Dione, un paesaggio di ghiaccio butterato da crateri

Ecco le attesissime immagini di Dione prese durante il flyby del 17 agosto. Martedì scorso vi avevamo proposto un assaggio di quelle “raw”, appena sfornate, non processate né validate. Nel frattempo, alla NASA hanno selezionato le più significative e hanno messo online, a tempo record, un album con gli scatti migliori, questa volta con tanto di bollino di qualità. Guardiamoli bene e teniamoceli cari. Un po’ perché mostrano la superficie di Dione con una risoluzione mai raggiunta prima, ma soprattutto perché – se anche non saranno le ultime fotografie prese da vicino di quel misterioso mondo – ci attende quanto meno un lungo digiuno.


«Ammirando queste immagini meravigliose della superficie e della falce di luna di Dione, e sapendo che sono le ultime che vedremo – di quel mondo lontano – per molto tempo a venire, sono commossa, come tutti del resto», dice Carolyn Porco, alla guida del team di imaging dello Space Science Institute a Boulder, in Colorado. «Cassini ci ha consegnato un’altra straordinaria serie di gioielli. Abbiamo avuto un’immensa fortuna».
Prossima tappa Encelado, che la sonda NASA incontrerà due volte in ottobre (il 14 e il 28) e una il 19 dicembre, compiendo passaggi rasoterra: meno di 50 km separeranno Cassini dalla luna durante il flyby del 28 ottobre.
Poi chissà. I mondi da esplorare, da quelle parti, non mancano. E per il 2017 Cassini ha in calendario alcuni brevi soggiorni attorno a piccole lune irregolari come Dafni, Telesto, Epimeteo ed Egeone. Infine, per chiudere in bellezza, una serie di tuffi fra Saturno e i suoi anelli. Foto: questo è il volto di Dione osservato da 537 km di distanza. L’immagine è la composizione di due diversi scatti: quello più ampio, effettuato con la WAC (la camera a grandangolo), ha una risoluzione di 32 metri per pixel. Il piccolo riquadro più definito, sovrapposto al centro dell’immagine sulla sinistra, è invece un particolare colto dalla NAC (la camera con il teleobiettivo). Il livello di dettaglio è senza rivali: appena 3 metri per pixel. Crediti: NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute.
di Marco Malaspina (Media Inaf)

Rosetta vede tracce di ghiaccio?

Tracce di ghiaccio a Hapi, una zona pianeggiante situata sul collo della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. E’ quanto suggeriscono le ultime immagini della camera OSIRIS, a bordo della sonda ESA Rosetta, che ritraggono questa strana regione della cometa, impercettibilmente più blu del resto della superficie.
La cosa può a prima vista sorprendere, visto che Rosetta ci ha abituati negli ultimi mesi a meravigliosi paesaggi, tutti rigorosamente in bianco e nero.
Effettivamente le immagini ad alta risoluzione diffuse finora rispecchiano il reale e la superficie è indiscutibilmente grigia, se guardata da occhi umani. Ma gli strumenti di una missione spaziale raccolgono molte più informazioni di quanto non farebbero occhi umani.

