il nome di Olympus Mons. Attraverso uno studio statistico dei crateri d’impatto congiunto ad un’ analisi di tipo stratigrafico della superficie marziana, i geologi hanno potuto ricostruire la storia del Pianeta Rosso. Vi sono differenti modelli che descrivono la storia geologica marziana. Il modello qui illustrato e attualmente utilizzato è quello di Hartmann et al. (1981) accoppiato alla classificazione di Tanaka (1986) che si basa sulla regola generale in base alle quale le zone che presentano un maggior numero crateri sono le più antiche. Tale modello prevede la divisione della storia geologica di Marte in tre ere:

Era Noachiana – dal nome della regione della Noachis Terra che si estende nelle antiche regioni delle highlands. Tale periodo è infatti relativo alla formazione dei più antichi materiali esposti sulla superficie del pianeta. L’era Noachiana è datata, secondo Hartmann et al. (1981), dalla formazione del pianeta, avvenuta 4,5 miliardi di anni fa, fino a 3,5 miliardi di anni fa e comprende il periodo dell’intenso bombardamento meteorico di Marte.
Era Esperiana – dal nome di Hesperia Planitia, il migliore esempio dei territori che si formarono in quel tempo (Tanaka et al., 1992). L’era Esperiana, che comprende l’età intermedia della storia marziana, è datata, secondo Hartmann e colleghi (1981), da circa 3,5 a 1,8 miliardi di anni fa) e inizia dalla fine del periodo dell’intenso bombardamento meteorico.
Era Amazzoniana – dal nome di Amazonis Planitia. Ha inizio dal periodo di formazione di queste pianure di origine vulcaniche e passando attraverso la formazione dei territori dei depositi stratificati e delle distese di dune intorno ai poli arriva fino all’attuale periodo della storia marziana.

L’atmosfera di Marte è caratterizzata da dettagli temporanei chiamati nuvole che si distinguono in nubi bianche, composte soprattutto da cristalli di ghiaccio e nubi giallastre, costituite da particelle di sabbia e polvere. Queste ultime derivano dal fatto che il pianeta è caratterizzato da frequenti tempeste di polvere estese a tutto il globo e colossali turbini e valanghe di polvere: tutti fenomeni generati dal vento (Albee, 2003). Le tempeste più intense iniziano per lo più nel corso della primavera australe, quando il pianeta si riscalda rapidamente. Durante queste tempeste periodiche i venti sollevano fino ad altezze di 10-15 km la polvere che ricopre il suolo marziano e che, una volta cessata la tempesta, torna a depositarsi sulla superficie del pianeta, conferendogli il caratteristico colore rosso (Orofino, 1998). Studi sull’evoluzione delle tempeste di polvere hanno dimostrato che la superficie di Marte durante e dopo la tempesta è più fredda del normale (Murphy et al., 1990).

Figura 2 – Immagine della superficie di Marte prima e durante una tempesta di polvere (HST)

In termini di particelle per unità di volume l’atmosfera marziana risulta così costituita: 95.3% anidride carbonica, 2.7% azoto, 1.6% argon, 0.13% ossigeno molecolare, 0.07% monossido di carbonio mentre solo lo 0.03% è costituito da molecole d’acqua (Carr, 1981). Tale atmosfera, come già riportato, è molto tenue ed esercita al suolo una pressione totale minore di 1/100 rispetto a quella terrestre. Anche la pressione parziale del vapore acqueo, pari circa a 0,002 mbar, è di gran lunga inferiore a quella terrestre. Come conseguenza di ciò, se si considerano le basse temperature del pianeta (intorno a -55°), si ha che l’acqua non può esistere allo stato liquido ma solo nello stato solido o gassoso. Essa infatti solidifica e sublima velocemente. Il basso contenuto di ossigeno molecolare comporta uno strato di ozono quasi inesistente: ciò fa sì che la radiazione ultravioletta giunga direttamente sul suolo marziano.

Anche l’effetto serra esercitato dall’atmosfera di Marte è molto debole. Tutto ciò spiega le forti escursioni termiche, dovute appunto alla mancanza di un’efficace azione equilibratrice dell’atmosfera. Le temperature possono infatti raggiungere i 25° durante una giornata estiva ma cadono di 100° o più durante la notte. Questo brusco calo delle temperature è anche dovuto alla mancanza di un’azione equilibratrice da parte degli oceani. Come conseguenza di ciò l’acqua allo stato liquido non può esistere sulla superficie marziana. Benché le condizioni fredde e aride del pianeta siano documentate in maniera inequivocabile, l’idea di Marte come mondo perpetuamente congelato è andata sempre più perdendo credito da quando le sonde hanno inviato i primi dati. Nei primi anni del ’70, durante la missione americana Mariner 9, furono identificate sulla superficie marziana delle strutture geologiche che hanno suscitato un notevole interesse dal punto di vista paleoclimatico. Si tratta di solchi incisi nel terreno indicati con il termine canali. Tuttavia questo nominativo risulta spesso improprio perché ciò che effettivamente si osserva, nelle immagini inviate sulla Terra dalle sonde, è l’intera valle fluviale in fondo alla quale si trova il canale vero e proprio (Irwin et al., 2005). Dal punto di vista morfologico i canali vengono suddivisi in tre gruppi:

Canali di deflusso – Solitamente sono molto grandi dal momento che possono raggiungere una larghezza massima pari circa a 100 km e una lunghezza compresa fra i 1000 e i 2000 km. La loro profondità è in genere maggiore di un chilometro (Malin, 1976). Questi canali si dipartono dai così detti terreni caotici, regioni di rocce fratturate e ammucchiate le quali sarebbero collassate quando le acque sotterranee eruppero improvvisamente in superficie per effetto della fusione del permafrost (strato di terreno permanentemente ghiacciato presente al di sotto della superficie del pianeta). Tale processo si ritiene sia stato indotto dal calore rilasciato durante l’attività vulcanica (Masursky et al., 1977). Questi terreni caotici sono caratteristici delle highlands. I canali di deflusso partendo da tali zone si estendono verso l’emisfero settentrionale. Generalmente non possiedono tributari e hanno un’ampiezza iniziale maggiore o uguale a quella della parte finale del loro corso (Malin, 1976). inoltre, la geometria di questi canali sembra indicare velocità elevatissime dei corsi d’acqua. Esempi di canali di deflusso sono la Mangala Vallis, l’Ares Vallis e la Kasei Vallis (vedi figura 3);

Figura 3– Immagine di un tipico canale di deflusso, la Kasei Vallis. L’acqua che ha scavato il canale proveniva dalla regione in basso a sinistra e fluiva verso l’area in alto a destra con un andamento dettato dalla pendenza del terreno. Si noti l’isola dalla caratteristica forma allungata. L’immagine centrata a 20° Nord e 68° Ovest, ha dimensioni di 1130 km x 650 km ed è stata ottenuta mediante l’utilizzo del programma JMARS.

Valli longitudinali (o valli sinuose) – Sono strette e sinuose e hanno lunghezze di centinaia di chilometri e ampiezze di una decina di chilometri (Baker et al., 1992). Questo tipo di valli non si generano mai in terreni caotici. Circa la loro origine sono state avanzate diverse ipotesi. Alcuni ricercatori ritengono che questi canali siano stati scavati dallo scorrimento di acqua superficiale, processo noto come runoff, derivante da piogge (Masursky, 1973), oppure da acque sotterranee risalite in superficie. Molti altri autori, invece, sostengono che queste valli siano state generate da processi di basal sapping, ossia collasso del terreno prodotto dall’affioramento di ghiacci o acque sotterranei (Baker et al., 1992). Il basal sapping si suddivide in ground-ice sapping o ground-water sapping. Quest’ultimo si osserva quando il collasso del terreno è stato provocato dall’affioramento di acque che avrebbero gradualmente eroso il terreno sovrastante fino a causarne il crollo (Craddock e Maxwell, 1993). Nel processo di ground-ice sapping la sublimazione del ghiaccio avrebbe generato il collasso del terreno. In genere le valli originate da processi di runoff hanno una tipica sezione a “V” mentre quelle generate da ground-water sapping mostrano una sezione a “U”. Una tipica valle longitudinale è la Ma’adim Vallis. La figura 4 mostra un altro esempio di valle longitudinale, la Nirgal Vallis. Figura 4 – Valle longitudinale, denominata Nirgal Vallis, che scorre da Nord-Ovest a Sud-Est negli altipiani meridionali marziani, andando a sfociare nel grande canale di deflusso Uzboi Vallis, parzialmente visibile a destra. Si estende per circa 420 km e il fondo della valle è parzialmente coperto da dune e increspature. L’immagine, centrata 29° Sud e 41° Ovest, copre un’area di 500 km x 350 km ed è stata ottenuta grazie al programma JMARS.

Valli dendritiche – Si tratta di sistemi ramificati con un certo numero di affluenti, che vanno a confluire in un unico ramo principale. Sistemi che mostrano affluenti fino al settimo ordine prendono più specificatamente il nome valley networks (Ansan e Mangold, 2006). Solitamente il ramo principale ha un’ampiezza che va aumentano lungo il suo corso. Generalmente queste valli hanno lunghezze inferiori ai 200 km (Carr, 2006), mentre le ampiezze dei rami principali sono dell’ordine del chilometro e le profondità variano dai 50 ai 400 metri (Williams e Phillips, 2001; Kereszturi, 2005). Anche la genesi di questi canali è riconducibile a processi di runoff o ground-water sapping. inoltre, è probabile che la morfologia delle valli così come noi la osserviamo oggi non sia quella originaria. In seguito alla loro incisione nel terreno, tali strutture potrebbero infatti essere state modificate da processi di mass wasting, ovvero cedimento delle pareti laterali della valle, che hanno dato origine a una morfologia tipica del processo di ground-water sapping (Gulick e Baker, 1990). Di fatto le valli dendritiche sono le più simili alle valli fluviali terrestri. Esemplare di questa categoria è il sistema denominato Warrego Valles (vedi figura 5);

Figura 5 – Sistema ben sviluppato di canali dendritici, denominato Warrego Valles, posto negli altopiani meridionali (43° Sud, 93° Ovest). Secondo alcuni ricercatori, questi canali dendritici hanno avuto un’origine principalmente dovuta a precipitazioni atmosferiche e quindi presuppongono un clima più caldo e umido rispetto a quello attuale (Ansan e Mangold, 2006). Immagine ottenuta tramite JMARS, copre un’area di 170 km x 95 km.

