___________________________________________________
___________________________________________________
Aggiornato il 27/05/2021
Il pianeta nano
CERERE
Cerere (2,767 UA) è il più grande e massiccio corpo della fascia principale degli asteroidi ed è stato classificato nel 2006 come pianeta nano , contiene circa un terzo della massa dell'intera fascia.
Dati orbitali:
Orbita ad una distanza media di 2,767 UA dal Sole con un'eccentricità di 0,0755 (minore di Mercurio, Marte e Plutone) ed un periodo di rivoluzione di (1681,214 giorni / 4,604 anni).
La sua inclinazione orbitale rispetto all'eclittica è pari a 10,586° .
Riceve dal sole mediamente 177,4 W/m2
Dati fisici:
Possiede un diametro di poco meno di 1000 km (939,4), grande abbastanza perché la propria gravità gli dia una forma sferoidale.
Ha una densità di 2,162 kg/dm3, una massa di 0,000159 Mt, una gravità di 0,284 m/s2, una velocità di fuga di 0,56 km/s.
Inoltre ha una magnitudine assoluta di +3,36 con un albedo di 0,09.
Ruota su se stesso in sole 9h 4min 28sec.
Cerere non possiede satelliti.
Ha un'inclinazione assiale di soli 4°, abbastanza piccola affinché le regioni polari di Cerere possano avere dei crateri perennemente in ombra dove si ipotizza che possano agire come trappole fredde e accumulare ghiaccio d'acqua nel tempo, simile alla situazione sulla Luna e su Mercurio.
Circa il 0,14% delle molecole d'acqua rilasciate dalla superficie si pensa che vadano a finire in queste ''trappole''.
Scoperta:Cerere, quando è stato scoperto nel XIX secolo, da Giuseppe Piazzi a Palermo, è stato considerato un pianeta, ma è stato riclassificato come asteroide nel 1850, dopo che ulteriori osservazioni rivelarono la presenza di altri numerosi corpi simili.
È stato nuovamente riclassificato, nel 2006 dall'IAU, come pianeta nano.
Piazzi scoprì un oggetto brillante che si muoveva contro lo sfondo delle stelle.
La prima osservazione lo portò a ipotizzare che si trattasse di una stella fissa, non riportata dai cataloghi.
Nei giorni successivi però, notò che il corpo celeste non si trovava più nella posizione iniziale, e sospettò che si trattasse di una stella di tipo diverso, come riportò nei suoi appunti.
Le seguenti osservazioni lo convinsero che il nuovo astro fosse dotato di moto proprio.
Superficie:
Gli studi del telescopio spaziale Hubble, rivelano che grafite, zolfo e anidride solforosa sono presenti sulla superficie. Il primo è evidentemente il risultato della meteorologia spaziale sulle superfici più vecchie di Cerere, mentre questi ultimi due sono volatili nelle condizioni in cui si trova il pianeta nano, e ci si aspetterebbe che sfuggano rapidamente o si stabiliscano in trappole fredde, e comunque la loro presenza è evidentemente associata con le aree che presentano una recente attività geologica di tipo criovulcanico.
L’origine dei fillosilicati di Cerere:
Ahuna mons:
È stato ipotizzato che il monte ''Ahuna Mons'' si sia formato come una cupola criovulcanica, ed è il criovulcano più vicino al sole finora scoperto. E' approssimativamente opposto al più grande bacino Kerwan, 280 chilometri di diametro. L'energia sismica nata dall'impatto può essere stata focalizzata sul lato opposto di Cerere, fratturando gli strati esterni della zona e facilitando il movimento di magma criovulcanico ad alta viscosità (costituito da ghiaccio d'acqua fangoso ammorbidito dal suo contenuto di sali), che è stato poi estruso sulla superficie. Il cratere contiguo suggerisce che la formazione della montagna sia continuata nelle ultime centinaia di milioni di anni, rendendola una caratteristica geologica relativamente giovane.
( Grazie alle foto scattate dalle telecamere a bordo della sonda, i ricercatori che lavorano nel campo della geodesia planetaria hanno anche potuto mappare Cerere da diverse altitudini creando modelli digitali del terreno in corrispondenza dell’accumulo ).
Una struttura, quella di Ahuna Mons, la cui formazione, avvenuta in un recente passato geologico, è rimasta un mistero fino a poco tempo fa. Un mistero che adesso uno studio che ha coinvolto un team internazionale di scienziati, facenti capo al centro aerospaziale tedesco (Dlr), sembra aver risolto grazie alle misure gravimetriche ottenute dalla sonda Dawn e alle indagini sulla geometria del pianeta nano.
Il risultato? Una bolla composta da una miscela di acqua salata, fango e roccia – creatasi all’interno del pianeta nano, a livello del mantello – avrebbe spinto verso l’alto la crosta ricca di ghiaccio causandone a un certo punto la rottura, permettendo così la fuoriuscita sulla fredda superficie cereriana, con la conseguente solidificazione e formazione dell’enorme vulcano di fango.
L’interno di Cerere non è, infatti, omogeneo. Piuttosto, per usare il termine utilizzato dal geologi, è ‘differenziato’. Vale a dire che, dopo la formazione del corpo celeste, la materia che lo costituiva si sarebbe separata e avrebbe sedimentato in maniera diversa: quella con una percentuale maggiore di elementi pesanti, come il magnesio e il ferro, sarebbe precipitata al centro del corpo celeste; quella più leggera, invece, come le rocce con un elevato contenuto di silicati d’alluminio e acqua, sarebbe risalita verso la superficie.
In questo scenario, le bolle responsabili della formazione di Ahuna Mons si sarebbero create a causa del calore che viene ancora oggi generato – a distanza di 4 miliardi e mezzo di anni dalla sua formazione – dal decadimento di elementi radioattivi. Bolle che, come anticipato sopra, in conseguenza del loro peso specifico inferiore rispetto alla materia circostante, si sarebbero alzate e avrebbero spinto contro la crosta dal basso. La avrebbero deformata e, una volta penetrata, sarebbero fuoriuscite in superficie, solidificando a formare la maestosa struttura. Una sorta di ‘iceberg’ prodotto dall’eruzione della mistura poi congelata in superficie, a temperature di – 100 °C, in virtù di una attività chiamata criovulcanesimo – un termine che si riferisce a quei fenomeni vulcanici che avvengono su corpi ghiacciati del nostro sistema solare – che però non è quella classica, dominata dall’eruzione di soluzioni acquose, ma una inusuale attività perché caratterizzata dalla eruzione di acqua salata, fango e roccia, appunto.
Interpretando i dati gravimetrici ottenuti dalla sonda Down durante i suoi 3 anni in orbita attorno al pianeta nano, la seconda destinazione della missione iniziata nel 2007, i ricercatori hanno trovato un’anomalia gravitazionale proprio in corrispondenza dell’area dove si trova il monte:
- una maggiore attrazione gravitazionale percepita dalla sonda quando si trovava ad orbitare in corrispondenza. Una variazione che accelerava la velocità del veicolo spaziale, abbassandone leggermente l’orbita.
Esaminando più accuratamente questa anomalia, e con un ulteriore modellizzazione, è stato rivelato che doveva essere un rigonfiamento nel mantello di Cerere, e a conclusione è stata ovvia: la miscela di sostanze fluide e rocce è arrivata in superficie e si è accumulata in Ahuna Mons.
( Mosaico di immagini con la ripresa da sopra dell'Ahuna Mons ).
Il cratere Occator:
Occator è un cratere di impatto che contiene il più brillante dei vari punti luminosi osservati dalla navicella Dawn. È stato conosciuto come "regione A " nelle immagini prese dall'Osservatorio Keck sul Mauna Kea. Il cratere è stato chiamato Occator, il Dio romano dell'erpice e un aiutante di Cerere. Il 9 dicembre 2015, gli scienziati hanno riferito che i punti luminosi su Cerere, compresi quelli nel cratere Occator, possono essere collegati a un tipo di sale, in particolare una forma di salamoia contenente solfato di magnesio esaidrato (MgSO4-6H2O), e le macchie inoltre possono essere associate con delle argille ricche di ammoniaca, successivamente, il 29 giugno 2016, gli scienziati hanno riferito che il punto brillante era composto per lo più da carbonato di sodio (Na2CO3), il che implica che l'attività idrotermale è stata probabilmente coinvolta nella creazione dei punti luminosi.
La cupola luminosa nel centro del cratere è chiamata Cerealia facula, ed il gruppo dei punti luminosi più sottili all'est è chiamato Vinalia faculae.
Spettro e composizione superficiale:
Lo spettro di emissione di Cerere è piuttosto piatto nel visibile e nel vicino infrarosso, Tuttavia presenta alcune linee di assorbimento che hanno permesso di individuare alcuni componenti presenti sulla sua superficie.
Una delle bande di assorbimento più significative si colloca in prossimità dei ( 3 μm ) , e dovrebbe corrispondere a vari materiali idrati, come le argille ricche di ferro (cronstedtite), mentre le altre serie delle bande, prossime a ( 3,3 µm ) e a ( 3,8-3,9 µm ) , indicherebbero la presenza di carbonati come dolomite e siderite con un'abbondanza del 4-6%. Una chiara identificazione di vapore acqueo è giunta da osservazioni nel lontano infrarosso che hanno individuato linee di assorbimento in prossimità di 538 µm. Tutti questi dati potrebbero essere indicativi della presenza di una significativa quantità d'acqua all'interno dell'asteroide.
( Mappa spettrale della superficie di Cerere i colori si riferiscono alle varie lunghezze d'onda indicate nel cerchietto in alto a sinistra, in rosso le aree che presentano composti più volatili associati ad una recente attività geologica di tipo criovulcanico ).
Struttura interna:
La forma di Cerere è coerente con un corpo differenziato, un nucleo roccioso sovrapposto ad un mantello ghiacciato, questo mantello si ipotizza con uno spessore di 100 km (23% – 28% della massa di Cerere ed il 50% in volume) , contiene fino a 200 milioni chilometri cubici di acqua, che sarebbe maggiore della quantità di acqua dolce sulla Terra. Questo risultato è sostenuto dalle osservazioni fatte dal telescopio Keck nel 2002 e dai modelli di evoluzione.
Inoltre, alcune caratteristiche relative alla storia della superficie, quale la relativa distanza dal sole, che ha apportato un basso irraggiamento della radiazione luminosa, ha permesso ad alcuni componenti volatili, con un punto di congelamento ragionevolmente basso, di essere incorporati durante la relativa formazione, è stato poi ipotizzato che uno strato residuo di acqua liquida possa essere sopravvissuto fino ad oggi, sotto uno strato di ghiaccio nel mantello.
Misure del campo di gravità e della forma confermano che Cerere è un corpo in equilibrio idrostatico con differenziazione parziale e compensazione isostatica, con un momento di inerzia medio di 0,37 (che è simile a quello di Callisto a ~ 0,36).
Le densità del nucleo e dello strato esterno sono stimate per essere 2.46 – 2.90 e 1.68 – 1.95 kg/dm3, con quest'ultimo di circa 70 – 190 km di spessore. Si ipotizza solo una disidratazione parziale del nucleo.
L'alta densità dello strato esterno, rispetto al ghiaccio d'acqua, riflette il suo arricchimento in silicati e sali.
Cerere è il più piccolo oggetto confermato di essere in equilibrio idrostatico.
I modelli hanno suggerito che Cerere potrebbe avere un piccolo nucleo metallico nato dalla differenziazione parziale della sua frazione rocciosa.
Campo gravitazionale:
Mappa e nomenclature:
Zone ad alta luminosità: (Bright spot)
Atmosfera:
Cerere non possiede una vera e propria atmosfera ma ci sono indicazioni che abbia una tenue atmosfera con tracce di vapore acqueo emesso dal ghiaccio d'acqua sulla superficie e da fenomeni di criovulcanismo, questo gas si disperde poi nello spazio, ed una piccola parte rimane di nuovo intrappolata nei crateri sempre in ombra delle zone polari.
______________________________________________
NOMENCLATURE delle
caratteristiche di CERERE
Elenco dei nomi dei maggiori crateri ed altre caratteristiche di Cerere:
I crateri che troviamo su Cerere, in termini di profondità e di diametro, sono molto simili a ciò che vediamo su Dione e Teti, due satelliti ghiacciati di Saturno che hanno circa le stesse dimensioni e densità di Cerere.
Le caratteristiche sono coerenti con una crosta ricca di ghiaccio.
Alcuni di questi crateri e altre formazioni presenti sulla superficie hanno ottenuto nomi ufficiali, ispirati a divinità provenienti da un’ampia varietà di culture e legate all’agricoltura.
L’Unione Astronomica Internazionale ha recentemente approvato una serie di nomi per le strutture presenti su Cerere.
ELENCO COMPLETO :
LINK : https://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=CERES
Crateri:
Tra queste ad esempio c’è Occator, il cratere misterioso che ospita le macchie brillanti, con un diametro di circa 90 km e una profondità di circa 4 km. Nella mitologia romana, Occator è il nome di un aiutante di Cerere che si occupava dell’aratura.
Un cratere più piccolo, in cui è presente materiale luminoso e precedentemente chiamato “Spot 1″, è ora identificato con il nome di Haulani, coma la dea delle piante della mitologia hawaiana. Haulani ha un diametro di circa 30 chilometri e i dati di temperatura ottenuti dallo spettrometro ad immagini VIR (Visual and InfraRed Spectrometer) dell’INAF-IAPS a bordo di Dawn mostrano che questo cratere sembra avere una temperatura inferiore rispetto al terreno che lo circonda.
Il cratere Dantu, che prende il nome della divinità ghanese associata alla coltivazione del mais, ha una dimensione di circa 120 chilometri ed è profondo circa 5 chilometri.
Il cratere di nome Ezinu, come la dea sumera del grano, ha più o meno le stesse dimensioni.