Immagine a falsi colori della zona Hapi di 67P/Churyumov-Gerasimenko realizzata dai dati della camera OSIRIS di Rosetta, catturati il 21 Agosto 2014 da una distanza di 70 km dalla cometa. L'immagine è stata realizzata componendo tre fotografie scattate nei filtri rosso,  verde e blu, per evidenziare il colore bluastro della luce riflessa dalla regione Hapi a confronto con il resto della cometa. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
La camera OSIRIS, grazie ai suoi filtri, è in grado di riconoscere lievi variazioni nella quantità di luce riflessa da un corpo. Il meccanismo è semplice: scattando delle foto alla stessa superficie in vari colori e confrontandole tra loro, il team della camera è stato in grado di valutare che la zona in questione risulta più luminosa nel blu, riflettendo quindi una maggior quantità di luce in questa lunghezza d’onda. Tra le ipotesi più accreditate, il fatto che questo colore bluastro dipenda dalla presenza di ghiaccio d’acqua misto alla polvere che forma gli strati superficiali.
“Anche se queste variazioni di colore della superficie sono minime, possono fornirci indizi molto importanti”, dice Holger Sierks del Max Planck Institute for Solar System Research (MPS) in Germania, PI di OSIRIS.
Innanzitutto i dati sottolineano l’unicità di Hapi, una zona molto diversa dal resto della superficie, che nel complesso è caratterizzata da uno spettro leggermente arrossato, tipico dei nuclei cometari e di altri corpi considerati primitivi. «Sappiamo che le proprietà della riflettività sono strettamente legate alla morfologia della superficie», dichiara Sonia Fornasier dell’Osservatorio di Parigi, del team di OSIRIS. Gli scienziati collegano questa particolare riflettività bluastra a una maggiore abbondanza di acqua ghiacciata sopra o appena sotto la superficie grazie al confronto con i risultati delle precedenti missioni alle comete Hartley 2 e Tempel 1.
Il perché proprio in questa zona, si possa trovare abbondanza di ghiaccio, viene spiegato dal team con le particolari condizioni di illuminazione della regione stessa. «Al perielio –punto dell’orbita di massimo avvicinamento al Sole- quando 67P si scalda per la vicinanza al Sole, Hapi è all’ombra. Nella parte più lontana dell’orbita, quando Hapi riceve di nuovo la luce del Sole», dice Fornasier, «la cometa si trova a grande distanza dal Sole e la temperatura è molto bassa. Quindi Hapi potrebbe essere una regione nella quale il ghiaccio è sopravvissuto durante le precedenti orbite della cometa intorno al Sole. Una zona che oggi potrebbe celare abbastanza “benzina” per creare l’attività che abbiamo osservato nei mesi passati».
A confortare queste ipotesi basate sui dati della camera OSIRIS, che può studiare solo un numero limitato di lunghezze d’onda, lo spettrometro VIRTIS realizzato da un consorzio italo-franco-tedesco, fornito dall’Agenzia Spaziale Italiana, con la responsabilità scientifica dell’INAF.
«Bisogna pensare che VIRTIS ha la capacità di identificare la presenza di molecole specifiche sulla superficie osservata» spiega Fabrizio Capaccioni, INAF-IAPS e PI di VIRTIS «e fornire anche una valutazione quantitativa delle loro abbondanze. Per quel che riguarda la regione di Hapi, anche i nostri spettri raccolti nella regione del collo e pubblicati in un recente articolo su Science (Capaccioni et al, Science 347, 2015) mostrano una variabilità dello spettro in quella regione. Questa caratteristica può essere associata alla presenza di ghiaccio, anche se altre spiegazioni del fenomeno potrebbero essere possibili. Al momento VIRTIS sta esaminando anche un’altra regione della superficie, dove sembra vedere in modo molto chiaro presenza di ghiaccio. I dati sono in corso di analisi, e in un futuro molto vicino, ci aspettiamo importanti risultati». Nella foto: immagine a falsi colori della zona Hapi di 67P/Churyumov-Gerasimenko realizzata dai dati della camera OSIRIS di Rosetta, catturati il 21 Agosto 2014 da una distanza di 70 km dalla cometa. L’immagine è stata realizzata componendo tre fotografie scattate nei filtri rosso, verde e blu, per evidenziare il colore bluastro della luce riflessa dalla regione Hapi a confronto con il resto della cometa. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
di Livia Giacomini (INAF)

Ghiacciai nel Grand Canyon marziano?

