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ARGOMENTO: ASTRONOMIA
PERIODO: XXI SECOLO
AREA: OCEANO
parole chiave: acqua
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Il sistema atmosfera-oceano sul nostro pianeta si è stabilito sin dall’Adeano, tra i 4,6 e i 3,9 miliardi di anni fa. Una serie di indicazioni geologiche indicano che la maggioranza dell’acqua sulla Terra si sia formata durante questa fase iniziale, sia dal degassamento della crosta che per apporto da parte di meteoriti.
L’atmosfera primordiale era composta prevalentemente da anidride carbonica (CO2) e vapore d’acqua con una pressione al suolo prossima ai 300 bar. Con il progressivo raffreddamento del pianeta la prima acqua liquida iniziò ad accumularsi sulla superficie. L’intensa attività tettonica che ha caratterizzato questa fase della storia evolutiva della Terra ha permesso la rimozione di grandi quantità di CO2 dall’atmosfera grazie a reazioni geochimiche tra l’atmosfera e le rocce che sono poi state “riciclate” dai movimenti di subduzione riducendo l’effetto serra. I primi oceani erano probabilmente acidi essendo in equilibrio con l’atmosfera che ancora aveva alte concentrazioni di CO2. Tali condizioni sono continuate per circa due miliardi di anni prima di cambiare progressivamente fino ai valori odierni di un oceano basico. L’attività geotermica subacquea potrebbe aver favorito la formazione delle prime forme di vita.
Fig. 1 – Venere- Fonte NASA
Venere: effetto serra estremo
Venere è il secondo pianeta più vicino al Sole dopo Mercurio, dista dalla nostra stella quasi 109 milioni di chilometri contro i 150 milioni di chilometri che separano la Terra dal Sole. Eppure, non è tanto questa distanza minore che ha determinato il fato di Venere quanto lo svilupparsi e mantenersi di un effetto serra incontrollato (Fig. 1). La superficie di Venere è costituita per il 90% di materiale lavico emesso in tempi geologicamente recenti, l’età media dei depositi è stimata in circa 500 milioni di anni. A differenza della Terra però l’attività vulcanica su venere non è causata dalla tettonica ma da una serie di “hot spots” del mantello (Fig. 2).
Fig. 2 – Vulcani sulla superficie di Venere – Fonte NASA
Esempi di questo tipo di vulcanismo sulla Terra sono le Isole Hawaii. L’assenza di tettonica attiva ha impedito la rimozione della CO2 dall’atmosfera come invece è accaduto sulla Terra. Attualmente l’atmosfera di venere è composta principalmente da CO2, e N2, con una pressione al suolo pari a 92 bar e temperature attorno ai 460 gradi Celsius. Queste condizioni ambientali impediscono la presenza di acqua sulla superficie se non, forse, in limitate quantità ed in forma supercritica (uno stato particolare di equilibrio a temperature e pressioni elevate). Nel passato è possibile che un oceano sia esistito per alcune centinaia di milioni di anni prima di evaporare completamente a cause delle temperature crescenti innescate da un effetto serra incontrollato.
Fig. 3 – Marte – Fonte NASA
Marte: l’oceano perduto
Le ridotte dimensioni di Marte e, conseguentemente, la ridotta gravità, hanno reso più difficile per il pianeta mantenere un’atmosfera densa (Fig. 3). L’assenza di un campo magnetico inoltre non ha protetto l’atmosfera dall’azione del vento solare. Come conseguenza Marte ha progressivamente perso molta della sua atmosfera. Attualmente la pressione al suolo è di circa 7 millibar (sulla Terra è mediamente 1013 millibar), e i gas presenti sono 95% CO2, 3% N2, e 1,6% Ar. La temperatura media al suolo all’equatore è di -50 gradi Celsius.
Fig. 4 Le morfologie del terreno, osservate da diverse sonde e rover inviati su Marte negli anni, testimoniano la presenza nel passato di acqua liquida che ha creato reticoli fluviali, e, probabilmente, bacini marini – Fonte NASA
Attività vulcanica nel passato del pianeta potrebbe aver innescato fenomeni alluvionali estremi con rilascio improvviso di grandi quantità di acqua dal sottosuolo per la fusione del permafrost e, probabilmente, per la destabilizzazione di clatrati di CO2 (delle strutture simili al ghiaccio). Ghiaccio d’acqua è stato identificato nelle calotte polari del pianeta e, probabilmente, è anche presente nel sottosuolo come “permafrost”. Recentissime osservazioni sulla propagazione delle onde sismiche su Marte lasciano presumere che ad una profondità compresa tra 6 e 8 chilometri sotto il suolo sia presente uno strato di acqua liquida con un volume equivalente a quello contenuto nella calotta antartica sulla Terra. La fase liquida sarebbe mantenuta grazie al calore geotermico residuo del pianeta.
