Ci siamo. Lassù scoperta la prima Terra abitabile

Una squadra di scienziati guidati dagli astronomi dell'Università di California, Santa Cruz, e la Carnegie Institution di Washington ha annunciato la scoperta di un pianeta di dimensioni della Terra (tre volte la massa terrestre) in orbita intorno a una stella ad una distanza che lo colloca esattamente al centro della stella "zona abitabile", dove l'acqua potrebbe esistere allo stato liquido sulla superficie del pianeta.
Se confermato, questo sarebbe il pianeta extrasolare più simile alla Terra finora scoperto e il primo caso potenzialmente abitabile.

Per gli astronomi, un pianeta "potenzialmente abitabile" potrebbe sostenere la vita. L'abitabilità dipende da molti fattori, ma l'acqua liquida e l'atmosfera sono tra i più importanti.

"I nostri risultati offrono un caso molto interessante per un pianeta potenzialmente abitabile"
ha dichiarato Steven Vogt, professore di astronomia e astrofisica all'Università della California di Santa Cruz.

"Il fatto che siamo stati in grado di rilevare questo pianeta così rapidamente e così vicino a noi dice che i pianeti come questo devono essere davvero comuni".

I risultati si basano su 11 anni di osservazioni presso il WM Keck Observatory alle Hawaii.
"Tecniche avanzate combinate con telescopi terrestri antiquati continuano a guidare la rivoluzione dei pianeti extrasolari", ha detto Paul Butler della Carnegie Institution. "La nostra capacità di trovare mondi potenzialmente abitabili è ora limitata solo dal nostro tempo al telescopio".
Vogt e Butler utilizzano il Lick-Carnegie Exoplanet Survey.

(confrontro fra il Sistema Solare e il sistema di Gliese851

Lo studio riporta la scoperta di due nuovi pianeti attorno alla vicina stella nana rossa Gliese 581. Questo porta il numero totale dei pianeti conosciuti in orbita a sei.
Come il nostro Sistema Solare, i pianeti intorno a Gliese 581 hanno orbite quasi circolari. Il più interessante dei due nuovi pianeti è Gliese 581g, con una massa da tre a quattro volte quella della Terra e un periodo orbitale di poco inferiore ai 37 giorni. La sua massa indica che si tratta probabilmente di un pianeta roccioso con una superficie definita e che ha la gravità sufficiente a trattenere un'atmosfera, secondo Vogt.
Gliese 581, è posto a 20 anni luce di distanza dalla Terra nella costellazione della Bilancia.
Due precedenti pianeti individuati nel sistema si trovano ai bordi della zona abitabile, uno sul lato caldo (pianeta c) e uno sul lato freddo (pianeta d).
Mentre alcuni astronomi pensano ancora che "d" potrebbe essere abitabile se avesse una spessa atmosfera con un effetto serra forte per scaldarlo, altri sono scettici. Il pianeta "g" appena scoperto, tuttavia, sta proprio nel bel mezzo della zona abitabile.

"Abbiamo scoperto due pianeti su entrambi i lati della zona abitabile, uno troppo caldo e l'altro troppo freddo, ma adesso abbiamo scoperto uno al centro", ha detto Vogt.

Il pianeta è in rotazione sincrona alla stella, il che significa che un lato è sempre rivolto verso la stella in pieno giorno perpetuo, mentre l'altro lato è al buio perpetuo.
Un effetto di questo clima è quello di stabilizzare la superficie del pianeta, secondo Vogt. La zona più abitabile sulla superficie del pianeta sarebbe la linea di confine tra l'ombra e la luce (noto come "Terminator"), che presenterebbe temperature decrescenti verso il lato oscuro e sempre alte verso il lato della luce.

"Tutte le forme di vita emergenti avrebbero una vasta gamma di climi stabili da scegliere e per evolversi a seconda della longitudine" ha detto Vogt.
I ricercatori stimano che la temperatura media della superficie del pianeta sia compresa tra i -24 e i 10 gradi Fahrenheit (-31 a -12 gradi Celsius).
Le Temperature reali andrebbero da un ardente caldo sul lato rivolto verso la stella e un freddo intenso sul lato oscuro.

Se Gliese 581g avesse una composizione rocciosa simile alla Terra, il suo diametro sarebbe di circa 1,2 a 1,4 volte quella della Terra. La gravità superficiale sarebbe uguale o leggermente superiore a quella della Terra, in modo che una persona potrebbe facilmente camminare in posizione eretta sul pianeta, ha detto Vogt.

I nuovi risultati si basano su 11 anni di osservazioni di Gliese 581 utilizzando lo spettrometro HIRES (progettato da Vogt) sulla I Keck Telescope presso il WM Keck Observatory alle Hawaii.
Lo spettrometro consente di effettuare misure precise della velocità radiale di una stella (la sua moto lungo la linea di vista dalla Terra), che può rivelare la presenza di pianeti. La forza gravitazionale di un pianeta orbitante provoca cambiamenti periodici nella velocità radiale della stella ospite. diversi pianeti inducono oscillazioni complessi nei movimento della stella e gli astronomi usano sofisticate analisi per individuare i pianeti e determinare le loro orbite e le masse.

"E' davvero difficile individuare un pianeta come questo", ha detto Vogt. "Ogni volta che si misura la velocità radiale, che occupa una serata sul telescopio, occorrono più di 200 osservazioni con una precisione di circa 1,6 metri al secondo per rilevare questo pianeta".

Per ottenere molte misure della velocità radiale (238 in totale), la squadra di Vogt ha unito le loro osservazioni HIRES con i dati pubblicati da un altro gruppo guidato da dell'Osservatorio di Ginevra (HARPS, la High Accuracy Radial velocity Planetary Search progetto).
In aggiunta alle osservazioni della velocità radiale, i coautori Enrico e Williamson hanno effettuato precise misurazioni di luminosità della stella con uno dei telescopi robotici della Tennessee State University.
"Le nostre misurazioni di luminosità hano stabilito che le variazioni della velocità radiale sono causate dal nuovo pianeta in orbita intorno e non da un processo all'interno della stella stessa", ha detto Henry.

I ricercatori hanno anche analizzato le implicazioni di questa scoperta per quanto riguarda il numero delle stelle che rischiano di avere almeno un pianeta potenzialmente abitabile. Dato il numero relativamente piccolo di stelle che sono state attentamente monitorate dai cacciatori di pianeti, questa scoperta è giunta sorprendentemente presto.

"Se questi pianeti fossero rari, non dovremmo averne trovato uno così rapidamente e così vicino a noi", ha detto Vogt.
"Il numero di sistemi con pianeti potenzialmente abitabili è probabilmente dell'ordine del 10-20% e se lo si moltiplica per le centinaia di miliardi di stelle nella Via Lattea, esce un numero impressionante.
Ci potrebbero essere decine di miliardi di questi sistemi nella nostra galassia".

Questa ricerca è stata finanziata dalla National Science Foundation e dalla NASA.
I risultati sono riportati in un articolo che sarà pubblicato su The Astrophysical Journal e pubblicato on-line su arXiv.org . I coautori comprendono il socio di ricerca Eugenio Rivera della UC Santa Cruz; l'astronomo Nader Haghighipour dell'Università di Hawaii, Manoa, e gli scienziati Gregory Henry e Michael Williamson della Tennessee State University.

Traduzione a cura di Arthur McPaul

Link
"http://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100929170503.htm"

L'interazione del vento solare con i corpi minori

Gli scienziati hanno scoperto un nuovo tipo di interazione del vento solare con alcuni corpi del nostro Sistema Solare.
Le regioni magnetizzate chiamate anomalie magnetiche, per lo più sul lato nascosto della Luna, si è scoperto che hanno la capacità di deviare il vento solare, proteggendo la superficie della Luna.

Questo aiuterà gli scienziati a capire il comportamento del vento solare vicino alla superficie lunare e come l'acqua può essere generata nel suo strato superiore.
L'evidenza osservativa di questi risultati è stata presentata dai dottori Yoshifumi Futaana e Martin Wieser al Congresso europeo di scienza planetaria a Roma.

I corpi celesti con scarsa o nulla presenza atmosferica interagiscono con il vento solare in maniera molto diverso rispetto alla Terra: la loro superficie è esposta senza alcuna protezione da parte di una densa atmosfera o magnetosfera.
Questo li induce ad essere pesantemente alterati da meteoriti o dal vento solare, formando una superficie ruvida e molto caotica chiamato regolite.
Finora, il vento solare si pensava che il vento solare fosse completamente assorbito dalla regolite.
Tuttavia, recenti esplorazioni della Luna da parte delle sonde Chang'e-1, Kaguya e Chandrayaan-1 hanno rivelato che questa interazione non è così semplice.

Un flusso di particelle ad alta energia sono risultati provenire dalla superficie lunare, molto probabilmente a causa del vento solare che viene direttamente riflesso dalla regolite.

"Questi risultati possono cambiare radicalmente il nostro modo di comprendere l'interazione del vento solare-regolite come lo si pensava finora.
Dato che il vento solare è una potenziale fonte di acqua, abbiamo bisogno di modelli migliori di circolazione per l'idrogeno lunare, al fine di comprendere come possano formarsi le molecole di acqua negli strati superiori" dice il Dott. Futaana dell'Istituto Svedese di Fisica dello Spazio.