Le Valles Marineris, il complesso di fratture geologiche situato nella zona equatoriale di Marte, viene spesso definito come il Grand Canyon del Pianeta Rosso, ma le somiglianze in realtà finiscono presto. Intanto le dimensioni, che sono all’ingrosso 10 volte quelle del Grand Canyon terrestre, con uno sviluppo che si estende per quasi un quinto della circonferenza di Marte. Poi l’origine: scavato da un fiume il Grand Canyon, emerse da giganteschi sussulti tettonici le Valles Marineris, poi successivamente rimodellate ed ampliate dall’effetto erosivo di vari agenti. Tra gli scultori naturali che hanno contribuito a modellare nel tempo queste aride gole marziane, potrebbero esserci dei ghiacciai che, in un tempo remoto, hanno solcato i colossali canyon con il loro lento e implacabile scorrere. Tuttavia, gli scienziati non hanno ancora un’idea condivisa se questo sia effettivamente avvenuto oppure no, non riuscendo, fra l’altro, a stabilire incontrovertibilmente se una serie di formazioni nelle Valles Marineris sia di origine glaciale o meno. Ora, un team internazionale, formato da ricercatori provenienti dallo statunitense Bryn Mawr Collegee della Freie Universitaet di Berlino, ha individuato quella che potrebbe essere la prima prova mineralogica della passata esistenza di ghiacciai all’interno delle Valles Marineris: uno strato di minerali solfati misti, situato a metà dei quasi cinque chilometri di altezza delle pareti di Ius Chasma, all’estremità occidentale del sistema di canyon. Per le analisi sono stati utilizzati il Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars e lo High-Resolution Imaging Science Experiment a bordo della sonda Mars Reconnaissance Orbiter. Il team ha mappato la jarosite, un minerale solfato acido, lungo la parete del canyon. Tutti i depositi di jarosite già rinvenuti su Marte sono dovuti, con ogni probabilità, all’evaporazione di acque in falda o lacustri. Nello nuovo studio, pubblicato su Geology, i ricercatori ipotizzano che questo specifico deposito sia diverso e possa invece essersi formato attraverso un meccanismo simile a quello osservato nei ghiacciai delle Isole Svalbard sulla Terra: lo zolfo atmosferico, intrappolato nel ghiaccio, viene riscaldato dal sole e reagisce con l’acqua producendo minerali solfati altamente acidi, come la jarosite, lungo i margini del ghiacciaio.
di Stefano Parisini (INAF)

Sbalzi di temperatura su Marte

Un inatteso comportamento nella atmosfera di Marte viene messo in evidenza da uno studio in corso di in corso di pubblicazione sulla rivista Geophysical Research Letters. Un gruppo di ricercatori ha infatti osservato che le temperature registrate nell’esile guscio di gas che avvolge il Pianeta rosso salgono e scendono regolarmente non una ma due volte ogni giorno. “Registriamo un massimo della temperatura verso la metà del giorno, ma anche un altro appena dopo la mezzanotte” dice Armin Kleinbohel del Jet Propulsion Laboratory della NASA, che ha guidato la ricerca. I dati alla base dello studio sono stati raccolti dallo strumento Mars  Climate Sounder  a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter della NASA più volte nel corso di numerosi giorni e notti marziane,  mostrando che i valori massimi e minimi delle temperature oscillano in un intervallo di 32 kelvin. Anche sulla Terra avvengono fenomeni simili  ma di entità nettamente più contenuta e limitata alla bassa atmosfera. Su Marte, che possiede un’atmosfera pari a un centesimo di quella terrestre, questi effetti sono molto più marcati e diffusi su scala globale. L’effetto semi diurno (che presenta cioè due cicli nell’arco della stessa giornata) dell’oscillazione delle temperature nell’atmosfera del Pianeta rosso era stata già osservata negli anni ’70 del secolo scorso, ma finora era ritenuta manifestarsi solo durante stagioni in cui una cospicua presenza di polveri nell’atmosfera. “Siamo stati davvero sorpresi di osservare queste doppie oscillazioni giornaliere anche in periodi di assenza di polveri nell’atmosfera di Marte e così ci siamo interrogati su quali potessero essere le cause di questo fenomeno” continua Kleinbohel.  Secondo il team di ricercatori la risposta va cercata nelle nuvole di cristalli di ghiaccio d’acqua che per gran parte dell’anno solcano i cieli di Marte. Quelle che si trovano nella regione equatoriale a un’altezza compresa tra 10 a 30 km assorbono la luce infrarossa emessa dalla superficie durante il giorno. Queste nuvole sono relativamente trasparenti e tenui come i cirri terrestri. Tuttavia, la radiazione assorbita da queste nubi è sufficiente per riscaldare ogni giorno gli strati intermedi dell’atmosfera  e produrre l’andamento semi-diurno della temperatura, come hanno confermato le simulazioni realizzate con modelli climatici su Marte che includevano gli effetti radiativi prodotti delle nubi di ghiaccio d’acqua. “Pensiamo a Marte come a un mondo freddo e secco con poca acqua, ma in realtà c’è più vapore acqueo nell’atmosfera marziana che negli strati superiori di quella terrestre” spiega Kleinboehl. “Sappiamo già che le nuvole di cristalli di ghiaccio d’acqua si formano nelle regioni più fredde del pianeta, ma finora gli effetti di queste nubi sull’andamento della temperatura su Marte non erano stati presi in considerazione. Oggi sappiamo che non dovremo trascurare questo aspetto se vorremo capire come funziona l’atmosfera di Marte”.
di Marco Galliani (INAF)