Entrambi sono grandi meno della metà di Kerwan, che prende il nome dallo spirito Hopi che presiede la germinazione del mais, e Yalode, un cratere dedicato alla dea africana del Dahomey, adorata dalle donne durante i riti di raccolta. «I crateri da impatto Dantu e Ezinu sono estremamente profondi, mentre i bacini di Kerwan e Yalode mostrano profondità molto minori, il che indica un aumento della mobilità del ghiaccio con le dimensioni e l’età del cratere».
Poco più a sud di Occator c’è Urvara, un cratere che prende il nome dalla divinità indiana e iraniana delle piante e dei campi. Urvara, con circa 160 km di larghezza e 6 km di profondità, ospita un imponente picco centrale di 3 km di altezza.
Ahuna mons
Il monte fu scoperto analizzando le immagini fornite dalla missione Dawn, in orbita attorno a Cerere dal 2015. Si stima che la sua altezza media rispetto al terreno circostante sia di circa 4 km e che quella massima, che si registra sul lato più ripido, sia attorno ai 5 km. La circonferenza della base misura circa 20 km.
Il nome del monte è stato scelto per ricordare una tradizionale festività post-raccolto dei Sumi Naga, un gruppo tribale del Nagaland (India).
Hanami planum:
Il nome dell'Altopiano Hanami deriva anche dalla visione giapponese dei fiori di ciliegio.
L'altopiano Hanami è un enorme altopiano che si estende attraverso l'equatore da 46,5 gradi di latitudine nord, 263 gradi di longitudine est, a 14,5 gradi di latitudine sud, 204 gradi di longitudine est.
Niman rupes:
La Niman Rupes è una struttura geologica della superficie di Cerere.
Il nome deriva dal rituale Hopi (SW USA) che termina la stagione della katsina (esseri spirituali), cioè celebra il ritorno dei katsina nella loro casa spirituale a luglio e la loro parte nella fioritura della vita vegetale.
Nabanna fossa:
Prende il nome dalla festa del raccolto del "nuovo riso" nella regione del Bengala (Bangladesh e Bengala Occidentale in India).
Nar Sulcus:
Prende il nome dalla festa azera della raccolta del melograno. Tenuto in ottobre - novembre nella città di Goychay, centro della coltivazione di melograni in Azerbaigian.
Facule:
CEREALIA - Il grande festival nell'antica Roma per celebrare la dea del grano Cerere (8 giorni da metà a fine aprile).
PASOLA - Festival della stagione della semina del riso nell'isola di Sumba (Lesser Sunda Islands, E. Indonesia). (Febbraio marzo).
VINALIA - Festa del vino romano, celebrata due volte l'anno: il 23 aprile quando il nuovo vino veniva degustato e il 19 agosto quando il nuovo vino veniva aperto a tutti.
______________________________________________
SCHEDA DI CERERE:
_________________________________
_________________________________
La rapida formazione di una vasta scogliera (figg. 2 e 3) che si genera poiché gli strati superficiali possibilmente a bassa permeabilità durante la cristallizzazione iniziale dei depositi di fusione possono aver parzialmente inibito l'accesso di fluidi volatili alla superficie rispetto ai crateri marziani durante le fasi prolungate di raffreddamento e solidificazione. In alternativa, i componenti della crosta a bassa temperatura possono essere vaporizzati più facilmente o rilasciati in modo più esplosivo su Marte che su Cerere, oppure l'acqua potrebbe essere rimasta sequestrata più ampiamente su Cerere che su Marte (dove forse <3% in peso si deduce che si trova in minerali idrati tranne nelle aree polari). Se materiali condritici, inclusi i silicati idrati, sono abbondanti sulla superficie di Callisto, le velocità di impatto più elevate possono anche provocare la ridistribuzione del fluido idrotermale e la formazione di precipitati di sali paragonabili a Marte o Cerere all'interno di crateri di fossa centrale freschi più grandi anche su grandi satelliti ghiacciati.
Un Quasi-Satellite accidentale:
(76146) 2000 EU16
Il pianeta nano Cerere ha un Quasi-Satellite accidentale, cioè per caso e non per un reale influsso gravitazionale tra i due corpi.
2000 EU16, ha un periodo orbitale quasi identico a quello di Cerere, ma con eccentricità ed inclinazione differenti, quindi apparentemente sembra orbitargli intorno mentre entrambi i corpi ruotano intorno al Sole.
E' stato scoperto il 3 marzo 2000 dal LINEAR a Socorro.
( Diagrammi orbitali di Cerere a Sinistra e 2000 EU16 a destra - JPL ).
Parametri orbitali:
2000 EU16 possiede un periodo di rivoluzione intorno al Sole di 1680,4485 giorni (4,60 anni), con un semiasse-maggiore dell'orbita di 2,7662 UA , la sua eccentricità è di 0,1669836 , mentre l'inclinazione del piano orbitale corrisponde a 8,84972° rispetto all'eclittica.
Grazie a questi fattori la posizione di questo asteroide nel cielo di Cerere disegna un'analemma a forma di goccia.
Dati fisici:
2000 EU16 ha una magnitudine assoluta (H) di +14,3 mag , dal sondaggio NEOWISE si è ricavato un diametro medio di 3,5 km , con un albedo superficiale di 0,252.
Restano sconosciuti il tipo spettrale ed il periodo di rotazione e anche la possibile forma.
_________________________________________________________
_________________________________________________________
Leggi anche:
Clicca QUI :
IL SISTEMA SOLARE ELENCO POST di Andreotti Roberto - INSA
( di Maura Sandri - MediaINAF - intergralmente ripubblicato ).
La mineralogia superficiale del pianeta nano Cerere è ricca di ammonio (NH4+) contenente fillosilicati, ossia silicati caratterizzati da una struttura a strati a simmetria tetraedrica, in cui ogni tetraedro tende a legarsi con altri tre tramite ponti a ossigeno.
La presenza diffusa di fillosilicati ammoniati è strettamente legata alla storia dell’evoluzione del pianeta nano.
Tuttavia, l’origine e i meccanismi di formazione dei fillosilicati ammoniati sulla superficie di Cerere non è ancora ben compresa.
I minerali ammoniati sulla superficie di Cerere potrebbero aver avuto origine dalla reazione dei minerali argillosi con l’ammoniaca (NH3), presente sotto forma di ghiaccio o materia organica contenente ammoniaca.
Questi processi potrebbero essere stati innescati da alterazioni termiche o da agenti atmosferici spaziali, attraverso l’esposizione della superficie di Cerere al vento solare e ai raggi cosmici galattici su scale temporali geologiche.
Recentemente, è stato proposto che la formazione di sali di ammonio sulla superficie delle comete avvenga tramite reazioni acido-base indotte da processi termici dei ghiacci.
Sebbene le composizioni superficiali delle comete e quella di Cerere siano diverse, un trattamento termico presumibilmente simile potrebbe aver avviato, durante l’evoluzione di Cerere, reazioni di trasferimento di protoni, insieme a reazioni di addizione nucleofila tra ammoniaca e argille fillosilicate.
Curiosamente, l’erosione spaziale potrebbe anche facilitare l’unione di ammoniaca con minerali per formare ioni ammonio.
Tuttavia, la mancanza di esperimenti di laboratorio fondamentali a bassa temperatura sulla trasformazione di minerali rivestiti di ammoniaca in silicati ammoniati, in condizioni realistiche del Sistema solare, lascia aperta la questione della sorgente delle firme spettroscopiche dei minerali ammoniati sulla superficie di Cerere.
In uno studio recentemente pubblicato su Nature Communication, che vede coinvolti anche Marco Ferrari, Maria Cristina De Sanctis e Simone De Angelis dell’Istituto di astrofisica e planetologia spaziali dell’Inaf di Roma, vengono riportati i risultati di esperimenti di laboratorio che simulano gli ambienti fisici e chimici di Cerere, con l’obiettivo di comprendere meglio la sorgente dei minerali ammoniati sulla superficie del pianeta nano.
Gli scienziati hanno osservato che a bassa temperatura (54 K) potrebbero innescarsi reazioni di scambio protonico tra fillosilicati e ammoniaca, portando alla genesi di minerali ammoniati.
Lo studio ha rivelato la stabilità termica (300 K) e alle radiazioni dei fillosilicati ammoniati su una scala temporale di almeno circa 500 milioni di anni.
Queste indagini sperimentali confermano la possibilità che Cerere si sia formato in un luogo in cui il ghiaccio di ammoniaca sulla superficie sarebbe stato stabile.
Tuttavia, non si può escludere la possibilità che il luogo di origine di Cerere si avvicini alla sua posizione attuale, e che abbia accumulato materiale ricco di ammoniaca in seguito.
Ahuna mons:
Una struttura, quella di Ahuna Mons, la cui formazione, avvenuta in un recente passato geologico, è rimasta un mistero fino a poco tempo fa. Un mistero che adesso uno studio che ha coinvolto un team internazionale di scienziati, facenti capo al centro aerospaziale tedesco (Dlr), sembra aver risolto grazie alle misure gravimetriche ottenute dalla sonda Dawn e alle indagini sulla geometria del pianeta nano.
Il risultato? Una bolla composta da una miscela di acqua salata, fango e roccia – creatasi all’interno del pianeta nano, a livello del mantello – avrebbe spinto verso l’alto la crosta ricca di ghiaccio causandone a un certo punto la rottura, permettendo così la fuoriuscita sulla fredda superficie cereriana, con la conseguente solidificazione e formazione dell’enorme vulcano di fango.
L’interno di Cerere non è, infatti, omogeneo. Piuttosto, per usare il termine utilizzato dal geologi, è ‘differenziato’. Vale a dire che, dopo la formazione del corpo celeste, la materia che lo costituiva si sarebbe separata e avrebbe sedimentato in maniera diversa: quella con una percentuale maggiore di elementi pesanti, come il magnesio e il ferro, sarebbe precipitata al centro del corpo celeste; quella più leggera, invece, come le rocce con un elevato contenuto di silicati d’alluminio e acqua, sarebbe risalita verso la superficie.
In questo scenario, le bolle responsabili della formazione di Ahuna Mons si sarebbero create a causa del calore che viene ancora oggi generato – a distanza di 4 miliardi e mezzo di anni dalla sua formazione – dal decadimento di elementi radioattivi. Bolle che, come anticipato sopra, in conseguenza del loro peso specifico inferiore rispetto alla materia circostante, si sarebbero alzate e avrebbero spinto contro la crosta dal basso. La avrebbero deformata e, una volta penetrata, sarebbero fuoriuscite in superficie, solidificando a formare la maestosa struttura. Una sorta di ‘iceberg’ prodotto dall’eruzione della mistura poi congelata in superficie, a temperature di – 100 °C, in virtù di una attività chiamata criovulcanesimo – un termine che si riferisce a quei fenomeni vulcanici che avvengono su corpi ghiacciati del nostro sistema solare – che però non è quella classica, dominata dall’eruzione di soluzioni acquose, ma una inusuale attività perché caratterizzata dalla eruzione di acqua salata, fango e roccia, appunto.
Interpretando i dati gravimetrici ottenuti dalla sonda Down durante i suoi 3 anni in orbita attorno al pianeta nano, la seconda destinazione della missione iniziata nel 2007, i ricercatori hanno trovato un’anomalia gravitazionale proprio in corrispondenza dell’area dove si trova il monte:
- una maggiore attrazione gravitazionale percepita dalla sonda quando si trovava ad orbitare in corrispondenza. Una variazione che accelerava la velocità del veicolo spaziale, abbassandone leggermente l’orbita.
Esaminando più accuratamente questa anomalia, e con un ulteriore modellizzazione, è stato rivelato che doveva essere un rigonfiamento nel mantello di Cerere, e a conclusione è stata ovvia: la miscela di sostanze fluide e rocce è arrivata in superficie e si è accumulata in Ahuna Mons.
Il cratere Occator:
La cupola luminosa nel centro del cratere è chiamata Cerealia facula, ed il gruppo dei punti luminosi più sottili all'est è chiamato Vinalia faculae.
Una superficie scura:
In questa immagine ripresa poco prima della fine della missione Dawn, si può vedere il picco centrale del cratere Urvara, alto circa 2000m, nel terreno circostante è stato rilevato molto carbonio ed appare molto scuro.
Riprese come queste fanno comprendere che la superficie di Cerere abbia una concentrazione di carbonio molto alta, sotto forma di varie molecole organiche.
Questa sorprendente abbondanza può spiegare perché Cerere abbia un albedo così basso, apparendo decisamente scuro.
Questa scoperta è stata fatta da un gruppo di ricercatori internazionali del Southwest Research Institute (SwRI) a Boulder in Colorado, a cui hanno partecipato anche alcuni ricercatori italiani, grazie anche ai dati raccolti dallo spettrometro italiano VIR della sonda.
“Dawn ha scoperto che Cerere ha una mineralogia superficiale unica tra i corpi del Sistema Solare interno, e che potrebbe avere fino al 20% della sua massa in carbonio - dice Simone Marchi dello SwRI - Dobbiamo chiederci che potenzialità ha avuto questo mondo nello sviluppo di chimica prebiotica e se questi processi abbiano influenzato la composizione di pianeti più grandi, come la Terra. Cerere, grazie alle scoperte di Dawn, si è guadagnato un ruolo fondamentale nello studio dell’origine, l’evoluzione e la distribuzione delle specie organiche nel Sistema Solare interno''.
I dati della sonda, hanno scoperto la presenza di acqua e di altre sostanze volatili, come l’ammonio ed un’alta concentrazione di carbonio, suggerendo che questo corpo celeste si sia formato in un ambiente freddo, forse oltre l’orbita di Giove.
Perturbazioni gravitazionali potrebbero poi aver fatto avvicinare Cerere al Sole, fino a fargli raggiungere la sua posizione attuale all'interno della Fascia principale degli asteroidi.