Oltre alle valli dendritiche esistono poi un gran numero di canali più piccoli detti gullies (vedi figura 6), molto spesso privi di affluenti, che tendono a disporsi parallelamente su terreni caratterizzati da pendenze molto ripide (Clow, 1987). Tali canali sfociano in aree più basse che probabilmente un tempo erano la sede di laghi o mari.

Figura 6 – Immagine tridimensionale che mostra delle gullies poste all’interno di un cratere d’impatto nei pressi della regione dei Nereidum Montes. L’immagine ha le dimensioni di 90 km x 52 km (dal sito http://mars.jpl.nasa.gov/mars3d/).

Vi sono inoltre, diverse tracce che sembrano suggerire la presenza di un antico oceano (definito come Oceanus Borealis) che avrebbe ricoperto le lowlands dell’emisfero settentrionale (Parker et al., 1989; Helfer, 1990; Schaefer, 1990; Baker et al., 1991; Parker et al., 1993; Di Achille e Hynek, 2010). Prima di tutto, i bassopiani settentrionali sono straordinariamente piatti, e questa caratteristica ha portato a ipotizzare che siano stati fondali marini rivestiti da sedimenti per un periodo significativo della storia marziana. inoltre, grazie all’altimetro laser MOLA della sonda Mars Global Surveyor è stato possibile rilevare che le probabili linee di costa del presunto oceano presentano la stessa altezza (Di Achille e Hynek, 2010). Due strutture geologiche particolarmente significative in questo contesto sono le scarpate che circondano l’Olympus Mons e l’Apollinaris Patera, due dei più importanti vulcani del pianeta. Si ritiene che il primo si sia trovato nelle vicinanze della linea costiera dell’Oceano Boreale, mentre il secondo sia stato completamente circondato delle acque dell’oceano (Guaita, 2000). inoltre, l’altimetro MOLA ha permesso di notare che i punti in cui sei dei principali fiumi marziani spariscono nei piani settentrionali si trovano allo stesso livello (Ivanov e Head, 1999; Di Achille e Hynek, 2010).

Non esistono dubbi sul fatto che le valli siano state generate dallo scorrere di acqua liquida. Ciò ha portato molti ricercatori ad intuire che probabilmente al tempo della loro formazione le condizioni di pressione atmosferica e temperatura superficiale del pianeta dovevano essere differenti rispetto a quelle attuali (Hynek et al., 2010). In particolare alcuni autori ritengono che l’era Noachiana sia stata caratterizzata da una clima molto più caldo e umido grazie all’intensa attività vulcanica che ha reso l’atmosfera più densa. Ciò ha indotto un effetto serra sufficiente a riscaldare il pianeta. In seguito però tale effetto sarebbe diminuito e l’atmosfera sarebbe diventata rarefatta a causa della progressiva riduzione dell’attività vulcanica, non più in grado i compensare le perdite di anidride carbonica verso l’esterno del pianeta (dovute alla bassa gravità). Da un punto di vista paleoclimatico risulta interessante studiare la durata del flusso d’acqua all’interno delle valli fluviali. Per quanto riguarda i canali di deflusso, tale tempo di permanenza deve essere stato dell’ordine di alcuni giorni o al massimo di qualche settimana. Questi canali sono stati infatti caratterizzati da una portata elevatissima, pertanto in essi la permanenza dell’acqua è stata del tutto effimera. L’ingente quantità d’acqua coinvolta nel processo è giunta alla fine del corso prima di ghiacciare in tempi estremamente brevi (Squyres, 1989).

Di maggiore interesse paleoclimatico sono invece le valli longitudinali e quelle dendritiche di grandi dimensioni dove l’acqua sarebbe circolata per diversi milioni di anni. Queste valli si sarebbero generate durante l’era Noachiana. (Pieri, 1976, 1980; Fassett e Haed, 2008). Anche le valli dendritiche di piccole dimensioni hanno richiesto un tempo di formazione abbastanza lungo. L’analisi della loro morfologia rivela, infatti, una modesta portata dalla quale si deduce che per produrre il volume di erosione osservato sono stati impiegati tempi almeno dell’ordine di 10⁵ anni (Gulick e Baker, 1989; Hoke et al., 2011). È probabile che durante l’era Noachiana il pianeta sia stato caratterizzato da periodi in cui le condizioni climatiche sono tornate ad essere temperate o localmente, in seguito a grandi eruzioni vulcaniche, o su scala globale. In quest’ambito estremi stagionali di temperatura possono essere stati provocati dalla tendenza dell’asse di rotazione a variare in modo drastico la propria inclinazione (Kargel e Strom, 1997).

Tuttavia non tutti i ricercatori sono concordi sul fatto che Marte abbia avuto un clima più caldo e umido rispetto a quello che si osserva oggi. Per questi studiosi i canali di cui abbiamo ampliamente discusso si sarebbero generati in condizioni analoghe a quelle attuali, in seguito allo scorrimento di acqua coperta in superficie da ghiaccio (ipotesi originariamente proposta da Wallace e Sagan (1979) e poi ripresa da Carr (1983) e da diversi ricercatori). Questa ipotesi non sembra però tener conto dei processi di congelamento dei corsi d’acqua che si osservano in natura (Carr, 1996). Gulick and Baker (1989, 1993), Clifford (1996) e Squyres e Kasting (1994) ritengono invece che i sistemi vallivi si siano generati per processi di runoff e ground-water sapping generati da acque sotterranee riscaldate da intrusioni magmatiche e sgorgate in superficie. Questi ricercatori sostengono che tutto ciò sia avvenuto in condizioni climatiche simili alle attuali. La loro idea riesce a spiegare l’origine di diversi canali marziani ma non è adattabile alla genesi di molti altri. La superficie del pianeta mostra, infatti, diversi canali dendritici in terreni nei quali non vi è alcuna traccia di presente o passata attività vulcanica. inoltre, la morfologia di questi canali sembra richiedere un flusso d’acqua abbastanza lungo che nelle attuali condizioni non è possibile (Squyres, 1989; Wharton et al., 1995).

Per quanto riguarda i canali che si trovano in prossimità dei crateri d’impatto si ritiene che la loro origine sia dovuta al calore liberato durante l’urto che ha causato lo scioglimento del ghiaccio sotterraneo (Brakenridge et al., 1985). Se così fosse, ogni cratere avrebbe dovuto ospitare un lago ma questo non accade. E’ stato dimostrato inoltre, che il calore liberato dall’impatto di crateri di diametro inferiore a 100 km non è sufficiente a far sciogliere il ghiaccio sotterraneo (Gulick, 1998). Tutto ciò sembra suggerire che i canali, situati in prossimità dei crateri d’impatto, abbiano un’origine dovuta a precipitazioni e lo stesso si pensa riguardo alla genesi di molte altre valli fluviali che non si trovano nelle vicinanze di crateri o in aree vulcaniche. Siccome attualmente le uniche precipitazioni possibili sul Pianeta Rosso sono quelle di anidride carbonica allo stato solido, questo va a sostegno della tesi in base alla quale Marte abbia sperimentato in passato condizioni climatiche differenti rispetto a quelle che si osservano oggi. Per verificare tale tesi numerose sonde orbitano attorno al pianeta e lander passeggiano sulla sua superficie.

Le sonde attualmente in orbita operativa sono la Mars Odissey, partita nel 2001, la Mars Express, lanciata dall’ESA il 4 Giugno 2003, entrata in orbita attorno a Marte il 25 Dicembre 2003 e al cui progetto ha partecipato anche il gruppo di Astrofisica dell’Università di Lecce. Attorno al Pianeta Rosso orbita inoltre, il Mars Reconnaissance Orbiter, una sonda spaziale polifunzionale della NASA lanciata il 12 agosto 2005. Tutti questi orbiter hanno permesso di mappare la superficie del pianeta e determinare la sua composizione. Di notevole importanza è stato inoltre, il contributo dei rover che hanno permesso di delineare la storia geologica marziana, come Spirit e Opportunity, i due rover americani della missione MER 2003 della NASA, atterrati sul pianeta nel Gennaio 2004. Questo è il momento del rover Curiosity della NASA, che ha toccato la superficie del pianeta il 6 Agosto 2012. L’ipotesi che sta alla base di questa missione è che un tempo Marte sia stato abitabile. Il rover trasporta un vero e proprio laboratorio di analisi per verificare questa ipotesi e capire come il clima abbia apparentemente avuto un cambiamento così drastico portando Marte a quel gelido deserto che oggi lo caratterizza.

Gli obiettivi principali del rover Curiosity sono:

Indagare sul clima marziano e sulla sua geologia;
Valutare la possibilità che il luogo analizzato abbia ospitato vita microbica;
Studi di abilità planetaria in preparazione ad una possibile missione umana su Marte.