I mondi di ghiaccio: Europa, Ganimede, Callisto, Encelado e Titano
Alcuni dei satelliti di Giove e Saturno sono caratterizzati da una crosta ghiacciata che galleggia su un oceano. Il calore necessario per mantenere l’acqua allo stato liquido è in parte radiogenico e in parte originato dagli attriti causati dalle enormi forze di marea generate dai pianeti giganti attorno ai quali orbitano i satelliti.
Europa è uno dei quattro satelliti “galileiani” (o “medicei”) di Giove insieme ad Io, Ganimede, e Callisto. Con un diametro di poco superiore ai 3000 chilometri le sue dimensioni sono circa il 90% di quelle della Luna (Fig. 5).
Europa – Fig. 5 – Fonte NASA
Presenza di acqua ghiacciata sulla superficie di Europa è stata confermata dalla sonda Galileo durante la sua permanenza nell’orbita gioviana dal 1995 al 2003.
Recenti osservazioni spettroscopiche hanno anche evidenziato la presenza di NaCl sulla superficie, un ulteriore indizio della presenza di un oceano salato che verrebbe a giorno lungo le fratture della crosta ghiacciata. La struttura di Europa dovrebbe comprendere un nucleo roccioso circondato da un oceano liquido salato con profondità tra gli 80 e i 100 chilometri sovrastato da una crosta ghiacciata spessa tra 15 e 25 chilometri. La “crosta di ghiaccio” potrebbe essere la sede di un’attività tettonica simile a quella terrestre con processi di subduzione e “ringiovanimento” dei depositi superficiali permettendo lo scambio di materiali tra la superficie e l’oceano garantendo alcune delle condizioni essenziali per lo sviluppo di reazioni biologiche. Osservazioni da parte della sonda “Galileo” lasciano ipotizzare la presenza di criovulcanismo che coinvolge ghiaccio invece che lava. Il telescopio spaziale Hubble ha anche osservato delle emissioni di gas e materiali dalla superficie di Europa.
Ganimede è il maggiore dei satelliti gioviani, con un diametro di poco superiore ai 5.000 chilometri (Fig. 6). – Fonte NASA
Le anomalie del campo magnetico sono indice della presenza di un oceano sotto la superficie ghiacciata che ha uno spessore stimato tra 20 e 90 chilometri. Negli anni 1970 osservazioni spettroscopiche hanno evidenziato la presenza di ghiaccio d’acqua. Si ipotizza che l’oceano liquido si trovi inserito tra una crosta ghiacciata ed uno strato profondo di ghiaccio ultra-denso a contatto con il substrato roccioso.
Fig. 7 – Callisto Fonte NASA
Callisto ha un diametro di 4.800 chilometri (Fig. 7). La superficie è composta da ghiaccio per il 50% con aree più scure. Le caratteristiche morfologiche della superfice e le anomalie magnetiche supportano la presenza di un oceano liquido con profondità di circa 20 chilometri sotto uno spessore di ghiaccio superficiale di circa 100 chilometri.
Fig. 8a e 8b immagini di Encelado – Fonte NASA
Encelado è un satellite di Saturno, con un diametro di circa 500 chilometri. La superficie è composta principalmente da ghiaccio d’acqua con una temperatura al suolo di circa -200 gradi Celsius (Fig. 8). Emissioni di silicio, cloruro di sodio e molecole organiche sono presenti come getti dal polo sud. Queste emissioni provengono da una serie di fratture, dette “strisce di tigre”. L’attività geotermica su Encelado sarebbe simile a quella di alcune emissioni sottomarine terrestri, come quelle della “Città perduta”, lungo il “Massiccio Atlantico” sul fondo dell’Oceano Atlantico.
Fig. 9 Titano con il sole riflesso nei laghi di idrocarburi – Fonte NASA
Titano
Titano è il satellite più grande di Saturno, con un diametro di circa 5000 chilometri (Fig. 9). È avvolto da una densa atmosfera composta da 95% N2 e 5% CH4 con una pressione al suolo pari 1,5 bar ed una temperatura di circa -180 gradi Celsius. Queste condizioni ambientali permettono la presenza di un ciclo idrologico basato sul metano. La sonda Huygens è atterrata su Titano nel gennaio del 2025 come parte della missione “Cassini” e ha rilevato un paesaggio composto da una copertura di ghiaccio con fiumi e laghi di metano ed altri idrocarburi (prevalentemente etano). Osservazioni sulle anomalie gravitazionali e magnetiche indicano che su Titano esiste un livello liquido salato dello spessore di 70 – 100 chilometri sovrastato da almeno 100 chilometri di crosta ghiacciata.
La vita negli oceani extraterrestri
Esistono una serie di condizioni necessarie per il possibile sviluppo della vita. Tra di queste vi è la disponibilità di acqua ed energia. Sulla Terra questa energia è fornita dalla luce del sole e da reazioni chimiche di ossido-riduzione tipiche del metabolismo. Le due teorie dominanti circa l’origine della vita sulla Terra sono in pozze tidali oppure sui fondali oceanici in prossimità delle emissioni geotermiche. Gli elementi chimici essenziali richiesti da ogni forma di vita come noi la conosciamo sono C, H, N, O, P, S.