“Il nuovo studio rileva che il 50-60% in volume della crosta superiore di Cerere può avere una composizione simile a meteoriti primitive, di tipo condrite carbonacee''. - sottolinea Maria Cristina De Sanctis, responsabile scientifica di VIR - “La composizione mineralogica di Cerere è compatibile con un evento di scala globale di alterazione acquosa di rocce, rocce, che potrebbe fornire condizioni favorevoli alla chimica organica. Specifici composti organici sono stati rilevati vicino al cratere da impatto Ernutet, fornendo supporto alla presenza diffusa di sostanze organiche nel sottosuolo superficiale di Cerere” .
Spettro e composizione superficiale:
Lo spettro di emissione di Cerere è piuttosto piatto nel visibile e nel vicino infrarosso, Tuttavia presenta alcune linee di assorbimento che hanno permesso di individuare alcuni componenti presenti sulla sua superficie.
Una delle bande di assorbimento più significative si colloca in prossimità dei ( 3 μm ) , e dovrebbe corrispondere a vari materiali idrati, come le argille ricche di ferro (cronstedtite), mentre le altre serie delle bande, prossime a ( 3,3 µm ) e a ( 3,8-3,9 µm ) , indicherebbero la presenza di carbonati come dolomite e siderite con un'abbondanza del 4-6%. Una chiara identificazione di vapore acqueo è giunta da osservazioni nel lontano infrarosso che hanno individuato linee di assorbimento in prossimità di 538 µm. Tutti questi dati potrebbero essere indicativi della presenza di una significativa quantità d'acqua all'interno dell'asteroide.
Struttura interna:
La forma di Cerere è coerente con un corpo differenziato, un nucleo roccioso sovrapposto ad un mantello ghiacciato, questo mantello si ipotizza con uno spessore di 100 km (23% – 28% della massa di Cerere ed il 50% in volume) , contiene fino a 200 milioni chilometri cubici di acqua, che sarebbe maggiore della quantità di acqua dolce sulla Terra. Questo risultato è sostenuto dalle osservazioni fatte dal telescopio Keck nel 2002 e dai modelli di evoluzione.
Inoltre, alcune caratteristiche relative alla storia della superficie, quale la relativa distanza dal sole, che ha apportato un basso irraggiamento della radiazione luminosa, ha permesso ad alcuni componenti volatili, con un punto di congelamento ragionevolmente basso, di essere incorporati durante la relativa formazione, è stato poi ipotizzato che uno strato residuo di acqua liquida possa essere sopravvissuto fino ad oggi, sotto uno strato di ghiaccio nel mantello.
Misure del campo di gravità e della forma confermano che Cerere è un corpo in equilibrio idrostatico con differenziazione parziale e compensazione isostatica, con un momento di inerzia medio di 0,37 (che è simile a quello di Callisto a ~ 0,36).
Le densità del nucleo e dello strato esterno sono stimate per essere 2.46 – 2.90 e 1.68 – 1.95 kg/dm3, con quest'ultimo di circa 70 – 190 km di spessore. Si ipotizza solo una disidratazione parziale del nucleo.
L'alta densità dello strato esterno, rispetto al ghiaccio d'acqua, riflette il suo arricchimento in silicati e sali.
Cerere è il più piccolo oggetto confermato di essere in equilibrio idrostatico.
I modelli hanno suggerito che Cerere potrebbe avere un piccolo nucleo metallico nato dalla differenziazione parziale della sua frazione rocciosa.
Campo gravitazionale:
Mappa e nomenclature:
Zone ad alta luminosità: (Bright spot)
Atmosfera:
Cerere non possiede una vera e propria atmosfera ma ci sono indicazioni che abbia una tenue atmosfera con tracce di vapore acqueo emesso dal ghiaccio d'acqua sulla superficie e da fenomeni di criovulcanismo, questo gas si disperde poi nello spazio, ed una piccola parte rimane di nuovo intrappolata nei crateri sempre in ombra delle zone polari.
______________________________________________
NOMENCLATURE delle
caratteristiche di CERERE
Elenco dei nomi dei maggiori crateri ed altre caratteristiche di Cerere:
I crateri che troviamo su Cerere, in termini di profondità e di diametro, sono molto simili a ciò che vediamo su Dione e Teti, due satelliti ghiacciati di Saturno che hanno circa le stesse dimensioni e densità di Cerere.
Le caratteristiche sono coerenti con una crosta ricca di ghiaccio.
Alcuni di questi crateri e altre formazioni presenti sulla superficie hanno ottenuto nomi ufficiali, ispirati a divinità provenienti da un’ampia varietà di culture e legate all’agricoltura.
L’Unione Astronomica Internazionale ha recentemente approvato una serie di nomi per le strutture presenti su Cerere.
ELENCO COMPLETO :
LINK : https://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=CERES
Crateri:
Tra queste ad esempio c’è Occator, il cratere misterioso che ospita le macchie brillanti, con un diametro di circa 90 km e una profondità di circa 4 km. Nella mitologia romana, Occator è il nome di un aiutante di Cerere che si occupava dell’aratura.
( OCCATOR )
Un cratere più piccolo, in cui è presente materiale luminoso e precedentemente chiamato “Spot 1″, è ora identificato con il nome di Haulani, coma la dea delle piante della mitologia hawaiana. Haulani ha un diametro di circa 30 chilometri e i dati di temperatura ottenuti dallo spettrometro ad immagini VIR (Visual and InfraRed Spectrometer) dell’INAF-IAPS a bordo di Dawn mostrano che questo cratere sembra avere una temperatura inferiore rispetto al terreno che lo circonda.
( HAULANI )
( DANTU )
Il cratere Dantu, che prende il nome della divinità ghanese associata alla coltivazione del mais, ha una dimensione di circa 120 chilometri ed è profondo circa 5 chilometri.
Il cratere di nome Ezinu, come la dea sumera del grano, ha più o meno le stesse dimensioni.
( EZINU )
( KERWAN )
Entrambi sono grandi meno della metà di Kerwan, che prende il nome dallo spirito Hopi che presiede la germinazione del mais, e Yalode, un cratere dedicato alla dea africana del Dahomey, adorata dalle donne durante i riti di raccolta. «I crateri da impatto Dantu e Ezinu sono estremamente profondi, mentre i bacini di Kerwan e Yalode mostrano profondità molto minori, il che indica un aumento della mobilità del ghiaccio con le dimensioni e l’età del cratere».
( YALODE )
Poco più a sud di Occator c’è Urvara, un cratere che prende il nome dalla divinità indiana e iraniana delle piante e dei campi. Urvara, con circa 160 km di larghezza e 6 km di profondità, ospita un imponente picco centrale di 3 km di altezza.
( URVARA )
Ahuna mons
Il monte fu scoperto analizzando le immagini fornite dalla missione Dawn, in orbita attorno a Cerere dal 2015. Si stima che la sua altezza media rispetto al terreno circostante sia di circa 4 km e che quella massima, che si registra sul lato più ripido, sia attorno ai 5 km. La circonferenza della base misura circa 20 km.
Il nome del monte è stato scelto per ricordare una tradizionale festività post-raccolto dei Sumi Naga, un gruppo tribale del Nagaland (India).
Hanami planum:
Il nome dell'Altopiano Hanami deriva anche dalla visione giapponese dei fiori di ciliegio.
L'altopiano Hanami è un enorme altopiano che si estende attraverso l'equatore da 46,5 gradi di latitudine nord, 263 gradi di longitudine est, a 14,5 gradi di latitudine sud, 204 gradi di longitudine est.
Niman rupes:
La Niman Rupes è una struttura geologica della superficie di Cerere.
Il nome deriva dal rituale Hopi (SW USA) che termina la stagione della katsina (esseri spirituali), cioè celebra il ritorno dei katsina nella loro casa spirituale a luglio e la loro parte nella fioritura della vita vegetale.
Nabanna fossa:
Prende il nome dalla festa del raccolto del "nuovo riso" nella regione del Bengala (Bangladesh e Bengala Occidentale in India).
Nar Sulcus:
Prende il nome dalla festa azera della raccolta del melograno. Tenuto in ottobre - novembre nella città di Goychay, centro della coltivazione di melograni in Azerbaigian.
Facule:
CEREALIA - Il grande festival nell'antica Roma per celebrare la dea del grano Cerere (8 giorni da metà a fine aprile).
PASOLA - Festival della stagione della semina del riso nell'isola di Sumba (Lesser Sunda Islands, E. Indonesia). (Febbraio marzo).
VINALIA - Festa del vino romano, celebrata due volte l'anno: il 23 aprile quando il nuovo vino veniva degustato e il 19 agosto quando il nuovo vino veniva aperto a tutti.
______________________________________________
SCHEDA DI CERERE:
_________________________________
Ridistribuzione dei volatili, guidata dal calore da impatto nel cratere Occator su Cerere, come processo planetario comparativo
P. Schenk , J. Scully , D. Buczkowski , H. Sizemore , B. Schmidt , C. Pieters , A. Neesemann , D. O'Brien , S. Marchi , D. Williams , A. Nathues , M. De Sanctis , F. Tosi , CT Russell , J. Castillo-Rogez e C. Raymond.
Presentazione:
I processi idrotermali negli ambienti da impatto su corpi ricchi di acqua come Marte e la Terra sono rilevanti per le origini della vita. La mappatura del pianeta nano (1) Cerere ha identificato depositi simili all'interno del cratere Occator.
Qui di seguito mostriamo, utilizzando la topografia e l'imaging stereo ad alta risoluzione di Dawn, che la composizione unica di Cerere ha provocato in un mantello formato da buona parte di acqua solidificata e una zona dove un impatto ha creato un ambiente simile al fango ricco di sale che si scioglie in pozzi endogeni sparsi, difatti, depressioni e tumuli luminosi in superficie sono indicativi di degassamento di sostanze volatili e attività in stile periglaciale durante la solidificazione.
Queste caratteristiche sono distinte e meno estese rispetto a Marte, indicando che le fusioni nel cratere di Occator possono essere meno ricche di gas o le sostanze volatili parzialmente inibite al raggiungere la superficie.
Qui di seguito mostriamo, utilizzando la topografia e l'imaging stereo ad alta risoluzione di Dawn, che la composizione unica di Cerere ha provocato in un mantello formato da buona parte di acqua solidificata e una zona dove un impatto ha creato un ambiente simile al fango ricco di sale che si scioglie in pozzi endogeni sparsi, difatti, depressioni e tumuli luminosi in superficie sono indicativi di degassamento di sostanze volatili e attività in stile periglaciale durante la solidificazione.
Queste caratteristiche sono distinte e meno estese rispetto a Marte, indicando che le fusioni nel cratere di Occator possono essere meno ricche di gas o le sostanze volatili parzialmente inibite al raggiungere la superficie.
Introduzione:
I fluidi idrotermali e i depositi nei crateri complessi terrestri sono importanti come potenziali habitat per i termofili sulla prima Terra, e la scoperta di Dawn di depositi idrotermali sul pavimento del cratere Occator e nella fossa centrale di 92 km di larghezza ed in altre posizioni limitate altrove sul pianeta nano, rappresentano un nuovo importante corpo planetario su cui esaminare questi processi.
L'imaging globale a scale di pixel di ~ 35 m ha rivelato che Occator, è unico tra i crateri maggiori di 50 km su Cerere in quanto le morfologie della formazione originale sono relativamente intatte rispetto ai crateri degradati più vecchi. Un ampio deposito sul pavimento lobato planare (LFD) in Occator nella zona sudorientale copre circa il 40% delle unità di pavimentazione , altrimenti collinose e increspate .
Le morfologie LFD a queste scale e la modellazione del riscaldamento da impatto suggerivano la formazione come depositi derivati dall'impatto che ricordano quelli osservati in grandi crateri sulla Luna (ad esempio, Tycho, Jackson) e sulla Terra (ad esempio, Manicougan) o come deflussi vulcanici post-impatto da bacini idrici profondi sotterranei, con importanti implicazioni per la struttura termica e geochimica interna di Cerere. Allo stesso modo, depositi ricchi di sale luminoso (inclusi carbonati di sodio) nella regione centrale della fossa a Cerealia Facula e all'interno dell'LFD a Vinalia Faculae indicavano che fluidi ricchi di sale e carbonati erano esposti sulla superficie in un processo che coinvolgeva fluidi idrotermali derivati dall'impatto o con radici profonde, o entrambi. Tuttavia, i meccanismi fisici mediante i quali, uno qualsiasi di questi materiali sono stati depositati non sono stati risolti a queste scale.
Gli obiettivi chiave delle osservazioni ad alta risoluzione attraverso Occator (Fig. 1) nella sua seconda missione estesa (XM2) dovevano accertare i meccanismi di posizionamento dei depositi sul pavimento e il ruolo dei volatili nella loro formazione.
L'imaging globale a scale di pixel di ~ 35 m ha rivelato che Occator, è unico tra i crateri maggiori di 50 km su Cerere in quanto le morfologie della formazione originale sono relativamente intatte rispetto ai crateri degradati più vecchi. Un ampio deposito sul pavimento lobato planare (LFD) in Occator nella zona sudorientale copre circa il 40% delle unità di pavimentazione , altrimenti collinose e increspate .
Le morfologie LFD a queste scale e la modellazione del riscaldamento da impatto suggerivano la formazione come depositi derivati dall'impatto che ricordano quelli osservati in grandi crateri sulla Luna (ad esempio, Tycho, Jackson) e sulla Terra (ad esempio, Manicougan) o come deflussi vulcanici post-impatto da bacini idrici profondi sotterranei, con importanti implicazioni per la struttura termica e geochimica interna di Cerere. Allo stesso modo, depositi ricchi di sale luminoso (inclusi carbonati di sodio) nella regione centrale della fossa a Cerealia Facula e all'interno dell'LFD a Vinalia Faculae indicavano che fluidi ricchi di sale e carbonati erano esposti sulla superficie in un processo che coinvolgeva fluidi idrotermali derivati dall'impatto o con radici profonde, o entrambi. Tuttavia, i meccanismi fisici mediante i quali, uno qualsiasi di questi materiali sono stati depositati non sono stati risolti a queste scale.