"Inoltre, sarà possibile studiare a distanza l'interazione tra il vento solare della superficie di altri corpi come la luna marziana Phobos o Mercurio, grazie agli atomi di idrogeno energetici che si riflettono verso lo spazio, quando il vento solare colpisce la loro superficie" aggiunge.

L'inchiesta è stata condotta con lo strumento Sub-keV Atom Reflecting che è stato sviluppato in una collaborazione tra la Svezia, India, Svizzera e Giappone e messo a bordo della sonda lunare indiana Chandrayaan-1.
Gli scienziati hanno mappato per la prima volta gli atomi di idrogeno energetici proveniente dalla Luna, e ha rilevato che fino a un quinto dei protoni del vento solare che raggiungono la superficie si riflettono verso lo spazio.
Questa può essere una caratteristica generale dell'atmosfera di corpi come Mercurio, meteoriti e diverse lune dei pianeti giganti.

"In effetti, durante l'incontro ravvicinato della sonda europea Mars Express con Phobos, nel 2008, abbiamo rilevato delle tracce dei protoni del vento solare riflesse anche dalla superficie della luna marziana di Phobos", dice il Dott. Futaana.

Tuttavia, quando Chandrayaan-1 ha sorvolato l'anomalia magnetica (regione magnetizzata sulla superficie della Luna), gli scienziati hanno rilevato significativamente meno atomi di idrogeno riflettenti, il che significa che il vento solare non aveva raggiunto la superficie lunare. In realtà, era fortemente deviato da una aggregazione di anomalie magnetiche nell'emisfero meridionale dell'altra faccia della Luna.

"Abbiamo rilevato un forte flusso di protoni deviati del vento solare. Questo indica chiaramente che le anomalie magnetiche possono proteggere la superficie lunare dal vento solare in arrivo, nello stesso modo di come funge la magnetosfera di diversi pianeti del nostro Sistema Solare" dice il Dott. Futaana.

"Tutto dipende da quanto è forte il vento solare". Quando la pressione del vento solare è bassa, questa" mini-magnetosfera si espande causando una forte schermatura", conclude il dottor Wieser, anch'esso dell'Istituto Svedese di Fisica dello Spazio.

Traduzione a cura di Arthur McPaul

Link
"http://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100923190805.htm"

Nubi molecolari: scoperto il "coreshine"

La scienza brancola letteralmente nel buio quando si tratta di studiare la nascita delle stelle, che si verifica dentro le nubi di gas e polveri.

Queste nubi sono completamente opache alla luce ordinaria, ma ora, un gruppo di astronomi, ha scoperto un nuovo fenomeno astronomico che sembra essere comune a tali nubi, e promette di aprire una nuova finestra sulle primissime fasi di formazione stellare.
Il fenomeno della luce infrarossa che viene dispersa dai chicchi inaspettatamente elevati di polvere, che gli astronomi hanno definito "coreshine", sono nuclei densi, dove nascono le stelle.

Le stelle sono formate come le dense regioni del nucleo delle nubi cosmiche, da gas e polveri ("nubi molecolari") per il crollo della loro stessa gravità.
Come risultato, la materia in queste regioni si fa sempre più densa e più calda, finché si innesca la fusione nucleare e nasce una nuova stella, così come è accaduto anche per il Sole.
I grani di polvere contenuti nelle nubi rappresentano il collasso delle materie prime in esse contenute.
Cosa succede durante le primissime fasi di questo collasso è in gran parte sconosciuta.

Un team internazionale di astronomi guidati da Laurent Pagani (Lerma, Observatoire de Paris) e Jürgen Steinacker (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg, Germania), hanno scoperto un nuovo fenomeno che promette di fornire informazioni sulla prima fase cruciale della formazione della stelle e dei pianeti: il "coreshine," cioè la diffusione della luce del medio infrarosso (che è onnipresente nella nostra galassia) con grani di polvere all'interno di tali nubi dense.

La luce diffusa trasporta informazioni sulle dimensioni e la densità delle particelle di polvere e l'età della regione di base, la distribuzione spaziale del gas, la preistoria del materiale che finirà nei propianeti e sui processi chimici all'interno del la nube.

La scoperta si basa sulle osservazioni del NASA Spitzer Space Telescope. Come pubblicato a febbraio da Steinacker, Pagani e i colleghi di Grenoble e di Pasadena, è stato rilevato un'inaspettata radiazioe nel medio infrarosso dalla nube molecolare L 183 nella costellazione della Coda del Serpente ("testa del serpente"), ad una distanza di 360 anni luce.
La radiazione sembrava provenire dal nucleo denso della nube. Confrontando le loro misurazioni con delle simulazioni dettagliate, gli astronomi sono stati in grado di dimostrare che avevano a che fare con la luce riflessa dalle particelle di polvere con diametro di circa 1 micrometro (un milionesimo di metro). In seguito a questa scoperta, i ricercatori hanno esaminato 110 nubi molecolari a distanze tra i 300 ei 1300 anni luce, che erano state osservata con lo Spitzer, nel corso di programmi di indagini diverse.

L'analisi ha mostrato che la radiazione di L 183 era più di un colpo di fortuna e che il "coreshine" è un fenomeno astronomico molto diffuso: circa la metà dei nuclei di nubi esposti presentavano il coreshine, nelle radiazioni del medio infrarosso associate con la diffusione da grani di polvere nelle loro regioni più dense.

La scoperta del coreshine suggerisce una serie di progetti per il telescopio spaziale Spitzer, nonché per il James Webb Space Telescope, che dovrebbe essere lanciato nel 2014.
Le prime osservazioni del coreshine hanno dato risultati promettenti: la presenza inaspettata di granelli di polvere più grandi (diametro di circa un milionesimo di metro) mostra che questi grani iniziano la loro crescita, anche prima dell'inizio del collasso delle nubi. Un'osservazione di particolare interesse riguarda le nubi nella costellazione meridionale della Vela, in cui non è presente il coreshine.

E' noto che questa regione è stata disturbata da numerose esplosioni stellari (supernovae). Steinacker e i suoi colleghi hanno ipotizzato che queste esplosioni hanno distrutto i granelli di polvere più grandi che erano presenti in questa regione nelle nubi molecolari .

La ricerca è stata pubblicata in 24 Settembre 2010 su Science.

Traduzione a cura di Arthur McPaul

Link
"http://www.sciencedaily.com /releases/2010/09/100924084609.htm"

Saturno: nuovo studio sulle aurore polari

Un nuovo video e immagini mostrano la scintillante aurora di Saturno in un periodo di due giorni, aiutando gli scienziati a capire cosa provoca uno dei più impressionanti spettacoli di luce del Sistema Solare.

Il video e le immagini sono parte di un nuovo studio che, per la prima volta, estrae le informazioni dalle aurore l'intero catalogo di immagini di Saturno prese dallo strumento di mappatura visiva e spettrometro ad infrarossi (VIMS) a bordo della sonda Cassini della NASA.

Queste immagini e risultati preliminari sono stati presentati da Tom Stallard, scienziato di punta VIMS e collaboratore del magnetometro di Cassini, presso il Planetary European Science Congress a Roma, Venerdì 24 settembre.

Nel video, il fenomeno dell'aurora varia chiaramente in modo significativo nel corso di un giorno su Saturno, che dura circa 10 ore e 47 minuti.
Sui lati vi sono il mezzogiorno e la mezzanotte (a sinistra e a destra ai lati rispettivamente delle immagini), l'aurora può illuminare in modo significativo per alcune ore, suggerendo che la luminosità è collegata con l'angolatura di illuminazione del Sole.
Altre caratteristiche possono essere viste ruotare con il pianeta, per riapparire nello stesso tempo e nello stesso luogo il secondo giorno, suggerendo che queste sono direttamente controllate dall'orientamento del campo magnetico di Saturno.

"Le aurore di Saturno sono molto complesse e stiamo iniziando solo adesso a comprendere tutti i fattori coinvolti", ha detto Stallard. "Questo studio fornirà una visione più ampia della grande varietà di caratteristiche differenti che presenta l'aurora su Saturno e ci permetterà di comprendere meglio ciò che controlla queste variazioni di aspetto" .

Le urore su Saturno si verificano in un processo simile a luci del nord e del sud della Terra. Le particelle del vento solare vengono convogliate dal campo magnetico verso i poli del pianeta, dove interagiscono con i gas elettricamente carichi (plasma) nell'alta atmosfera emettendo la luce.

A Saturno, tuttavia, le caratteristiche aurorali possono anche essere causate dalle onde elettromagnetiche generate quando le lune del pianeta si muovono attraverso il plasma che riempie la sua magnetosfera.

I dati precedenti di Cassini hanno contribuito a mostrare ad una serie di istantanee dettagliate delle aurore. Ma la comprensione della natura globale della regione aurorale richiede un enorme numero di osservazioni, che può essere difficile perché il tempo per vicine osservazioni di Cassini è ridotte",ha detto Stallard.

Tuttavia, le osservazioni di VIMS e di numerosi altri obiettivi scientifici includono anche informazioni aurorali A volte l'aurora può essere vista chiaramente, ma a volte Stallard e i colleghi devono collegare più immagini per produrre un segnale. Questo vasto insieme di osservazioni permette agli scienziati di capire l'aurora in generale, piuttosto che i produrre espresse osservazioni dedicate al fenomeno.

Stallard ei suoi colleghi hanno analizzato circa 1.000 immagini tra le 7.000 che VIMS ha ripreso per la regione aurorale di Saturno.

