{"id":122063,"date":"2025-11-27T00:02:00","date_gmt":"2025-11-26T23:02:00","guid":{"rendered":"https:\/\/www.ocean4future.org\/savetheocean\/?p=122063"},"modified":"2025-11-21T16:47:00","modified_gmt":"2025-11-21T15:47:00","slug":"la-presenza-di-acqua-nel-sistema-solare","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.ocean4future.org\/savetheocean\/archives\/122063","title":{"rendered":"La presenza di acqua nel Sistema Solare"},"content":{"rendered":"tempo di lettura: <\/span> 9<\/span> minuti<\/span><\/span>

.<\/span>
\nlivello elementare<\/span><\/a><\/p>\n

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ARGOMENTO: ASTRONOMIA<\/span><\/strong>
\nPERIODO: XXI SECOLO<\/span><\/strong>
\nAREA: OCEANO<\/span><\/strong>
\nparole chiave: acqua<\/p>\n

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Il sistema atmosfera-oceano sul nostro pianeta si \u00e8 stabilito sin dall\u2019Adeano<\/span><\/strong>, tra i 4,6 e i 3,9 miliardi di anni fa. Una serie di indicazioni geologiche indicano che la maggioranza dell\u2019acqua sulla Terra si sia formata durante questa fase iniziale, sia dal degassamento della crosta che per apporto da parte di meteoriti.<\/p>\n

L\u2019atmosfera primordiale era composta prevalentemente da anidride carbonica (CO2)<\/span><\/strong> e vapore d\u2019acqua<\/span><\/strong> con una pressione al suolo prossima ai 300 bar. Con il progressivo raffreddamento del pianeta la prima acqua liquida inizi\u00f2 ad accumularsi sulla superficie. L\u2019intensa attivit\u00e0 tettonica che ha caratterizzato questa fase della storia evolutiva della Terra ha permesso la rimozione di grandi quantit\u00e0 di CO2 dall\u2019atmosfera grazie a reazioni geochimiche tra l\u2019atmosfera e le rocce che sono poi state \u201criciclate\u201d dai movimenti di subduzione riducendo l\u2019effetto serra. I primi oceani erano probabilmente acidi essendo in equilibrio con l\u2019atmosfera 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\u2019attivit\u00e0 geotermica subacquea potrebbe aver favorito la formazione delle prime forme di vita.<\/p>\n

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Fig. 1 – Venere- Fonte NASA<\/span><\/strong><\/p>\n

Venere: effetto serra estremo<\/span><\/strong>
\nVenere \u00e8 il secondo pianeta pi\u00f9 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 \u00e8 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 \u00e8 costituita per il 90% di materiale lavico emesso in tempi geologicamente recenti, l\u2019et\u00e0 media dei depositi \u00e8 stimata in circa 500 milioni di anni. A differenza della Terra per\u00f2 l\u2019attivit\u00e0 vulcanica su venere non \u00e8 causata dalla tettonica ma da una serie di \u201chot spots\u201d del mantello (Fig. 2).<\/p>\n

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Fig. 2 – Vulcani sulla superficie di Venere – Fonte NASA<\/span><\/strong><\/p>\n

Esempi di questo tipo di vulcanismo sulla Terra sono le Isole Hawaii. L\u2019assenza di tettonica attiva ha impedito la rimozione della CO2 dall\u2019atmosfera come invece \u00e8 accaduto sulla Terra. Attualmente l\u2019atmosfera di venere \u00e8 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 quantit\u00e0 ed in forma supercritica (uno stato particolare di equilibrio a temperature e pressioni elevate). Nel passato \u00e8 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.<\/p>\n

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Fig. 3 – Marte – Fonte NASA<\/span><\/strong><\/p>\n

Marte: l\u2019oceano perduto<\/span><\/strong>
\nLe ridotte dimensioni di Marte e, conseguentemente, la ridotta gravit\u00e0, hanno reso pi\u00f9 difficile per il pianeta mantenere un\u2019atmosfera densa (Fig. 3). L\u2019assenza di un campo magnetico inoltre non ha protetto l\u2019atmosfera dall\u2019azione del vento solare. Come conseguenza Marte ha progressivamente perso molta della sua atmosfera. Attualmente la pressione al suolo \u00e8 di circa 7 millibar (sulla Terra \u00e8 mediamente 1013 millibar), e i gas presenti sono 95% CO2, 3% N2, e 1,6% Ar. La temperatura media al suolo all\u2019equatore \u00e8 di -50 gradi Celsius.<\/p>\n