Gli obiettivi chiave delle osservazioni ad alta risoluzione attraverso Occator (Fig. 1) nella sua seconda missione estesa (XM2) dovevano accertare i meccanismi di posizionamento dei depositi sul pavimento e il ruolo dei volatili nella loro formazione.
Fig.1: Porzione di mosaico Dawn XM2 del pavimento sud-orientale di Occator.
La codifica a colori mostra il rilievo topografico, inclusi i depositi di pavimento lobato planare (LFD) sulla maggior parte della scena che si trova a un'altitudine più elevata all'interno della zona del terrazzo in basso. I quadrati mostrano le posizioni delle Figg. 4 e 5 . Le lettere indicano le posizioni di diverse caratteristiche principali descritte nel testo: (t) blocchi di terrazze parzialmente sepolti da LFD, (s) scarpate rivolte verso l'interno alte 100-200 m, (m) tumuli irregolari, (r) depressioni anulari poco profonde, (rt ) regioni strutturate a corda di LFD, (p) cluster di fossa, (d) campo di manopole scure. La barra della scala orizzontale è 1000 m; la barra della scala di colori verticale mostra 2 km di rilievo.
La mappa nel riquadro di Occator (b) mostra la posizione della figura.
La mappa nel riquadro di Occator (b) mostra la posizione della figura.
Qui, testiamo utilizzando dati stereo XM2 e DEM se la migrazione dell'acqua e il congelamento hanno portato a un sollevamento localizzato del ghiaccio e al sollevamento della superficie, se si è verificato il rilascio volatile dovuto alla cristallizzazione delle fusioni e se il deposito di carbonato si è verificato per versamento localizzato di salamoia, a fontana e piazzamento balistico, e / o deposizione in ambienti lacustri transitori o mediante un altro meccanismo. Confrontiamo anche l'impatto preservato e i depositi legati all'idrotermia in Occator formati negli strati esterni salati e ghiacciati (e quindi più umidi) di Cerere, con quelli sulla crosta lunare basaltica e anortosica prevalentemente anidra, la crosta basaltica arricchita di ghiaccio di Marte, e con i depositi idrotermali più erosi nella crosta silicica della Terra arricchita con acqua. Le osservazioni combinate di Dawn indicano una composizione crostale mista per il pianeta nano Cerere. La crosta a bassa densità e ad alta resistenza desunta dalla morfologia del cratere e dal rilassamento topografico è stata interpretata come una miscela di ghiaccio (fino a 40% vol.), Sali idrati e silicati (<20% vol.) E idrati di clatrato. I vincoli disponibili indicano che la crosta marziana è prevalentemente basaltica anidra con ~ 5-15% in peso di acqua nella regolite superficiale e una piccola percentuale di acqua sotto forma di minerali idratati e ghiaccio d'acqua fino ad almeno 10 km di profondità, sebbene le concentrazioni potrebbero essere molto più elevate a livello locale. Nonostante il mantello di polvere e la recente formazione di canaloni su pendii ripidi anche in giovani crateri, le trame originali possono essere distinte sui recenti crateri di Marte ben conservati (fig. 2 e 3), il più grande e il più analogo a Occator essendo largo 60 km e il cratere Mojave Sulla Terra, è necessaria una mappatura dettagliata del campo per caratterizzare la deposizione idrotermale a causa dell'erosione pervasiva di crateri complessi più grandi, ma fornisce vincoli critici all'attività idrotermale del sottosuolo.
Se Europa Clipper o la missione ESA Ganimede confermano che gli strati esterni di Callisto sono una miscela parzialmente differenziata di ghiaccio e silicati idrati, allora questo corpo potrebbe anche essere un analogo compositivo di Cerere.
( vedi sopra ).
Sfortunatamente, la risoluzione dell'immagine di morfologie crateriche ben conservate su Callisto non è migliore di ~ 125 m / pixel, ma le osservazioni a Occator potrebbero essere rilevanti quando vengono restituiti nuovi dati Callisto.
Se Europa Clipper o la missione ESA Ganimede confermano che gli strati esterni di Callisto sono una miscela parzialmente differenziata di ghiaccio e silicati idrati, allora questo corpo potrebbe anche essere un analogo compositivo di Cerere.
( vedi sopra ).
Sfortunatamente, la risoluzione dell'immagine di morfologie crateriche ben conservate su Callisto non è migliore di ~ 125 m / pixel, ma le osservazioni a Occator potrebbero essere rilevanti quando vengono restituiti nuovi dati Callisto.
Fig. 2: Texture del pavimento in Occator e grandi crateri lunari e marziani.
Cerere a - c : a depositi di manto di fusione di impatto, formando scarpate sulle creste e sui fianchi delle unità di terrazzo, con frecce che puntano al gap topografico e striature di flusso discendente da destra a sinistra e unità formanti scarpata sul blocco di terrazzo; b depressione ovale con pavimento luminoso, p, e tumulo conico luminoso (freccia bianca) nel pavimento di Occator sudorientale di possibile origine simile a un pingo. I tumuli in basso a destra sono coperti da un'unità resistente (frecce nere). Questo sito è mostrato in maggior dettaglio nella Fig. 4a ; c - unità di flusso increspate lobate all'interno del deposito del pavimento lobato principale, con fossa allungata, p, che passa a fessura allungata, frecce che puntano a depositi poco luminosi e freccia nera all'unità che forma scarpata sul blocco terrazzo. Luna e Marte d - f : d varietà di morfologie del pavimento tipiche dei depositi di riempimento del pavimento lunare: liscia, s; collinare, h; e materiali strutturati r increspati intervallati da tumuli nodosi nel cratere Jackson sulla Luna ( D = 71 km); e Piani, s; snocciolate, p; e fratturato, f, materiali del pavimento nel cratere Tooting meridionale su Marte ( D = 28 km); f Materiale del pavimento liscio con tumuli angolari nel cratere marziano Cratere Pangboche ( D = 10 km). Il flusso lobato increspato, f, simili a quelli di Occator c sono arroccati su un blocco di terrazze elevate. Le immagini di Cerere sono state acquisite a scale di pixel di 3,5–8 metri, le immagini di Luna e Marte a ~ 1–5 m. Il nord è in alto in tutte le vedute di Cerere; Le viste Luna / Marte sono state ruotate con il Nord verso il basso per presentare tutte le viste con il Sole a destra dello spettatore.
Fig. 3: Pozzi e depressioni non da impatto sul pavimento di Occator e crateri marziani.
Cerere a - c : una fossa scura di forma irregolare allungata, p, alla base del tumulo del pavimento nel cratere sud occidentale. La freccia indica un tumulo del pavimento crestato di una possibile origine simile a un pingo, sebbene le fosse potrebbero anche essere crateri da impatto successivi; b depressioni sinuose associate a depressioni irregolari senza impatto, p, in LFD in Occator sudorientale, con scarpate basse (frecce), che indicano fronti di flusso locali all'interno della LFD; c fosse di forma irregolare, p e fessure sinuose all'interno dei materiali LFD a nord della fossa centrale di Occator. Marte d - f : d fratturato, f, e materiali del pavimento bucati, p, in un cratere marziano senza nome largo 51 km (10 ° N 94 ° E); emateriali del pavimento lisci, se punteggiati, p, nel cratere Tooting settentrionale su Marte; f bucato e fratturato, f, materiale del pavimento nel cratere Mojave ( D = 60 km) su Marte. Le immagini di Cerere sono state acquisite a scale di pixel di 3,5–8 metri, le immagini di Luna e Marte a ~ 1–5 m. Il nord è in alto in tutte le vedute di Cerere; Le viste Luna / Marte sono state ruotate con il Nord verso il basso per presentare tutte le viste con il Sole a destra dello spettatore.
Risultati:
Le caratteristiche dei bordi e l'impatto avvolgente si fondono
Sebbene molte caratteristiche del bordo di Occator siano comuni ai crateri lunari, inclusi massi fratturati sul posto e affioramenti di unità coerenti, sporgenze di strati di roccia coerenti e affioramenti luminosi su scala di un metro di possibili carbonati vicino alla cresta del bordo sono distinti da Occator.
Ristagni di materiali fangosi solidificati in depressioni chiuse ad altezze differenti all'interno terrazze e al piano unità (Fig. 1), una comune morfologia all'impatto con sciogliere e depositi sulla Luna e Marte, era anche ben documentata in Occator.
Unità di mantellatura a bassorilievo e striature discendenti (Fig. 2a) si osservano ora segni indicativi di flusso negli spazi topografici, coerenti con il drappeggio, il flusso discendente e il ristagno locale dei depositi di fusione su gran parte del fondo del cratere, e confermano che questi sono depositi generati dall'impatto. Queste unità di mantellatura spesso formano scogliere alte fino a 10 m dove incontrano pendii ripidi, indicando che queste unità formavano uno strato superficiale coerente e resistente di spessore comparabile.
Ristagni di materiali fangosi solidificati in depressioni chiuse ad altezze differenti all'interno terrazze e al piano unità (Fig. 1), una comune morfologia all'impatto con sciogliere e depositi sulla Luna e Marte, era anche ben documentata in Occator.
Unità di mantellatura a bassorilievo e striature discendenti (Fig. 2a) si osservano ora segni indicativi di flusso negli spazi topografici, coerenti con il drappeggio, il flusso discendente e il ristagno locale dei depositi di fusione su gran parte del fondo del cratere, e confermano che questi sono depositi generati dall'impatto. Queste unità di mantellatura spesso formano scogliere alte fino a 10 m dove incontrano pendii ripidi, indicando che queste unità formavano uno strato superficiale coerente e resistente di spessore comparabile.
È probabile che i depositi di fusione generati dall'impatto su Cerere siano molto simili nella composizione alla composizione in massa dei suoi strati esterni : ghiaccio fuso mescolato con sali non fusi e fillosilicati, con frammenti e materiali sia fini che grossolani sospeso e sciolto in una soluzione acquosa e formando una fusione per impatto che è simile al fango per composizione e consistenza. Pertanto, l'impatto su Cerere è probabilmente molto più umido che sui pianeti terrestri. Questi impasti fangosi di salamoia-fangosa da impatto su Cerere saranno stati mobili mentre sono fusi e si comporteranno in modo molto simile ai depositi vulcanici (posti immediatamente in posizione), come recentemente dimostrato sperimentalmente in un contesto di Marte.
Le caratteristiche del flusso lobato sono larghe diversi chilometri e con rilievi da 10 fino a ~ 350 m (Fig. 2c) sono comuni anche in Occator.
Le creste arcuate basse sono ora risolte sulla maggior parte di questi lobi di flusso, confermando il flusso laterale diffuso di materiale mobile sul fondo del cratere in particolare nei quadranti nord-est e nord-ovest. Si osservano alcuni lobi che si fondono in unità di flusso più ampie a quote inferiori o si sovrappongono con altri lobi, indicando eventi di flusso sovrapposti ad altri di deposizione quando queste unità più grandi sono state collocate. Questi tipi di lobi di flusso su larga scala più spessi sono significativamente più comuni in Occator che sui pianeti terrestri, dove i flussi di fusione da impatto hanno rilievi molto bassi e dimensioni più piccole. Questa differenza di morfologia suggerisce che le fusioni da impatto simili al fango in Occator avrebbero potuto avere viscosità effettive di un ordine di grandezza superiore al basalto fuso o all'anortosite, a seconda delle composizioni e delle condizioni di posizionamento che sono attualmente scarsamente vincolate.
Le creste arcuate basse sono ora risolte sulla maggior parte di questi lobi di flusso, confermando il flusso laterale diffuso di materiale mobile sul fondo del cratere in particolare nei quadranti nord-est e nord-ovest. Si osservano alcuni lobi che si fondono in unità di flusso più ampie a quote inferiori o si sovrappongono con altri lobi, indicando eventi di flusso sovrapposti ad altri di deposizione quando queste unità più grandi sono state collocate. Questi tipi di lobi di flusso su larga scala più spessi sono significativamente più comuni in Occator che sui pianeti terrestri, dove i flussi di fusione da impatto hanno rilievi molto bassi e dimensioni più piccole. Questa differenza di morfologia suggerisce che le fusioni da impatto simili al fango in Occator avrebbero potuto avere viscosità effettive di un ordine di grandezza superiore al basalto fuso o all'anortosite, a seconda delle composizioni e delle condizioni di posizionamento che sono attualmente scarsamente vincolate.
L'estesa distribuzione dei materiali di mantellamento e flusso attraverso Occator documentata nei dati della missione XM2 (Figure 2 e 3) è coerente con la rapida collocazione e mobilizzazione di grandi volumi di materiale fuso durante l'evento di impatto. L'interramento delle unità a terrazza nel settore sud-est e i margini di flusso lobato fino a ~ 400 m di spessore lungo il margine settentrionale dell'LFD indicano spessori di> 500 m e ~ 200 km3 di materiale fuso (un volume che non può essere spiegato da un presunto crollo nel picco centrale di Occator).
Materiali da mantellatura osservati altrove sono molto più sottili, ~ 10 m o meno (Fig. 2). Nel settore sud-est (Fig. 1), cumuli sul pavimento e scarpate sinuose rivolte verso l'interno per 100-200 m sono spesso ricoperti da strati resistenti alla formazione della scogliera (Figg. 1 , 2b e 3) simili a quelli osservati nelle unità mantellate sulle terrazze, suggerendo un rapido raffreddamento e solidificazione dello strato esterno dei depositi mobili da impatto che si sono arenati su terreni alti durante o dopo la collocazione.