Le analisi di Curiosity partono dall’utilizzo di una telecamera ad alta risoluzione al fine di ricercare le zone della superficie di particolare interesse. Curiosity può poi vaporizzare una porzione di tale superficie con un laser a infrarosso ed esaminare la struttura spettrale che ne deriva al fine di determinare caratteristiche e composizione della roccia sotto esame. Se il risultato di tale analisi è particolarmente interessante il rover può utilizzare il suo braccio robotico dotato di uno spettrometro a raggi x per osservare la zone interessata più da vicino. Infine Curiosity può perforare il masso e portare il campione al SAM (Sample Analysis at Mars) o al CheMin (Chemistry and Mineralogy), due laboratori di analisi presenti all’interno del rover. Il SAM analizza elementi organici e gas appartenenti sia al campione che all’atmosfera, mentre il CheMin ha lo scopo di identificare e quantificare i minerali presenti nel campione di roccia, valutando il coinvolgimento dell’acqua nella loro formazione. Analisi dettagliate di alcune rocce da parte del rover hanno confermato l’iniziale ipotesi di alcuni ricercatori in base alla quale quest’ultime contengono ghiaia di origine marina. La forma e le dimensioni della ghiaia incorporata in queste rocce ha permesso ai ricercatori di calcolare la profondità e la velocità dell’acqua che scorreva in questa zona. inoltre, è stato notato che i ciottoli più grandi non sono distribuiti uniformemente nel conglomerato della roccia ma quest’ultimo presenta diversi strati di sabbia. Questo è comune a molti depositi di ruscelli presenti sulla Terra ed è quindi un’ulteriore prova della presenza di un antico ruscello su Marte. Ma siamo ad un punto di svolta della missione di Curiosity su Marte. Ad un anno dal suo atterraggio, dopo aver studiato una zona più piccola di un campo di calcio, il rover si sta spostando ai piedi del Monte Sharp a circa 8 km di distanza dal suo sito attuale, dove è prevista un’ulteriore trivellazione. Ciò ha lo scopo di fare un confronto con i risultati ottenuti fino ad ora. Curiosity guiderà verso sud-ovest per diversi mesi prima di raggiungere il Monte. Jim Erickson, del Jet Propulsion Laboratory della NASA, ha affermato: “ Non sappiamo quando raggiungeremo il Monte Sharp. Questa è davvero una missione di esplorazione, solo perché il nostro obiettivo finale è il Monte Sharp non vuol dire che non troveremo caratteristiche interessanti lungo la strada”.

Per la prima volta su una cometa. Rosetta nella storia dell’esplorazione spaziale – Giulia Alemanno

Pubblicato il 4 Giugno 2014 da Domenico Licchelli

Per la prima volta su una cometa Fin dall’antichità gli uomini sono stati affascinati e terrorizzati dalle comete. Questi corpi celesti suscitavano paura e, tranne rare eccezioni, come la nascita di Cristo, venivano considerate portatrici di sventure. Curiosamente si riteneva che le sventure fossero dirette a persone benestanti come i re, gli imperatori, i principi e i papi. “Quando muoiono mendicanti non si vedono comete” scrisse Shakespeare nel “Giulio Cesare”. Di tanto in tanto questi oggetti, che risiedono agli estremi confini del Sistema Solare, vengono a farci visita offrendoci uno spettacolo bellissimo. Quando si avvicinano al Sole liberano gli elementi volatili in essi contenuti creando la chioma, un’atmosfera gassosa e polverosa che circonda il nucleo cometario, e due code: una coda di plasma, di colore azzurrognolo, formata da un flusso di ioni che lasciano la chioma e vengono accelerati in direzione opposta al Sole e una coda di polvere, di colore giallognolo, costituita invece da una scia di polvere. La forma delle code è determinata da un effetto combinato tra la pressione di radiazione solare e il moto orbitale. La coda di ioni ha generalmente una forma rettilinea in quando è costituita da particelle di gas che vengono accelerate a velocità maggiori e pertanto non risentono del moto orbitale. La coda di polveri acquisisce invece una caratteristica forma arcuata a causa dell’influenza del moto orbitale sulle particelle in essa contenute. Talvolta si possono presentare delle strutture particolari in cui le varie particelle che lasciano la chioma vanno a formare un ventaglio di code. Questa struttura è dovuta alla presenza di particelle di diverse dimensioni e massa che pertanto risentono in maniera diversa della spinta della pressione di radiazione solare e dell’influenza del moto orbitale.

Per secoli le comete sono state osservate esclusivamente da Terra ad occhio nudo o attraverso l’utilizzo dei telescopi. A partire dalla fine del ventesimo secolo, grazie all’avvento delle sonde spaziali, la situazione è cambiata radicalmente. Da allora è stato possibile avvicinarsi alle comete ed osservarle da vicino. Nel 1985 la sonda della NASA chiamata International Cometary Explorer (ICE) passò per la prima volta attraverso la coda di una cometa, la 21P/Giacobini-Zinner, volando alla distanza di 7800 km dal nucleo. Soltanto un anno dopo, in occasione del ritorno della cometa di Halley nei nostri cieli (si tratta della cometa più famosa, battezzata così in onore di Edmund Halley che nel 1682 ne predisse la periodicità pari circa a 76 anni), un gruppo di sonde spaziali furono inviate per studiare la cometa da vicino tra cui due missioni russe (Vega-1 e Vega-2), due giapponesi (Sakigake e Suisei) e l’europea Giotto. Quest’ultima è arrivata più vicina rispetto alle altre sonde, volando ad una distanza di 600 km dalla cometa e inviando immagini dettagliate del suo nucleo. Grazie alla sonda Giotto si scoprì che le comete contengono molecole organiche complesse e che quindi possono aver contribuito a seminare la vita sulla Terra. Dopo l’incontro ravvicinato con la cometa di Halley, la sonda Giotto ha continuato il suo viaggio incontrando nel 1992 la cometa 26P/Grigg-Skjellerup.

Purtroppo la camera di Giotto era stata oscurata dalle polveri della cometa di Halley ma comunque è stato possibile osservare, seppur con maggiore difficoltà, il nucleo di quest’altra cometa passando alla distanza di 200 km da esso. Alla missione Giotto ne sono seguite altre come le sonde della NASA: Depp Space 1, Stardust e Deep Impact. La prima volò nelle vicinanze della cometa 19P/Borelly nel 2001, la seconda avvicinandosi alla cometa 81P/Wild nel 2004 riuscì a prelevare alcuni campioni della sua chioma e a riportarli a Terra 2 anni dopo. In quei campioni è stata scoperta nella polvere della cometa Wild la presenza di glicina, uno degli amminoacidi essenziali per la costruzione delle proteine. La terza missione citata (Deep Impact) nel 2005 ha lanciato un blocco di rame contro la cometa 9P/Tempel allo scopo di creare un cratere e studiare la composizione della cometa sotto la sua superficie. Per osservare il cratere creato è stata poi inviata sei anni dopo la sonda Stardust-Next. In seguito tale sonda è stata fatta volare, insieme alla sonda EPOXI, vicino alla cometa 103P/Hartley nel 2010, alla cometa C/2009 P1 (Garradd) nel 2012 e alla cometa C/2012 S1 (ISON) nel 2013. Ma la più ambiziosa delle missioni è Rosetta realizzata allo scopo di inseguire una cometa, entrare in orbita attorno ad essa ed infine atterrare sulla sua superficie. Si pensò a questa missione a partire dal 1970 ma essa fu approvata dall’Agenzia Spaziale Europea (ESA) solo nel Novembre del 1993.

Rosetta è la prima sonda inviata verso una cometa che è dotata di un lander in grado di scendere sulla superficie della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko e accompagnarla nel suo viaggio attorno al Sole. La sonda Rosetta è stata costruita da un team industriale formato da ben 50 imprese di 14 Paesi Europei e degli Stati Uniti. Il nome Rosetta ha una ragione ben precisa. Esso deriva dalla Stele di Rosetta, un’antica tavoletta di pietra egiziana risalente al II secolo a.C. ritrovata nei pressi della città egiziana Rashid (Rosetta) sul delta del Nilo nel 1799. La Stele è famosa perché riporta lo stesso testo scritto in tre lingue diverse: antichi geroglifici egiziani, demotico e greco antico. Ciò ha permesso agli archeologi di decifrare i geroglifici per la prima volta fornendo così la chiave per comprendere la civiltà egizia. Come la Stele di Rosetta ci ha permesso di scoprire gli aspetti salienti di questa antica civiltà, allo stesso modo ci si augura che la missione Rosetta possa aiutarci a svelare i misteri dei più antichi mattoni del nostro Sistema Solare.

Ci sono centinaia di comete che orbitano attorno al Sole, perché è stata scelta proprio la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko? Una serie di motivi hanno portato alla scelta di questa cometa. Innanzitutto, tra tutte le comete si è ritenuto vantaggioso sceglierne una di quelle che mostrano un percorso orbitale abbastanza vicino al piano dell’eclittica. Questo permette osservazioni maggiormente prolungate e un atterraggio in linea di principio più semplice. Così in un primo momento è stata scelta la cometa 46P/Wirtanen, ma in seguito, poiché il lancio della sonda fu rinviato per un problema al lanciatore, la scelta è ricaduta sulla cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, Quest’ultima è stata osservata per la prima volta nel 1969 quando diversi astronomi provenienti da Kiev si recarono presso l’Alma-Ata Astrophysical Institute in Kazakhstan per condurre uno studio sulle comete. L’astronomo Kim Churyumov, osservando una foto della cometa 32P/Comas Solà ottenuta da Svetlana Gerasimensko, si accorse della presenza di un altro oggetto cometario. La cometa 67P/C-G è una cometa a corto periodo, ovvero appartiene alla classe di quelle comete caratterizzate da un periodo orbitale minore di 20 anni e da una bassa inclinazione orbitale. Si tratta di comete che durante il loro primo viaggio all’interno del Sistema Solare sono state catturate dall’attrazione gravitazionale di Giove ed immesse in un’orbita più stretta attorno al Sole. Queste comete fanno parte della cosiddetta famiglia di Giove e si crede provengano dalla fascia di Kuiper, una fascia di corpi ghiacciati situata al di là dell’orbita di Nettuno. Alcuni di questi corpi, in seguito a perturbazioni gravitazionali, vengono spinti nella regione interna del Sistema Solare.

