Ulteriori note sulle immagini di Marte

1. Immagine di Marte ripresa dal Telescopio Spaziale il 25 febbraio del 1995. Primavera su Marte. Cortesia Philip James, University of Toledo: Steven Lee, University of Colorado; e NASA.
2. Emisfero di Marte centrato sul cratere d'impatto (di diametro di 450 km) che porta il nome dell'astronomo italiano Schiaparelli con indicazioni delle strutture principali. Le striature scure con margini brillanti che si diramano dalla regione Oxie Palus (a sinistra in alto nella immagine) sono causate dalla erosione e/o dalla azione dei venti. Le aree più chiare a sud, che includono il bacino da impatto Hellas nella zona in basso a destra, sono coperte di diossido di carbonio congelato. Cortesia USGS.
3. Emisfero di Marte centrato sulla Valles Marineris con indicazioni delle strutture principali.

1. La prima immagine di Marte presa dal Mariner 4, mostra una zona di 330 km x 1200 km con ad ovest l'Elysium Planitia e ad est l'Arcadia Planitia. La risoluzione è di circa 5 km ed il nord è in alto. Cortesia NASA/JPL.
2. Immagine centrata a 25 nord e 185 est presa dal Mariner 4, tra l'Elysium Planitia e l'Amazonis Planitia in un’area di 500 x 900 km da un’altezza di 16000 km. Cortesia NASA/JPL.
3. La prima immagine dell Mariner 4, nell'Amazonis Planitia, che mostrò la presenza di crateri su Marte. Cortesia NASA/JPL.
4. Un'immagine del Mariner 9 della zona nota come "il labirinto" ad ovest della Valle Marineris. La zona è grande circa 400 km e è centrata a 6 S e 105 Ovest, il nord è in alto Cortesia NASA/JPL.
5. Il Polo Nord di Marte ripreso dal Mariner 9. Presa il 12 ottobre del 1972 un mese dopo il solstizio estivo di Marte. La calotta polare è grande circa 1000 km Cortesia NASA/JPL.
6. Immagine del Mariner 9 della caldera centrale del Monte Olympus. La struttura a destra è ampia circa 30 km, mentre la caldera nel suo complesso è alta 29 km sulla superficie di Marte. Cortesia NASA/JPL.

1. Questa immagine è il risultato di un modello numerico del processo di convezione che, agendo all'interno del mantello di Marte, può avere prodotto la regione del Tharsis Tholus. I diversi colori rappresentano variazioni di temperatura; le regioni "fredde" sono in rosso mentre quelle "calde" sono in blu e grigio: tra regioni fredde e calde vi sono differenze di temperatura di circa 1000° (gradi Celsius). Il materiale caldo tende a risalire verso la superficie e preme contro di essa mentre quello freddo tende a tirare la superficie in basso. Cortesia: Walter S. Kiefer, Amanda Kubala, e LPI.
2. La mappa di Marte (alta risoluzione).
3. La mappa di Marte (bassa risoluzione).
4. Mappa in proiezione sinusoidale di Marte. I colori rappresentano quote diverse. Cortesia Calvin J. Hamilton.
5. Mappa in proiezione sinusoidale di Marte. I colori rappresentano quote diverse. Cortesia Calvin J. Hamilton.
6. Immagine della Valles Marineris che è un enorme sistema di canyons lungo più di 3000 km e largo sino ad 8 km. che occupa un quinto della circonferenza di Marte ad una latitudine di circa 10° (gradi) e che sia allunga, nella direzione parallela all'equatore, per più di 3000 km dalla regione Noctis Labyrinthus, un sistema arcuato di fosse ad ovest, fino al terreno caotico che si presenta ad est. Si compone di molti antichi ed immensi canali che nascono dal terreno e dal sistema di canyons al centro della struttura e "scorrono" verso nord. La massima profondità è di 7 km ed i singoli canyons hanno larghezze che possono raggiungere i 200 km e nella zona centrale, dove si trovano tre crepacci paralleli e collegati fra loro, si arriva ad una larghezza massima di 700 km. Cortesia USGS.
7. Sebbene la Valles Marineris sia stata originata da attività tettonica è però stata modificata da altri processi. L'immagine mostra un dettaglio delle pianure nella parte sud della Valles Marineris. Cortesia Calvin J. Hamilton.
8. Una panoramica del sistema di canyons della regione centrale della Valles Marineris detta Candor Chasma. Ricostruzione tridimensionale centrata a -5° (gradi) di latitudine e 70° (gradi) di longitudine fatta con un mosaico di immagini inviate dalle sonde Viking 1 e 2. La geomorfologia di questa regione è molto complessa in quanto risente dell'azione della tettonica, dei venti e forse anche dell'erosione dell'acqua e del vulcanesimo. Cortesia USGS.