Questo liquame da impatto simile al fango e alla salamoia rivestiva vaste aree, si accumulava in depressioni chiuse e scorreva verso il basso per formare flussi lobati simili a lava, ma ha anche formato rapidamente un guscio superiore congelato e le scogliere resistenti (Figg. 1 - 3), caratteristiche generalmente non osservate sui crateri lunari o marziani.
Materiali da mantellatura osservati altrove sono molto più sottili, ~ 10 m o meno (Fig. 2). Nel settore sud-est (Fig. 1), cumuli sul pavimento e scarpate sinuose rivolte verso l'interno per 100-200 m sono spesso ricoperti da strati resistenti alla formazione della scogliera (Figg. 1 , 2b e 3) simili a quelli osservati nelle unità mantellate sulle terrazze, suggerendo un rapido raffreddamento e solidificazione dello strato esterno dei depositi mobili da impatto che si sono arenati su terreni alti durante o dopo la collocazione.
Questo liquame da impatto simile al fango e alla salamoia rivestiva vaste aree, si accumulava in depressioni chiuse e scorreva verso il basso per formare flussi lobati simili a lava, ma ha anche formato rapidamente un guscio superiore congelato e le scogliere resistenti (Figg. 1 - 3), caratteristiche generalmente non osservate sui crateri lunari o marziani.
Il successivo movimento da sud a nord dell'interno ancora fuso del LFD sud-orientale verso il fondo craterico settentrionale per lo più non riempito e depresso potrebbe aver formato le caratteristiche del flusso lobato lungo il margine settentrionale del LFD (Fig. 2). Il ritiro a nord richiederebbe il cedimento del LFD sud-orientale e potrebbe spiegare le scogliere rivolte verso l'interno che parallele al bordo del cratere sud-est e le scarpate del terrazzo (dove le scarpate del terrazzo interrate nel sottosuolo ostacolerebbero il flusso laterale) e le unità resistenti che formano scogliere incagliate sulle cime di molti tumuli (originariamente sepolti sotto il deposito) (Figg. 2 e 3).
Tumuli endogeni
Una questione irrisolta dai dati di mappatura orbitale era se i tumuli sul pavimento di forma irregolare fossero detriti da impatto o fossero correlati alla deformazione locale verso l'alto della superficie a causa dell'intrusione nel sottosuolo e del congelamento del ghiaccio, un processo correlato alla formazione di pingo sulla Terra. I numerosi tumuli osservati nelle immagini stereo XM2 formano massicci conici simili a mesa larghi ≤1750 me alti ≤300 m e di varie forme sparsi per la LFD meridionale. Questi tumuli hanno albedo e strutture superficiali simili ai materiali del pavimento circostanti, indicando che hanno composizioni ed età comparabili. Fratture sommitali o sfiati del tipo osservato sui ping terrestri e relativi alle intrusioni d'acqua in stile periglaciale, al sollevamento e alla frattura non sono conservati sulla maggior parte di questi tumuli, sebbene alcuni tumuli presentino strutture sommitali criptiche (che potrebbero anche essere crateri da impatto post-formazione). La maggior parte dei tumuli del pavimento di colore neutro di forma irregolare assomigliano quindi ai tumuli del pavimento osservati su crateri freschi più grandi sulla Luna (dove il ghiaccio non si trova in quantità significative) e su Marte (Figure 2 e 3) e sono più probabilmente grandi detriti frammentari da impatto pile confinate con materiali LFD a bassa viscosità posizionati rapidamente.
Un sottoinsieme di piccoli tumuli arrotondati e conici <300 m sono sparsi su Occator (molto ~ 5% di tutti i cumuli) (Figg. 2 e 3) sono luminose rispetto ad altri materiali cratere e può avere un colore più giallastro rispetto a altri materiali luminosi sul pavimento. Questi cumuli potrebbero essere mucchi di detriti di piccolo impatto composti in parte da materiale ricco di carbonato, ma le loro forme coniche e la colorazione insolita indicano che sono i migliori e gli unici candidati per il sollevamento della superficie in stile periglaciale post-pavimentazione per intrusione o espansione di materiale ricco di carbonato dal basso. Alcuni di questi tumuli luminosi presentano anche vaiolature criptiche o interruzioni della superficie che potrebbero essere una frattura della sommità in stile pingo, ma è difficile distinguere queste piccole caratteristiche dagli effetti dell'erosione o dai piccoli crateri post-formazione.
Pozzi e depressioni endogeni
L'espirazione e il rilascio di sostanze volatili espulse dalla soluzione sul fondo del cratere e dai depositi di fusione quando il riscaldamento da impatto diminuiva era previsto a causa dell'elevato contenuto volatile degli strati esterni di Cerere e dei depositi di impatto derivati. Grandi depressioni arcuate che attraversano Occator sono ora risolte come depressioni a forma di V nettamente definite che tagliano trasversalmente tutte le caratteristiche e si pizzicano e si gonfiano da circa 0 a ~ 250–350 m di larghezza su distanze simili, formando profonde fosse ovali allungate in alcune aree. Le immagini di Dawn XM2 risolvono i solchi stretti iniziali non modificati di ~ 10-20 m di larghezza collegando i segmenti di canale più larghi con bordi taglienti, dimostrando che le depressioni iniziano come fratture strette con poca dilatazione che vengono successivamente allargate da uno spreco di massa non uniforme.
I grandi volumi di queste strutture indicano una significativa perdita di volume. In molti casi il fondo delle depressioni mostra una singola fila di pozzi molto piccoli <10 m di larghezza, compatibile con il drenaggio della regolite nei vuoti di frattura sottosuperficiali sotto modesta dilatazione, o con lo sfiato dei volatili dalle fratture più profonde.
I grandi volumi di queste strutture indicano una significativa perdita di volume. In molti casi il fondo delle depressioni mostra una singola fila di pozzi molto piccoli <10 m di larghezza, compatibile con il drenaggio della regolite nei vuoti di frattura sottosuperficiali sotto modesta dilatazione, o con lo sfiato dei volatili dalle fratture più profonde.
Depressioni a forma di anello anormalmente basse fino a ~ 1 km di diametro (Fig. 1) comuni nella parte meridionale del cratere sono risolti fino a ~ 10 m dimensioni e sono (con poche eccezioni) non più di poche decine di metri di profondità.
La formazione di crateri secondari sullo stesso Occator è stata dimostrata numericamente e documentata in conteggi crateri.
Da ciò, sosteniamo che molte di queste depressioni anulari poco profonde sono crateri secondari che si sono formati rapidamente, cioè prima che i materiali LFD più spessi potessero cristallizzarsi completamente in formazioni solidificate, contaminando così le statistiche dei crateri. Le morfologie degli anelli superficiali di questi insoliti crateri sono anche coerenti con gli esperimenti di impatto sui fanghi viscosi di argilla-acqua.
La formazione di crateri secondari sullo stesso Occator è stata dimostrata numericamente e documentata in conteggi crateri.
Da ciò, sosteniamo che molte di queste depressioni anulari poco profonde sono crateri secondari che si sono formati rapidamente, cioè prima che i materiali LFD più spessi potessero cristallizzarsi completamente in formazioni solidificate, contaminando così le statistiche dei crateri. Le morfologie degli anelli superficiali di questi insoliti crateri sono anche coerenti con gli esperimenti di impatto sui fanghi viscosi di argilla-acqua.
L'età dedotta di Occator va da pochi a circa 20 milioni di anni. Tuttavia, tutte le unità del pavimento sono ampiamente scavati in piccole depressioni approssimativamente circolari <500 m (figg. 2 e 3 ) che potrebbe essere sia da impatto o rilascio volatili da una sacca liquida interna (che comporterebbe un'età inferiore e una molto più ampia attività endogena). La maggior parte di queste depressioni sono di forma ampiamente circolare, distribuite in modo ubiquitario e seguono ripide distribuzioni delle dimensioni della legge di potenza e si deduce che siano crateri generali post-impatto, sebbene ammettiamo che i pozzi esplosivi circolari potrebbero essere difficili da distinguere dai crateri da impatto regolari a queste scale .
I casi limitati di vaiolatura endogena definitiva di forma irregolare senza impatto sono ora risolti in Occator (Figg. 1 - 4 ). Questi assumono la forma di depressioni ovoidali a forma di rene <250 m di larghezza in posizioni ampiamente sparse sia sui depositi LFD che sul pavimento collinoso (Figure 3 - 5). Queste forme sia singolarmente o in gruppi (figg. 3 - 5), sono profondi o molto poco profondi e sono distinti dagli anelli circolari poco profondi e dai crateri di fondo descritti sopra in virtù delle loro forme non circolari, della vicinanza a depressioni sinuose sul LFD descritto di seguito o dell'associazione geologica con una rete di fratture simile a una ragnatela ( suggerendo un sollevamento localizzato o un'interruzione della superficie (p. es., Fig. 5 )). Altri esempi sono caratterizzati da macchie luminose o depositi sui loro piani (Fig. 4 ).
Queste caratteristiche distintamente non circolari sono probabilmente formate dal rilascio volatile o dal deflusso tardivo nel raffreddamento del fondo del cratere e dai depositi del pavimento quando il calore residuo da impatto decade a seguito del principale evento di riscaldamento da impatto.
Queste caratteristiche distintamente non circolari sono probabilmente formate dal rilascio volatile o dal deflusso tardivo nel raffreddamento del fondo del cratere e dai depositi del pavimento quando il calore residuo da impatto decade a seguito del principale evento di riscaldamento da impatto.
Fig.4: Elemento ovoidale e tumulo luminoso su depositi di pavimento lobato del cratere Occator.
Mosaico XM2 a , b , DTM derivato stereo XM2 ( c ; mostrato come codifica a colori del mosaico; la scala dei colori mostra 250 m di rilievo) e profili topografici d , e lungo le linee mostrate nel pannello centrale. La caratteristica ovoidale è una struttura ovoidale larga 0,3 per 0,15 km adiacente alla scarpata sinuosa in LFD (16,9 ° N, 242,0 ° E) e una barra orizzontale nei profili. L'inserto a mostra una vista con contrasto migliorato di più punti luminosi all'interno della struttura ovoidale e di un tumulo luminoso adiacente con colore relativamente giallastro. La struttura ovoidale si trova su un rialzo molto basso e potrebbe essere stata sollevata. Tumuli conici e nodosi fiancheggiano la scarpata su entrambi i lati. a e b sono composizioni di colore generate assegnando rispettivamente 965, 749 e 555 immagini di filtri FC ai canali RGB.
Fig.5: Grappolo di fosse ovoidali sull'unità di pavimento irregolare del cratere Occator.
Mosaico XM2 (in alto), DTM derivato stereo XM2 (al centro; mostrato come codifica a colori del mosaico; la scala dei colori mostra 250 m di rilievo) e il profilo topografico (in basso) lungo la linea mostrata nel pannello centrale. Mosaico e topografia di pozzi a grappolo in materiale del pavimento collinoso e increspato adiacente a LFD nell'Occatore sudorientale. Questi pozzi sono insolitamente profondi per le loro dimensioni e sono associati a depressioni sinuose interconnesse e quindi non a crateri secondari. Gli estremi di elevazione sono saturati in questa visualizzazione per evidenziare il rilievo delle fosse.
Prima della missione XM2 è stata anche considerata la formazione di canali di flusso da parte di fluidi ricchi d'acqua o fanghi sul fondo del cratere durante il degassamento di acqua liquida sulla superficie, ma le immagini attuali rivelano numerose depressioni sinuose di ≤100 m di larghezza e fino a 7 km di lunghezza (Fig. 3) che sono molto diverse in dimensione e morfologia da quelle che attraversano il fondo del cratere.
Alcune delle depressioni sinuose devono essere fratture poiché la stereoscopia rivela che attraversano prominenti rilievi topografici con gradienti di pendenza diversi o tagliano unità adiacenti. Queste sono probabilmente correlate alla contrazione o al sollevamento del deposito LFD e del fondo del cratere durante il raffreddamento e la solidificazione post-impatto. Altre depressioni sinuose si trovano all'interno delle unità LFD planari (Fig. 3 ) e potrebbero essere associate al processo di posizionamento mediante contrazione del raffreddamento, frattura di uno strato esterno durante il flusso laterale o al flusso del fluido superficiale e all'erosione.
In molti casi, queste depressioni sinuose hanno modelli di ramificazione spazialmente associate ad una o più di queste fosse endogene descritto sopra, e sono affiancati da bassi livelli di scarpata (Fig. 3), eventualmente implicando un rilascio di sostanze volatili dal sottosuolo e il deflusso di quantità minori di post-posizionamento che si sono sciolti attraverso sfiati e fessure superficiali.
Alcune delle depressioni sinuose devono essere fratture poiché la stereoscopia rivela che attraversano prominenti rilievi topografici con gradienti di pendenza diversi o tagliano unità adiacenti. Queste sono probabilmente correlate alla contrazione o al sollevamento del deposito LFD e del fondo del cratere durante il raffreddamento e la solidificazione post-impatto. Altre depressioni sinuose si trovano all'interno delle unità LFD planari (Fig. 3 ) e potrebbero essere associate al processo di posizionamento mediante contrazione del raffreddamento, frattura di uno strato esterno durante il flusso laterale o al flusso del fluido superficiale e all'erosione.
In molti casi, queste depressioni sinuose hanno modelli di ramificazione spazialmente associate ad una o più di queste fosse endogene descritto sopra, e sono affiancati da bassi livelli di scarpata (Fig. 3), eventualmente implicando un rilascio di sostanze volatili dal sottosuolo e il deflusso di quantità minori di post-posizionamento che si sono sciolti attraverso sfiati e fessure superficiali.
I piccoli pozzi endogeni irregolari, le cupole, e le anguste depressioni sinuose, sono sparse ovunque all'interno Occator (Figg. 2 - 5) , ma sono rari in crateri lunari o marziani.