Le nuove immagini, in falsi colori mostrano le aurore di Saturno incandescenti nel verde intorno al polo sud del pianeta (foto di apertura). Le informazioni aurorali nelle due immagini sono state estratte dai dati di VIMS del 24 maggio 2007 (foto in basso), e del primo novembre 2008(seconda foto in basso). Il video si estende per circa 20 ore di osservazioni della Terra e da VIMS, dal settembre 22 e 23 del 2007.

"Studi approfonditi come questo sulle aurore di Saturno ci aiutano a capire anche come si sono generate sulla Terra e la natura delle interazioni tra la magnetosfera e le regioni più alte dell'atmosfera di Saturno" ha detto Linda Spilker, scienziato del progetto Cassini.

Qui in alto vediamo un quartetto di immagini composite in falsi colori, che mostrano la danza delle luci del sud di Saturno nei dati ottenuti dalla sonda Cassini della NASA. Questa immagine è tra le prime ad essere rilasciate da uno studio che estrae le emissioni aurorali del catalogo di immagini prese dallo spettrometro di mappatura visuale e infrarossi di Cassini.

In questa immagine costruita a partire dai dati raccolti nel vicino infrarosso, l'emissione aurorale viene evidenziata in verde. I dati rappresentano le emissioni di ioni idrogeno in luce tra i 3 e i 4 micron di lunghezza d'onda. In generale, gli scienziati identificano in blu la luce solare riflessa alla lunghezza d'onda di 2 micron, in verde la luce solare riflessa a 3 micron e in rosso per l'emissione termica a 5 micron. Gli anelli di Saturno riflettono la luce solare a 2 micron, ma non ai 3 e ai 5 micron, in modo che appaiono blu profondo. La foschia d'alta quota di Saturno riflette la luce solare, sia a 2 e 3 micron, ma non a 5 micron, e perciò appare dal verde al blu-verde. L'emissione di calore dall'interno di Saturno è visibile solo a 5 micron di lunghezza d'onda nei dati dello spettrometro, e appare quindi in rosso. Le macchie scure e le caratteristiche bande nell'immagine sono nuvole e tempeste di piccole dimensioni che evidenziano i sistemi meteo e di modelli di circolazione più profondi del pianeta. Sono illuminate dal basso dall'emissione termica di Saturno, e quindi appaiono in silhouette.

Le immagini, come già accennato in alto, sono state ottenute il 24 maggio 2007 dalla sonda Cassini.

Questa immagine composita in alto, in falsi colori, ottenuta dai dati dalla sonda Cassini della NASA, mostra le striature delle aurore su circa 1.000 chilometri (600 miglia) della regione sud polare di Saturno. E' tra le prime immagini rilasciate che identificano le emissioni aurorali dallo spettrometro di mappatura visuale e infrarossa della sonda Cassini.

In questa immagine costruita a partire dai dati raccolti nel vicino infrarosso della luce, l'emissione aurorale viene evidenziata in verde. I dati rappresentano le emissioni di ioni idrogeno in luce tra i 3 e i 4 micron di lunghezza d'onda. In generale, in blu è indicata la luce solare riflessa alla lunghezza d'onda di 2 micron, in verde la luce solare riflessa a 3 micron e in rosso l'emissione termica a 5 micron.
Gli anelli di Saturno riflettono la luce solare a 2 micron, ma non a 3 e 5 micron, ed appaiono blu profondo. La foschia d'alta quota di Saturno riflette la luce solare, sia a 2 e 3 micron, ma non a 5 micron, e perciò appare dal verde al blu-verde. L'emissione di calore dall'interno di Saturno è visibile solo a 5 micron di lunghezza d'onda nei dati dello spettrometro, e appare quindi in rosso. Le macchie scure e le caratteristiche bande nell'immagine sono nuvole e tempeste di piccole dimensioni che evidenziano i sistemi meteo e i modelli di circolazione più profonda del pianeta. Sono illuminate dal basso dall'emissione termica di Saturno, e quindi appaiono in silhouette.

L'immagine composita è stata fatta da 65 singole osservazioni dello spettrometro di mappatura visuale e infrarossi di Cassini il primo novembre 2008. Le osservazioni sono avvenute ogni sei minuti.

VIDEO DELL'AURORA SUD POLARE DI SATURNO

L'AURORA DI SATURNO

Traduzione a cura di Arthur McPaul

Link
"http://www.jpl.nasa.gov/m/news/index.cfm?release=2010-313"

Asteroide pericoloso scoperto dal PAN-STARR Telescope

Il telescopio Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System (Pan-Starrs) -PS1-, ha scoperto un asteroide che arriverà entro 4 milioni di chilometri dalla Terra a metà ottobre. L'oggetto è di circa 150 metri di diametro ed è stato scoperto in immagini acquisite il 16 settembre, quando era a circa 20 milioni di miglia di distanza.

E' il primo "oggetto potenzialmente pericoloso" (PHO) ad essere stato scoperto dal sondaggio di Pan-Starrs e ha ricevuto la designazione di "2010 ST3".
"Anche se questo particolare oggetto non colpirà la Terra nel futuro immediato, la sua scoperta dimostra che il Pan-Starrs è oggi il sistema più sensibile dedicato alla scoperta di asteroidi potenzialmente pericolosi", ha detto Robert Jedicke, dell'Università delle Hawaii e membro del PS1 Scientifico del Consorzio, che sta lavorando sui dati asteroide dal telescopio.

"Questo oggetto è stato scoperto quando ormai era troppo lontano per essere rilevato da altre indagini", ha osservato Jedicke, dell'Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, un importante partner nel Consorzio.

La maggior parte dei più grandi PHOS sono già stati catalogati, ma gli scienziati sospettano che ve ne siano molti altri delle dimensioni inferiori ad un miglio che non sono ancora stati scoperti.
Un loro impatto potrebbe causare una devastazione su scala regionale, sul nostro pianeta, eventi che secondo le stime si verificano una volta ogni qualche migliaio di anni.

Timothy Spahr, direttore del Minor Planet Center (MPC), ha dichiarato: "Mi congratulo con il progetto Pan-Starrs per questa scoperta.
E' la prova che il telescopio PS1, con le sue Gigapixel Camera e il suo sofisticato sistema computerizzato per la rilevazione di oggetti in movimento, è in grado di trovare oggetti potenzialmente pericolosi che nessun altro ha trovato".
Il MPC, con sede a Cambridge, nel Massachusetts, è stato istituito con la International Astronomical Union nel 1947 per raccogliere e diffondere le misurazioni di posizione degli asteroidi e delle comete, di confermare le loro scoperte, e dar loro denominazioni preliminari.

Pan-Starrs si aspetta di scoprire decine di migliaia di nuovi asteroidi ogni anno con una precisione sufficiente per calcolare con le loro orbite intorno al Sole.

Qualunque oggetto di considerevoli dimensioni che sembra che possa avvicinarsi alla Terra entro i prossimi 50 anni o giù di lì sarà etichettato come "potenzialmente pericoloso" e attentamente monitorato.
Gli esperti della NASA ritengono che, con parecchi anni avviso, dovrebbe essere possibile organizzare una missione spaziale per deviare qualsiasi asteroide che si scopra essere in rotta di collisione con la Terra.

La Pan-Starrs ha obiettivi più ampi. PS1 e il suo fratello maggiore, PS4, che sarà operativo in questo decennio, dovrebbe scoprire un milione di asteroidi o più in totale, e perseguire altri obiettivicome le stelle variabili, le supernove, e misteriose galassie in oltre metà dell'universo.
PS1 è divenuto pienamente operativo dal giugno 2010.

Le indagini PS1 sono state rese possibili attraverso i contributi dell'Università delle Hawaii di Astronomia, la Pan-Starrs Project Office, la Società Max-Planck e i suoi istituti partecipanti, l'Istituto Max Planck per l'astronomia, Heidelberg e la Istituto Max Planck per la fisica extraterrestre, Garching, la Johns Hopkins University, la Durham University, l'Università di Edimburgo, Belfast Queen's University, l'Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, la Las Cumbres rete Telescope Observatory Global, Inc., e la Nazionale Centrale Università degli Studi di Taiwan. Il finanziamento per la costruzione di Pan-Starrs (abbreviazione di Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) è stato fornito dalla US Air Force Research Laboratory.
Con sede a Cambridge, Mass., l'Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) è una collaborazione congiunta tra lo Smithsonian Astrophysical Observatory e l'Harvard College Observatory. Gli scienziati CfA, sono articolati in sei divisioni di ricerca, per studiare l'origine, l'evoluzione e il destino ultimo dell'Universo.

Traduzione a cura di Arthur McPaul

Link
"http://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100927162340.htm"

Risolto il mistero della costruzione della Grande Piramide?

Gli scienziati da tutto il mondo hanno cercato di capire come gli Egiziani abbiano eretto le loro gigantesche piramidi . Ora un architetto, ricercatore presso l'Università norvegese della scienza e della tecnologia (NTNU), dice di aver trovato la risposta a questo antico interrogativo, sinora irrisolto.
I ricercatori sono stati così preoccupati dal peso delle pietre che hanno teso a trascurare due importanti problemi: come hanno fatto gli egiziani a sapere esattamente dove posare i blocchi, estremamente pesanti? E come è stato in grado l'architetto principale di comunicare piani e progetti particolareggiati, di alta precisione, ad una forza lavoro di 10.000 uomini analfabeti?