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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<\/span><\/strong><\/p>\n

Attivit\u00e0 vulcanica nel passato del pianeta potrebbe aver innescato fenomeni alluvionali estremi con rilascio improvviso di grandi quantit\u00e0 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\u2019acqua \u00e8 stato identificato nelle calotte polari del pianeta e, probabilmente, \u00e8 anche presente nel sottosuolo come \u201cpermafrost\u201d. Recentissime osservazioni sulla propagazione delle onde sismiche su Marte lasciano presumere che ad una profondit\u00e0 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.<\/p>\n

I mondi di ghiaccio: Europa, Ganimede, Callisto, Encelado e Titano<\/span><\/strong>
\nAlcuni dei satelliti di Giove e Saturno sono caratterizzati da una crosta ghiacciata che galleggia su un oceano. Il calore necessario per mantenere l\u2019acqua allo stato liquido \u00e8 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.<\/p>\n

Europa<\/span><\/strong> \u00e8 uno dei quattro satelliti \u201cgalileiani\u201d (o \u201cmedicei\u201d) 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).<\/p>\n

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Europa – Fig. 5 – Fonte NASA<\/span><\/strong><\/p>\n

Presenza di acqua ghiacciata sulla superficie di Europa \u00e8 stata confermata dalla sonda Galileo durante la sua permanenza nell\u2019orbita gioviana dal 1995 al 2003.
\nRecenti 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 profondit\u00e0 tra gli 80 e i 100 chilometri sovrastato da una crosta ghiacciata spessa tra 15 e 25 chilometri. La \u201ccrosta di ghiaccio\u201d potrebbe essere la sede di un\u2019attivit\u00e0 tettonica simile a quella terrestre con processi di subduzione e \u201cringiovanimento\u201d dei depositi superficiali permettendo lo scambio di materiali tra la superficie e l\u2019oceano garantendo alcune delle condizioni essenziali per lo sviluppo di reazioni biologiche. Osservazioni da parte della sonda \u201cGalileo\u201d 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.<\/p>\n

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Ganimede \u00e8 il maggiore dei satelliti gioviani, con un diametro di poco superiore ai 5.000 chilometri (Fig. 6). – Fonte NASA<\/span><\/strong><\/p>\n

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\u2019acqua. Si ipotizza che l\u2019oceano liquido si trovi inserito tra una crosta ghiacciata ed uno strato profondo di ghiaccio ultra-denso a contatto con il substrato roccioso.<\/p>\n

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Fig. 7 – Callisto Fonte NASA<\/span><\/strong><\/p>\n

Callisto<\/span><\/strong> ha un diametro di 4.800 chilometri (Fig. 7). La superficie \u00e8 composta da ghiaccio per il 50% con aree pi\u00f9 scure. Le caratteristiche morfologiche della superfice e le anomalie magnetiche supportano la presenza di un oceano liquido con profondit\u00e0 di circa 20 chilometri sotto uno spessore di ghiaccio superficiale di circa 100 chilometri.<\/p>\n

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\nFig. 8a e 8b immagini di Encelado – Fonte NASA<\/span><\/strong><\/p>\n

Encelado<\/span><\/strong> \u00e8 un satellite di Saturno, con un diametro di circa 500 chilometri. La superficie \u00e8 composta principalmente da ghiaccio d\u2019acqua 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 \u201cstrisce di tigre\u201d. L\u2019attivit\u00e0 geotermica su Encelado sarebbe simile a quella di alcune emissioni sottomarine terrestri, come quelle della \u201cCitt\u00e0 perduta\u201d, lungo il \u201cMassiccio Atlantico\u201d sul fondo dell\u2019Oceano Atlantico.<\/p>\n

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Fig. 9 Titano con il sole riflesso nei laghi di idrocarburi – Fonte NASA<\/span><\/strong><\/p>\n

Titano<\/span><\/strong>
\nTitano \u00e8 il satellite pi\u00f9 grande di Saturno, con un diametro di circa 5000 chilometri (Fig. 9). \u00c8 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 \u00e8 atterrata su Titano nel gennaio del 2025 come parte della missione \u201cCassini\u201d 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 \u2013 100 chilometri sovrastato da almeno 100 chilometri di crosta ghiacciata.<\/p>\n