Le fosse endogene sul pavimento di Occator sono distinte dalle fosse molto più grandi e abbondanti all'interno dei depositi di fusione dei crateri marziani e vestani ben conservati più grandi (Fig. 3 ). Le fosse marziane e vestane sono abbondanti e solitamente strettamente distanziate (Fig. 3 ), a formare pareti contigue in stile nido d'ape e sono attribuiti a bocchette esplosive dal rilascio di sostanze volatili.
Sebbene alcuni siano crateri secondari erroneamente classificati, pozzi su larga scala sostanzialmente simili agli esempi marziani si verificano nei grandi crateri di Cerere, come Ikapati e Haulani, e forse altrove. La mancanza di vaiolatura di questo tipo in Occator e in molti altri grandi crateri suggerisce un'eterogeneità di composizione nella crosta cereana o differenze nelle condizioni di impatto come la velocità.
Le fosse endogene sul pavimento di Occator sono distinte dalle fosse molto più grandi e abbondanti all'interno dei depositi di fusione dei crateri marziani e vestani ben conservati più grandi (Fig. 3 ). Le fosse marziane e vestane sono abbondanti e solitamente strettamente distanziate (Fig. 3 ), a formare pareti contigue in stile nido d'ape e sono attribuiti a bocchette esplosive dal rilascio di sostanze volatili.
Sebbene alcuni siano crateri secondari erroneamente classificati, pozzi su larga scala sostanzialmente simili agli esempi marziani si verificano nei grandi crateri di Cerere, come Ikapati e Haulani, e forse altrove. La mancanza di vaiolatura di questo tipo in Occator e in molti altri grandi crateri suggerisce un'eterogeneità di composizione nella crosta cereana o differenze nelle condizioni di impatto come la velocità.
I pozzi endogeni e i cluster di fosse, le depressioni sinuose non tettoniche e forse le zone luminose all'interno della LFD ed i materiali da pavimentazione dei crateri adiacenti (Fig. 2 - 5) sono coerenti con il continuo rilascio di sostanze volatili da sotto il fondo del cratere. La cristallizzazione del liquame da impatto in Occator probabilmente coinvolgeva sedimenti che uscivano dalla sospensione oltre a sali e ghiaccio che uscivano dalla soluzione, creando fluidi e gas secondari che potevano essere estrusi sulle superfici LFD per formare alcune delle vaiolature locali e forse alcune delle depressioni sinuose e delle zone più luminose. Anche il raffreddamento e la cristallizzazione dei materiali riscaldati per impatto al di sotto del fondo del cratere possono aver condotto i volatili sulla superficie.
Nonostante la grande estensione, lo spessore e l'elevato contenuto volatile dedotto di questi depositi di riempimento della pavimentazione, né i tumuli endogeni né i pozzi sono morfologie dominanti sul pavimento di Occator.
Questa differenza comparativa con i molto più grandi e densamente distanziati nei piani dei grandi crateri marziani (Fig. 3) suggerisce che la loro formazione può essere inibita in Occator e forse pure altrove su Cerere, generalmente rispetto a quelli su Marte.
Queste differenze potrebbero essere correlate all'abbondanza di fillosilicati negli strati esterni di Cerere. Ipotizziamo che l'ampia scogliera formata di strati di 10 di metri di altezza su superfici superiori delle mantellature da impatto con un fluido fangoso su tutti i LFD e le terrazze di Occator (figg. 1 - 3) possono essere strati ricchi di argilla che si sono formati dopo il raffreddamento e la solidificazione delle fusioni da impatto e la superficie del cratere. Questi strati resistenti simili al fango possono aver avuto una permeabilità relativamente bassa e potrebbero aver inibito l'accesso dei volatili alla superficie rispetto a Marte, tranne dove localmente violati.
Come unità di superficie esposte allo spazio, esse si sono probabilmente cristallizzate rapidamente durante il congelamento rapido delle superfici superiori della massa fusa pervasiva. L'espressione limitata delle caratteristiche di rilascio volatile attraverso il pavimento ricco di sostanze volatili di Occator potrebbe essere dovuta a :
(1) solo piccole quantità di sostanze volatili espulse dalla soluzione e sulla superficie durante la solidificazione dei depositi di fusione e il raffreddamento dell'interno,
(2) le sostanze volatili rimanenti dove si sono accumulate all'interno dei depositi di fusione per impatto e / o (3) strati superficiali che impediscono loro di accedere alla superficie.
Questa differenza comparativa con i molto più grandi e densamente distanziati nei piani dei grandi crateri marziani (Fig. 3) suggerisce che la loro formazione può essere inibita in Occator e forse pure altrove su Cerere, generalmente rispetto a quelli su Marte.
Queste differenze potrebbero essere correlate all'abbondanza di fillosilicati negli strati esterni di Cerere. Ipotizziamo che l'ampia scogliera formata di strati di 10 di metri di altezza su superfici superiori delle mantellature da impatto con un fluido fangoso su tutti i LFD e le terrazze di Occator (figg. 1 - 3) possono essere strati ricchi di argilla che si sono formati dopo il raffreddamento e la solidificazione delle fusioni da impatto e la superficie del cratere. Questi strati resistenti simili al fango possono aver avuto una permeabilità relativamente bassa e potrebbero aver inibito l'accesso dei volatili alla superficie rispetto a Marte, tranne dove localmente violati.
Come unità di superficie esposte allo spazio, esse si sono probabilmente cristallizzate rapidamente durante il congelamento rapido delle superfici superiori della massa fusa pervasiva. L'espressione limitata delle caratteristiche di rilascio volatile attraverso il pavimento ricco di sostanze volatili di Occator potrebbe essere dovuta a :
(1) solo piccole quantità di sostanze volatili espulse dalla soluzione e sulla superficie durante la solidificazione dei depositi di fusione e il raffreddamento dell'interno,
(2) le sostanze volatili rimanenti dove si sono accumulate all'interno dei depositi di fusione per impatto e / o (3) strati superficiali che impediscono loro di accedere alla superficie.
Depositi idrotermali di carbonato a Vinalia Faculae
Le circa 10 concentrazioni distinte o zone luminose di Vinalia faculae sul LFD orientale corrugato (Fig. 6) sono la manifestazione più evidente e lateralmente vasta di ridistribuzione volatili all'interno Occator , depositi sul pavimento, ovvero rideposizione idrotermale di sali e carbonati . Nonostante esposizioni nel sottosuolo ben documentate di fratture idrotermali e condotti su crateri terrestri erosi, questi depositi non hanno analoghi diretti di superficie sui pianeti terrestri, probabilmente a causa dei processi di degrado superficiale prevalenti su Marte e sulla Terra. I meccanismi di posizionamento superficiale dei carbonati sono correlati ai serbatoi e ai condotti sotterranei e forniscono un test chiave di come i sistemi idrotermali funzionano sui corpi extraterrestri. Le ipotesi includono :
(1) infiltrazione di salamoia attraverso innumerevoli piccoli sfiati (su scala di un metro), (2) fontane energetiche con getti balistici, e / o (3) precipitazione e sedimentazione di depositi minerali in ambienti lacustri statici se transitori.
Anche la durata del posizionamento è importante in quanto durate di cicra 10 milioni di anni o più richiederebbero serbatoi profondi, ma periodi più brevi implicherebbero serbatoi poco profondi come lo stesso LFD, a causa dei tempi limitati su cui il calore residuo di impatto rimarrebbe.
(1) infiltrazione di salamoia attraverso innumerevoli piccoli sfiati (su scala di un metro), (2) fontane energetiche con getti balistici, e / o (3) precipitazione e sedimentazione di depositi minerali in ambienti lacustri statici se transitori.
Anche la durata del posizionamento è importante in quanto durate di cicra 10 milioni di anni o più richiederebbero serbatoi profondi, ma periodi più brevi implicherebbero serbatoi poco profondi come lo stesso LFD, a causa dei tempi limitati su cui il calore residuo di impatto rimarrebbe.
Fig.6: Topografia e morfologia dei depositi carbonatici lucidi in Vinalia Faculae.
a DTM ad alta risoluzione di LFD settentrionali derivato dall'imaging stereo Dawn XM2. Prospetti mostrati in grigio (scuro = basso). b Stessi dati di elevazione mostrati con codice colore per l'elevazione (blu = basso, rosso = alto) combinati con il mosaico XM2 ad alta risoluzione della stessa area, in scala da −250 a +250 m.
Le principali concentrazioni di depositi di carbonato o centri luminosi sono etichettati a - j .
Le principali concentrazioni di depositi di carbonato o centri luminosi sono etichettati a - j .
In Vinalia faculae i depositi luminosi hanno rapporti topografici complessi (figg. 6 e 7) con le LFDs della zona orientale del pavimento di Occator in cui si sono formate.
Questi LFD a nord, costituiti da forme allungate e strettamente distanziati , e creste triangolari di 50-125 m di ampiezza che formano depressioni chiuse irregolari tra loro (Fig. 1 e 6). I principali centri luminosi di Vinalia faculae (a-j in Fig. 6) si risolvono in nuclei centrali luminosi che si classificano verso l'esterno in un ameboide discreto progressivamente più piccolo o in chiazze simili a nastri di poche decine di metri di larghezza decrescente. Le chiazze più piccole spesso riempiono depressioni locali nel LFD ma attraversano anche le cime o i fianchi delle creste topografiche o seguono le valli verso l'alto (Figg. 6 - 8). Migliaia di punti luminosi circolari più piccoli di diametro <10 m sono dispersi sulle superfici di queste macchie più grandi e sullo stesso LFD.
Questi LFD a nord, costituiti da forme allungate e strettamente distanziati , e creste triangolari di 50-125 m di ampiezza che formano depressioni chiuse irregolari tra loro (Fig. 1 e 6). I principali centri luminosi di Vinalia faculae (a-j in Fig. 6) si risolvono in nuclei centrali luminosi che si classificano verso l'esterno in un ameboide discreto progressivamente più piccolo o in chiazze simili a nastri di poche decine di metri di larghezza decrescente. Le chiazze più piccole spesso riempiono depressioni locali nel LFD ma attraversano anche le cime o i fianchi delle creste topografiche o seguono le valli verso l'alto (Figg. 6 - 8). Migliaia di punti luminosi circolari più piccoli di diametro <10 m sono dispersi sulle superfici di queste macchie più grandi e sullo stesso LFD.
Fig.7: Topografia delle principali chiazze luminose a Vinalia Faculae.
a - c Mosaici digitali colorati delle principali macchie luminose, codificati a colori per l'elevazione (i blu sono bassi, i rossi sono alti; vedere la Fig. 6 per la scala dei colori). Le etichette interne si riferiscono ai centri luminosi dei depositi descritti nel testo. Centri luminosi etichettati a - c sono controllate da topografia locale; il centro f presenta un anello scuro, il centro g è il deposito più esteso e contiguo e il centro i segna la posizione della cupola costruttiva putativa a 20,36° N, 243,0° E (freccia). Vedere anche la Fig. 3 supplementare per le viste stereo, inclusa la cupola i . d - f Profili topografici (linee nere) e luminosità (linee rosse) su diversi centri luminosi all'interno di Vinalia Faculae. Il profilo d evidenzia la correlazione della topografia bassa con i depositi luminosi al centro c in un tipico centro luminoso occidentale. Il profilo e evidenzia l'anello scuro e la topografia bassa associata al centro di f .
La barra orizzontale nel profilo c indica l'estensione laterale della depressione luminosa e in e indica l'estensione dell'anello scuro. La freccia nel profilo f indica la posizione della piccola cupola nel centro luminoso i .
La barra orizzontale nel profilo c indica l'estensione laterale della depressione luminosa e in e indica l'estensione dell'anello scuro. La freccia nel profilo f indica la posizione della piccola cupola nel centro luminoso i .
Fig. 8: Strutture superficiali all'interno di depositi luminosi di Vinalia Faculae.
Frecce luminosi in a indicano stretta nastriforme depositi riempimento depressioni locali o costolature di attraversamento all'interno Vinalia faculae centro luminoso c in Fig. 6b (vedi anche complementare Fig. 16 per le immagini stereo) e restringere trogolo sinuoso e box in b che erano attivi dopo luminosa i depositi sono stati collocati all'interno del centro luminoso g in Fig. 6b ). Le frecce scure evidenziano alcuni dei più grandi dei tanti piccoli crateri sulla superficie dei carbonati luminosi. Le aree sono ingrandite dalla Fig. 6b , senza codifica a colori.
I centri luminosi occidentali e meridionali più luminosi formano modelli lobati o ameboidi irradianti di circa 1 km di diametro che sono fortemente controllati dalla topografia locale (centri (a – d) nelle figure 6 e 7). Questi depositi si allineano ma non riempiono topograficamente diverse depressioni LFD tra le creste più grandi da 0,25 a ~ 1 km (centri (a – d) e (h) e (j) nelle Figure 6 e 7). La somiglianza in profondità con le depressioni adiacenti non rivestite indica spessori di deposito non superiori a pochi metri, coerenti con le stime basate su misurazioni di crateri con pavimento scuro.
Nella Vinalia Faculae centrale, i due centri luminosi più grandi sono risolti come depositi contigui più ampi di 2-3 km di diametro (centro (e) nelle Figure 6 e 7), che coprono livelli topografici alti e bassi.
Questi punti più grandi hanno anche un rilievo ondulato che indica il mantellamento della topografia LFD, classificandosi nei modelli ameboidi descritti sopra. Questo modello generale (Fig. 6) suggerisce che i centri luminosi periferici (a – e) e (h - j) erano meno vigorosi dei centri luminosi più grandi (f) e (g).
Nella Vinalia Faculae centrale, i due centri luminosi più grandi sono risolti come depositi contigui più ampi di 2-3 km di diametro (centro (e) nelle Figure 6 e 7), che coprono livelli topografici alti e bassi.