Una struttura di sette milioni di tonnellate
Questi sono stati tra gli interrogativi che si è posto Ole J. Bryn , un architetto e professore associato presso la Facoltà di Architettura e Belle Arti della NTNU, quando si è dedicato all'esame della Grande Piramide di Khufu (Cheope) di Giza, che è composta di 2,3 milioni di blocchi di calcare, per un peso di circa 7 milioni di tonnellate. Con i suoi 146,6 metri di altezza, essa ha detenuto il record della struttura più alta mai costruita per quasi 4000 anni.

Bryn ha scoperto una cosa piuttosto semplice. Egli ritiene che gli egizi avessero inventato la griglia caratteristica di progettazione come si usa per un moderno edificio , separando il sistema di misurazione della struttura dalla forma dell’edificio stesso, e introducendo in tal modo la tolleranza, come viene chiamata oggi nelle professioni dell’ingegnere e dell’architetto.

La chiave è il punto di vertice
Bryn ha studiato gli schemi delle trenta più antiche piramidi egiziane, e ha scoperto un sistema di precisione che ha reso possibile agli Egizi l’identificazione precisa nello spazio della posizione dell’ultimo punto, il vertice più alto, con un grado impressionante di precisione. Dallo studio dello schema della piramide , è possibile predisporre la documentazione di un progetto in modo moderno, non solo per una, ma per tutte le piramidi di ogni dato periodo.

Basta che l’architetto conosca le dimensioni principali di una piramide, e può proiettare l'edificio come farebbe con un edificio moderno, ma seguendo i metodi costruttivi e le misure noti nell’antico Egitto, dice Bryn.
In un articolo scientifico pubblicato in maggio 2010 nel Nordic Journal of Architectural Research, Bryn discute aspetti che possono spiegare la costruzione di molte delle piramidi egiziane con l’uso della griglia di costruzione, e non tratta della costruzione fisica in se stessa, come punto di partenza per le sue analisi.

Una nuova mappa progettuale
Se i principi alla base dei disegni presentati da Bryn sono corretti, allora gli archeologi avranno a disposizione una nuova "mappa progettuale", che dimostra con chiarezza che le piramidi non sono un "mucchio di pietre pesanti, posto a formare strutture sconosciuto" ma, piuttosto, strutture incredibilmente precise.
I risultati ottenuti da Ole J. Bryn saranno presentati e spiegati nell’esposizione Il Punto di Vertice a Trondheim dal 13 settembre al 1 ottobre. La mostra è parte ufficiale del programma per celebrare il centenario (1910-2010) dell'Università norvegese di Scienza e Tecnologia.

L'autore:
Ole J. Bryn è un ex professionista, architetto, e occupa attualmente un posto di Professore Associato presso la Facoltà di Architettura e Belle Arti all'Università norvegese della scienza e della tecnologia (NTNU) di Trondheim, Norvegia.
Lo sviluppo delle teorie di Bryn sulle griglie geometriche usate nelle piramidi egiziane ha beneficiato della collaborazione del Dr. Michel Barsoum, Preside e Professore Distinto presso il Dipartimento di Scienza dei Materiali e Ingegneria della Drexel University di Philadelphia.

Traduzione a cura del sito Liutprand (http://www.liutprand.it/articoliMondo.asp?id=339)

Link
"http://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100924084615.htm"

Venere: analogia dei fulmini atmosferici con la Terra

Nonostante le grandi differenze tra le atmosfere di Venere e della Terra, gli scienziati hanno scoperto che meccanismi molto simili produrrebbero fulmini sui due pianeti. I tassi di scarico, l'intensità e la distribuzione spaziale dei fulmini sono comparabili, in tal modo gli scienziati sperano di poter capire meglio la chimica, la dinamica e l'evoluzione delle atmosfere dei due pianeti.

I risultati sono stati presentati dal Dott. Christopher Russell al Planetary Science Congress europeo di Roma.
Le prime missioni, come gli orbiter russi Venera e le sonde Pioneer, Venus Orbiter e più recentemente la sonda Galileo, hanno trasmesso onde elettromagnetiche e immagini ottiche da Venere, della presenza di fulmini.
Ciò è stato confermato anche dai telescopi a terra che hanno catturato l'illuminazione lampeggiante dei fulmini su Venere.
Eppure, le differenze tra le due atmosfere hanno indotto alcuni ad affermare che i fulmini su Venere fossero assai improbabili.
Il lancio di Venus Express con il magnetometro costruito dalla Space Research Institute di Graz, in Austria, ha fornito una grande opportunità per confermare in modo inequivocabile la presenza di lampi su Venere e di studiare in dettaglio il suo campo magnetico ad altitudini tra i 200 ei 500 km.

"Brevi impulsi di forza del segnale che dovrebbero essere stati prodotti da un fulmine sono stati visti quasi subito dopo l'arrivo su Venere, nonostante l'orientamento sfavorevole del campo magnetico per l'ingresso dei segnali nella ionosfera di Venere all'altitudine delle misurazioni di Venus Express", spiega Russell dell'Università della California, USA.

Le onde elettromagnetiche che il dottor Russell e la sua squadra hanno osservato sono fortemente guidate dal campo magnetico di Venere e possono essere rilevate solo attraverso la sonda, quando il campo magnetico si inclina orizzontalmente, di oltre 15 °.

Questo è ben diverso dalla situazione sulla Terra, dove i segnali dei fulmini sono aiutati, nel loro ingresso nella ionosfera, dal campo magnetico quasi verticale.
Quando si formano le nubi, sulla Terra o su Venere, l'energia che il Sole ha depositato in aria può essere abbandonata in una scarica elettrica molto potente. Quando le nubi di particelle si scontrano, con il trasferimento di carica elettrica da particelle più grandi a quelle più piccole e le particelle più grandi cadono, mentre le particelle piccole vengono spostate verso l'alto, la separazione porta ai colpi di fulmine.

Questo processo è molto importante per un ambiente planetario, perché fa aumentare la temperatura e la pressione di una piccola porzione di atmosfera ad un valore molto alto, favorendo la formazione di alcune importanti molecole che altrimenti non potrebbero a temperature e pressioni standard. È per questo che alcuni scienziati hanno ipotizzato che il fulmine potrebbe aver contribuito al sorgere della vita sulla Terra.

Sul nostro pianeta si verificano circa 100 fulmini al secondo, analogamente, su Venere non vediamo l'intero pianeta e dobbiamo stimare il tasso di incidenza totale con alcune ipotesi. Grazie al nuovo set di dati di Venus Express, il dottor Russell e colleghi hanno potuto dimostrare che il fulmine è simile in forza a quello della Terra alle quote stesse.

"Abbiamo analizzato i lampi sulla Terra per 3,5 anni e su Venere utilizzando i dati a bassa quota di Venus Express (10 minuti al giorno). Mettendo a confronto le onde elettromagnetiche prodotte presso i due pianeti, abbiamo riscontrato forti segnali magnetici su Venere, ma una volta convertiti in flussi di energia li abbiamo trovati molto simili come forza" spiega il dottor Rusell.

Inoltre sembra che il fulmine è più diffuso sulla faccia illuminata che su quella buia e accade più spesso a basse latitudini, dove l'ingresso con l'atmosfera del pianeta col vento solare è più forte.

"Venere e la Terra sono spesso chiamati pianeti gemelli a causa delle loro dimensioni analoghe, la massa, e la struttura interna. La generazione atmosferica dei fulmine è un altra analogia che rende simili i due pianeti", conclude il dottor Russell.

a cura di Arthur McPaul

Link
"http://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100922183006.htm"

Il Sistema Solare come appare agli occhi degli alieni

Le nuove simulazioni ai supercomputer delle interazioni di migliaia di granelli di polvere, mostrano come potrebbe apparire il Sistema Solare agli occhi di ipotetici astronomi extraterrestri alla ricerca di esopianeti.
I modelli forniscono anche un assaggio di come è cambiato il nostro sistema planetario nel corso dei miliardi di anni.

"I pianeti potrebbero essere troppo deboli per essere rilevati direttamente, ma gli astronomi alieni che stessero ipoteticamente studiando il Sistema Solare potrebbero facilmente determinare la presenza di Nettuno, in quanto la sua gravità scolpisce una leggera fessura nella polvere" ha detto Marc Kuchner, un astrofisico del NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland che ha condotto lo studio.
"Speriamo che i nostri modelli aiutino anche ad individuare altri mondi come Nettuno intorno ad altre stelle".

La polvere è originaria della fascia di Kuiper, una zona di transito molto fredda al di là di Nettuno, dove milioni di corpi ghiacciati, come anche Plutone, orbitano attorno al Sole.
Gli scienziati ritengono che la regione è una versione più antica e meno popolata dei dischi di detriti scoperti intorno a stelle come Vega e Fomalhaut.

"Le nostre nuove simulazioni ci permettono anche di vedere come la polvere dalla fascia di Kuiper poteva essere quando il Sistema Solare era molto più giovane", ha detto Christopher Stark, che ha lavorato con Kuchner Goddard della NASA ed è ora alla Carnegie Institution for Science di Washington. "In effetti, possiamo andare indietro nel tempo e vedere la visuale in lontananza del Sistema Solare e come esso è cambiato"..

Gli oggetti presenti nella Fascia di Kuiper entrano spesso in collisione creando frammenti e polvere che viaggiano attraverso il Sistema Solare soggetti a una serie di forze in aggiunta alla forza di attrazione gravitazionale del Sole e dei pianeti.
I grani minuscoli sono influenzati dal vento solare, che lavora per portare la polvere più vicino al Sole, e la luce solare, che può attirare polvere o spingerla verso l'esterno.
Ciò dipende dalle dimensioni del grano.

