NOTIZIARIO
ANNO VII - NUMERO 23
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Immagine 1: quattro prospettive di Marte che ne mostrano l'intera superficie come appariva nel 2001 |
Marte è il quarto pianeta del Sistema Solare. E' detto anche "pianeta rosso" per il suo caratteristico colore, dovuto all'ossido di ferro che abbonda sulla sua superficie. Alcune delle sue caratteristiche si avvicinano a quelle della Terra, mentre altre sono sostanzialmente diverse.
Dista dal Sole 228 milioni di km e possiede due piccoli satelliti, Phobos e Deimos. Esso rivolve attorno al Sole in un'orbita abbastanza ellittica e la sua distanza col nostro pianeta cambia continuamente; quando si trova in opposizione, cioè quando il Sole, la Terra e Marte si trovano tutti e tre dalla stessa parte, alcune volte essa è particolarmente piccola (grande opposizione), come negli anni 2001-2003-2005, mentre in alcuni anni essa è molto più grande, come una quindicina-ventina d'anni prima. Nella notte fra il 27 e 28 agosto 2003 essa è stata la minima degli ultimi 54 mila anni e viene pertanto definata "grandissima opposizione", avendoci mostrato il pianeta rosso con una strabiliante dimensione angolare di 25,1" d'arco. Il grafico qui linkato mostra la variazione della distanza minima Terra-Marte negli ultimi anni, che nel 2003 è stata circa i 37 milioni di miglia (59 milioni di km).
 | Immagine 2: ripresa a colori del Pianeta Rosso da parte di una sonda, probabilmente la Mars Global Surveyor. Al centro è ben visibile la Valles Marineris, una spaccatura tettonica lunga 3.761 km. |
Le sue dimensioni sono circa la metà di quelle della Terra, con un raggio equatoriale di 3.396,0 (+/- 0,3) km. ed uno polare di 3.373,4 (+/- 0,5) km. L'atmosfera è sottilissima, prevalentemente composta d'anidride carbonica. Il pianeta, visibile ad occhio nudo, è noto fin dall'antichità e prende il nome dal dio romano della guerra, a causa del suo colore rosso acceso. Marte è stato sempre indicato come il più probabile candidato ad accogliere la vita sulla sua superficie, perchè le sue condizioni ambientali sono quelle che più si avvicinano a quelle terrestri, tra tutti i pianeti del Sistema Solare.
Immagine 3: l'altimetro laser della sonda Mars Global Surveyor (MGS) ha ripreso le
differenze di altitudine della superficie rispetto al valore medio planetario; componendo le singole riprese, i tecnici del Jet
Propulsion Laboratory (JPL) hanno realizzato questa animazione della rotazione del pianeta che fa vedere pure le diverse tipologie della
superficie. In rosso sono rappresentate le massime elevazioni, in giallo e verde le elevazioni intermedie, mentre in blu le massime
depressioni |  |
Nel secolo scorso furono osservate sulla superficie di Marte delle striature scure, dette "canali", nonché delle macchie scure alla loro intersezione. Inoltre, si scoprì una variazione stagionale nell'aspetto delle macchie. Alcuni sostenevano che i "canali" fossero il letto di fiumi circondati da una fitta vegetazione, quindi che su Marte fosse presente la vita. Ben presto la credenza dette origine ad un interesse molto acceso per il pianeta rosso, che è all'origine del mito dei marziani. L'incomprensione nacque perchè dall'italiano "canale" (ove s'intendeva un apparente segmento scuro che sembrava unire zone scure sulla superficie del pianeta, intese come zone ricoperte da vegetazione), coloro che tradussero gli articoli di Virginio Schiapparelli impiegarono l'inglese "canal" (canale artificiale) e non "channel" (canale naturale, come intendeva lo Schiapparelli). Ben presto iniziò un'isteria di massa che prese migliaia di persone, talune spaventate e altre speranzose di poter un giorno conoscere i marziani! In realtà le striature non sono altro che un effetto ottico, conseguente le variazioni stagionali nell'aspetto delle macchie, e sono dovute al deposito in certe zone e allo spostamento di sabbia in altre sotto l'azione dei forti venti marziani.