Le cicatrici ghiacciate di Encelado

È un fitto intrico di crinali e depressioni ghiacciate quello che ci appare la superficie di Encelado, la più enigmatica tra le lune di Saturno. Questo panorama mozzafiato, ripreso dalla sonda Cassini il 31 gennaio del 2011,  è il risultato della tremenda forza di attrazione gravitazionale esercitata da Saturno che deforma il guscio esterno della luna, modellandolo in ripidi promontori che si stagliano al di sopra di profonde fratture. La netta cicatrice scura che si vede sulla superficie di Encelado nella zona meridionale raggiunge in vari punti profondità anche di un chilometro e nel suo percorso taglia altre strutture morfologiche. Un indizio della sua relativa giovinezza. In contrasto, la regione butterata di crateri a nord viene interpretata come una superficie molto più antica che sinora sembrerebbe sfuggita al processo di rimodellamento visibile nelle zone circostanti. Ma l’immagine di Encelado ci mostra quella che è la sua caratteristica più spettacolare: lungo parte del bordo meridionale, pennacchi di particelle ghiacciate mescolate a vapor d’acqua, sali e materiali organici vengono letteralmente sparati nello spazio a velocità superiori a 2000 chilometri all’ora. La composizione chimica di questi pennacchi suggerisce che sotto la crosta ghiacciata di Encelado potrebbe celarsi un oceano liquido in grado addirittura di ospitare forme elementari di vita.
di Marco Galliani (INAF)
30 – continua