La vita negli oceani extraterrestri<\/span><\/strong><\/span>
\nEsistono una serie di condizioni necessarie per il possibile sviluppo della vita. Tra di queste vi \u00e8 la disponibilit\u00e0 di acqua ed energia. Sulla Terra questa energia \u00e8 fornita dalla luce del sole e da reazioni chimiche di ossido-riduzione tipiche del metabolismo. Le due teorie dominanti circa l\u2019origine della vita sulla Terra sono in pozze tidali oppure sui fondali oceanici in prossimit\u00e0 delle emissioni geotermiche. Gli elementi chimici essenziali richiesti da ogni forma di vita come noi la conosciamo sono C, H, N, O, P, S.
\nPer 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\u2019influenza della luce \u00e8 necessariamente limitata od assente, quello che rimane \u00e8 l\u2019attivit\u00e0 geotermica. La presenza degli elementi giusti e di energia, tuttavia, non garantisce la nascita della vita. Qualche forma di catalizzatore \u00e8 necessaria affinch\u00e9 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 \u00e8 affidato al DNA e RNA. Che la vita si possa sviluppare usando sistemi diversi dal DNA e RNA \u00e8 possibile, come pure \u00e8 possibile che liquidi diversi dall\u2019acqua (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 disponibilit\u00e0 di nutrienti), isolati dall\u2019energia solare e che ospitano forme di vita chemio trofiche che possono essere studiati come potenziali analoghi per le condizioni incontrate negli oceani extraterrestri.<\/p>\n

Ad esempio, i camini geotermici sui fondali oceanici emettono una serie di minerali che sostengono diverse forme di vita chemio trofiche (Fig. 10, 11).<\/span><\/strong><\/p>\n

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Fig. 10 Emissioni di fluidi geotermici in basso fondale – Fonte Caramanna<\/span><\/strong><\/p>\n

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Fig. 11 – sorgenti geotermiche profonde – Fonte NOOA<\/span><\/strong><\/p>\n

In altre situazioni fluidi acidi e ricchi di zolfo permettono lo sviluppo di particolari batteri (Fig. 12).<\/p>\n

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12. Solfobatteri sul fondale marino – Fonte Caramanna<\/span><\/strong><\/p>\n

In Antartide, Groenlandia e Islanda sono stati identificati dei laghi sub-glaciali con comunit\u00e0 litotrofiche (ossia in grado di utilizzare esclusivamente nutrienti inorganici).<\/p>\n

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Fig. 13 Rendering della sonda \u201cClipper\u201d in arrivo su Europa, autore Kevin Gill from Nashua, NH, United States – Fonte Wikipedia-commons<\/span><\/strong><\/p>\n

Nuove esplorazioni<\/span><\/strong><\/span>
\nLa sonda \u201cClipper<\/span><\/strong>\u201d \u00e8 stata lanciata ad ottobre 2024 verso Europa<\/span><\/strong> 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 \u00e8 analizzare la composizione della crosta ghiacciata e dell\u2019oceano sottostante, e la composizione chimica dell\u2019atmosfera e delle possibili emissioni di materiale dall\u2019oceano 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 potr\u00e0 tentare di penetrare la copertura ghiacciata ed esplorare l\u2019oceano 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 pi\u00f9 complesse (Fig. 14, 15).<\/p>\n

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Un veicolo autonomo MESOBOT<\/a> in grado di esplorare le parti profonde degli oceani – Autore Caramanna – WHOI<\/span><\/strong><\/p>\n

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Un veicolo autonomo REMUS in grado di esplorare le parti profonde degli oceani – Autore Caramanna – WHOI<\/span><\/strong><\/p>\n

Se troveremo o meno forme di vita in questi oceani extraterrestri sar\u00e0 importante anche per comprendere meglio come la vita si \u00e8 sviluppata sulla Terra. La presenza di vita infatti confermerebbe l\u2019ipotesi che l\u2019attivit\u00e0 geotermica sottomarina \u00e8 in grado di cerare le condizioni adatte allo sviluppo della vita. In caso contrario, cio\u00e8 se gli oceani alieni fossero sterili, si confermerebbe l\u2019importanza della radiazione solare per la vita.
\nGiorgio Caramanna<\/span><\/strong><\/p>\n

in anteprima Encelado – Fonte NASA
\n.<\/span><\/p>\n

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Alcune delle immagini presenti possono essere state prese dal web, citandone ove possibile gli autori e\/o le fonti. Se qualcuno desiderasse specificarne l\u2019autore o rimuoverle, pu\u00f2 scrivere a infoocean4future@gmail.com e provvederemo immediatamente alla correzione dell\u2019articolo.
\n.<\/span><\/p>\n

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