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Immagine 4: ripresa RGB di Mauro Zorzenon del 3 agosto 2003; per confronto provate ad
osservare come si ripredeva Marte solamente 4 anni prima! |
Il pianeta rosso è stato esplorato per la prima volta da sonde spaziali nel 1965, dalla sonda Mariner 4, la quale ha trasmesso le prime fotografie della sua superficie. Nel 1971, la sonda Mariner 9 ha permesso di costruire la sua prima cartografia completa. Cinque anni dopo, nel 1976, due sonde americane sono penetrate nell'atmosfera del pianeta riuscendo ad "ammartere" (a scendere sul suolo di Marte): le Viking 1 e Viking 2 hanno trasmesso a terra molti dati, tra i quali quelli sulla composizione e temperatura dell'atmosfera nei pressi dei lander. I due moduli orbitali (gli orbiter) hanno invece mappato l'intera l'atmosfera e fotografato la superficie del pianeta per due anni terrestri, permettendo per la prima volta un'analisi completa di un anno marziano (corrispondente a due dei nostri).
In base a quanto scoperto dalle recenti missioni che hanno studiato Marte, in particolare da quanto è risultato dai dati dell'apparecchio Omega imbarcato sulla sonda europea Mars Express (che ha mappato il 90% della superficie e ricostruito la sua storia geologica), si può dire con una certa sicurezza che il pianeta ha vissuto tre ere geologiche. Il lavoro, diretto dal ricercatore francese Jean-Pierre Bibring, professore dell'Istituto di Astrofisica Spaziale di Orsay in Francia, stabilisce che la prima era, denominata Phyllosian, sia riferibile al periodo compreso tra 4,5 e 4,2 miliardi d'anni fa, cioè il tempo durante il quale si formò il pianeta. Il clima sarebbe stato contradistinto da altissime temperature e forte umidità, un insieme di condizioni che avrebbe favorito la formazione dei vasti strati argillosi che ancora oggi ricoprono la superficie planetaria. Secondo l'equìpe francese questa fase avrebbe permesso la nascita della vita sul pianeta, dato che gli strati argillosi avrebbero trattenuto l'acqua in "superficie", permettendo la nascita di mari e laghi a una certa profondità sotto la crosta planetaria. Questa peculiare situazione avrebbe mantenuto per un certo periodo un ambiente favorevole, come probabilmente avvenne anche sul nostro pianeta, permettendo lo sviluppo d'una vita elementare. Già la conferma di questa ipotesi sarebbe un grandissimo risultato per la planetologia, fornendo ulteriori indizi utili per capire come la vita sia nata nel nostro Sistema Solare.
La seconda era geologica marziana ipotizzata, chiamata Theiikian, avrebbe avuto inizio 4,2 miliardi d'anni fa per protrarsi per quattrocento milioni d'anni, e fu caratterizzata da un'imponente serie di eruzioni vulcaniche che modificarono il clima. Tra i vari elementi emessi dai vulcani, una parte rilevante l'ebbe lo zolfo (S) il quale, entrando nell'atmosfera, avrebbe reagito chimicamente con l'acqua ivi presente e creano piogge acide, i cui segni sono tutt'ora visibili sulle rocce indagate dalla Mars Express (la sonda europea).
L'ultima era, che cominciò 3,8 miliardi d'anni fa e che prosegue sino ai giorni nostri, è stata chiamata Siderikian: l'evento principale che la caraterizza è la progressiva scomparsa dell'acqua superficiale, causata dal raffreddamento di Marte. Questo ha portato alle attuali condizioni climate, caratterizzate da bassissima pressione atmoferica, estrema aridità superficiale, bassa temperatura media del pianeta. Il clima freddo abbinato agli ampi strati argillosi potrebbero aver conservato tracce fossili della vita primordiale, per cui, se la vita è esistita, è solo una questione di tempo trovarne le tracce. Ciò non sarà per nulla facile e semplice, ma con gli adeguati mezzi si troverebbero le prove che il nostro non è stato l'unico corpo (pianeta o satellite) che ha ospitato (o che sta ospitando) la vita, dato che oltre a Marte è Europa, uno dei satelliti principali di Giove che si pensa possa essere un altro buon candidato e, forse, nemmeno l'unico nel Sistema Solare.
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Immagine 5: rilevazioni termiche durante la notte marziana; si notano i forti dislivelli,
una cinquantina di gradi, fra l'emisfero settentrionale e quello meridionale |
Le temperature rilevate dai moduli d'atterraggio delle sonde Viking sono paragonabili a quelle dell'Antartide, fra i -80 e i -30 gradi Celsius, ma non sono le massime escursioni misurate negli ultimi anni. Ci sono variazioni termiche non solo fra il giorno e la notte, ma pure fra l'emisfero settentrionale e quello meridionale (l'immagine qui sopra ne è un chiaro esempio). Ho trovato due animazioni che mostrano l'evoluzione termica sulla superficie, una dal 22 giugno all'8 luglio 2001, l'altra dall'1 al 9 ottobre 2001.