L’analisi dell’evoluzione orbitale della cometa mostra che prima del 1940 al perielio la sua distanza dal Sole era pari a 4 UA (600 milioni di km). A questa distanza la cometa era troppo lontana dal calore del Sole per sviluppare una coda e pertanto era inosservabile da Terra. Nel 1940, in seguito ad un incontro ravvicinato con Giove, l’orbita della cometa è cambiata e quest’ultima ha raggiunto al perielio una distanza dal Sole pari a 3 UA (450000 km). Un altro incontro ravvicinato con Giove, nel 1959, ha spostato il perielio della cometa a 1.29 UA, valore che è rimasto grosso modo invariato fino ad oggi. Attualmente essa compie una rivoluzione attorno al Sole in 6,45 anni.

La cometa 67P è classificata come una cometa di polveri (il rapporto polveri gas emessi è 2:1), ha una massa di 1013 kg ed una densità di 0.4 g/cm3 ed è stata osservata dalla Terra ben 7 volte, nel:

1969 – anno della scoperta;
1982/83 – anno in cui è stato registrato un picco di polvere di 220 kg al secondo;
1988/89 – la cometa è stata osservata dagli astronomi dell’osservatorio di Monte Palomar in California, dagli astronomi dell’osservatorio di Manua Kea nelle Hawaii e da quelli dell’Osservatorio Nazionale di Kitt Peak in California.
1995/96 – la cometa è arrivata alla distanza di 0.9 UA dalla Terra ed è diventata più luminosa della magnitudine 13.
2002/03 – la Wilde Field Planetary Camera a bordo dell’ Hubble Space Telecope ha ottenuto 61 immagini della cometa cha hanno permesso di stimare una forma ellissoidale del nucleo (smentita poi all’arrivo di Rosetta, come vedremo meglio di seguito). Nello stesso anno è stato registrato un picco di polvere pari a 60 kg al secondo;
2009 – è stato osservato che, come la maggior parte delle comete, anche nel caso della cometa 67P l’attività al perielio non è distribuita in maniera uniforme ma sono stati registrati getti provenienti da differenti aree attive della cometa. Recenti osservazioni suggerivano che l’inclinazione dell’asse di rotazione della cometa era pari a circa 40°. Ciò vuol dire che quando si avvicina al Sole, l’emisfero Nord della cometa è illuminato mentre quello sud no. In questa situazione i getti di polveri e gas della cometa non sono visibili. E’ possibile osservarli invece un mese prima del perielio. Se la cometa si comporterà nello stesso modo nel prossimo avvicinamento al Sole (2015), si avrà la stessa situazione.

Grazie alla missione Rosetta sono già stati fatti enormi passi avanti sulla conoscenza della struttura della cometa e si è ancora nelle fasi preliminari di analisi dei dati! La sonda è stata lanciata nello spazio da Kourou a bordo di Ariane 5G+ il 2 Marzo 2004 ed ha viaggiato per ben 10 anni nello spazio prima di raggiungere la cometa. Per poter arrivare a destinazione Rosetta ha dovuto effettuare un tragitto complesso sfruttando anche il cosiddetto effetto fionda (gravity assist) da parte della Terra e di Marte. Si tratta di un meccanismo di accelerazione (o eventualmente anche di decelerazione) che sfrutta la gravità di un pianeta o di un corpo presente lungo il suo tragitto per modificare i parametri dinamici della sonda “gratuitamente” per così dire. Una volta lanciata la sonda ha inanellato una serie di orbite che l’hanno portata per ben tre volte ad un incontro ravvicinato (flyby) con la Terra e ad un incontro ravvicinato con Marte. Ogni volta la sonda ha cambiato la sua velocità e la sua traiettoria grazie all’energia del campo gravitazionale di questi due pianeti. Durante i flyby gli scienziati hanno colto l’opportunità di fare osservazioni in contemporanea ad altri veicoli come le sonde Mars Express, ENVISAT e Cluster. Gestire i flyby è piuttosto complesso e ha richiesto mesi di preparazione. Ad esempio nell’incontro ravvicinato con Marte la sonda è passata alla distanza di 250 km dalla superficie del pianeta entrando nella sua ombra per ben 24 minuti. Fu grande il sollievo quando la sonda ricomparve in “ottima salute” dopo il passaggio dietro Marte.

Durante il suo viaggio Rosetta ha incontrato ben due asteroidi. Questi incontri hanno permesso agli scienziati di testare e verificare le prestazioni degli strumenti a bordo della sonda. Il 5 Settembre del 2008 Rosetta è volata alla distanza di 800 km dall’asteroide Steins, un piccolo asteroide di 5 km di diametro. Si è cercato così di catturare immagini e dati attraverso la camera OSIRIS a bordo della sonda. Nel successivo incontro con l’asteroide Lutetia nel Luglio del 2010, Rosetta è stata fatta volare ad una distanza maggiore (pari a 3170 km) in modo che tutto l’asteroide entrasse nel suo campo visivo, la camera a bordo della sonda ha ripreso l’asteroide Lutetia insieme a Saturno. Dalle immagini acquisite si è notato che Lutetia si presenta come un pianetino in miniatura la cui superficie ha subito vari impatti come testimoniato dalla presenza di grandi crateri. Lutetia ha un diametro di 130 km ed a quel tempo era il più grande asteroide mai visto. La superficie di questo asteroide è polverizzata e povera di metalli. Inoltre è stata osservata la presenza di minerali idrati.

Images (from left to right) taken 60, 30 and 3 minutes prior to closest approach showing the different regions of asteroid (21) Lutetia. Credit: ESA 2010 MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/ UPM/ DASP/IDA

La sonda Rosetta è dotata di due grandi pannelli solari molto efficienti costruiti secondo una tecnologia completamente nuova per l’epoca. Ma poiché la sonda si è allontanata dal Sole più di qualsiasi altro veicolo spaziale utilizzato in precedenza, per far sì che l’energia sia sufficiente per mantenere tutti i sistemi del veicolo spaziale operativi, l’8 Giugno 2011 Rosetta è stata “messa a dormire” per ben due anni, sette mesi e dodici giorni: sono stati disabilitati tutti gli strumenti e apparati di supporto ad eccezione del computer di bordo, di alcuni riscaldatori interni fino alle ore 10:00 del 20 Gennaio 2014 giorno stabilito per il risveglio della sonda. La successiva riattivazione è stata sicuramente una delle fasi più critiche dell’intera missione. Il 7 Maggio 2014 sono iniziate le manovre di avvicinamento alla cometa. In totale Rosetta ha compiuto ben 10 manovre per ridurre la sua velocità. L’ultima manovra è stata eseguita il 6 Agosto 2014. Durante il periodo di avvicinamento le camere a bordo della sonda hanno iniziato a risolvere la cometa 67P/C-G. Nel luglio 2014 le immagini catturate dalla sonda hanno rivelato che la cometa ha una forma piuttosto complessa: è formata da due lobi, come una “testa” ed un “corpo” separati da un collo stretto. Ci si rese conto così che l’atterraggio sulla cometa sarebbe stato più difficile di quanto si era immaginato. Ciò ha reso complessa anche la scelta del sito di atterraggio del lander (chiamato Philae dal nome di un’isola dell’antico Egitto): la superficie della cometa presenta, infatti, terreni difficili e rischiosi, pieni di crateri e massi.

La cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko vista da Rosetta – Credits: ESA/Rosetta/NAVCAM

La scelta del sito di atterraggio era inoltre complicata da un serie di fattori legati alla temperatura superficiale della regione, che deve essere né troppo calda né troppo fredda per permettere il corretto funzionamento degli strumenti. Dopo un intenso periodo di analisi dettagliate delle varie regioni della cometa e delle capacità del lander durato ben 6 settimane, è stata scelta come sito di atterraggio una regione particolarmente interessante. A tale regione, inizialmente indicata con la lettera J, è stato dato il nome di Agilkia (dall’isola Agilkia situata vicino alle rive del Nilo a sud dell’Egitto). Il sito J è una zona di grande interesse scientifico situata vicino ad una grande depressione sul lobo più piccolo della cometa. Inizialmente erano stati scelti 5 possibili siti di atterraggio indicati con le lettere A, B, C, I e J, ma tra tutti quello meno rischioso era proprio Agilkia, il sito J. Qui la maggior parte del terreno ha pendenze inferiori ai 30° e ci sono relativamente pochi massi di grandi dimensioni. Questa area riceve inoltre un’illuminazione quotidiana sufficiente a ricaricare Philae e far sì che possa continuare le sue operazioni. Il sito di atterraggio è stato scelto dal Landing Site Selection Group (LSSG), un gruppo formato da scienziati e ingegneri del team di Rosetta e del centro di controllo del lander.

Il distacco del lander Philae dalla sonda Rosetta è avvenuto alle ore 9:30 del 12 Novembre. La discesa al sito di atterraggio ha richiesto come previsto 7 ore in cui Philae è caduto sulla superficie lentamente senza l’utilizzo di propulsori.