Gli anelli e le lune di Saturno hanno oltre 4 miliardi di anni

Sono lì, bellissimi e maestosi, a fare da corona Saturno, il secondo più grande pianeta del Sistema solare. E da quando la sonda Cassini si è inserita nella sua orbita, nel 2004, sono anche uno dei suoi principali obiettivi scientifici. Grazie a Cassini abbiamo scoperto molto sul complesso sistema di anelli di Saturno, come il fatto che quelli della fascia A e B  sono composti quasi totalmente da ghiaccio d’acqua. Un risultato ottenuto grazie al contributo fondamentale dello spettrometro VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer), uno degli strumenti a bordo della sonda Cassini di cui l’Agenzia Spaziale Italiana ha fornito il canale VIS, mentre l’Istituto Nazionale di Astrofisica partecipa all’utilizzo scientifico dei dati prodotti.
Ed è ancora VIMS il protagonista delle ultime approfondite indagini condotte sugli anelli e sulle lune di Saturno. Indagini che mostrano come essi siano composti di materiali che, seppure alterati in superficie da depositi relativamente recenti di pulviscolo e dall’interazione con le particelle magnetosferiche, hanno età risalenti ad oltre 4 miliardi di anni fa.
“Studiare il sistema di Saturno ci aiuta a capire l’evoluzione chimica e fisica del nostro Sistema solare”, dice Gianrico Filacchione, dell’INAF-IAPS, primo autore dello studio recentemente pubblicato online sul sito della rivista Astrophysical Journal. “Ora sappiamo che per comprendere questa evoluzione è necessario non solo analizzare singolarmente una luna o un anello, ma piuttosto riuscire a collegare in modo coerente le varie relazioni che legano questi corpi celesti. Per questo motivo abbiamo comparato tra loro le proprietà spettrali degli anelli principali, delle 7 lune maggiori (Mimas, Encelado, Teti, Dione, Rea, Iperione, Giapeto) e delle 7 lune minori (Prometeo, Pandora, Giano, Epimeteo, Calipso, Telesto, Helene e Febe). La nostra indagine è un altro importante risultato ottenuto grazie all’infaticabile attività di VIMS, che finora ha inviato a Terra oltre 250.000 immagini iperspettrali, per un totale di oltre 140 gigabyte di dati, e del team INAF che ne cura il supporto scientifico”.
L’analisi dei dati raccolti da VIMS ha permesso di ricostruire la distribuzione del ghiaccio d’acqua e di altri composti chimici attraverso i loro colori caratteristici, mostrando come nella luce visibile le colorazioni degli anelli e delle lune siano dovute a depositi superficiali di pulviscolo e materiali organici mentre le analisi nella banda infrarossa hanno confermato che il ghiaccio d’acqua ha una distribuzione sostanzialmente uniforme attraverso tutto il sistema di Saturno. Per gli scienziati  è la prova che il ghiaccio d’acqua, il principale costituente di questa popolazione, sia conseguenza della composizione originale del disco protoplanetario da cui questi oggetti si sono formati all’alba del Sistema solare.
E i ricercatori sono certi che il ghiaccio d’acqua rilevato sia davvero così antico perché Saturno orbita attorno al Sole oltre la cosiddetta “linea della neve”, che divide la zona interna del Sistema solare – più calda, dove i ghiacci e altri elementi volatili di dissipano per effetto dell’irraggiamento del Sole – dalla regione più esterna e fredda, dove i ghiacci rimangono sostanzialmente inalterati.
L’indagine evidenzia come la patina colorata presente sulle particelle degli anelli e sulle lune di Saturno sia legata in prima approssimazione alla loro posizione nel sistema di Saturno. Le lune interne, che orbitano nell’anello E, risultano ‘sbiancate’ dagli spruzzi di acqua ghiacciata espulsi dai geyser di Encelado. Titano invece sembra bloccare questi getti verso le lune più esterne. Oltre l’orbita di Titano, gli scienziati hanno scoperto che le superfici delle particelle dell’anello di Febe e delle altre lune di Saturno tendono a presentare colorazioni più rosse via via che ci si allontana dal pianeta. Febe, una delle lune esterne di Saturno, sembra spargere polvere rossastra che va a depositarsi sulla superficie delle lune vicine, come Iperione e Giapeto.
Una pioggia di meteoroidi esterni avrebbe inoltre dato un tocco di colore al sistema principale degli anelli – in particolare quelli all’interno dell’anello B – donandogli una leggera tonalità rossastra, che secondo gli scienziati sarebbe dovuto a particelle di ferro ossidato – ossia ruggine – oppure da idrocarburi aromatici policiclici, che potrebbero essere progenitori di molecole organiche più complesse. Una delle grandi sorprese emerse da questa ricerca è stata quella di osservare la presenza di colorazione rossastra anche sulla superficie irregolare di Prometeo, una piccola luna di circa 100 km di diametro, molto simile a quella delle particelle che compongono l’anello nelle sue vicinanze. Le altre lune vicine sono infatti decisamente più candide.
“La colorazione rossastra comune suggerisce che Prometeo è ricoperto da materiale presente negli anelli di Saturno”, dice Bonnie Buratti, del team VIMS presso il Jet Propulsion Laboratory della NASA, tra i coautori dell’articolo. “Finora abbiamo sempre pensato che fosse il contrario – che cioè gli anelli derivano dalla frantumazione dei satelliti di Saturno. Ma è anche possibile che le particelle espulse dall’anello si siano aggregate a formare il satellite”.
“Lavorare con questo team è un’esperienza estremamente positiva per l’ottima amalgama che si è creata – ha dichiarato Enrico Flamini, coordinatore scientifico dell’Agenzia Spaziale Italiana – e ovviamente per la capacità di analizzare i dati, pur mantenendo la visione del contesto di un pianeta complesso come Saturno. Indubbiamente parte del merito va anche a una missione, come quella Cassini, che favorisce quest’ambiente di lavoro così positivo”.
Nel team che ha realizzato l’articolo The radial distribution of water ice and chromophores across Saturn’s system pubblicato online sul sito della rivista The Astrophysical Journal, oltre Gianrico Filacchione ed Enrico Flamini, partecipano Fabrizio Capaccioni, Priscilla Cerroni, Mauro Ciarniello e Federico Tosi, tutti dell’INAF-IAPS.
Per saperne di più:

di Marco Galliani (INAF)

Quanta acqua intorno a DG Tau!