Le regioni polari sono rivestite da calotte ghiacciate, composte soprattutto di anidride carbonica ghiacciata, ghiaccio d'acqua e d'ammoniaca, mentre venti, che possono raggiungere i 200 km/h, trasportano ingenti masse di polveri. Le tempeste marziane, in alcuni casi, possono interessare gran parte della superficie planetaria: due esempi li potete vedere nei disegni di Francesco
Scarpa presi il 13/07/2001 e il 31/07/2001.
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Immagine 6: il sorgere del Sole fotografato da un rover su Marte |
Eppure Marte è il pianeta che più d'ogni altro si avvicina alle condizioni ambientali della Terra ed alcuni progetti futuristici prevedono interventi massicci per modificarne le condizioni per una sua possibile colonizzazione (procedimento conosciuto come "terraforming"). Ma ogni opzione per parecchio tempo rimarrà solamente un'ipotesi, in quanto la nostra tecnologia non permette sicuramente di modificare l'intera biosfera d'un pianeta delle dimensioni di Marte. Allo studio ci sono metodi impieganti muschi, licheni e/o batteri, i quali potrebbero far aumentare progressivamente il tasso di ossigeno nell'atmosfera e, soprattutto, far crescere la pressione al suolo. Pure questo sistema impiegherebbe tempi molto lunghi per produrre un risultato evidente, in un arco di tempo compreso fra il migliaio e la decina di migliaia d'anni. Il costo per fare interventi nell'arco di tempo d'un secolo è talmente oneroso e difficile, che tali ipotesi per ora sono relegate a un limbo quasi fantascientifico.
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Alcune strutture della superficie, interpretate come antichi letti di fiumi, come evidenziato nella nota scritta più sopra sulla storia geologica del pianeta, lasciano supporre un passato in cui Marte aveva un'atmosfera più densa, temperature più miti e acqua allo stato liquido. Gli ultimi studi ipotizzano che circa un terzo della superficie del pianeta sia stata sommersa da un oceano profondo mediamente un migliaio di metri. Per dare un'idea di paragone, sulla Terra la profondità media degli oceani è di 3 mila metri, mentre su Venere è di soli 3 centimentri!
Marte possiede, come tutti i pianeti tellurici, un denso nucleo ferroso del raggio di 1.700 Km, circondato da un mantello di roccia. La densità del pianeta (3,94) è più bassa rispetto a quella degli altri pianeti dello stesso tipo e questo indica che il nucleo è composto da elementi più leggeri: esso contiene probabilmente una larga frazione di solfuro di ferro. Inoltre, l'assenza di campo magnetico indica che il nucleo del pianeta può già essere solido. Un nucleo fluido, infatti, produrrebbe un sia pur tenue campo magnetico per effetto dinamo, a causa della rotazione differenziale del pianeta e del suo nucleo.
 | Immagine 13: rilevazioni altimetriche lungo sei medidiani; si notano i forti dislivelli, rispetto al livello medio, fra l'emisfero settentrionale e quello meridionale |
La crosta è più spessa di quella terrestre; può raggiungere in alcuni punti i 150 km di spessore. La sua composizione è simile a quella della crosta del nostro pianeta, ma contiene due volte meno silicio e tre volte più ferro; da ciò deriva il suo colore rosso della superficie marziana. La superficie di Marte ha una gran varietà morfologica: vi si trovano monti, vallate, crateri, bacini e vulcani. Dal punto di vista morfologico, Marte si può suddividere in due grandi regioni: l'emisfero sud è geologicamente più vecchio, caratterizzato da altopiani e crateri a fondo piatto. L'emisfero nord è più giovane e dominato dalla regione del massiccio di Tharsis, ricca di vulcani. Si pensa che tra tutti i pianeti, Marte sia quello il cui interno si è raffreddato più lentamente e questo abbia permesso la formazione di strutture superficiali fino ad epoche molto recenti.