Questi punti più grandi hanno anche un rilievo ondulato che indica il mantellamento della topografia LFD, classificandosi nei modelli ameboidi descritti sopra. Questo modello generale (Fig. 6) suggerisce che i centri luminosi periferici (a – e) e (h - j) erano meno vigorosi dei centri luminosi più grandi (f) e (g).
La diminuzione radiale verso l'esterno di questi depositi suggerisce che la deposizione attiva in ogni centro luminoso si sia contratta verso l'interno con il tempo, con i depositi più esterni che sbiadiscono in luminosità a causa dell'esposizione allo spazio.
I numerosi punti circolari più piccoli di ~ 10 m indicano che le fasi successive della deposizione erano dominate da sorgenti puntiformi. Sebbene i nuclei dei centri luminosi occidentali e meridionali siano confinati in depressioni topografiche chiuse (centri (a – d) nelle figure 6 e 7), le macchie più piccole nelle periferie esterne dei principali centri luminosi si trovano su vari pendii o sommità delle creste. In alcuni casi, si verificano su un lato di una cresta ma non sull'altro.
Le associazioni topografiche complesse e incoerenti, sono privi di un grande singolare sfiato o sorgente presso i centri più luminosi di Vinalia faculae (figg. 6 e 7) ed sono più coerenti con deposizione di carbonato tramite infiltrazioni in superficie e sversamento di salamoia da in innumerevoli bocche sottomarine all'interno dell'LFD, e ampiamente coerente con i casi di depositi idrotermali sulla Terra.
Quei siti superficiali con bassi tassi di infiltrazione hanno formato piccoli punti luminosi isolati o nastri discendenti dove il flusso persisteva, quelli con velocità o volumi più elevati hanno portato a formazioni superficiali di carbonato più estese e coalizzate mentre il flusso di fluido e la deposizione si sono diffusi lateralmente.
Le zone centrali potrebbero anche essere fomate da più bocche contigue se ci fossero più sfiati in queste regioni.
I numerosi punti circolari più piccoli di ~ 10 m indicano che le fasi successive della deposizione erano dominate da sorgenti puntiformi. Sebbene i nuclei dei centri luminosi occidentali e meridionali siano confinati in depressioni topografiche chiuse (centri (a – d) nelle figure 6 e 7), le macchie più piccole nelle periferie esterne dei principali centri luminosi si trovano su vari pendii o sommità delle creste. In alcuni casi, si verificano su un lato di una cresta ma non sull'altro.
Le associazioni topografiche complesse e incoerenti, sono privi di un grande singolare sfiato o sorgente presso i centri più luminosi di Vinalia faculae (figg. 6 e 7) ed sono più coerenti con deposizione di carbonato tramite infiltrazioni in superficie e sversamento di salamoia da in innumerevoli bocche sottomarine all'interno dell'LFD, e ampiamente coerente con i casi di depositi idrotermali sulla Terra.
Quei siti superficiali con bassi tassi di infiltrazione hanno formato piccoli punti luminosi isolati o nastri discendenti dove il flusso persisteva, quelli con velocità o volumi più elevati hanno portato a formazioni superficiali di carbonato più estese e coalizzate mentre il flusso di fluido e la deposizione si sono diffusi lateralmente.
Le zone centrali potrebbero anche essere fomate da più bocche contigue se ci fossero più sfiati in queste regioni.
Le caratteristiche costruttive dovute all'attività idrotermale (es. Terrazze di travertino) mancano o non sono risolte. L'insolito anello scuro al centro della zona luminosa (f) (Fig. 6 e 7) è un candidato sfiato su scala più grande.
L'anello scuro è associato con poche fosse di qualche decina di metri che fiancheggiano in profondità una zona a bassa luminosità, nessuna delle quali, tuttavia, sono distinte topograficamente o morfologicamente dalle molte creste simili e depressioni LFD (Fig. 6). La migliore e unica altra caratteristica candidata in Vinalia faculae è una piccola cupola di 25 m di altezza e altre 140 cupole lobate al centro di un livello di 340 m di depressione nel centro luminoso (i) (figg. 6 e 7), che suggerisce l'estrusione o l'accumulo di una piccola quantità di nuovo materiale in una fossa superficiale o di impatto; tutti gli altri sono stati distrutti.
L'anello scuro è associato con poche fosse di qualche decina di metri che fiancheggiano in profondità una zona a bassa luminosità, nessuna delle quali, tuttavia, sono distinte topograficamente o morfologicamente dalle molte creste simili e depressioni LFD (Fig. 6). La migliore e unica altra caratteristica candidata in Vinalia faculae è una piccola cupola di 25 m di altezza e altre 140 cupole lobate al centro di un livello di 340 m di depressione nel centro luminoso (i) (figg. 6 e 7), che suggerisce l'estrusione o l'accumulo di una piccola quantità di nuovo materiale in una fossa superficiale o di impatto; tutti gli altri sono stati distrutti.
Il degassamento di questi fluidi nel vuoto dello spazio ha probabilmente provocato una rapida precipitazione dei carbonati e dei sali sospesi e disciolti direttamente sulla superficie. Fontane e deposizioni balistiche di carbonati in punti individuali non sono esclusi dalle osservazioni della missione Dawn-XM2 ma c'è poca o nessuna evidenza osservativa che si sia verificato in modo esteso.
La distribuzione di piccoli punti luminosi e i rivestimenti superficiali sui pavimenti di depressioni chiuse, i fianchi di alcune creste e le sommità di altre, e la formazione di depositi nastriformi a scala di un metro, non sono coerente con le sorgenti balistiche direzionali (es. Fontanelle) maggiori di pochi metri in scala. Sebbene la sedimentazione lacustre all'interno di depressioni chiuse sia suggerita anche dalla formazione di alcuni depositi sui pavimenti delle depressioni LFD inter-crinali (e in effetti piccoli ristagni locali di salamoie possono essersi verificati per periodi molto brevi prima dell'ebollizione), la formazione di macchie più piccole sulla sommità delle creste (Fig. 7) e sulla cresta più ampia che formano i centri luminosi orientali (Figg. 6 e 7) suggeriscono anche che un ambiente lacustre non era richiesto per la formazione di carbonati nella maggior parte dei casi.
La distribuzione di piccoli punti luminosi e i rivestimenti superficiali sui pavimenti di depressioni chiuse, i fianchi di alcune creste e le sommità di altre, e la formazione di depositi nastriformi a scala di un metro, non sono coerente con le sorgenti balistiche direzionali (es. Fontanelle) maggiori di pochi metri in scala. Sebbene la sedimentazione lacustre all'interno di depressioni chiuse sia suggerita anche dalla formazione di alcuni depositi sui pavimenti delle depressioni LFD inter-crinali (e in effetti piccoli ristagni locali di salamoie possono essersi verificati per periodi molto brevi prima dell'ebollizione), la formazione di macchie più piccole sulla sommità delle creste (Fig. 7) e sulla cresta più ampia che formano i centri luminosi orientali (Figg. 6 e 7) suggeriscono anche che un ambiente lacustre non era richiesto per la formazione di carbonati nella maggior parte dei casi.
Queste osservazioni suggeriscono anche che il sottosuolo al di sotto dei principali centri luminosi di Vinalia Faculae fosse più densamente fratturato e permeabile, consentendo ai fluidi un accesso più facile alla superficie che altrove in Occator. L'interazione tra gradienti idraulici sotterranei asimmetrici lateralmente nei regimi di flusso di salamoia radiale e l'aspra topografia locale accoppiata con fontane altamente localizzate e sporadiche può spiegare le distribuzioni asimmetriche dei pendii e le complesse relazioni topografiche dei carbonati in molte località.
L'età e la durata della deposizione dei carbonati a Vinalia Faculae sono difficili da conteggiare, ma la durata suggerita di 2 milioni di anni di postazione è probabilmente non supportata a causa delle grandi incertezze associate all'ottenimento di conteggi affidabili di piccoli crateri nelle superfici giovani, specialmente in aree così piccole in alti terreni di contrasto. Piccole buche <60 m coprono densamente le superfici dei depositi luminosi (Fig. 8). Sebbene alcuni dei pozzi sulla superficie dei depositi di carbonato potrebbero essere pozzi endogeni legati al rilascio di sostanze volatili portatrici di carbonato sulla superficie, la stragrande maggioranza sono circolari e probabilmente di origine da impatto e simili nell'aspetto agli innumerevoli crateri sul LFD, con solo rari esempi che esibiscono forme non circolari. Supponendo che la maggior parte di queste depressioni circolari siano correlate all'impatto, le nostre densità di crateri nell'LFD indicano un'età di ritenzione del cratere compresa tra 4 e 8 milioni di anni, che può anche indicare un'età di formazione del cratere poiché questi sono probabilmente prodotti di fusione da impatto.La densità dei crateri per i centri di carbonati luminosi VF (c, g, h) e (Figg. 6 e 8) indicano ~ 4 milioni di anni. Entrambi i gruppi sono sostanzialmente coerenti con l'età segnalata, ma con incertezze formali di almeno 0,5 milioni di anni, le età stimate sui depositi di VF sono statisticamente indistinguibili da quelle osservate nei depositi di LFD vicini.
Solo la densità dei crateri nel centro luminoso (i), dove la si trova la cupola costruttiva (fig. 6), erano significativamente inferiori, suggerendo un'età di ~ 2 ± 0,2 milioni di anni per questo specifico centro luminoso.
Il significato anche di questa differenza è dubbio poiché i depositi di carbonato di spessore <10 m formati da infiltrazioni superficiali mantengono i crateri più grandi di ~ 10 m (il nostro limite di conteggio) e il grado di cancellazione del cratere può essere localmente variabile. Inoltre, più di questi crateri potrebbero essere endogeni di quanto si supponga. Pertanto, il conteggio dei crateri in questi depositi riflette probabilmente una combinazione di crateri formati prima, durante e dopo la deposizione di carbonati e suggerisce un periodo di formazione prolungato ma indeterminato per i carbonati a VF.
Solo la densità dei crateri nel centro luminoso (i), dove la si trova la cupola costruttiva (fig. 6), erano significativamente inferiori, suggerendo un'età di ~ 2 ± 0,2 milioni di anni per questo specifico centro luminoso.
Il significato anche di questa differenza è dubbio poiché i depositi di carbonato di spessore <10 m formati da infiltrazioni superficiali mantengono i crateri più grandi di ~ 10 m (il nostro limite di conteggio) e il grado di cancellazione del cratere può essere localmente variabile. Inoltre, più di questi crateri potrebbero essere endogeni di quanto si supponga. Pertanto, il conteggio dei crateri in questi depositi riflette probabilmente una combinazione di crateri formati prima, durante e dopo la deposizione di carbonati e suggerisce un periodo di formazione prolungato ma indeterminato per i carbonati a VF.
Le immagini XM2 chiariscono ulteriormente la complessa relazione tra le lunghe canalette arcuate del pavimento e i carbonati.
L'esposizione di depositi lucidi lungo alcune pareti di frattura confermano ulteriormente che i depositi di carbonato sono depositi superficiali di spessore non più di 3–5 m.
Si può vedere che i depositi di carbonato si spostano verso il basso a causa della perdita di massa lungo alcune pareti di frattura sotto forma di nastri stretti.
Nonostante ciò, non osserviamo alcuna prova che i carbonati siano stati estrusi dall'interno delle fratture e la maggior parte dei carbonati non sono associati ad alcuna struttura risolvibile (sebbene il fondo del cratere sia probabilmente densamente fratturato e questi probabilmente erano i principali condotti per i fluidi idrotermali all'interno di Occator).
L'esposizione di depositi lucidi lungo alcune pareti di frattura confermano ulteriormente che i depositi di carbonato sono depositi superficiali di spessore non più di 3–5 m.
Si può vedere che i depositi di carbonato si spostano verso il basso a causa della perdita di massa lungo alcune pareti di frattura sotto forma di nastri stretti.
Nonostante ciò, non osserviamo alcuna prova che i carbonati siano stati estrusi dall'interno delle fratture e la maggior parte dei carbonati non sono associati ad alcuna struttura risolvibile (sebbene il fondo del cratere sia probabilmente densamente fratturato e questi probabilmente erano i principali condotti per i fluidi idrotermali all'interno di Occator).
Ben conservate, giovani e brevi, strette depressioni sinuose (figg. 2c, 3b e 8) tagliano i depositi di carbonato in alcuni punti. Sebbene alcuni carbonati potrebbero anche essere stati depositati su questi avvallamenti dopo che si sono formati, la loro nitidezza morfologica suggerisce che si siano formati dopo che la maggior parte dei depositi era a posto. La sequenza di formazione dedotta a Vinalia Faculae è :
(1) posizionamento di LFD,
(2a) formazione di fratture arcuate strette in gran parte di Occator, inclusa l'area di Vinalia Faculae,
(2b) formazione di carbonati per infiltrazione di salamoia (sia la frattura che la infiltrazione possono avere è stata prolungata per un periodo incerto e probabilmente è iniziata immediatamente dopo (1)),
(3) l'allargamento delle fratture arcuate per formare le depressioni pizzicanti e rigonfie,
(4) la formazione di depressioni sinuose minori in fase avanzata (Fig. 6 e 8).
(1) posizionamento di LFD,
(2a) formazione di fratture arcuate strette in gran parte di Occator, inclusa l'area di Vinalia Faculae,
(2b) formazione di carbonati per infiltrazione di salamoia (sia la frattura che la infiltrazione possono avere è stata prolungata per un periodo incerto e probabilmente è iniziata immediatamente dopo (1)),
(3) l'allargamento delle fratture arcuate per formare le depressioni pizzicanti e rigonfie,
(4) la formazione di depressioni sinuose minori in fase avanzata (Fig. 6 e 8).