"Si riteneva che il calcolo delle collisioni non si poteva fare perché il numero di piccoli granelli è troppo numeroso" ha detto Kuchner.
"Abbiamo però trovato un modo per farlo che ha aperto un paesaggio del tutto nuovo".

Con l'aiuto del supercomputer Discover della NASA, i ricercatori hanno tenuto sotto controllo 75.000 particelle di polvere e i loro rapporti con i pianeti esterni, la luce solare e il vento solare.

Le dimensioni del modello di polvere andavano dalle dimensioni della cruna di un ago (0,05 pollici o 1,2 millimetri) fino a più di un migliaio di volte più piccole simili alle particelle di fumo.
Durante la simulazione, i grani sono stati collocati in uno dei tre tipi di orbite in cui di oggi si trova la Fascia di Kuiper. Dai dati ottenuti, i ricercatori hanno creato immagini di sintesi che rappresentano le vedute a infrarossi del Sistema Solare visibile da lontano.
Attraverso gli effetti gravitazionali chiamati "risonanze", Nettuno smista le particelle vicine e crea una zona vuota vicino al pianeta.

"Una cosa che abbiamo imparato è che, anche nel Sistema Solare attuale, le collisioni giocano un ruolo importante nella struttura della fascia di Kuiper" ha spiegato Stark.

Questo perché le collisioni tendono a distruggere le particelle più grandi producendo un anello di polvere relativamente denso che cavalca l'orbita di Nettuno.

In passato, la fascia di Kuiper conteneva molti più oggetti che si schiantarono più frequentemente generando la polvere a un ritmo più veloce.
Utilizzando modelli distinti che hanno considerato tassi di collisione progressivamente più alti, la squadra ha prodotto immagini della polvere che è stata 10, 100 e 1000 volte più intenso rispetto al modello originale. Gli scienziati stimano che la polvere riflette le condizioni della fascia di Kuiper come è stata rispettivamente, a 700 milioni, 100 milioni e 15 milioni di anni.
"Siamo stati semplicemente sbalorditi da quello che abbiamo visto", ha detto Kuchner.

Quando le collisioni diventano sempre più importanti, la probabilità che i grani di polvere grandi sopravvivono alla deriva dalla Fascia di Kuiper scende bruscamente.
Facendo un passo indietro nel tempo, si osserva un disco polveroso che assomiglia ad un denso anello come lo osserviamo attorno ad altre stelle, in particolare Fomalhaut.
"La cosa sorprendente è che abbiamo già visto questi anelli attorno ad altre stelle", ha detto Stark.
"Uno dei nostri prossimi passi sarà quello di simulare i dischi di detriti attorno a Fomalhaut e alle altre stelle per vedere cosa ci racconterà la distribuzione di polvere sulla presenza di pianeti".

I ricercatori hanno anche intenzione di sviluppare un quadro più completo del disco polveroso del Sistema Solare mediante ulteriori modellizzazione più vicine al Sole, compresa la Fascia Principale e le migliaia di asteroidi troiani legati alla gravità di Giove.

Lo studio è stato pubblicato sulla rivista Astronomical Journal. (Credito dell'immagine in alto: NASA/Goddard/Marc Kuchner and Christopher Stark)

VIDEO DELLA SIMULAZIONE

a cura di Arthur McPaul

Link
"http://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100923111528.htm"

Il sistema nuvoloso primaverile di Titano

Nell'emisfero settentrionale di Titano è fissata per il particolare clima primaverile fine, con cieli polari di compensazione dopo l'equinozio di agosto dello scorso anno. strumento VIMS Cassini ha tenuto sotto controllo le nubi su Titano continuamente in quanto la sonda è entrata in orbita intorno a Saturno. 

Ora, un team guidato da Sébastien Rodriguez (laboratorio di AIM - Université Paris Diderot) ha utilizzato più di 2000 immagini VIMS per creare il primo studio a lungo termine del clima di Titan, che include l'equinozio, utilizzando i dati osservativi. 

Dr Rodriguez presenteranno i risultati alla Planetary European Science Congress a Roma il Mercoledì 22 Settembre.

Le stagioni di Titano hanno stagioni che durano 7 anni terrestri. Il team ha osservato significative variazioni atmosferiche tra il luglio 2004 (inizio estate nell'emisfero australe) e l'aprile 2010, dall'inizio della primavera al nord. Le immagini hanno mostrato che l'attività delle nubi è attualmente scesa vicino a entrambi i poli di Titano. Queste zone erano state pesantemente coperte durante la tarda estate del sud fino al 2008, pochi mesi prima l'equinozio. 

Foto in alto:

Sinistra: flyby di Titano T43 - 12 maggio 2008 - immagine VIMS che mostra una grande nuvola che copre il polo nord di Titano (toni gialli).

A destra: flyby di Titano T63 - 12 dicembre 2009 - VIMS osserva un enorme sistema nuvoloso a 40 ° S (toni gialli) e il polo nord di Titano libero da nubi, pochi mesi dopo l'equinozio.

Credit: NASA / JPL / University of Arizona / Università di Nantes / Università di Diderot di Parigi

  

"Negli ultimi sei anni, abbiamo rilevato che le nuvole appaiono raggruppate in tre regioni distinte di Titano: le grandi nubi al Polo Nord, le nube irregolari del Polo Sud e una cintura stretta attorno a 40 gradi sud. Tuttavia, stiamo ora vedendo la prova di una circolazione stagionale su Titano, le nuvole al Polo Sud sono completamente scomparse poco prima dell'equinozio e le nubi del nord sono in diradamento.

Questo concorda con le previsioni dei modelli e ci aspettiamo di vedere l'attività invertire nuvola da un emisfero ad un altro nel prossimo decennio, come l'inverno si avvicina meridionale", ha detto Rodriguez.

Foto in alto: copertura nuvolosa frazionale nell'atmosfera di Titano tra il luglio del 2004 e l'aprile del 2010.   Le aree nere sono zone libere da nuvole mentre in giallo abbiamo le aree completamente coperte. Credit: NASA / JPL / University of Arizona / Università di Nantes / Università di Diderot di Parigi

Il team ha utilizzato i risultati dei modelli climatici globali (GCM) sviluppati da Pascal Rannou (Institut Pierre Simon Laplace) per interpretare l'evoluzione dei modelli climatici osservati nel corso del tempo. Le nubi del Polo Nord di etano sono nella troposfera di Titano durante l'inverno ad altitudini di 30-50 km, con un costante afflusso di etano e aerosol dalla stratosfera. Nell'altro emisfero, le nubi a medie e alte latitudini sono prodotte dalla risalita dalla superficie di aria arricchita in metano. Le osservazioni dell'attività delle nubi di Titano per lunghi periodi sono fondamentali per lo sviluppo di una comprensione globale del clima e del ciclo meteorologico. 

Da quando Cassini ha raggiunto Saturno, VIMS ha acquisito più di 20 000 immagini di Titano. VIMS è lo strumento costituito da due rivelatori, uno che mappa in lunghezze d'onda visibile e l'altro agli infrarossi, che raccogliere informazioni sulla composizione spettrale degli obiettivi osservati. Rodriguez ed i suoi colleghi hanno filtrato le immagini notturne ottenendone circa 2000 che sono state utili per identificare l'attività delle nuvole. Tuttavia, con la necessità di analizzare ogni pixel in ogni immagine per identificare le proprietà spettrali delle nubi, questo si è dimostrato un lavoro enorme per il team da valutare manualmente. 

"Anche dopo aver eliminato il 90% delle immagini, erano rimasti ancora diversi milioni di spettri da analizzare. Abbiamo dunque sviluppato un programma al computer per scegliere i pixel delle nubi e siamo poi tornati visivamente a controllare i rilevamenti per assicurarsi che fossero pertinenti" ha dichiarato il dottor Rodriguez. 

Ne febbraio del 2010, la missione Cassini è stata estesa fino al solstizio estivo di Saturno del maggio 2017. Questo significa che Rodriguez e il suo team saranno in grado di osservare i cambiamenti stagionali da metà inverno a metà estate nell'emisfero settentrionale.

"Abbiamo imparato molto su clima di Titano dalla sonda sonda Cassini, ma c'è ancora molto da imparare. Con l'estensione nuova missione, avremo la possibilità di rispondere ad alcune delle domande chiave circa la meteorologia di questa luna affascinante", ha detto Rodriguez.

La missione Cassini-Huygens è un progetto di cooperazione della Nasa, l'Agenzia Spaziale Europea e dell'Agenzia Spaziale Italiana. JPL dirige la missione per la NASA Science Mission Directorate, Washington, DC. Il team per le analisi visive e per la mappatura negli infrarossi ha sede presso la University of Arizona, Tucson. 

A cura di Arthur McPaul

Fonte: 
http://www.europlanet-eu.org/outreach/index.php?option=com_content&task=view&id=288&Itemid=41

Hubble scruta a fondo la nebulosa Laguna

Gli occhi del telescopio spaziale Hubble della NASA e dell’ESA sono entrati nel cuore della nebulosa Laguna, una sconfinata nube di polvere e gas che sembra scolpita. L’effetto “tavolozza di colori” ripreso dalla Advanced Camera for Surveys (ACS) è frutto del bombardamento della radiazione energetica sprigionata dalla nuove stelle nascenti. A dispetto del suo nome, che evoca un luogo rilassante e tranquillo, la nebulosa Laguna (anche chiamata Messier 8) è un posto infernale.