Immaginate quanta possa essere l’acqua contenuta in tutti i mari e gli oceani della Terra. Eppure, nonostante possa sembrarci un valore smisurato, nel cosmo di acqua ce n’è in quantità enormemente maggiori. L’ultimo, gigantesco ‘serbatoio’ di questo composto chimico che è fondamentale per la Vita, almeno quella che si è sviluppata sul nostro Pianeta, è stato scoperto sotto forma di vapore e ghiaccio attorno a DG Tau, una giovane stella situata in direzione della costellazione del Toro e distante da noi circa 450 anni luce. E lì ce ne sarebbe addirittura qualcosa come migliaia di volte quella dei nostri oceani. La scoperta è stata realizzata da un gruppo internazionale di ricercatori, guidato da Linda Podio dell’Università di Grenoble e associata INAF, a cui partecipano Claudio Codella dell’INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri e Brunella Nisini dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Roma, sfruttando le osservazioni condotte dal telescopio spaziale Herschel dell’ESA.
DG Tau ha pochi milioni di anni, ma tra alcuni miliardi di anni potrebbe diventare come il Sole e dal suo disco circumstellare si potrebbero formare pianeti, asteroidi e comete, in analogia al nostro Sistema solare. La ‘caccia all’acqua’ in questo ed altri sistemi simili diventa assai importante perché la presenza di questo composto può essere un indizio di condizioni favorevoli all’insorgenza della vita. Gli scienziati ritengono che la maggior parte dell’acqua in queste strutture si trovi nelle regioni più esterne del disco, dove le temperature sono molto basse, ben al di sotto di -100 gradi centigradi. “In queste condizioni, l’acqua si congela sulla superficie dei grani di polvere del disco, ricoprendoli con spessi mantelli di ghiaccio e rendendola così ‘invisibile’ alle osservazioni” spiega Linda Podio. “Tuttavia la radiazione molto energetica emessa dalla stella illumina e riscalda gli strati più superficiali del disco, così che i mantelli di ghiaccio sui grani di polvere possono sciogliersi rilasciando parte dell’acqua in fase gassosa”. Una volta in forma di vapore, le principali righe di emissione di questa molecola sono visibili a lunghezze d’onda del lontano infrarosso, non osservabili da Terra a causa dell’assorbimento atmosferico ma accessibili agli strumenti a bordo del satellite Herschel.
Così, anche il disco protoplanetario di DG Tau è stato passato al setaccio dallo spettrometro HIFI (Heterodyne Instrument for the Far-Infrared) di Herschel e l’analisi dei risultati è stata inequivocabile. “Ora possiamo dire con certezza che i nostri sospetti erano giusti. Siamo riusciti infatti ad osservare il vapor d’acqua nel disco di DG Tau – continua Linda Podio. L’analisi dei dati ci ha permesso di ricavare da quale regione del disco l’acqua viene emessa e derivarne l’abbondanza: la quantità di vapor d’acqua osservato equivale a centinaia o migliaia di oceani terrestri”.  I ricercatori sono riusciti anche a localizzare la posizione di questo enorme serbatoio, che si trova in una fascia compresa tra 10 e 100 Unità Astronomiche dalla stella (una Unità Astronomica equivale alla distanza Terra-Sole). Inoltre, poiché l’acqua in forma di vapore è solo una piccola parte del totale, se ne deduce che la quantità d’acqua intrappolata nei mantelli dei grani di polvere sotto forma di ghiaccio è assai maggiore.
“Questa scoperta ha delle implicazioni fondamentali per gli astronomi e i geologi che studiano l’origine del nostro Sistema solare, e in particolare l’origine dell’acqua sulla Terra” commenta Linda Podio. “Infatti l’ipotesi più accreditata è che il nostro pianeta fosse completamente ‘asciutto’ al momento della sua formazione e che l’acqua vi sia giunta circa 4 miliardi di anni fa, grazie ad asteroidi e comete che si sarebbero formati nelle regioni esterne del nostro disco per poi schiantarsi sulla Terra durante la fase che prende il nome di ‘intenso bombardamento tardivo’. La quantità di acqua che abbiamo osservato nel disco di DG Tau, una stella simile al nostro Sole, supporta decisamente questo scenario”.
di Marco Galliani (INAF)