Durante la discesa, le camere a bordo dell’orbiter e del lander hanno acquisito immagini ed alcuni esperimenti erano già attivi permettendo l’acquisizione di dati. Tutto ciò alla scopo di manovrare e controllare l’atterraggio. Tutto è stato controllato nei minimi dettagli. E’ stato necessario tener conto che la gravità sulla cometa è centomila volte più debole di quella terrestre. Purtropo il malfunzionamento di alcuni sistemi di ancoraggio non ha potuto evitare che il lander rimbalzasse due volte prima di stabilizzarsi in una posizione abbastanza precaria ma che comunque non ha impedito l’utilizzo di alcuni degli strumenti scientifici a bordo. E’ stata una grande emozione assistere al primo atterraggio su una cometa. Philae ha raggiunto la superficie della cometa alle ore 16:30. Circa mezz’ora dopo, quando il segnale è arrivato a Terra, abbiamo visto gioire gli scienziati della missione. Un lander partito da Terra 10 anni fa, progettato ancora prima, dopo aver seguito un percorso complesso nello spazio, è arrivato in “ottima salute” sulla superficie della cometa 67P attualmente alla distanza di 583.565.417 km da noi. E’ un grande risultato per l’Europa e per tutte le persone che hanno ideato, studiato e realizzato questa missione storica. Ora che è atterrato Philae può acquisire immagini panoramiche 3D ad alta risoluzione.

“Philae is on the surface and doing a marvellous job, working very well and we can say we have a very happy lander,” says Paolo Ferri, ESA’s Head of Mission Operations at ESOC – Credits: ESA/Rosetta/Philae/CIVA

Sarà possibile fare misure in loco sulla composizione dei ghiacci della cometa e del materiale organico. Si potrà, inoltre, prelevare ed analizzare campioni dalla profondità di 23 cm. Il lander sarà anche in grado di effettuare misure elettriche e meccaniche della superficie della cometa. Tutti i dati acquisiti da Philae verranno inviati all’orbiter che sarà pronto per trasmetterli a Terra, compatibilmente con le riserve energetiche della batteria di bordo e quelle prodotte dai pannelli solari che purtroppo non possono funzionare a regime a causa della posizione anomala in cui si trova Philae. Il lander continuerà a monitorare le proprietà fisiche e chimiche della superficie della cometa studiando come queste evolvono man mano che la cometa si avvicina al Sole. Per quanto riguarda invece l’orbiter, quest’ultimo, in un primo momento, si manterrà abbastanza vicino al nucleo cometario. A partire da Febbraio 2015, con l’aumento dell’attività cometaria, sarà allontanato dal nucleo cometario per evitare di compromettere il funzionamento della sonda. In questa fase si studierà l’evoluzione della chioma e della coda della cometa. Nel mese di Luglio, Rosetta volerà nelle vicinanze di una regione attiva della cometa. Quest’ultima raggiungerà il perielio nel mese di Agosto 2015 passando alla distanza di 186 milioni di km dal Sole, in una regione compresa tra le orbite di Terra e Marte. In seguito Rosetta seguirà il declino dell’attività cometaria almeno fino alla fine del 2015.

L’orbiter ha dimensioni di 2.8×2.1x2m con due pannelli solari lunghi 14m e contiene ben 11 esperimenti:

ALICE – Ultraviolet Imaging Spectrometer – si tratta di uno spettrometro che raccoglie dati nel lontano ultravioletto in un range compreso tra 70 e 205 nm allo scopo di studiare la composizione del nucleo e della chioma della cometa. Lungo il tragitto verso la cometa ALICE ha studiato Marte e gli asteroidi Steins e Lutetia;
CONSERT – Comet Nucleus Sounding Experiment by Radio wave Transmission – è un sistema di trasmissione di onde radio che lavorerà tra l’orbiter e il lander e verrà utilizzato per studiare la composizione del nucleo cometario. CONSERT consiste in un segnale radio che verrà inviato dallo strumento alla superficie del nucleo. La variazione nella propagazione delle onde nelle diverse parti del nucleo cometario permetterà di determinare le proprietà dielettriche dei materiali di cui è composto;
COSIMA – Cometary Secondary Ion Mass Analyser – si tratta di uno spettrometro di massa di ioni secondari dotato di un collettore di polvere. La polvere dell’ambiente circostante la cometa viene raccolta su un bersaglio. Le particelle di polvere vengono bombardate da ioni di indio e gli ioni secondari prodotti vengono estratti nello spettrometro di massa;
GIADA – Grain Impact Analyser and Dust Accumulator – misura la velocità, la quantità di moto e la dimensione delle particelle di polvere della chioma cometaria attraverso un sistema di rilevazione ottico e un sensore meccanico che avverte l’impatto delle particelle;
MIDAS – Micro-Imaging Dust Analysis System – si occupa di analisi microstrutturali delle particelle di polvere basandosi sulla microscopia a forza atomica, una tecnica che permette analisi delle particelle di polvere con una risoluzione spaziale di 4 nm;
MIRO – Microwave Instrument for the Rosetta Orbiter – si tratta di ricevitori di onde millimetriche che permettono di misurare la temperatura in prossimità della superficie della cometa;
OSIRIS – Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System – è una camera che lavora nell’ottico, nel vicino infrarosso e nel vicino ultravioletto. E’ formata da un sistema di due telecamere. Una camera è stata progettata per poter ottenere immagini ad alta risoluzione del nucleo cometario. La seconda camera ha invece un campo visivo più ampio che permette l’osservazione di gas e polvere presente al di sopra della superficie del nucleo cometario;
ROSINA – Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis – è formata da due spettrometri di massa ad altissima sensibilità e risoluzione;
RPC – Rosetta Plasma Consortium – è costituito da 5 strumenti che studiando l’ambiente gassoso che circonda il nucleo cometario:

ICA- Ion Composition Analyser – misura la distribuzione tridimensionale delle velocità degli ioni positivi e la loro distribuzione di massa;

IES – Ion and Electron Sensor – misura simultaneamente il flusso di elettroni e di ioni nel plasma che circonda il nucleo;

LAP – Langmuir Probe – misura la densità, la temperatura e la velocità di flusso del plasma cometario;

MAG – Fluxgate Magnetometer – misura il campo magnetico laddove il vento solare interagisce con il flusso cometario;

MIP – Mutual Impedance Probe – misura la densità degli elettroni, la temperatura e la velocità della parte interna della chioma;

RSI – Radio Science Investigation – si tratta del sistema di comunicazione tra la sonda Rosetta e la Terra; ü VIRTIS – Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer – è uno strumento costruito parte in Italia parte in Francia, a cui ha contribuito anche il Gruppo di Astrofisica dell’Università del Salento ed è considerato uno degli esperimenti più importanti della missione Rosetta. VIRTIS è uno spettrometro a immagine che lavora nel range spettrale che va dal visibile all’infrarosso ed è costituito da uno spettrometro di risoluzione moderata noto come Mapper optical subsystem o VIRTIS-M (opera italiana, alla cui realizzazione ha contributo il nostro gruppo di Astrofisica) ed uno spettrometro ad alta risoluzione detto High-resolution optical subsystem o VIRTIS-H. VIRTIS-M è formato da due canali uno dei quali lavora nel visibile (tra 0.25 e 1 µm) e l’altro nell’infrarosso (tra 0.95 e 5 µm). VIRTIS-H lavora nell’infrarosso (tra 2.0 e 5.0 µm) ed è invece opera dei francesi.

Gli obiettivi di VIRTIS includono lo studio del nucleo cometario e del suo ambiente, la determinazione della natura dei solidi che compongono la sua superficie, l’identificazione delle specie gassose che circondano il nucleo, lo studio delle condizioni fisiche della chioma ed infine la determinazione della temperatura superficiale del nucleo. Il team di VIRTIS è composto da 48 scienziati provenienti da 28 Istituti di 7 Nazioni. Siamo ancora all’inizio della missione e sono già stati ottenuti 3 milioni di spettri, è stato possibile determinare la temperatura superficiale della cometa ed osservare come tutta la sua superficie è ricoperta da una patina di materiale organico. VIRTIS ha stabilito che la temperatura media della superficie della cometa è di 205 °K ma varia durante il giorno raggiungendo i 230 °K. Grazie allo strumento VIRTIS è stata inoltre rilevata la presenza di monossido di carbonio, biossido di carbonio e tracce di ammoniaca, metano e metanolo. Anche gli altri strumenti a bordo della sonda hanno già iniziato a dare i primi risultati. Nel mese di Luglio lo strumento MIRO ha rilevato che la cometa stava rilasciando piccole quantità di vapore acqueo, circa 300 ml al secondo.

A metà settembre la quantità è aumentata ad un tasso medio di 1 l al secondo. Gli esperimenti RSI e OSIRIS hanno permesso di determinare periodo di rotazione, asse di rotazione, massa, volume e densità del nucleo cometario. COSIMA e GIADA hanno rivelato che le dimensioni dei grani di polvere vanno dai pochi micron a qualche centinaio di micron. COSIMA, studiando la composizione dei grani, ha rilevato in essi la presenza di sodio e magnesio. Così grazie a queste prime misure è stato possibile notare alcune caratteristiche superficiali della cometa 67P/C-G il cui nucleo risulta essere piuttosto scuro, asciutto, polveroso e con una chimica abbastanza complessa. Ma abbiamo ancora tanto da imparare e questo sarà possibile grazie anche agli esperimenti del lander.

