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OPP-SOL1583-1P268731057ESF90B2P2633L8M1.jpgPartial Eclipse - Sol 158360 visitenessun commentoMareKromium
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EXOGEOLOGY-004.jpgThe Valles Marineris on Mars60 visiteSe tornassimo indietro nel tempo, diciamo di un tre miliardi di anni, e osservassimo Marte con un telescopio, con ogni probabilità vedremmo un pianeta completamente diverso da come esso ci appare oggi.
Più della metà della superficie planetaria, infatti, risulterebbe occupata da un immenso Oceano: l’Oceano Boreale (Oceanus Borealis).
La presenza di questo Oceano - profondo, probabilmente, fino ai 500-1500 metri, doveva provocare perturbazioni inerziali che necessitavano di essere bilanciate, affinché la rotazione di Marte fosse coerente, costante e continua.
Sulla Terra, la presenza dell’Oceano Pacifico genera una situazione analoga a quella del passato marziano.
La condizione di "quasi-equilibrio rotazionale" è raggiunta sostanzialmente in questo modo: le masse crostali emerse a formare i continenti sono disposte in gran parte sull’emisfero opposto al Pacifico. La densità media delle rocce costituenti le terre emerse che si ergono fino a formare catene montuose e altipiani viene controbilanciata dalla somma della densità delle rocce oceaniche, più la densità della massa d’acqua ad esse sovrastante.
Lo spessore della crosta oceanica è inferiore, in effetti, allo spessore della crosta continentale e questo è dovuto al valore della densità media delle rocce oceaniche (3,00 g/cm3) la quale è maggiore della densità media delle rocce continentali (2,7 g/cm3).
Il principio che governa le quote di giacitura di questi corpi rocciosi prende il nome di "Isostasia" e riguarda fondamentalmente il galleggiamento della crosta superficiale rigida sulla sottostante porzione di mantello astenosferico, caratterizzato da un comportamento fluido-plastico. L’equilibrio del sistema, comunque, non è totalmente raggiunto ed è per questo motivo che si riscontrano anomalie rotazionali quali la "Nutazione Libera di Eulero-Chandler", che consiste in oscillazioni dell’Asse di Rotazione Terrestre con un periodo di 430 giorni ed una ampiezza di 0,1".
Se l’evaporazione dell’Idrosfera di Marte fu sufficientemente lenta, si può ragionevolmente supporre che i bilanciamenti isostatici avvennero gradualmente, attraverso milioni di anni e sfruttando - forse - una plasticità residua dei Corpi Geologici Marziani.
Se, al contrario, ciò che avvenne fu una rapida essiccazione (sulle cui cause, ad oggi, non ci è dato sapere nulla), è logico immaginare che i suddetti bilanciamenti avvennero in modo traumatico, attivando una geodinamica - per così dire - più aggressiva e caratterizzata dalla verificazione di eventi catastrofici concorrenti e/o rapidamente sequenziali (exx.: cicli di terremoti ad alta magnitudo; eventi magmatici - eruzioni - immensi dovuti alla risalita repentina verso la superficie del mantello fuso et sim.).
Qualunque sia la Verità, noi possiamo dire che questo processo potrebbe spiegare, fra le altre cose, l’esistenza di estese depressioni tettoniche come, appunto, la Valles Marineris.
Potremmo, dunque (ed alla luce di quanto scritto fin’ora), affermare che la differenza di quota presente tra un Emisfero Marziano e l’altro potrebbe essere dovuta alla verificazione di un processo simile a quello terrestre?
Ebbene la risposta è "si": è molto probabile.MareKromium
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EXOGEOLOGY-001.JPGLandslide60 visiteLa forma geomorfologica visibile nella foto orbitale in esame è chiamata Conoide di Deiezione o "Alluvional Fan".
Sulla Terra, questa morfologia è provocata dal deposito di sedimenti trascinati dall’acqua lungo un pendìo e quindi deposti sul fondovalle, in corrispondenza del salto di pendenza. In effetti, quando il fluido giunge alla base del rilievo, subisce una drastica riduzione di velocità sicchè l’acqua non riesce più a trasportare la stessa quantità di solido. Comincia quindi la sedimentazione di materiale a partire dalle frazioni più grossolane e sino alle più fini, che si collocheranno in posizioni più distali rispetto alla linea di flusso.
Sul nostro Pianeta una situazione analoga a quella fotografata dalla sonda orbitale, porterebbe, su una pianura così vasta, alla formazione di un conoide molto più esteso.
Su Marte, però, questo non può accadere in ragione della differente Forza di Gravità presente ed agente sulla sua superficie.