 | Immagine 14 (Sx): ripresa di Olympus Mons fatta dalla sonda Viking nel 1976 (fonte NASA). Immagine 15 (Dx): ripresa di Olympus Mons fatta dalla sonda Mars Global Surveyor nel 2000 Se volete vedere l'intera mappa del pianeta rosso, selezionabile a vari fattori di scala, visitate http://www.google.com/mars |
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Anche questo pianeta, come Mercurio, non presenta il moto orizzontale delle zolle crostali, il quale caratterizza la superficie terrestre e la formazione di catene montuose per corrugamento del suolo compresso dal moto delle placche tettoniche. Al contrario, i monti di Marte sono d'origine vulcanica, anche se i vulcani sono attualmente inattivi. Essi si raggruppano in due regioni principali, l'altopiano di Tharsis, largo 4.000 Km e alto 10, e Arsia Silva. Qui sopra potete vedere il più alto vulcano dell'intero Sistema Solare: l'Olympus Mons, si eleva fino a 24 km d'altezza, rispetto al livello medio del pianeta. Un complesso di canyon, chiamato Valles Marineris, è la faglia più importante ed è in realtà un enorme sistema di canyon, lungo 3.761 km, largo 120 km (ma in certi punti fino a 700 km) e profondo fino a 11 km. Esso attraversa quasi un quarto della circonferenza del pianeta. I crateri marziani sono stati in parte erosi dall'atmosfera, nonostante che ce ne siano di giovani: Marte è tuttora bombardato da una certa quantità di meteoriti. Alcuni crateri sembrano invece di origine vulcanica, mentre i bacini hanno dimensioni fino a 2.000 Km.
 | Immagine 16: ripresa a colori del Telescopio Spaziale Hubble nel 2001; si vedono i poli e
ampie formazioni di nebbia superficiale alle alte latitudini. A destra è ben visibile la Syrtis Major I particolari dell'immagine sono descritti qui. Per visionare una cartina dettagliata del pianeta cliccate PIA02031.jpg. |
Immagine 17: sulla superficie si nota un bacino da impatto temporalmente relativamente "recente", quello di Hellas, che ha un diametro di circa un migliaio di chilometri |  |
Il suolo di Marte è ricoperto da una moltitudine di rocce e da uno strato di sabbia profondo qualche centimetro. Un'altra importante caratteristica di Marte sono le sue calotte polari: esse sono depositi stratificati di anidride carbonica e sabbia che ricoprono i poli del pianeta. Le dimensioni delle due calotte sono diverse e variano nel corso delle stagioni marziane. Durante l'estate dell'emisfero nord, l'anidride carbonica sublima a causa dell'insolazione, cioè passa direttamente dallo stato solido a quello gassoso, e la calotta scompare lasciando un residuo di ghiaccio d'acqua. La calotta meridionale, invece, si restringe ma non scompare mai del tutto.
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Immagine 18: l'acqua sulla superficie può assumere varie forme; A) rappresentazione d'una calotta polare, B) le nebbie che si formano nell'atmosfera molto rarefatta, C) le brine visibili al mattino sul suolo quando il vapore acqueo solidifica |
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Immagine 19: sei tipi diversi di superfici modellate soprattutto dai forti venti che sferzano la superficie del pianeta |
L'atmosfera marziana è molto tenue: la pressione sul pianeta varia da un massimo di 9 millibar sul fondo delle depressioni, fino ad un minimo di 1,5 sulla sommità dei monti, con una media di 6,1 millibar. Nonostante la scarsissima densità atmosferica, Marte è spazzato da fortissimi venti, che provocano delle vere e proprie tempeste di sabbia in grado di oscurarne anche per mesi la superficie. In quest'atmosfera si muovono delle nubi di colore giallastro, che sono in realtà vortici di sabbia sollevati dai venti. Esse possono arrivare fino ad altezze di 50 km e nascondere l'intera superficie del pianeta. Inoltre si trovano nubi di colore blu, localizzate tra 10 e 20 km di altezza dal suolo, composte di cristalli di ghiaccio.