1. Un'immagine di un cratere al bordo della Kaseis Vallis presa dall'orbiter del Viking 1. Il cratere ha un diametro di 18 km. Cortesia NASA/JPL.
2. Il cratere Pickering visto dall'orbiter del Viking 1mostra dei flussi di lava originati dal Monte Arsia lontano 1500 km. I flussi di lava sono visbili entro 120 km dal picco centrale del cratere. Cortesia NASA/JPL.
3. La zona in Chryse Planitia in cui è atterrato il Lander del Viking 1, l'immagine è circa 50 km di diametro Cortesia NASA/JPL.
4. Un disegno che rappresenta la simulazione dell'atterraggio del Viking Lander sulla superficie di Marte. Il primo dei due moduli atterrò su Marte il 20 luglio 1976 il secondo toccò la superficie del pianeta rosso il 3 settembre del 1976. Ciascun modulo portava degli strumenti che esaminarono le proprietà fisiche e magnetiche del suolo marziano ed analizzarono la composizione dell'atmosfera e le nubi di Marte. (Disegno). Cortesia NASA/JPL.
5. Apertura del paracadute del modulo del Viking. (Disegno). Cortesia NASA/JPL.
6. Atterraggio del modulo del Viking. (Disegno). Cortesia NASA/JPL.
7. Vista del suolo marziano dal Viking Lander 2. Cortesia NASA/JPL.
8. Vista del suolo marziano dal Viking Lander 2. Copia di Calvin J. Hamilton.
9. Vista della superficie di Marte nei dintorni del Viking Lander 2. Copia di Calvin J. Hamilton.
10. Vista della superficie di Marte nei dintorni del Viking Lander 2. Copia di Calvin J. Hamilton.

1. Il vulcano Olympus Mons è la più alta montagna di Marte. È un vulcano spento a scudo simile a quelli delle Hawaii. Il centro del vulcano ha una caldera sommitale alta 24 km rispetto alle pianure circostanti. Sotto al cratere sta una scarpata larga circa 550 km ed alta alcuni km ed oltre alla scarpata c'è un fossato di lava fuoriuscita dal vulcano. Cortesia NASA/JPL.
2. Questa ricostruzione tridimensionale dell' Olympus Mons è una combinazione di diverse immagini, ottenute da differenti punti di vista, dell'Olympus Mons da diverse sonde spaziali. Il mosaico finale mostra l'Olympus Mons così come sarebbe visto da nord-est.
3. Tharsis Tholus misura circa 150 km di diametro ed è alto 8 km. Le pareti est ed ovest sono profondamente incise a causa del fatto che, dopo il flusso di lava, il centro del vulcano è collassato. Cortesia Calvin J. Hamilton.
4. La caldera vulcanica sulla sommità del Tharsis Tholus.
5. Un sistema di caldere vulcaniche con diversi centri di collasso. La struttura circolare più in basso mostra ancora i segni del flusso della lava. La parete sud della caldera ha almeno 3 km di altezza con una pendenza media di 26° (gradi). Cortesia Calvin J. Hamilton e LPI.
6. Ceraunius Tholus (in basso) e Uranius Tholus (in alto). Ceraunius Tholus è grande quanto la maggiore delle isole delle Hawaii. Si notano a lato dei due crateri vulcanici anche diversi crateri da impatto. Cortesia Calvin J. Hamilton e LPI.
7. Ricostruzione di Ceraunius Tholus (a destra) e Uranius Tholus (a sinistra). La vista di questa proiezione tridimensionale è da nord-est. Cortesia Calvin J. Hamilton.
8. L' Ulysses Patera fa parte di una classe di vulcani moto più piccoli degli altri vulcani a scudo. La sommità consiste di una caldera circolare con un piano smussato che ha raccolto i resti di due crateri da impatto. Cortesia Calvin J. Hamilton e LPI.
9. Ricostruzione tridimensionale dell'Ulysses Patera. Cortesia Calvin J. Hamilton.
10. È una regione di vulcani negli altopiani a sud molto diversa nella sua morfologia dalla regione dei vulcani Tharsis Tholus ed Elysium Mons. Ha piccoli rilievi verticali di altezza minore di 2 km. Cortesia Calvin J. Hamilton e LPI.
11. Ricostruzione tridimensionale della Tyrrhena Patera. La dimensione verticale è stata esagerata per meglio rendere i dettagli della struttura. Cortesia Calvin J. Hamilton.