Un oceano salato su Callisto

Callisto è uno dei quattro principali satelliti naturali del pianeta Giove (i cosiddetti satelliti galileiani). Si tratta del terzo satellite dell’intero Sistema Solare per dimensioni, confrontabili con quelle di Mercurio.
Callisto ha un’atmosfera molto tenue, composta da anidride carbonica rilevata attraverso lo spettrometro nel vicino infrarosso a bordo della sonda Galileo. Poiché un’atmosfera del genere dovrebbe essere perduta dal satellite in circa 4 giorni deve esistere un meccanismo che la reintegra costantemente, probabilmente la sublimazione del ghiaccio di anidride carbonica presente sulla superficie ghiacciata di Callisto,ipotesi compatibile con la formazione delle striature brillanti presenti sulla superficie.
Callisto è il satellite naturale più pesantemente craterizzato del Sistema Solare. In effetti, i crateri da impatto e i loro anelli concentrici sono la sola struttura presente su Callisto; non vi sono grandi montagne o altre caratteristiche prominenti. Questo dipende probabilmente dalla natura ghiacciata della sua superficie dove i crateri e le montagne più grandi vengono cancellati dallo scorrimento del ghiaccio durante tempi geologici.
La superficie di Callisto è dominata da due enormi crateri: il bacino Valhalla (il più grande) presenta una regione centrale brillante larga 600 km  e anelli concentrici che raggiungono i 3000 chilometri di diametro; il secondo, il bacino Asgard,  presenta un diametro esterno di 1600 km.
Un’altra caratteristica interessante è la Gipul Catena una lunga serie di crateri da impatto posti su una linea retta lungo la superficie di Callisto. La sua origine è probabilmente da ricondursi alla frammentazione e al successivo impatto di un oggetto che fu distrutto dalle forze di marea mentre passava vicino a Giove.
Alla crosta del satellite è stata assegnata un’età di circa 4 miliardi di anni, risalente quindi quasi alla formazione del Sistema Solare.
A differenza del vicino Ganimede che mostra un terreno variegato, Callisto non presenta evidenza di attività simili alla tettonica a placche. Pur trattandosi di due oggetti relativamente simili sembra che Callisto abbia avuto una storia geologica più semplice. Questa differenza è un problema di notevole interesse per la planetologia.
La superficie butterata di Callisto si estende al di sopra di uno strato ghiacciato spesso circa 200 km. Sotto la crosta si trova probabilmente un oceano salato, spesso 10 km.
L’oceano fu scoperto indirettamente attraverso studi del campo magnetico attorno a Giove e ai suoi satelliti più interni. Fu trovato che il campo magnetico di Callisto è variabile in direzione, in risposta alle diverse configurazioni orbitali del satellite rispetto al campo magnetico di Giove. Questo suggerisce che all’interno di Callisto si trovi uno strato di fluido molto conduttivo.
Un altro indizio è che l’emisfero del satellite direttamente opposto al bacino Valhalla non mostra alcuna frattura, a differenza di quanto succede agli antipodi di crateri di simili dimensioni sulla Luna o su Mercurio. Uno strato liquido sarebbe probabilmente in grado di assorbire le onde sismiche prima che esse possano rifocalizzarsi sul punto opposto della crosta planetaria.
Sotto l’oceano Callisto sembra presentare un nucleo particolare, non interamente uniforme, ma stabile. I dati della sonda Galileo suggeriscono che questo nucleo sia composto da roccia e ghiaccio compressi, con una percentuale di roccia crescente all’aumentare della profondità.
Fra i satelliti galileiani è da ricordare che Callisto è caratterizzato dalla densità minore; esso si compone per il 40% di ghiaccio e il 60% di roccia e ferro. Titano e Tritone, due fra i principali satelliti del Sistema Solare, presentano probabilmente una composizione analoga.
Tratto da: Wikipedia