Un'atmosfera così rarefatta ha una piccolissima inerzia termica, cioè una bassa capacità di trattenere il calore: questo fa sì che la temperatura vari con gran rapidità e ampiezza sul pianeta. L'escursione termica giornaliera è quindi elevata: circa 60 gradi. Le temperature rivelate dalle sonde variano da -123°C a + 22°C, a seconda della zona del pianeta e delle stagioni. L'anidride carbonica è il costituente principale dell'atmosfera marziana (95,3%); gli altri gas presenti sono l'azoto (2,7 %), l'argon (1,6 %), l'ossigeno e altri gas (0,4 %), mentre il vapore acqueo ne costituisce meno dello 0,04 %. Nonostante l'abbondanza di anidride carbonica, l'effetto serra che essa produce è in grado di aumentare latemperatura del pianeta di soli 5 gradi. Qui mostriamo un'animazione della NASA che mostra alcune rotazioni del pianeta rosso, con l'evoluzione stagionale dell'atmosfera e la modificazione della superficie. Infine la visione cambia dalla prospettiva equatoriale a una prospettiva polare, per mostrare anche quella zona: clicca la Rotazione di Marte (dimensione file: 4,2 MB; fonte Hubble Space Telescope Science Institute).
Marte possiede due piccoli satelliti, di forma irregolare e allungata: Deimos (che in greco significa "terrore") e Phobos ("paura"). Essi prendono il nome dai due attendenti di Marte ("Egli ordina al Terrore e alla Paura di preparare i loro destrieri. E lui stesso riveste l'armatura scintillante." - Iliade, XV). L'esistenza di questi due satelliti era stata ipotizzata molto prima che fossero effettivamente scoperti dall'astronomo americano Hall, nel 1877.
Immagine 20: il satellite Phobos ripreso da distanza ravvicinata; sulla sua superficie si nota un profondo cratere |
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Phobos è un corpo allungato, dai contorni irregolari, e misura appena 13,5x10,8x9,4 km, mentre la sua massa è di 10.800 miliardi di tonnellate (1,08*1019 g) e la densità di 2,0. Phobos orbita intorno a Marte ad una distanza di 9.380 km, con un periodo di 0,319 giorni, cioè 7 ore e 39 minuti. Questo è anche il periodo di rotazione attorno al proprio asse: come nel caso della Luna e di tutti gli altri satelliti, infatti, rotazione e rivoluzione si sono sincronizzate nel tempo in modo che il satellite rivolga sempre la stessa faccia al pianeta. Ciò è dovuto ad un effetto gravitazionale. La superficie di Phobos è oscura (esso ha un albedo di appena 0,06) ed è costellata di crateri.
Deimos ha la forma di un uovo, delle dimensioni di 7,5x6,1x5,5 km. La sua massa è di 1.800 miliardi di tonnellate (1,8*1018 g) e la densità di 1,7. Il suo periodo di rotazione, pari a quello di rivoluzione, è di 1,262 giorni, cioè 30 ore e 18 minuti. La distanza media da Marte è pari a 23.460 km e, come quella di Phobos, anche la superficie di Deimos presenta dei crateri. I due satelliti sono simili, per composizione chimica, agli asteroidi di tipo C, infatti, alcuni scienziati sostengono che si tratta di due asteroidi catturati dal campo gravitazionale di Marte.
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Immagine 21: una delle prime riprese a colori del pianeta fatta dalla base del Pathfinder, si vede la rampa lungo la quale scese; era l'inizio del luglio 1997 |
 | Immagine 22: una delle prime riprese a colori del pianeta fatta dal rover Spirit all'inizio del gennaio 2004 Al contrario del sito di ammartaggio dell'altro rover, Opportunity, questo aveva un terreno roccioso con poche zone scoperte di tipo sabbioso. Alcune rocce sono sembrate piuttosto interessanti. Cliccando l'immagine la visualizzerete a 500x550 pixel. |
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Immagine 23: ripresa a colori del polo sud pianeta fatta dall'orbite europeo Mars Express, in orbita marziana sin dal 2003. In essa si vede la regione polare meridionale, in quel momento ricoperta dai ghiacci d'acqua e di diossido di carbonio (anidride carbonica ghiacciata o ghiaccio secco). L'inquadratura mostra alpipiani, picchi montuosi, crepacci e scarpate, con dislivelli anche ampi, visto che al centro essi sovrastano la superficie rocciosa di circa 3 km. Il diametro approssimativo dei ghiacci è di circa 350 km. Rispetto a quanto si supponeva una volta, questa regione è permanente, mentre una sottile nuova formazione di ghiacci si sovrappone a questa nel periodo invernale del ciclo stagionale marziano, sciogliendosi all'approssimarsi dell'estate marziana. Il culmine dei ghiacci si trova circa 150 km a nord del polo geografico sud. Un'altra scoperta interessante degli ultimi anni è che la grande depressione di Hellas (Hellas Basin), larga 2300 km e profonda 7 km (antica vestigia d'un impatto asteroidale o cometario) convoglia forti e freddi venti verso il polo sud, creando una combinazione di sistemi di bassa e alta pressione. Il diossido di carbonio nella regione polare sublima in tassi differenti in questa regione a seconda del contrasto di pressione, creando così la curiosa struttura che potete vedere. L'immagine dell'area su presa dalla Mars Express il 17 dicembre 2012, nelle bande dell'infrarosso, verde e blu impiegando lo strumento High Resolution Stereo Camera. Il trattamento dell'immagine fu realizzato da Bill Dunford, impiegando dati disponibili nell'archivio di Scienze Planetarie dell'ESA. Maggiori informazioni le potrete trovare nella pagina originale dell'immagine. |
 | Immagine 24: mappa gravimetrica del pianeta ricavata dalle misure effettuate utilizzando il metodo Doppler col Deep Space Network di tre veicoli spaziali in orbita attorno a Marte: Mars Global Surveyor, Mars Odyssey e Mars Reconnaissance Orbiter. Essa rivela gli addensamenti di materia al di sotto della superfiecie del pianeta rosso. Cliccando l'immagine la visualizzerete a 2177x1084 pixel. |
Di seguito diamo alcuni dati su Marte (le distanza vengono riportate direttamente in km per una migliore comprensione:
Il diametro di Marte è di 6.794 km.