Se è stata chiamata così, il motivo dipende dall’ampia corsia di polvere, che ricorda l’immagine di una laguna e attraversa il gas incandescente della nebulosa. Questa struttura, predominante nelle immagine panoramiche, non si vede alla distanza ravvicinata della foto scattata da Hubble. Tuttavia, le volute di gas e la consistenza granulosa dell’immagine rendono il nome acquoso della nebulosa particolarmente calzante.

Situata a circa 5 mila anni luce nella costellazione del Sagittario, Messier 8 è un’enorme regione di formazione stellare che si estende per 100 anni luce. Le nubi d’idrogeno vengono erose e stanno lentamente collassando, lasciando emergere nuovi, splendenti soli la cui luce ultravioletta fa a sua volta brillare il gas circostante, dando al quadro le tonalità di rosso.

Negli ultimi anni gli astronomi hanno scoperto nella nebulosa Laguna la prima prova inequivocabile che in questa regione la formazione di stelle sta avvendendo per accrescimento di materia dalle nubi di gas. Le giovani stelle ancora circondate dal disco occasionalmente sparano nello spazio lunghi tentacoli di materia dai loro poli. Negli ultimi 5 anni sono stati osservati diversi esempi di questi getti, noti come oggetti di Herbig-Haro, dando agli scienziati forte sostegno alla teoria sulle stelle in formazione in regioni così ricche di idrogeno.

La nebulosa Laguna, scoperta nel 18esimo secolo dall’astronomo Charles Messier, è debolmente visibile a occhio nudo in una notte scura come un piccola macchia grigia nel cuore della Via Lattea.

A cura di Daria Cipollini

Link:
"http://www.media.inaf.it/2010/09/22/nel-cuore-della-laguna/"

Marte: risolto il mistero della CO2?

Gli scienziati potrebbero aver risolto il mistero della scomparsa di ghiaccio di anidride carbonica sulla calotta polare settentrionale di Marte e la sua ricomparsa improvvisa, rivelando un ciclo dell'acqua molto attivo. Il dottor Bernard Schmitt e il signor Thomas Appéré hanno presentato il loro studio al Planetary Science Congress europeo a Roma.

I depositi di ghiaccio stagionali sono uno dei processi metereologici marziani più importanti che giocano un ruolo importante nel ciclo dell'acqua del pianeta.
Ogni anno marziano, durante l'inverno, al nord e al sud, una parte significativa della condensa atmosferica si deposita sotto forma di gelo e neve sulla superficie.
Questi depositi di ghiaccio stagionali che possono raggiungere anche un metro di spessore, sono principalmente composti da biossido di carbonio con quantità minori di acqua e polvere.
Durante la primavera, sublimano, diventando un'importante fonte di vapore acqueo, in particolare nell'emisfero nord del pianeta.

Il Dr. Schmitt e i colleghi e il Dr. Thomas Appéré Sylvain Doute del Laboratoire de Planétologie de Grenoble, in Francia, hanno analizzato i dati rilevati con lo strumento OMEGA a bordo di Mars Express, in due regioni del nord marziano.
Durante la prima fase della missione di Mars Express (ESA), è stata monitorita l'evoluzione dei depositi stagionali con le rilevazioni di albedo (riflettività) e con le variazioni di temperatura della superficie, quando i depositi di ghiaccio appaiono molto più chiari e sono più freddi rispetto al terreno circostante.

"Ma noi non potevano rilevare la loro esatta composizione e il modo in cui sono stati distribuiti sul pianeta. Le osservazioni nel vicino infrarosso, come ad esempio i dati di OMEGA, sono molto migliori per la rilevazione di forte presenza di acqua e anidride carbonica ghiacciate", dice il sig Appéré.

La prima regione marziana che gli scienziati hanno osservato si trova su Gemina Lingula, un altopiano del Nord, con una peculiare evoluzione dei depositi di ghiaccio di anidride carbonica.

"Durante la primavera, la presenza di ghiaccio scompare dai nostri dati, ma la temperatura superficiale è ancora abbastanza freddo per sostenere in abbondanza la CO2 allo stato ghiacciato.

"Siamo giunti alla conclusione che deve essere presente uno spesso strato di qualcos'altro, polvere e ghiaccio d'acqua.
Se fosse polvere nasconderebbe il ghiaccio d'acqua e la superficie del pianeta sarebbe diventata più scura. Non essendo accaduto nulla di tutto ciò siamo giunti alla conclusione che uno strato di ghiaccio d'acqua si nascondeva sotto quello di CO2.
Abbiamo dovuto aspettare fino a quando il clima fosse divenuto abbastanza caldo per far vaporizzare l'acqua e l'anidride carbonica per lasciare tracce anche nei nostri dati", spiega il dottor Schmitt.

Ma da dove proviene questo strato di ghiaccio d'acqua?
Poco dopo l'inizio della primavera, la radiazione solare che colpisce la superficie di Marte scalda a sufficienza la distesa di ghiaccio di CO2 sul livello superiore per indurlo a vaporizzare.
Ma il ghiaccio d'acqua ha temperature più elevate per sublimare, quindi uno strato a grana fine di ghiaccio d'acqua lentamente nasconde il ghiaccio di biossido di carbonio sotto di esso.
"Un livello di soli 2 decimi di millimetro di spessore è sufficiente a nascondere completamente la CO2 di ghiaccio. Anche l'acqua che è vaporizzata alle latitudini più calde, condensandosi e venendo intrappolata dalla CO2", dice il signor Appéré.

La seconda regione analizzata dal team si trova nella struttura a spirale della calotta Nord. Anche qui è stata osservata una situazione simile ma il ghiaccio di anidride carbonica riappare molto rapidamente dopo la sua scomparsa iniziale.

"Questo gioco non ha molto senso per noi. Non è abbastanza freddo per il condensamento del il CO2 né abbastanza caldo per la sublimazione del ghiaccio d'acqua" spiega il Dott. Schmitt.
"Siamo giunti alla conclusione che in qualche modo lo strato di ghiaccio d'acqua è stato rimosso. La topografia della calotta Nord permanente è adatta alla formazione di forti venti catabatico (in discesa) venti. Aymeric Spiga ha usato un modello dal Laboratoire de Dynamique Meteorologie du CNRS in cui sono stati simulati quei venti in discesa, confermando l'improvvisa riapparizioni di CO 2 di ghiaccio dove essi soffiano" dice Mr. Appéré.

Dr. Schmitt conclude: "Per decifrare i cicli dell'acqua presenti e passati su Marte e migliorare i nostri modelli meteorologici è necessario avere una buona comprensione della dinamica stagionale dei depositi di ghiaccio, come cambiano nello spazio e nel tempo. Siamo certi che i nostri risultati daranno un contributo significativo in questa direzione".

A cura di Arthur McPaul

Link:
"http://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100922124546.htm"

Mercurio possiede una coda tipo cometa

Gli scienziati della University's Center di Boston per la Fisica Spaziale hanno registrato per caso la prova di fughe di gas dal pianeta Mercurio, grazie alle immagini della missione STEREO, che ha due satelliti messi in orbita intorno al Sole in posizioni opposte.

Questa configurazione offre viste multi-direzionali degli elettroni e degli ioni che compongono il vento solare.
A volte, il pianeta Mercurio appare nel campo di vista di uno o di entrambi i satelliti. Oltre al suo aspetto consueto, come un disco luminoso, è apparso una strana "coda" in alcune delle immagini.
L'annuncio di questo nuovo metodo d'osservazione di Mercurio e della presenza di questa coda è stato fatto al Planetary Science Congress europeo a Roma.

È noto tra le caratteristiche di Mercurio che una tenue atmosfera di gas circonda il pianeta e adesso è stata scoperta una coda molto lunga che si estende in direzione opposta al Sole.
Dalla Terra, le osservazioni di entrambe queste caratteristiche sono state accertate utilizzando la luce dal gas di sodio atomizzato sulla superficie di Mercurio. La pressione della radiazione del Sole spinge molti degli atomi di sodio in direzione opposta creando una coda che si estende per molte centinaia di volte la dimensione fisica di Mercurio.

"Abbiamo osservato questo estesa coda di sodio a grandi distanze utilizzando il nostro telescopio presso l'Osservatorio McDonald in Texas", ha spiegato Carl Schmidt della Boston University, "e ora la coda può essere vista anche dai satelliti in orbita attorno alla Terra".

Molto più vicina a Mercurio, composta da diverse piccole code di altri gas, sia neutri che ionizzati, sono state osservate dal satellite della NASA, MESSENGER, che volava verso Mercurio nel suo approccio per entrare in un'orbita stabile.

"Ciò che rende i rilevamenti di STEREO così interessanti è che i livelli di luminosità sembrano essere troppo forti per essere di sodio", ha commentato Schmidt, autore principale sul documento presentato alla EPSC.

Di particolare interesse è il modo in cui è stata individuata la caratteristica coda nei dati STEREO. Non è stato trovato dal team della Boston University, ma da Ian Musgrave, un ricercatore medico in Australia che ha un forte interesse per l'astronomia.
Guardando la base dati on-line di immagini e film da stereo, il dottor Musgrave ha riconosciuto la coda e ha inviato la notizia a Boston per chiedere al team di confrontarla con le loro osservazioni.