Il lander Philae ha dimensioni di 1x1x1m e contiene 10 esperimenti:

APXS – Alpha-p-X-ray spectrometer – è uno spettrometro il cui obiettivo è quello di studiare la composizione chimica del sito di atterraggio e come questa varia all’avvicinarsi al Sole;
CIVA – Panoramic and microscopic imaging system – un sistema di 6 microcamere che scatteranno foto panoramiche della superficie della cometa. Inoltre uno spettrometro studierà la composizione, la struttura e l’albedo dei campioni prelevati dalla superficie;
CONSERT – Radio sounding, nucleus tomography – un esperimento che opera tra il lander e l’orbiter di cui si è parlato prima;
COSAC – Evolved gas analyser – elemental and molecular composition – mira allo studio della composizione della componente volatile del materiale cometario mediante misure in situ;
PTOLEMY – Evolved gas analyser – isotopic composition – utilizzerà tecniche di gascromatografia e spettrometria di massa per studiare la composizione della cometa sopra e sotto la sua superficie;
MUPUS – MUlti-PUrpose Sensors for Surface and Sub-Surface Science – si tratta di sensori realizzati allo scopo di comprendere le proprietà de materiali che compongono gli strati superficiali del nucleo cometario e fornire una mappa termica;
ROLIS – Rosetta Lander Imaging System – è una camera che fornirà immagini durante l’atterraggio del lander;
ROMAP – Rosetta Lander Magnetometer and Plasma Monitor – si tratta di un sensore in grado di misurare il campo magnetico;
SD2 – Drilling and sample retrieval – è un sistema che permette di prelevare i campioni da una profondità di 250 mm e li trasporta nei diversi strumenti;
SESAME – Surface Electric Sounding and Acoustic Monitoring Experiment – aiuterà a comprendere come le comete si sono formate ed è formato da tre differenti parti:

SESAME/CASSE – Surface Electric Sounding and Acoustic Monitoring Experiment / Comet Acoustic Surface Sounding Experiment;

SESAME/DIM – Surface Electric Sounding and Acoustic Monitoring Experiment / Dust Impact Monitor;

SESAME/PP – Surface Electric Sounding and Acoustic Monitoring Experiment / Permittivity Probe. Complessivamente tutti gli esperimenti si propongono di studiare l’ambiente all’interno ed all’esterno della cometa.

Si tratta di una missione unica, per la prima volta siamo atterrati su una cometa e ora abbiamo la possibilità di studiare questi oggetti come mai è stato possibile fino ad ora. Speriamo di riuscire a svelare i segreti più profondi che questi oggetti ci nascondono.

Per la prima volta su una cometa. Rosetta nella storia dell’esplorazione spaziale, Parte II – Giulia Alemanno

Era il 6 Agosto 2014 quando la sonda Rosetta ha compiuto l’ultima manovra di avvicinamento alla cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko ponendosi a circa 100 km dalla superficie del nucleo cometario (a cui si è poi ulteriormente avvicinata per permettere l'”accometaggio” di Philae) ed è tempo di analizzare i primi risultati scientifici. Nel precedente articolo abbiamo visto nel dettaglio la storia della missione Rosetta, il suo viaggio verso la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko; abbiamo seguito le varie tappe della discesa del lander Philae sulla superficie della cometa ed analizzato gli esperimenti a bordo dell’orbiter e del lander. Qui vedremo i primi ed importanti risultati ottenuti da Rosetta. Recentemente (il 23 Gennaio 2015) sono stati pubblicati, infatti, in un’edizione speciale della prestigiosa rivista Science, i primi lavori relativi a 7 degli 11 esperimenti a bordo dell’orbiter Rosetta. Ricordiamo brevemente che tali esperimenti sono:

ALICE – uno spettrometro a immagine che lavora nell’ultravioletto;
CONSERT – un sistema di trasmissione a onde radio che studia la composizione del nucleo cometario;
COSIMA – uno spettrometro di massa progettato con lo scopo di studiare la composizione della polvere cometaria;
GIADA – un sistema dotato di un rivelatore ottico ed un sensore meccanico che studiano caratteristiche delle particelle di polvere quali velocità, quantità di moto e dimensione;
MIDAS – un sistema che si occupa di analisi microstrutturali delle particelle di polvere;
MIRO – ricevitori di microonde in grado di misurare la temperatura in prossimità della superficie della cometa.
OSIRIS – una camera che lavora nell’ottico, nel vicino infrarosso e nel vicino ultravioletto;
ROSINA – dotata di due spettrometri di massa per l’analisi degli ioni cometari;
RPC – costituita da 5 sensori che studiano l’ambiente cometario;
RSI – che gestisce le comunicazioni tra l’orbiter e il lander Philae;
VIRTIS – uno degli esperimenti più importanti della missione Rosetta alla cui realizzazione ha contribuito il gruppo di Astrofisica dell’Università del Salento. Si tratta di uno spettrometro che lavora nel visibile e nel vicino infrarosso con l’obiettivo di studiare la composizione del nucleo cometario e riconoscere quali sono i solidi che compongono la sua superficie. Grazie a VIRTIS sono stati ottenuti, come vedremo a breve, risultati importanti per la comprensione della natura della cometa.

Già durante l’avvicinamento di Rosetta alla cometa, grazie alle immagini scattate dalla camera OSIRIS, è stato possibile notare che la cometa è formata da due lobi. Analisi più dettagliate hanno permesso poi di determinare la dimensione di ogni lobo: il più piccolo misura 2.6×2.3×1.8km invece il lobo più grande misura 4.1×3.3×1.8km. Inoltre, è stato ottenuto il volume totale della cometa pari a 21.4km³. Lo strumento RSI ha poi misurato la massa del nucleo cometario che risulta essere pari a ben 10 miliardi di tonnellate. Da ciò si deduce che la densità del nucleo della cometa è pari a 470kg/m³. Supponendo che globalmente la cometa sia costituita prevalentemente da ghiaccio d’acqua e polvere con una densità di 1500-2000kg/m³, se ne deduce che la cometa ha una struttura interna costituita da ghiaccio legato in maniera piuttosto debole a mucchi di polvere con piccoli spazi vuoti tra loro. La cometa risulta pertanto avere un’elevata porosità del 70-80%.

La camera OSIRIS ha permesso poi di suddividere parte della superficie della cometa in 19 regioni separate da confini ben distinti dal punto di vista geomorfologico. Queste regioni coprono il 70% della superficie cometaria e sono state indicate con i nomi di alcune divinità egiziane. Tutto ciò per mantenere il tema egiziano. Ricordiamo infatti che il nome Rosetta deriva dall’antica Stele ritrovata nei pressi della città egiziana Rashid (Rosetta) sul delta del Nilo nel 1799 che ha permesso di decifrare per la prima volta i geroglifici fornendo la chiave per comprendere l’antica civiltà. Allo stesso modo ci si augura che questa missione ci permetta di comprendere la struttura dei più antichi mattoni dell’universo: le nostre comete.

L’immagine rilasciata dall’ESA il 22 Gennaio 2015, mostra le 19 regioni in cui è stato suddiviso il 70% della superficie della cometa 67P/C-G a seconda della caratteristiche geomorfologiche del terreno di cui sono costituite.

Le regioni in cui è stata suddivisa la superficie del nucleo cometario possono essere raggruppate in 5 differenti categorie in base al tipo di terreno da cui sono costituite. Vi sono superfici ricoperte da spessi strati di polveri come quelle delle regioni Ma’at, Ash e Babi e superfici maggiormente consolidate dette appunto ‘rock-like’, vale a dire ‘simili alla roccia’ (Maftet, Bastet, Serqet; Hathor, Anuket, Khepry, Aker, Atum e Apis); poi vi è Seth una regione costituita da materiali fragili che presenta pozzi e strutture circolari; le regioni Hatmehit, Nut e Aten che presentano depressioni su larga scala ed infine le regioni Hapi, Imhotep e Anubis costituite da terreni lisci. Il restante 30% della superficie della cometa non è stato ancora studiato nel dettaglio poiché non ha ricevuto un’illuminazione solare sufficiente per poter essere osservato accuratamente dagli strumenti di Rosetta.

Dai dati ottenuti è quindi emerso che gran parte dell’emisfero settentrionale della cometa è ricoperto da polvere. Il ricoprimento di polvere raggiunge diversi metri di spessore in alcune regioni della cometa. Secondo analisi condotte dall’esperimento MIRO la polvere gioca un ruolo importante nell’isolare l’interno della cometa proteggendo così i ghiacci lì situati.

Durante il periodo di avvicinamento al Sole la cometa subisce un crescente riscaldamento, pertanto in queste regioni le sostanze volatili evaporano direttamente andando a formare l’atmosfera o chioma della cometa e la polvere viene trascinata via con tali sostanze a velocità inferiori. Le particelle che non sono sufficientemente veloci non riescono a sfuggire all’attrazione gravitazionale del nucleo cometario pertanto tornano a depositarsi su di esso. Sono state inoltre osservate altre regioni attive della cometa. Gas sembrano fuoriuscire anche da ‘pozzi’ della cometa. Tali gas giocano un ruolo importante nel trasporto della polvere creando increspature simili a dune in corrispondenza di massi che ostacolano la direzione del flusso di gas.

Immagine ottenuta dalla camera OSIRIS che mostra una zona attiva nella regione Seth della cometa 67P/C-G. Aumentando il contrasto si possono notare, nell’immagine a destra, jet sottili di gas che fuoriescono dalla fossa. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA.

La cometa presenta inoltre delle particolari strutture superficiali grumose chiamate quasi in tono scherzoso ‘goosebumps’, ovvero ‘pelle d’oca’ in riferimento alla forma ad anatra della cometa. L’origine di queste strutture non è ancora nota con certezza ma comunque si pensa potrebbero essere importanti per comprendere i processi in atto durante la formazione della cometa. Un’ipotesi avanzata è quella in base alla quale queste strutture hanno avuto origine dall’aggregazione di gas e polvere che in un primo momento ha portato alla formazione di piccoli sassolini. Questi ultimi, con il passare del tempo, accrescendosi hanno raggiunto le dimensioni dei ‘goosebumps’ osservati.