Il campo gravimetrico di Marte è pari a circa 1/3 di quello terrestre, sicchè la velocità di discesa delle acque di ruscellamento esistenti sul Pianeta Rosso risulta (evidentemente) inferiore rispetto a quella tipica e propria della Terra. Questo fatto comporta ed evidenzia un sistema dotato di minore Energia Cinetica.
La stessa capacità erosiva del ruscellamento risulta inferiore ed il sedimento giunto al piede del pendìo tenderà a depositarsi sempre nelle sue immediate vicinanze.
Un altro fattore determinante della forma di questo Conoide Marziano potrebbe dipendere dalle caratteristiche geomeccaniche del terreno sul quale esso si è creato e quindi, in definitiva, dalla sua composizione (attualmente non nota). La presenza di numerosi crateri da impatto sulla superfice del Conoide ci dimostra, quindi ed in conclusione, che il processo geomorfologico generante è ormai fermo da moltissimo tempo.MareKromium
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PHOE-SOL046-lg12478-12479-12480-0.jpgLate Lights - Sol 46 (RAW Frames + hidden caption; credits: Dr G. Barca)60 visitenessun commentoMareKromium
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Craters-Unnamed_Crater.gifThawing (GIF-Movie; credits for the additional process.: Mars Unearthed)60 visitenessun commentoMareKromium
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PHOE-SOL049-PIA10963-comp.jpgPhoenix Conductivity Probe - Sol 49 (credits: NASA/JPL/Univ. of Arizona - Sx - and Dr Barca & Lunexit - Dx)60 visiteCaption NASA:"This image taken by the Surface Stereo Imager on Sol 49, or the 49th Martian Day of the mission (July 14, 2008), shows Thermal and Electrical Conductivity Probe on NASA's Phoenix Mars Lander's Robotic Arm". MareKromium
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Volcanoes-Tharsis_Tholus-MGS.jpgPit-chain near Tharsis Tolus (MULTISPECTRUM; credits: Lunexit)60 visitenessun commentoMareKromium
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Jupiter-HST~0.jpgThree "Red Spots" Mix it Up on Jupiter60 visiteThis sequence of Hubble Space Telescope images offers an unprecedented view of a planetary game of Pac-Man among 3 "Red Spots" clustered together in Jupiter's Atmosphere. The time series shows the passage of the "Red Spot Jr." in a band of clouds below (South) of the Great Red Spot (GRS). "Red Spot Jr." first appeared on Jupiter in early 2006 when a previously white storm turned red. This is the second time, since turning red, it has skirted past its big brother apparently unscathed. But this is not the fate of "Baby Red Spot", which is in the same latitudinal band as the GRS. This new red spot first appeared earlier this year. The Baby Red Spot gets ever closer to the GRS in this picture sequence until it is caught up in the anticyclonic spin of the GRS. In the final image the Baby Spot is deformed and pale in color and has been spun to the right (East) of the GRS.
These three natural-color Jupiter images were made from data acquired on May 15, June 28, and July 8, 2008, by the Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).MareKromium
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The_Milky_Way-CN.jpgInfinite Reflections...60 visitenessun commentoMareKromium
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SOL853-1.jpgRocky Landscape - Sol 853 (natural colors; credits: Dr G. Barca)60 visitenessun commentoMareKromium
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PHOE-SOL069-MF.jpgLooking at the "Trench" - Sol 69 (Superdefinition and natural colors; credits: Dr M. Faccin)60 visitenessun commentoMareKromium
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20000322.jpg433-Eros in HR (True Colors; credits: NASA)60 visiteAs the NEAR Shoemaker spacecraft descends into lower orbits around Eros, it continually returns higher spatial resolution images of the asteroid. The true color image at left was taken February 12, 2000, from a range of 1748 Km (about 1083 miles), and shows details only as small as 180 meters (590 feet) across.
It was taken two days before orbit insertion, as part of an image sequence designed to provide moderate-resolution color mapping of Eros at a near-constant viewing geometry.
The true color image inset at right was taken February 29 from a range of 283 Km (about 175 miles) and shows much smaller details only 27 meters (89 feet) across.
The higher spatial resolution (by a factor of 6) brings out a whole class of surface details that were either invisible or at the margin of visibility in the earlier images. For example, the bright material on the wall of the large crater in the inset image is barely evident in the lower-resolution image at left, but by virtue of its limited spatial coverage the inset image lacks information on the crater's regional geologic setting. NEAR Shoemaker's imaging strategy makes use of both types of images, with lower-resolution images providing "context" for higher-resolution images that bring specific features into sharper focus.
(Product of images 0125748893, 0125748895, 0125748897, 0127229466, 0127229468, 0127229470)
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