Ridistribuzione volatile guidata dall'impatto: confronti planetari
Somiglianze e differenze di morfologie e distribuzioni di impatto come scioglimento di depositi e rideposizione idrotermale minerale sulla Luna, Terra, Marte e Cerere (figg. 2 e 3) sono dovute a differenze di composizione e condizionidi dell'impatto. Ristagni d'impatto correlate a fango da LFDs nelle depressioni chiuse nell'area è simile a quella osservata nei crateri complessi lunari e marziane e si è stabilito che lo scioglimento da calore da impatto sono state ampiamente distribuite attraverso Occator (figg. 1 - 3). Le morfologie dei depositi da impatto incontaminati variano anche all'interno dei singoli crateri complessi lunari (ad esempio, Jackson, Ohm, Lowell, Rutherford e Tycho). Questi prendono la forma increspata e corrugata o liscia pianura, ciascuna delle quali trovano analoghi a Occator (figg. 1 - 3).
Le piccole cupole più luminose sparse sul pavimento di Occator sono distinte da Cerere, tuttavia, e indicano l'attività idrotermale post-posizionamento o almeno l'esposizione di materiali ricchi di carbonato distinti mediante sollevamento localizzato, e la migliore prova per l'attività periglaciale post-impatto su il piano di Occator (Fig. 4).
Le piccole cupole più luminose sparse sul pavimento di Occator sono distinte da Cerere, tuttavia, e indicano l'attività idrotermale post-posizionamento o almeno l'esposizione di materiali ricchi di carbonato distinti mediante sollevamento localizzato, e la migliore prova per l'attività periglaciale post-impatto su il piano di Occator (Fig. 4).
Osserviamo diversi stili di deformazione correlata ai volatili sul pavimento di Occator. I lobi con flussi di > 100 m di spessore e larghezza di alcuni chilometri fluiscono ai margini di Occator (Fig. 2) non sono comuni nei crateri lunari o marziani, e sono probabilmente legati al fango unico come la composizione della fusione per impatto su Cerere che forma un materiale più viscoso o soffocato dai detriti. Gli spessi margini di questi flussi più grandi possono indicare reologie analoghe ai ghiacciai rocciosi ricchi di ghiaccio terrestre. Circa il 5-10% dei crateri marziani recenti, come Pangboche (Fig. 2f), Mostrano una morfologia lunare, comprese le increspature con flusso lobate analoghe a quelle in Occator (Fig. 2), ma è assente la vaiolatura sul pavimento e i depositi delle eiezioni stratificate indicative della presenza di volatili.
Questi crateri marziani si trovano normalmente a quote più elevate dove si deduce che il contenuto di ghiaccio nel sottosuolo è inferiore e illustrano il ruolo potenziale della composizione nel modulare le morfologie dei crateri.
Questi crateri marziani si trovano normalmente a quote più elevate dove si deduce che il contenuto di ghiaccio nel sottosuolo è inferiore e illustrano il ruolo potenziale della composizione nel modulare le morfologie dei crateri.
Le reti di fratture localmente dense osservate in crateri complessi sulla Luna e su Marte (Fig. 3) non trovano analoghi diretti in Occator. L'espansione del volume dovuta al congelamento dell'acqua su Cerere può mitigare la frattura da contrazione da raffreddamento osservata in alcuni crateri lunari. Alcune delle strette depressioni sinuose sono estranee al LFD di Occator e (figg. 2 e 3) sono probabilmente correlate a fratture a causa della regolazione gravitazionale del fondo del cratere, ma altri sono associati con piccoli pozzi e sottili strati di lava secondaria al flusso fangoso (Fig. 3b) e probabilmente rappresentano le modifiche della superficie a causa del rilascio volatile e della mobilizzazione dei fluidi associati ai grandi volumi di fusione da impatto e possono essere peculiari di Occator.
I fluidi idrotermali e i depositi nei crateri complessi terrestri sono concentrati come sistemi di cavità e vene all'interno e prossimalmente al sollevamento centrale (corrispondente ai depositi luminosi a Cerealia Facula), all'interno dei materiali del pavimento del cratere (compresi i fusi) e lungo le faglie che definiscono l'esterno blocchi terrazza. La mineralizzazione dipende dalle litologie target e con profondità al di sotto della superficie, e precipitati a temperature più elevate si verificano in profondità sui corpi planetari, incluso probabilmente Cerere.
I depositi di Vinalia faculae (figg. 6 e 7) sono troppo distanti ed è improbabile che siano correlati ai sistemi venosi di stile terrestre associati ai bordi distali (sepolti) del sollevamento centrale di Occator. Perché si verificano solo nella parte orientale (e possibilmente più spessa) del settore del vasto LFD, questo rimane poco chiaro, ma i dati XM2 rivelano che non sono direttamente derivate dalle vecchie fosse arcuate e strette (Fig. 6 e 7) e non v'è alcuna prova per il controllo strutturale per la maggior parte dei depositi. Piuttosto gli innumerevoli piccoli punti luminosi (che si fondono nei grandi centri luminosi (a-j)) e le complesse relazioni topografiche dei depositi LFD zigrinati (Fig. 7) indicano che i carbonati di Vinalia Faculae sono probabilmente formati da infiltrazioni di salamoia attraverso innumerevoli piccole prese d'aria, possibilmente da sotto lo stesso LFD.
I depositi di Vinalia faculae (figg. 6 e 7) sono troppo distanti ed è improbabile che siano correlati ai sistemi venosi di stile terrestre associati ai bordi distali (sepolti) del sollevamento centrale di Occator. Perché si verificano solo nella parte orientale (e possibilmente più spessa) del settore del vasto LFD, questo rimane poco chiaro, ma i dati XM2 rivelano che non sono direttamente derivate dalle vecchie fosse arcuate e strette (Fig. 6 e 7) e non v'è alcuna prova per il controllo strutturale per la maggior parte dei depositi. Piuttosto gli innumerevoli piccoli punti luminosi (che si fondono nei grandi centri luminosi (a-j)) e le complesse relazioni topografiche dei depositi LFD zigrinati (Fig. 7) indicano che i carbonati di Vinalia Faculae sono probabilmente formati da infiltrazioni di salamoia attraverso innumerevoli piccole prese d'aria, possibilmente da sotto lo stesso LFD.
In contrasto con i sistemi di impatto idrotermali ben mappati in corrispondenza di grandi crateri complessi sulla Terra, l'assenza di depositi di carbonato o caratteristiche endogene lungo le basi delle terrazze delle pareti del bordo o attraverso la maggior parte del fondo del cratere (eccetto Vinalia Faculae) confermano che la zona di attività idrotermale al di sotto di Occator era molto più ristretta centralmente, o che le sorgenti del muro del bordo erano state chiuse presto e tutti i depositi di carbonato brillante lì erano sbiaditi.
La concentrazione della deposizione di carbonato più densa nella dozzina di centri luminosi più importanti a VF suggerisce che i volumi di salamoia potrebbero essere stati limitati o originati in profondità nella crosta, portando a centri di flusso focalizzati.
Il ruolo potenziale dei serbatoi crostali idrotermali più profondi piuttosto che la mobilizzazione dei fluidi nei serbatoi di fusione da impatto sotterraneo in rapido raffreddamento dipende in gran parte dall'età di questi depositi.
Sfortunatamente le incertezze attualmente associate alle determinazioni dell'età dal conteggio dei crateri sui depositi come descritto sopra sono sufficientemente grandi che la durata della formazione del carbonato rispetto ai terreni su cui si sono formati potrebbe essere entro i limiti del milione di anni imposti dal raffreddamento dei serbatoi di fusione per impatto o fino a pochi milioni di anni. Se altre linee di prova siano sufficienti per richiedere un serbatoio profondo e duraturo richiede ulteriori studi.
La concentrazione della deposizione di carbonato più densa nella dozzina di centri luminosi più importanti a VF suggerisce che i volumi di salamoia potrebbero essere stati limitati o originati in profondità nella crosta, portando a centri di flusso focalizzati.
Il ruolo potenziale dei serbatoi crostali idrotermali più profondi piuttosto che la mobilizzazione dei fluidi nei serbatoi di fusione da impatto sotterraneo in rapido raffreddamento dipende in gran parte dall'età di questi depositi.
Sfortunatamente le incertezze attualmente associate alle determinazioni dell'età dal conteggio dei crateri sui depositi come descritto sopra sono sufficientemente grandi che la durata della formazione del carbonato rispetto ai terreni su cui si sono formati potrebbe essere entro i limiti del milione di anni imposti dal raffreddamento dei serbatoi di fusione per impatto o fino a pochi milioni di anni. Se altre linee di prova siano sufficienti per richiedere un serbatoio profondo e duraturo richiede ulteriori studi.
Discussione:
Le differenze nella morfologia superficiale dei depositi da impatto su Cerere rispetto alla Luna e Marte mostrate qui devono essere correlate alla maggiore frazione di sali e ghiaccio d'acqua negli strati esterni di Cerere e alle diverse condizioni di impatto su Cerere (compreso ~ 40 K temperature più basse vicino alla superficie e 5-15 volte inferiore è la gravità superficiale, oltre ad un fattore ~ 2 velocità di impatto medie inferiori), che si traducono in velocità di riscaldamento inferiori per un proiettile di dimensioni date su Cerere rispetto a Marte o Terra .
Questi livelli di riscaldamento da impatto inferiori precludono la fusione dei silicati su Cerere, con conseguente depositi fangosi che si comportano come flussi vulcanici e può portare a una distribuzione più concentrata al centro dei fluidi idrotermali e delle precipitazioni superficiali di sale / carbonati rispetto a quelle osservate su materiali e strutture derivati dall'impatto sulla Luna, Terra e Marte. I pozzi e i gruppi di pozzi, la sottile lava di fango che scorre, e le depressioni sinuose osservati nell'ambito delle LFDs densi e altri materiali da pavimentazione in Occator sono entrambi meno comuni e sono diversi nell'espressione a quelle all'interno crateri lunari e Marziani (ad esempio, Figg. Irregolare 2 e 3).
La presenza in Occator è di pozzi endogeni più piccoli e ampiamente sparsi, piuttosto che i numerosi pozzi più grandi e ravvicinati su Marte e Vesta (Figg. 1 - 3) è curioso considerando il contenuto volatile che è superiore sulla crosta Cerere (fino al 60% di ghiaccio e clatrati contro un ≤10% ghiaccio per Marte). La rapida formazione di una vasta scogliera (figg. 2 e 3) che si genera poiché gli strati superficiali possibilmente a bassa permeabilità durante la cristallizzazione iniziale dei depositi di fusione possono aver parzialmente inibito l'accesso di fluidi volatili alla superficie rispetto ai crateri marziani durante le fasi prolungate di raffreddamento e solidificazione. In alternativa, i componenti della crosta a bassa temperatura possono essere vaporizzati più facilmente o rilasciati in modo più esplosivo su Marte che su Cerere, oppure l'acqua potrebbe essere rimasta sequestrata più ampiamente su Cerere che su Marte (dove forse <3% in peso si deduce che si trova in minerali idrati tranne nelle aree polari). Se materiali condritici, inclusi i silicati idrati, sono abbondanti sulla superficie di Callisto, le velocità di impatto più elevate possono anche provocare la ridistribuzione del fluido idrotermale e la formazione di precipitati di sali paragonabili a Marte o Cerere all'interno di crateri di fossa centrale freschi più grandi anche su grandi satelliti ghiacciati.
In definitiva, mostriamo che i depositi legati all'impatto sul pavimento del giovanissimo cratere Occator su Cerere mostrano morfologie distintive indicative del rilascio volatile dovuto allo scioglimento e al ricongelamento del ghiaccio d'acqua durante e dopo l'impatto che lo ha formato.
Queste caratteristiche includono fosse ovoidali e sigmoidali e grappoli di fosse, depressioni sinuose, tumuli bassi e luminosi.
I depositi di carbonato a Vinalia Faculae si sono rivelati essere spessi solo pochi metri e controllati dalla topografia locale dei materiali del pavimento increspato su cui si sono formati.
La complessa relazione di questi depositi con la topografia è coerente con l'effusione di salamoia idrotermale e la precipitazione di carbonati in innumerevoli piccole prese d'aria, che si coalizzano in diversi centri più grandi. Queste morfologie sono sostanzialmente diverse da quelle osservate nei grandi crateri marziani.
___________________________________
___________________________________(76146) 2000 EU16
Il pianeta nano Cerere ha un Quasi-Satellite accidentale, cioè per caso e non per un reale influsso gravitazionale tra i due corpi.
2000 EU16, ha un periodo orbitale quasi identico a quello di Cerere, ma con eccentricità ed inclinazione differenti, quindi apparentemente sembra orbitargli intorno mentre entrambi i corpi ruotano intorno al Sole.
E' stato scoperto il 3 marzo 2000 dal LINEAR a Socorro.
Parametri orbitali:
2000 EU16 possiede un periodo di rivoluzione intorno al Sole di 1680,4485 giorni (4,60 anni), con un semiasse-maggiore dell'orbita di 2,7662 UA , la sua eccentricità è di 0,1669836 , mentre l'inclinazione del piano orbitale corrisponde a 8,84972° rispetto all'eclittica.
Grazie a questi fattori la posizione di questo asteroide nel cielo di Cerere disegna un'analemma a forma di goccia.
Dati fisici:
2000 EU16 ha una magnitudine assoluta (H) di +14,3 mag , dal sondaggio NEOWISE si è ricavato un diametro medio di 3,5 km , con un albedo superficiale di 0,252.
Restano sconosciuti il tipo spettrale ed il periodo di rotazione e anche la possibile forma.
_________________________________________________________
_________________________________________________________
Leggi anche:
Clicca QUI :
IL SISTEMA SOLARE ELENCO POST di Andreotti Roberto - INSA
________________________________________________________
________________________________________________________
Nessun commento:
Posta un commento