"Uno studio congiunto è stato iniziato e ora abbiamo trovato diversi casi, con individuazioni da entrambi i satelliti STEREO", ha spiegato Jeffrey Baumgardner, Senior Research Associate presso il Centro per la Fisica Spaziale presso la Boston University e progettista degli strumenti ottici che hanno accertato l'eccezionale coda di Mercurio.

L'obiettivo attuale della squadra è quello di individuare tutte le possibilità per i gas che compongono la coda.
Dr. Christopher Davis dal Rutherford Appleton Laboratory di Chilton, in Inghilterra, un membro del team responsabile per i sistemi di telecamere su entrambi i satelliti STEREO, lavora a stretto contatto con il gruppo della Boston University per perfezionare i metodi di calibrazione di luminosità e determinare le lunghezze d'onda di luce che si otterrebbero attraverso i filtri delle telecamere.

"La combinazione dei nostri dati a terra con i nuovi dati di STEREO rappresentano un modo eccitante per imparare il più possibile sulle fonti e i destini di gas di Mercurio" ha detto Michael Mendillo, professore di astronomia presso la Boston University e direttore dell'Imaging Science Lab dove il lavoro è stato fatto.
"Questo è precisamente il tipo di ricerca che rende una tesi di dottorato terrificante" ha aggiunto Mendillo.

A cura di Arthur McPaul

Link:
"http://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100922081748.htm"

Marte: nuove prove avvalorano una nascita violenta per Phobos

Gli scienziati hanno finalmente indicazioni concrete circa la formazione di Phobos, il satellite di Marte, grazie a due approcci analitici indipendenti della composizione degli spettri ad infrarosso termico, provenienti dalle sonde Mars Express dell'ESA e della Mars Global Surveyor della NASA.
Inoltre la possibilità di ri-accrescimento è ulteriormente rafforzata dalle misure di alta porosità di Phobos fornite dal Radio Mars Science Experiment (Marte) a bordo di Mars Express.
Questi risultati sono stati presentati dal Dott. Giuranna e il dottor Rosenblatt al Planetary Science Congress europeo a Roma.


L'origine dei satelliti di Marte, Phobos e Deimos è un enigma da tempo irrisolto.
È stato proposto che le due lune si pottebbero essere formate nella parte esterna della fascia principale degli asteroidi (tra Marte e Giove) e che siano state successivamente catturate dalla gravità di Marte.
Gli scenari alternativi suggeriscono che entrambe le lune siano invece sorte da detriti rocciosi in orbita attorno a Marte, dopo l'impatto di una luna distrutta dalla forza di marea del pianeta.

"Comprendere la composizione delle lune di Marte è la chiave per avvalorare l'esatta teoria sulla loro formazione", dice il Dott. Giuranna dell'Istituto nazionale di Astrofisica di Roma.

Le precedenti osservazioni di Phobos alle lunghezze d'onda nel visibile e nel vicino infrarosso sono state interpretate per suggerire la possibile presenza di meteoriti ricchi di carbonio "ultra primitivo" comunemente associati a corpi comuni nella parte centrale della cintura degli asteroidi. Questa scoperta potrebbe sostenere lo scenario iniziale che l'asteroide sia stato catturato, tuttavia recenti osservazioni termiche a infrarossi dal Mars Express Planetary Fourier Spectrometer, mostrano uno scarso accordo con qualsiasi classe di meteorite carbonica condritica. Esse invece sono a favore degli scenari in situ.

"Abbiamo rilevato per la prima volta un tipo di minerale chiamato fillosilicato, sulla superficie di Phobos, in particolare nelle aree nord-est di Stickney, il suo più grande cratere d'impatto", dice il Dott. Giuranna.

"Questo è molto interessante in quanto implica l'interazione dei materiali con il silicato di acqua liquida sul corpo della madre prima di essere incorporato in Phobos. I fillosilicati, in alternativa, potrebbero essersi formati in situ, ma questo significherebbe che Phobos abbia richiesto sufficiente riscaldamento interno per consentire all'acqua liquida di restare stabile.
Altre osservazioni sembrano corrispondere ai tipi di minerali individuati sulla superficie di Marte.

Così, la composizione di Phobos appare più strettamente legata a Marte piuttosto che ad oggetti provenienti da altre posizioni nel Sistema Solare.

"Gli scenari di acquisizione dell'asteroide hanno anche difficoltà nello spiegare l'attuale orbita quasi circolare e quasi equatoriale di entrambe le lune di Marte" spiega il dottor Rosenblatt dell 'Osservatorio reale del Belgio.

Il team di MARS, guidato dal Dr. Martin Pätzold dell'Institut für Umweltforschungh Rheinisches an der Universität zu Köln, Germania, ha utilizzato le variazioni di frequenza del collegamento radio tra la sonda e le stazioni di monitoraggio terrestri, al fine di ricostruire con precisione il movimento della navicella quando è perturbata dall'attrazione gravitazionale di Phobos.
Da ciò la squadra è stata in grado di misurare la massa di Phobos.
"Abbiamo ottenuto la miglior misura della sua massa fino ad oggi, con una precisione dello 0,3%", racconta il dottor Rosenblatt.

Sono state anche migliorate le stime del volume grazie alle telecamere a bordo Mex. Il team è stato così in grado di ricavare la stima di densità di Phobos, all'incirca di 1,86 ± 0,02 g / cm 3.

"Questo numero è decisamente inferiore alla densità di materiale meteoritico associato agli asteroidi. Implica una struttura spugnosa con vuoti dal 25 al 45% del suo Interno", dice il dottor Rosenblatt.
"L'elevata porosità è stata necessaria per assorbire l'energia del grande impatto che ha generato il cratere Stickney senza distruggere il corpo" conferma il dottor Giuranna.
Un asteroide altamente poroso probabilmente non sarebbe sopravvissuto se fose stato catturato da Marte.

In alternativa, Phobos è altamente poroso a causa dell'accrescimento di blocchi di roccia in orbita intorno a Marte. Durante il riaccrescimento, i detriti più grandi hanno formato il nucleo e i più piccoli si sono poi aggiunti senza riuscire a riempire i vuoti lasciati tra i grandi blocchi a causa della bassa autogravità.

Infine, una maschera superficiale relativamente liscia ha colmato lo spazio dei vuoti all'interno del corpo, che quindi può essere solo indirettamente rilevata. Così, un interno altamente poroso di Phobos, come proposto dal team di MARS supporta gli scenari di formazione con ri-accrescimento.

L'origine di entrambe le lune di Marte, non è tuttavia definitivamente chiarita dato che la sola densità non può fornire la reale composizione del loro interno. La prossima missione russa chiamata Phobos-Grunt (Phobos Sample Return), che sarà lanciato nel 2011, certamente contribuirà alla nostra comprensione riguardo all'origine di Phobos.
Il testo completo è stato presentato per la pubblicazione al Planetary e Special Issue Space Science: Venere-Terra-Marte.

A cura di Arthur McPaul

Link:
"http://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100920094804.html"

Marte: il misterioso ciclo del metano lascia perplessi

I ricercatori Sergio Fonti e agiuseppe Marzo, hanno scoperto che le concentrazioni del metano marziano variano da stagione, anno e per posizione, con un picco durante l'estate e nelle regioni con ghiaccio d'acqua sotterraneo e che in passato hanno avuto attività vulcanica.

I risultati presentati da Sergio Fonti, durante il Planetary Science Congress europeo a Roma, si aggiungono al dibattito sulla possibilità che il metano su Marte sia stato creato da processi biologici.

"La fonte del metano potrebbe essere un'attività geologica o potrebbe essere di natura biologica. Tuttavia, sembra che il limite massimo per la durata del metano è meno di un anno nell'atmosfera marziana" ha detto Sergio Fonti dell'Università del Salento.

Il metano è stato rilevato su Marte nel 2003, incuriosendo gli scienziati, dal momento che la sua presenza indicherebbe in genere presenza di vita. Sulla Terra, il metano sgorga dal fondo delle paludi come decadimento della materia organica, ed è emesso da vacche, capre e altri animali.

Ma il metano si può formare anche da processi chimici e geofisici. Per esempio, è comune nelle atmosfere di Giove, Saturno, Nettuno e Urano. L'atmosfera di Marte, che è composta per il 95% di anidride carbonica, ha solo tracce di metano.

FOTO IN ALTO: Mappa del metano risultante da Sergio Fonti e Giuseppe Marzo del NASA dell'Ames Research Center di Moffett Field, in California, che hanno effettuato un censimento completo del ciclo del metano su Marte. Hanno compilato quasi 3 milioni di osservazioni prese dalla sonda NASA's Global Surveyor per tenere traccia delle quantità di metano nell'atmosfera di Marte tra il luglio 1999 e l'ottobre del 2004 (circa tre anni marziani).

I ricercatori hanno scoperto che il metano, una volta emesso, circola nell'atmosfera marziana per meno di un anno marziano.

I livelli di gas sono più elevati in autunno nell'emisfero settentrionale con punte localizzate di 70 parti per miliardi, circa il 4% della concentrazione di metano media sulla Terra. Vi è una netta diminuzione delle emissioni di metano in inverno nell'emisfero settentrionale. Poi le concentrazioni riprendono di nuovo in primavera, aumentando in estate rapidamente fino a diffondersi in tutto il pianeta.

Tre regioni nell'emisfero settentrionale hanno in particolare alte concentrazioni di metano. Si trattava di Tharsis e Elysium, le due principali provincie vulcaniche e l'Arabia Terrae, che ha una grossa presenza di ghiaccio d'acqua sotterranea.