Primi piani di strutture denominate ‘goosebumps’ ottenute dalla narrow-angle camera di OSIRIS. Queste strutture, che coprono distanze superiori ai 100 m, non hanno ancora un’origine nota. Credits: ESA

Per quanto riguarda lo studio della superficie del nucleo cometario un primo risultato sorprendente è stato ottenuto dall’esperimento VIRTIS. Grazie allo spettrometro VIRTIS è stato possibile misurare l’albedo della cometa, ovvero la frazione di luce solare che viene riflessa dal nucleo cometario. Il nucleo della cometa 67P/C-G ha un’albedo pari al 6%, cioè pari alla meta di quella della Luna, ed è pertanto uno degli oggetti più scuri del nostro Sistema Solare. Questo dato cosa ci rivela? Il basso potere riflettente della superficie del nucleo della cometa indica che essa contiene minerali quali ad esempio solfuri di ferro ma anche composti di carbonio.

La bassa albedo è, inoltre, indice di una scarsa quantità di ghiaccio d’acqua sul guscio esterno della cometa, guscio dello spessore di un millimetro. Secondo il team di VIRTIS, questa minor quantità di ghiaccio d’acqua sulla superficie del nucleo cometario è strettamente connessa con la storia geologica della cometa. Poiché quest’ultima passa ripetutamente nella vicinanze del Sole (la cometa 67P/C-G è una cometa a corto periodo orbitale, attualmente il suo periodo orbitale è pari circa a 6,45 anni), con il trascorrere del tempo il ghiaccio superficiale è andato incontro a processi di sublimazione diminuendo di volta in volta.

Tuttavia la superficie della cometa non è completamente priva di ghiaccio ma sono state osservate piccole regioni più luminose. Generalmente queste regioni sono associate a superfici ricche di ghiaccio esposte in seguito al collasso di materiale più debole che ha lasciato scoperto lo strato sottostante. Ad esempio è stata osservata una crepa lunga 500m che si estende tra i due lobi della cometa.

Immagini della grande crepa lunga 500m che si estende tra i lobi e attraversa la regione Hapi e si estende oltre in Anuket. Le immagini sono state ottenuti dalla camera OSIRIS. Credits: ESA

Un altro risultato sorprendente ottenuto dall’esperimento VIRTIS è la scoperta di composti organici macromolecolari su tutta la superficie del nucleo cometario. Questi composti, rivelati grazie ad osservazioni nell’infrarosso, sono simili agli acidi carbossilici (o ai polimeri carbossilici) che compongono gli amminoacidi. Gli amminoacidi, che costituiscono i ‘mattoni della vita’ (essi infatti formano le proteine che compongono il nostro organismo), erano già stati osservati in meteore e meteoriti ma questa è la prima volta che vengono osservati direttamente su un nucleo cometario!

Analizzando la distribuzione di tali composti organici è stato inoltre possibile dedurre che essi erano presenti in quantità abbondanti nel materiale che forma il nucleo della cometa. Questi composti per avere origine necessitano di metanolo, metano o monossido di carbonio che congelano a temperature piuttosto basse. Ciò indica, come spiega Fabrizio Capaccioni (PI, Principal Investigator, dell’esperimento VIRTIS), che questi composti hanno probabilmente avuto origine a grandi distanze dal nostro Sole, durante le prime fasi di formazione del Sistema Solare. La cometa 67P/C-G contiene quindi al suo interno tracce di composti organici che risalgono al periodo di formazione del nostro Sistema Solare o forse ad ancora prima!

In alto a sinistra, un’immagine del nucleo della cometa 67 P/C-G ottenuta dalla fotocamera di navigazione (NAVCAM) di Rosetta. Nell’altra immagine, una mappa della pendenza spettrale della superficie del nucleo cometario. La pendenza spettrale è un parametro che viene utilizzato per ottenere informazioni sul materiale che compone la superficie della cometa. Il blu indica una bassa pendenza spettrale e predomina nella regione del ‘collo’ della cometa. Tale regione ha al momento mostrato una maggiore attività cometaria e quindi una maggiore emissione di gas e polveri. Credit: ESA / Rosetta / NAVCAM (a sinistra); ESA / Rosetta / VIRTIS / INAF-IAPS / OBS DE PARIS-LESIA / DLR (a destra e in basso)

Gli strumenti di Rosetta osservano inoltre lo sviluppo dell’attività cometaria al diminuire della distanza della cometa 67P/C-G dal Sole. In particolare si intende studiare la variazione nella quantità e composizione del gas e della polvere emessa dal nucleo cometario all’avvicinarsi di quest’ultimo al Sole. Attualmente la sonda Rosetta si trova alla distanza di circa 367000000 km dal Sole e 51200000 km dalla Terra. E’ possibile seguire giorno per giorno la sonda Rosetta a questo link.

Nel corso di questi ultimi mesi le misurazioni effettuate grazie allo strumento MIRO hanno mostrato un aumento del tasso di produzione globale di vapore acqueo della cometa. Dai primi di Giugno alla fine di Agosto 2014 tale tasso è passato da 0,3 a 1,2 litri al secondo. MIRO ha anche scoperto che una porzione sostanziale d’acqua proviene dal collo della cometa. Inoltre l’acqua è accompagnata da altre specie di gas quali monossido di carbonio e biossido di carbonio. Guardando le comete attraverso i telescopi la chioma della cometa è sempre apparsa come una struttura abbastanza uniforme che non subisce variazioni nel giro di poche ore o giorni. Grazie allo strumento ROSINA è stato possibile notare, con grande sorpresa, che la cometa 67P/C-G presenta una chioma che non solo non è distribuita uniformemente nell’intorno del nucleo cometario, ma anche che subisce grandi fluttuazioni nella composizione in brevi intervalli di tempo. Lo spettrometro ROSINA ha rivelato un’alternanza tra picchi di emissione d’acqua e picchi di emissione di anidride carbonica in poche ore. Questa variazione può essere associata a effetti stagionali probabilmente connessi a variazioni nella temperatura appena sotto la superficie del nucleo cometario. I dati mostrano che complessivamente domina l’emissione d’acqua ma ci sono periodi in cui l’emissione di CO e CO2 predomina su quella di H2O. Ci hanno insegnato che le comete sono costituite prevalentemente da ghiaccio ma i dati provenienti dalla cometa 67P/C-G ci stupiscono ancora una volta: questa cometa sembra contenere grandi quantità di anidride carbonica.

Immagine che mostra la composizione eterogenea della chioma della cometa 67P/C-G. La regione rossa è dominata da CO e CO2 e corrisponde ad una zona della cometa che attualmente riceve poca luce dal Sole. Credit: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/ IDA.

Unendo le misurazioni ottenute grazie agli strumenti MIRO, ROSINA e GIADA, tra Luglio e Settembre 2014, gli scienziati del team di Rosetta hanno ricavato una prima stima del rapporto tra polvere e gas emessi dalla cometa ottenendo che quest’ultima sembra emettere una quantità di polvere 4 volte superiore a quella del gas. Tuttavia ci si aspetta che questo valore vari con il diminuire della distanza della cometa dal Sole. Quest’ultima scaldandosi ulteriormente potrebbe aumentare la quantità di ghiacci espulsi rispetto a quella della polvere.

GIADA ha inoltre studiato il movimento dei grani di polvere attorno alla cometa. Unendo i dati ottenuti da GIADA con le immagini di OSIRIS è stato possibile individuare due differenti popolazioni di polveri di grani: una uscente e diretta nella direzione dell’orbiter; l’altra orbitante attorno alla cometa alla distanza di 130 km da Rosetta. Si pensa che anche questa situazione cambierà con l’avvicinarsi della cometa alla nostra stella. La chioma di gas e polvere continuerà a crescere e aumenteranno le interazioni con le particelle cariche del vento solare e con la luce ultravioletta del Sole. Tali interazioni porteranno allo sviluppo di una ionosfera della cometa e alla fine di una magnetosfera secondo il meccanismo descritto di seguito. Gli strumenti RPC studiano l’evoluzione graduale di questi fattori nelle vicinanze della cometa. E’ stato già possibile fare importanti osservazioni. E’ stato osservato che l’atmosfera della cometa interagisce con il vento solare in questa prima fase più di quanto si era pensato. Man mano che la cometa si avvicinerà al Sole si avrà lo sviluppo di una magnetosfera ben consolidata in grado di creare quindi un ‘bow shock’, ovvero un’onda d’urto a forma di arco, che blocca il vento solare.

L’immagine mostra il meccanismo di formazione della magnetosfera. In figura 1 viene mostrata la cometa in avvicinamento al Sole, questo avvicinamento provoca (come si può notare in figura 2) la sublimazione delle molecole d’acqua del nucleo cometario. Tali molecole interagiscono con la luce ultravioletta del Sole e vengono ionizzate (figura 3). Gli ioni appena formatisi vengono accelerati dal campo elettrico del vento solare e vengono rivelati dalla strumento RPC-ICA (figura 4). Il vento solare accelera gli ioni d’acqua in una direzione ma viene esso stesso deviato nella direzione opposta (figura 5). Questo effetto si accentuerà con l’avvicinarsi della cometa al Sole fino a portare alla formazione di una magnetosfera in grado di proteggere la cometa dall’interazione diretta con il Sole (figura 6). Credits: ESA/Rosetta/RPC-ICA.