1. Si notano in questa immagine chiari esempi di erosione prodotti nel passato da un sistema di grandi inondazioni e piccoli sistemi di fiumi. Cortesia NASA/JPL.
2. Canali scavati dall' azione dell'acqua a nord e ad est della Valles Marineris nella Ares Valles. La erosione prodotta dall'acqua ha scavato queste strutture ad isola in conseguenza della diffusione dell'acqua attorno ai crateri (di raggio 5-8 km). Il flusso di acqua si è svolto da sud a nord: dall'alto al basso della immagine. Cortesia Calvin J. Hamilton e LPI.
3. Nell'emisfero nord di Marte (la Maja Valles a nord e la Vedra Valles a sud) si trovano questi sistemi di canali che rivelano la presenza di antichi letti fluviali. Il cratere d'impatto al centro dell'immagine ha un diametro di 75 km. I "canali fluviali" si estendono per alcune centinaia di km ed hanno una distribuzione simile a quella dei sistemi fluviali terrestri. Queste immagini costituirebbero la "prova" che anticamente esisteva acqua sulla superficie di Marte, la maggior parte della quale è però sfuggita nello spazio interplanetario mentre in piccole porzioni è rimasta, sotto forma di ghiaccio, al polo sud. Cortesia NASA/JPL.
4. Altri chiari esempi di erosione sulla superficie di Marte. Cortesia NASA/JPL.

1. Polo sud di Marte.
2. Vista obliqua del polo nord di Marte: a differenza del polo sud è costituito di acqua ghiacciata. Cortesia Calvin J. Hamilton e LPI.

1. La sfinge sulla superficie di Marte. Questa immagine mostra la famosa "faccia di Marte" che molti scrittori hanno ritenuto una prova di vita intelligente su Marte. Molto più probabilmente si tratta di una collina nelle pianure del nord che è stata erosa così da darle una apparenza di una faccia.
2. La sfinge sulla superficie di Marte ricostruita dal Viking1.
3. La sfinge sulla superficie di Marte ricostruita dalla MOC (Mars Orbiter Camera) del Mars Global Surveyour (MGS)
4. La sfinge sulla superficie di Marte ricostruita dalla MOC (Mars Orbiter Camera) del Mars Global Surveyour (MGS)

1. Lungo i bordi delle calotte polari sono comuni delle aree cicloniche durante la tarda estate e l'autunno. Questa tempesta è situata nei pressi del polo nord di Marte. Sullo sfondo la zona ghiacciata del polo nord. Cortesia Calvin J. Hamilton.
2. Sono mostrate delle onde di Lee che si formano per la interazione con un grande ostacolo. Si hanno spesso ai bordi delle calotte polari e nelle regioni Tharsis e Lunae Planum. Cortesia Calvin J. Hamilton.
3. Un altro esempio di onde di Lee associate ad un cratere ad impatto. Si nota nelle nubi una certa periodicità nella loro struttura. Cortesia Calvin J. Hamilton.
4. Spesso della "nebbia" appare nei bassipiani di Marte. Tipicamente si presenta nell'emisfero meridionale nelle regioni Argyre Planitia ed Hellas Planitia. Cortesia Calvin J. Hamilton.
5. Nubi su Marte. Si tratta di un insieme di nubi che mostrano una doppia periodicità. Si formano in prossimità del polo nord di Marte e nelle regioni Tharsis e Syria Planitia. Cortesia Calvin J. Hamilton.

1. Immagine di Deimos. Cortesia NASA/JPL.
2. Mappa di Deimos (ricostruita in italiano). Cortesia P. Thomas, NASA/JPL.
3. Immagine di Phobos satellite di Marte. Si notano delle lunghe striature causate dall'impatto con dei meteoriti in particolare il cratere Stickney. Cortesia NASA/JPL.
4. Il cratere Stickney sulla superficie di Phobos. Date le piccole dimensioni di Phobos si tratta di un cratere gigante. Cortesia NASA/JPL.
5. Immagine composta di alcuni dei principali asteroidi + Deimos e Phobos. Cortesia NASA/JPL.

Note:
• ESA - Agenzia Spaziale Europea.
• JPL - Jet Propulsion Laboratory.
• NASA - National Aeronautics and Space Administration.
• SPL - Science Photo Library.
• STScI- Space Telescope Science Institute.
• USGS- United States Geological Service.