Per ospitare forme di vita gli oceani extraterrestri devono interagire con minerali dai quali ricavare gli elementi chimici necessari ed avere una fonte energetica. Visto lo spessore delle coperture ghiacciate e la distanza dal Sole l’influenza della luce è necessariamente limitata od assente, quello che rimane è l’attività geotermica. La presenza degli elementi giusti e di energia, tuttavia, non garantisce la nascita della vita. Qualche forma di catalizzatore è necessaria affinché le molecole organiche si possano concentrare fino a divenire dei precursori delle cellule. Analogamente occorre che si crei un sistema di codifica delle informazioni necessarie a replicare le cellule; nel caso terrestre questo compito è affidato al DNA e RNA. Che la vita si possa sviluppare usando sistemi diversi dal DNA e RNA è possibile, come pure è possibile che liquidi diversi dall’acqua (ad esempio idrocarburi) possano fungere da solventi per forme di vita molto diverse da quelle a noi note. Sulla terra ci sono una serie di ambienti caratterizzati da condizioni oligotrofiche (ossia con limitata disponibilità di nutrienti), isolati dall’energia solare e che ospitano forme di vita chemio trofiche che possono essere studiati come potenziali analoghi per le condizioni incontrate negli oceani extraterrestri.
Ad esempio, i camini geotermici sui fondali oceanici emettono una serie di minerali che sostengono diverse forme di vita chemio trofiche (Fig. 10, 11).
Fig. 10 Emissioni di fluidi geotermici in basso fondale – Fonte Caramanna
Fig. 11 – sorgenti geotermiche profonde – Fonte NOOA
In altre situazioni fluidi acidi e ricchi di zolfo permettono lo sviluppo di particolari batteri (Fig. 12).
12. Solfobatteri sul fondale marino – Fonte Caramanna
In Antartide, Groenlandia e Islanda sono stati identificati dei laghi sub-glaciali con comunità litotrofiche (ossia in grado di utilizzare esclusivamente nutrienti inorganici).
Fig. 13 Rendering della sonda “Clipper” in arrivo su Europa, autore Kevin Gill from Nashua, NH, United States – Fonte Wikipedia-commons
Nuove esplorazioni
La sonda “Clipper” è stata lanciata ad ottobre 2024 verso Europa con arrivo in aprile 2030 (Fig. 13). Sono previsti 49 passaggi ravvicinati di Europa fino ad una distanza minima di 25 chilometri dalla superficie. Lo scopo primario è analizzare la composizione della crosta ghiacciata e dell’oceano sottostante, e la composizione chimica dell’atmosfera e delle possibili emissioni di materiale dall’oceano sub-glaciale. Da questi elementi si spera sia possibile capire se Europa ha potenziale per ospitare la vita nel suo oceano e definire se, in futuro, si potrà tentare di penetrare la copertura ghiacciata ed esplorare l’oceano sottostante. La tecnologia oggi ci consente di studiare i fondali del nostro pianeta con una serie di veicoli robotizzati autonomi che sono in grado di compiere missioni sempre più complesse (Fig. 14, 15).
Un veicolo autonomo MESOBOT in grado di esplorare le parti profonde degli oceani – Autore Caramanna – WHOI
Un veicolo autonomo REMUS in grado di esplorare le parti profonde degli oceani – Autore Caramanna – WHOI
Se troveremo o meno forme di vita in questi oceani extraterrestri sarà importante anche per comprendere meglio come la vita si è sviluppata sulla Terra. La presenza di vita infatti confermerebbe l’ipotesi che l’attività geotermica sottomarina è in grado di cerare le condizioni adatte allo sviluppo della vita. In caso contrario, cioè se gli oceani alieni fossero sterili, si confermerebbe l’importanza della radiazione solare per la vita.
Giorgio Caramanna
in anteprima Encelado – Fonte NASA
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geologo (PhD) ed oceanografo, ha fondato la società di consulenza GeoAqua nel 2015 anche al fine di condividere la sua esperienza di ricercatore e subacqueo scientifico, sensibilizzando l’opinione pubblica sui principali problemi ambientali. In possesso di una notevole esperienza in idrogeologia e geochimica ed oltre quindici anni di esperienza come subacqueo scientifico in una varietà di ambienti ha condotto diverse attività di ricerca ed è sttao delegato del gruppo europeo di immersioni scientifiche. Ha lavorato come ricercatore presso molte istituzioni internazionali operando in ambienti multidisciplinari con diverse università. È autore di più di cinquanta articoli ed è revisore di riviste internazionali. Attualmente lavora negli Stati Uniti collaborando come consulente al Woods Hole Oceanographic Institution. Nel 2018 ha ricevuto il Tridente d’oro dell’Accademia Internazionale di Scienze e Tecniche subacquee. Non ultimo è main reporter di OCEAN4FUTURE dagli Stati Uniti
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