"E' evidente che le concentrazioni più elevate sono associate alle stagioni più calde e alle località dove ci sono situazioni geologiche favorevoli e quindi biologiche, come l'attività geotermica e la forte idratazione" ha detto Fonti.

"L'energia più elevata disponibile nel periodo estivo potrebbe innescare il rilascio di gas da processi geologici o dall'insorgenza di attività biologica."

I ricercatori non sono sicuri su cosa inietti metano nell'atmosfera marziana e sono ugualmente perplessi sul perché poi svanisce così in fretta. Dei processi fotochimici, vale a dire la distruzione dei gas a causa dalla luce del Sole, non dovrebbe verificarsi così in fretta, secondo gli scienziati.

Tuttavia, i venti di Marte potrebbero svolgere un ruolo importante.
I forti venti potrebbero mescolare le sostanze chimiche reattive nell'atmosfera marziana, abbattendo rapidamente il metano. Una di queste conosciuta come l'erchlorate p, è stata di recente rilevata sul terreno marziano.
Il nuovo studio dovrebbe aiutare gli scienziati ad andare a fondo su tali questioni.

"Le nostre osservazioni saranno molto utili e in grado di comprendere l'origine e il significato del metano marziano," ha aggiunto Fonti.

A cura di Arthur McPaul
Link:
"http://www.space.com/scienceastronomy/mars-methane-gas-disappears-quickly-100920.html"

La calda atmosfera di Venere potrebbe aver raffreddato l'interno

Il calore nell'atmosfera di Venere, indotto dal riscaldamento di un forte effetto serra, potrebbe effettivamente avere un effetto di raffreddamento sul pianeta interno. Questa teoria contro-intuitiva si basa sui calcoli di un nuovo modello presentato alla Planetary Science Congress europeo (EPSC) di Roma.

"Per alcuni decenni, abbiamo saputo che la grande quantità di gas a effetto serra nell'atmosfera di Venere, hanno causato il caldo estremo che osserviamo attualmente" ha spiegato Lena Noack dal Centro aerospaziale tedesco (DLR) di Berlino, autore principale dello studio.

"L'anidride carbonica e gli altri gas serra che sono responsabili delle alte temperature, sono state fatte balzare nell'atmosfera da migliaia di vulcani in passato. Il calore permanente, che oggi si misura in quasi 470 gradi centigradi a livello globale, avrebbe potuto essere ancora più alto nel passato e in un ciclo galoppante, ha potuto portare ad un vulcanismo ancora di più forte. Ma a un certo punto questo processo si è capovolto, le alte temperature hanno causato una parziale attivazione della crosta venusiana, che ha portato ad un raffreddamento efficiente del mantello e ad una diminuzione del vulcanismo.
Ciò ha provocato che le temperature di superficie inferiori erano piuttosto paragonabili alle temperature odierne, fermando la mobilitazione della superficie del poaneta".

La fonte magmatica del metallo fuso e del materiale roccioso e il gas vulcanico si trovano in profondità nel manto di Venere. Il decadimento degli elementi radioattivi, ereditato dalla costruzione dei pianeti primordiali del Sistema Solare e il calore immagazzinato nei loro nuclei, ha prodotto abbastanza calore per generare silicati, ferro e magma ricchi di magnesio nel mantello superiore, così come anche su Venere.
La roccia fusa ha più volume ed è più leggera della roccia circostante solida di identica composizione. Il magma può quindi salire verso l'alto e infine penetrare attraverso la crosta rigida dalle bocche vulcaniche, diffondendo lava sulla superficie e soffiando gas nell'atmosfera, per lo più gas ad effetto serra come l'anidride carbonica (CO2), il vapore acqueo (H2O) e il biossido di zolfo (SO2) .

Tuttavia, il gas serra più, la parte più calda dell'atmosfera, è ancor più abbinata al vulcanesimo e per scoprire se questo processo di fuga avrebbe reso rovente Venere, Lena Noack e Doris Breuer, co-autore dello studio, hanno calcolato per la prima volta un modello in cui l'atmosfera calda è stata 'abbinata' a un modello 3D del pianeta interno.
A differenza della Terra, le alte temperature hanno un effetto molto più grande a livello di interfaccia con la superficie rocciosa, riscaldandolo in larga misura.

"È interessante notare che, a causa della temperatura di superficie in aumento, la superficie è mobilitata e l'effetto isolante della crosta diminuisce", dice Noack.

"Il manto di Venere perde molta della sua energia termica verso l'esterno. E 'un pò come sollevare il coperchio sul manto: l'interno di Venere si raffredda improvvisamente e il tasso di vulcanesimo cessa. Il nostro modello mostra che, dopo l'epoca calda di vulcanesimo, il rallentamento di quest'ultimo ha portato ad un drastico calo delle temperature nell'atmosfera"

I calcoli geofisici mostrano un altro interessante risultato: il processo di resurfacing vulcanico si svolge in luoghi diversi in momenti diversi. Quando l'atmosfera si raffredda, la mobilitazione delle fermate di superficie. Tuttavia, ci sono ancora alcuni vulcani attivi, che riproporranno alcuni punti con flussi di lava. Alcuni vulcani potrebbero essere attivi anche oggi, secondo i recenti risultati ottenuti dalla missione dell'Agenzia Spaziale Europea Venus Express, che ha rilevato dei "punti caldi" con inusuali temperature superficiali elevate e vulcani che precedentemente si pensava fossero estiti.

Finora non esiste la prova certa di un vulcano attivo su Venere, ma sembra non improbabile che Venus Express o le future sonde spaziali ne possano rilevare uno sul pianeta più vicino alla Terra.

A cura di Arthur McPaul
Link:
"http://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100920184226.htm"

Marte: prime sorprese da Herschel

L'Osservatorio Spaziale Herschel sta fornendo i primi risultati su Marte. Un accurato profilo della temperatura media dell'atmosfera marziana potrebbe spingere gli scienziati a rivedere i loro modelli sulla circolazione atmosferica del Pianeta Rosso. La prima osservazione inferiore al millimetro di ossigeno molecolare del pianeta, potrebbe portare a una nuova immagine della distribuzione dell'ossigeno nell'atmosfera marziana.

Queste sono solo alcune delle nuove scoperte che vengono presentate dal Dott. Paul Hartogh della Planetary Science Congress europeo a Roma.

L'Herschel Space Observatory (HSO) è una struttura spaziale nel lontano infrarosso dell'Agenzia Spaziale Europea, lanciato il 14 maggio 2009. Il progetto è stato concepito al solo scopo di determinare l'origine, l'evoluzione e la distribuzione dell'acqua su Marte, i pianeti esterni, Titano, Encelado e le comete.

"Il vapore acqueo gioca un ruolo chiave nella chimica e nella fidica dell'atmosfera marziana" dice il Dott. Hartogh del Max Planck Institute for Solar System Research in Germania. Herschel ha osservato Marte con i suoi tre strumenti:

-Lo Heterodyne per l'Estremo infrarossi (HIFI)

- La cellula fotoelettrica Array Camera & Spectrometer,

-La camera spettrale fotometrica Imaging Receiver (SPIRE).

SPIRE ha fornito il primo spettro continuo dell'atmosfera marziana nella gamma spettrale del lontano IR/sub-mm, così come la prima serie completa di vapore acqueo e di monossido di carbonio (CO) in questa gamma.

"SPIRE è stato progettato per le sorgenti molto deboli, tuttavia in modo imprevisto potrebbe anche fornire dati di alta qualità nel lontano infrarosso mai osservati nel sistema solare" dice il Dott. Hartogh.

HIFI ha osservato su Marte tra l'11 e il 16 aprile 2010. Solo una piccola parte dei dati sono stati analizzati fino ad ora, ma stanno già fornendo alcuni risultati interessanti come un profilo di temperatura media globale dalle prime osservazioni simultanee dai due isotopi del carbonio monossido.

"Il miglior adattamento del modello atmosferico marziano a queste osservazioni mostra importanti differenze rispetto a quello che stavamo prevesendo: tra i 40 e gli 80 km dal suolo, l'atmosfera sembra essere più fredda di 10 K del previsto" dice il Dott. Hartogh.

Gli scienziati hanno presentato anche la relazione sul primo rilevamento di O 2, con una precisione di almeno 10 volte migliore rispetto a quanto fatto prima.

"Le nostre osservazioni forniscono per la prima volta un profilo verticale dell'ossigeno molecolare nell'atmosfera marziana. Abbiamo scoperto che, contrariamente all'ipotesi di un O 2 generalmente costante nell'altitudine, l'atmosfera marziana è più ricca di ossigeno vicino al suolo e diminuisce rapidamente con l'altitudine" dice il Dott. Hartogh.

Se questo profilo venisse confermato, può comportare che la produzione di ossigeno e la perdita di diversi processi non considerati prima, portando a nuove intuizioni circa l'atmosfera marziana.

"Ovviamente, c'è ancora molto lavoro da fare per il profilo verticale di O 2, prima di tirare le somme", aggiunge con cautela.

Herschel continuerà ad esplorare il nostro sistema solare nei prossimi 2-3 anni della sua prevista missione.

"Ci auguriamo molte sorprese e nuove scoperte nella nostra conoscenza dell'evoluzione dell'acqua in oggetti del Sistema Solare" dice il dottor Hartogh./div>

 

A cura di Arthur McPaul

Link:
"http://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100920122754.htm"