Una botta di vita

Come si è formata la vita sulla Terra? Una possibile risposta a questa fondamentale domanda arriva dallo spazio e in particolar modo dalle comete. Negli ultimi anni sta infatti acquistando sempre maggior fondamento scientifico l’ipotesi per cui siano stati questi oggetti celesti – composti essenzialmente da polveri, ghiaccio d’acqua e amminoacidi – che cadendo in passato sul nostro pianeta abbiano acceso la scintilla dell’evoluzione biologica. A confermare questo scenario arriva un nuovo studio presentato al 243° meeting della Società Americana di Chimica (ACS) in corso a San Diego, California. L’idea che ha animato gli scienziati coinvolti era quella di verificare cosa accadesse in particolar modo agli amminoacidi durante gli impatti delle comete con l’atmosfera terrestre. Le temperature e le pressioni che si sviluppano sono infatti davvero estreme e c’era il forte dubbio che potessero distruggere quelli che sono considerati i mattoni della vita.
Vista l’ovvia impossibilità di osservare e monitorare direttamente questo tipo di fenomeni, i ricercatori hanno cercato altre vie, realizzando simulazioni al computer ma soprattutto riproducendo in laboratorio questi impatti. A tale scopo sono stati impiegati degli speciali cannoni che hanno sparato getti di gas ad altissima pressione e velocità supersoniche contro bersagli al cui interno erano presenti amminoacidi, acqua e altri materiali. I risultati di questi bombardamenti hanno non solo confermato che questi composti organici rimangono intatti dopo gli impatti, ma sorprendentemente hanno mostrato che il calore sprigionato negli urti fornisce l’energia necessaria per formare i cosiddetti legami peptidici, che tengono uniti gli amminoacidi nelle proteine.
“La nostra ricerca indica che quelli che noi consideriamo i mattoni della vita possono essere rimasti intatti nonostante i tremendi shock e condizioni estreme che si sviluppano durante un impatto cometario con l’atmosfera terrestre”, commenta Jennifer Blank, ricercatrice presso il centro Ames della NASA, che ha guidato il team. “Le comete potrebbero davvero essere state i vettori ideali per portare sulla Terra gli ingredienti necessari alla comparsa della vita. Noi preferiamo questo scenario ad altri, perché include tutti gli elementi richiesti per la formazione di strutture biologiche: amminoacidi, acqua ed energia”.
di Marco Galliani (INAF)

Comete: non solo ghiaccio e roccia, ma anche acqua liquida

Non solo ghiaccio e roccia, in passato sulle comete c’era anche acqua liquida. È il risultato delle analisi condotte dai ricercatori dell’Università dell’Arizona sui campioni della cometa Wild 2, raccolti dalla sonda Stardust nel 2004 e giunti a terra in una capsula, due anni più tardi. Dal momento del loro arrivo, i preziosi grani di polvere sono stati scrupolosamente studiati da gruppi di scienziati di varie parti del mondo fra i quali anche i ricercatori italiani dell’INAF, presso i laboratori degli Osservatori di Napoli e Catania.
I recenti risultati ottenuti dal team statunitense rivelano un retroscena inaspettato sul passato delle comete, tanto da mettere in crisi la definizione di “palle di neve sporca” con la quale ci si era sempre riferiti a questi oggetti. “Nei nostri campioni abbiamo trovato minerali che si sono formati in presenza di acqua liquida”, spiega Eve Berger, che ha condotto lo studio. “A un certo punto sulla cometa devono essersi formate delle sacche d’acqua”. Significa che questi oggetti, nel corso del tempo, hanno subito dei riscaldamenti e che su di essi, in presenza di acqua, si sono innescate reazioni chimiche che hanno portato alla formazione del minerale in questione. Si tratta di un particolare tipo di cubanite, la cui esistenza implica che la temperatura non ha mai superato i 210 gradi Celsius.
Questo vuol dire che se da una parte la Wild 2 ha sperimentato periodi “tiepidi”, dall’altra non ha mai raggiunto temperature superiori ai 210 gradi, altrimenti non conterrebbe cubanite. Secondo Berger, il riscaldamento può avere due diverse spiegazioni. Il calore potrebbe essere stato generato da piccoli impatti con altri corpi: avrebbero generato piccole fosse d’acqua dove la cubanite si sarebbe formata abbastanza in fretta, anche nel giro di un solo anno. Questo potrebbe essere successo in qualsiasi momento della storia di Wild 2. Il decadimento radioattivo di elementi presenti nella cometa stessa, rappresenta invece l’ipotesi alternativa che però impone che la formazione dei minerali sia avvenuta in tempi molto remoti.
In ogni caso, grazie a questo studio che sarà pubblicato sulla rivista “Geochimica et Cosmochimica Acta”, possiamo fissare un intervallo delle temperature sperimentate dalla Wild 2: è stata sufficientemente tiepida da permettere la presenza di acqua liquida, ma non si è mai scaldata oltre i 210 gradi. Non sarebbe stato possibile giungere a queste conclusioni, senza dubbio determinanti per indagare nella storia del Sistema solare, se non ci fosse stata la possibilità di analizzare in laboratorio i campioni di Wild 2: per questo motivo gli autori della ricerca sottolineano l’importanza di ripetere missioni come quella della fruttuosa Stardust.
Fonte: INAF