Gli esperimenti a bordo di Rosetta hanno rivelato che la cometa 67P/C-G presenta diverse caratteristiche superficiali e molti processi che contribuiscono alla sua attività. Sono già stati raggiunti importanti risultati nello studio di questa cometa ma c’è ancora molto altro da scoprire. Sappiamo ad esempio che la cometa è composta da due lobi, lobi che stando alle prime misurazioni sembrano essere molto simili per composizione. Ciò favorisce l’ipotesi secondo cui la cometa ha avuto origine dall’erosione di un corpo più grande. Tuttavia non si può ancora escludere la seconda ipotesi, ovvero quella secondo la quale la cometa si è formata dalla fusione di due comete che hanno avuto origine nella stessa zona del Sistema Solare. Solo il tempo e i nuovi dati che saranno ottenuti dagli strumenti a bordo di Rosetta potranno svelarci il mistero e aiutarci a comprendere molto altro ancora su questi straordinari oggetti del Sistema Solare.

Riepilogo delle proprietà della cometa 67P/C-G ottenute grazie agli esperimenti dell’orbiter Rosetta. Immagine rilasciata dall’ESA il 22 Gennaio 2015. I dati mostrati in figura sono descritti in dettaglio negli articoli pubblicati sulla rivista Science 23 January 2015, vol 347, issue 6220 .

Un’italiana nello Spazio – Margherita Maglie

Pubblicato il 4 Giugno 2014 da Domenico Licchelli

“In un giorno come questo (beh, ci sarà un altro giorno come questo?) sento che la cosa più importante da dire è ringraziarvi: ho avuto molte occasioni di ringraziare pubblicamente le organizzazioni che hanno reso possibile questo volo spaziale per me. Ma ora vorrei fare dei ringraziamenti più personali alla mia famiglia, ai miei amici, ai miei insegnanti, a tutte le numerose persone che mi hanno aiutata ad arrivare a questo giorno, sostenendomi o mettendomi alla prova, insegnandomi qualcosa o semplicemente essendo lì per me. Vado nello spazio con tutta me stessa, con tutto quello che sono e di cui ho fatto esperienza, e porto certamente con me ogni persona che ho incontrato.
Grazie a tutti del supporto e dell’entusiasmo, è tempo di andare. Ci sentiamo dallo spazio! #Futura42”

Samantha Cristoforetti ha salutato la Terra con questo messaggio ed una playlist di brani musicali, dirigendosi verso l’antica base di lancio kazaka di Bajkonur. Ad attenderla, sei ore di viaggio a bordo di una Soyuz TMA-15M in compagnia dei suoi compagni di missione, l’americano Terry Virts ed il russo Anton Shkaplerov.
“Engine turbopumps at flight speed”
“First stage engines at maximum thrust”
“Fueling tower separate”
“LIFT OFF”
Alle ore 22:01 italiane di domenica 23 Novembre 2014, Samantha ha spiccato il volo per prendere parte alle Expeditions 42/43 che la terranno impegnata in orbita per un periodo di circa sei mesi, fino al maggio 2015, in veste di primo ingegnere della missione italiana Futura. Il suo compito comprende il monitoraggio dei sistemi di bordo della Stazione Spaziale Internazionale (ISS), nonché delle operazioni di alcuni veicoli in fase di sgancio (o operatività) dalla grande casa orbitante. Samantha è la 59-esima donna ad andare nello spazio, la prima italiana ed è anche l’unica donna ad aver superato le dure selezioni svolte dall’European Space Agency (ESA) nell’ambito di un programma di potenziamento del corpo degli astronauti europei. Trentasette anni, cinquecento ore di volo a bordo di sei diversi tipi di velivoli militari, cinque lingue (italiano, francese, tedesco, russo e inglese) più una nel cassetto, il cinese, che nella vita non si sa mai. Una laurea in ingegneria aerospaziale, una tesi di master sullo sviluppo di propellenti solidi per lanciatori, ed un paio di titoli all’estero. Una passione coltivata da sempre, da quando da bambina tappezzava la sua stanzetta a Trento di poster spaziali e libri fantascientifici.

Assunta dall’ESA nel 2009, ha completato nel novembre 2010 l’addestramento base degli astronauti e nel 2011 quello relativo all’utilizzo dei sistemi di bordo della ISS, nonché alle famose “passeggiate spaziali”. Nel 2012 poi è stata assegnata dall’Agenzia Spaziale Italiana alla missione Futura, che la vede oggi protagonista.

“Sono grata di poter svolgere il lavoro più bello del mondo. Per noi sei, che rappresentiamo la nuova classe di astronauti europei, questo è l’inizio di una nuova vita.”, dice riferendosi anche ai suoi colleghi.

In preparazione al suo viaggio, Samantha ha seguito l’iter classico di addestramento degli astronauti dell’EAC (European Astronauts Corp), presso la sede di Colonia, in Germania: corsi incentrati sull’acquisizione di nozioni mediche ed ingegneristiche, queste ultime relative essenzialmente alla meccanica orbitale, lezioni di sopravvivenza in condizioni critiche e di riparazione dei sistemi in caso di guasti, quali incendi o depressurizzazioni, periodi di isolamento e di forte stress psicologico, allenamento nelle vasche adibite alla simulazione delle attività a gravità zero, svolgimento di operazioni su fedeli riproduzioni di moduli spaziali in dimensioni reali, compresi il veicolo di approvvigionamento ATV e il laboratorio scientifico Columbus.

Tra le mansioni della nostra astronauta rientra infatti anche il monitoraggio delle operazioni di distacco del quinto ed ultimo Automated Transfer Vehicle (ATV) e di quelle di attacco e di gestione dei veicoli Dragon di SpaceX e Cygnus di Orbital Sciences della NASA.

Per quanto riguarda l’ATV, si tratta sostanzialmente di un modulo (pesante fino a 20 tonnellate al momento del lancio) in grado di trasportare verso la ISS 9 tonnellate di carico utile (acqua, aria, cibo, carburante, pezzi di ricambio e attrezzatura scientifica, il tutto sistemato all’interno del cargo in funzione del baricentro dello stesso) e di sistemare l’assetto della struttura orbitante aumentandone l’altitudine in media ogni 15 giorni (si stima che il quantitativo di carburante dedicato a questo tipo di manovre sia anche superiore agli 800 kg); controllato per un periodo di circa sei mesi dall’ATV Control Centre a Tolosa, dopo essere stato riempito per un totale di circa 6 tonnellate con i rifiuti prodotti ed accumulati sulla stazione, viene sganciato e lasciato bruciare sopra l’oceano Pacifico. Il compito di Samantha sarà monitorare i dati relativi al rientro del modulo in atmosfera, registrati dal Reentry Breakup Recorder (REBR), una sorta di scatola nera collocata a bordo dell’ATV, in modo tale da studiare un agevole rientro per la ISS stessa al termine della sua attività. Il sistema REBR registrerà i dati relativi alla temperatura ed alla pressione negli ultimi minuti di vita dell’ATV e sarà poi espulso dal modulo; a questo punto attiverà il trasmettitore di bordo e invierà le informazioni utili per la sua localizzazione ad un satellite.

La curiosità più affascinante rimane certamente il sistema di attracco di questo modulo alla Stazione Spaziale: dopo aver utilizzato un sensore stellare per calcolare l’orientamento della navicella infatti, l’ATV sfrutta i dati provenienti da una coppia di sensori che permettono un aggancio preciso fino al millimetro, mentre le due navicelle si rincorrono alla velocità di 28’000 km/h! Analogamente, il Cygnus, lanciato per mezzo del razzo Antares in data 27 Ottobre, è un veicolo non pilotato, progettato per portare rifornimenti alla ISS in seguito al licenziamento dello Space Shuttle del 2011, anch’esso non in grado di rientrare in atmosfera. Ha rifornito la Stazione Spaziale di circa 1,9 t di rifornimenti di vario genere, fra cui pezzi di ricambio, hardware per esperimenti scientifici e approvvigionamenti per la crew. Al contrario dell’ATV e del Cygnus invece, Dragon , un modulo adibito al trasporto di merci e di un numero fino a sette di persone, è riutilizzabile e, grazie al suo scudo termico, in grado di rientrare sano e salvo a terra da orbite (a detta dell’amministratore delegato della SpaceX, Elon Musk) lunari o addirittura marziane.

Mentre l’ATV richiede per costituzione di attraccare al modulo russo Zayra della Stazione Spaziale, il Dragon, dotato di un cosiddetto sistema di aggancio comune, il DragonEye, consente di agganciare la ISS tramite tutti i suoi moduli pressurizzati non russi, per mezzo dell’ausilio di un braccio robotico.

E’ possibile comunque seguire gli aggiornamenti di Samantha tramite Twitter (@AstroSamantha), o sulla sua pagina Facebook. “Come abitante temporanea di un avamposto umano nello spazio, condividerò la prospettiva orbitale e condurrò virtualmente nello spazio tutti quelli che vorranno prendere parte a questo viaggio”.

Alzando gli occhi al cielo pochi istanti prima del lancio, non ho potuto fare a meno di provare una certa irrazionale meraviglia pensando che sotto quello stesso blu tre persone come noi stessero per intraprendere un viaggio così diverso dal solito. Alle 22:01 tre persone come noi hanno veramente alzato i piedi da terra sotto la spinta di più di 200 tonnellate di RP-1 e ossigeno liquido. Tre persone come noi hanno viaggiato a migliaia di chilometri orari a pochi chilometri dalle nostre teste e continueranno a farlo per i prossimi sei mesi. Tre persone come noi saranno nuove spettatrici di sedici albe e sedici tramonti, ogni giorno. Tre persone come noi avranno il nostro pianeta in versione ogni volta inedita ed esclusiva. Tre persone come noi. “Sii il cambiamento che vuoi vedere nel mondo.” (Gandhi) Che dire allora: Buon viaggio a tutti!

Kalòs Kaì Agathòs

Elogio della Bellezza (scientifica)

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