Esso è il settimo pianeta del Sistema Solare in ordine di grandezza.
La massa è pari a 6,4219x1023 kg, cioè 64 miliardi di miliardi di tonnellate.
Marte ruota attorno al Sole ad una distanza media di 227 milioni e 940 mila Km, pari a 1,52 U.A.
La distanza all'afelio è di 249,23 milioni di chilometri, al perielio di 206,65 milioni di chilometri.
L'eccentricità dell'orbita marziana è dunque abbastanza alta: 0,093.
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Immagine 25: ripresa a colori del pianeta fatta da Paolo Beltrame il 27 luglio 2003; tricromia RGB |
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Immagine 26: serie di riprese RGB fatte da Mauro Zorzenon il 27 luglio 2003; come si può ripredere Marte oggi! |
 | Immagine 27: ripresa RGB di Lorenzo Comolli, A. Zanazzo e F. Acquarone trasformata in una simpatica cartolina augurale per il Natale 2003 |
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Immagine 28: ripresa RGB fatta da Paolo Beltrame il 6 settembre 2005; come si può ripredere Marte durante l'opposizione del 2005 Per vedere una simulazione delle formazioni superficiali visibili in quel momento cliccate qui. La visione nella simulazione è diritta, mentre nell'immagine qui a fianco è quella telescopica. |
Bibliografia: Viaggio nel Cosmo, The Nine Planets.
Immagine 14: Copyright © 1976 di Viking/JPL/NASA
Immagine 6, 21: Copyright © 1997 di Pathfinder/JPL/NASA
Immagine 18, 24: Copyright © di JPL/NASA
Immagini 2, 3, 5, 7, 9, 11, 12, 13, 15, 17, 19, 20: Copyright © 1997-2003 di Mars Global Surveyor/JPL/NASA
Immagini 1, 16: Copyright © 2001 di HTScI/NASA
Immagini 4, 25, 26: Copyright © 2003 del CAST
Immagine 27: Copyright © 2003 di Lorenzo Comolli, A. Zanazzo e F. Acquarone
Immagine 8, 22: Copyright © 2004 di Spirit/JPL/NASA
Immagine 10: Copyright © 2004 di Opportunity/JPL/NASA
Immagini 28: Copyright © 2005 del CAST
Immagini 23: Copyright © 2012 di Mars Express/ESA
Immagine linkata PIA02031.jpg: Copyright © 1999 di JPL/NASA (fonte http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA02031.jpg)
Varie immagini o animazioni sono linkate; molte sono della NASA, altre del HSTScI, alcune di varie università, centri di ricerca o media, alcune di astrofili (del CAST e Fabrizio Marchi).
Articolo di Lucio Furlanetto e Rolando Ligustri; adattamento web, modifiche e integrazioni al testo di Lucio Furlanetto.
Approfondimenti:
Craters young and old in Sirenum Fossae (03/02/2010; ESA)
Sistema Solare |
4° Notiziario 1999 |
Notiziari |
Fotografia, ccd e ricerca |
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Pagina caricata in rete: 24 febbraio 2000; ultimo aggiornamento (18º): 12 settembre 2016
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