Meteorización espacial - Space weathering

La meteorización espacial es el tipo de meteorización que le ocurre a cualquier objeto expuesto al duro entorno del espacio exterior . Los cuerpos sin atmósfera (incluidos la Luna , Mercurio , los asteroides , los cometas y la mayoría de las lunas de otros planetas) asumen muchos procesos de meteorización:

La meteorización espacial es importante porque estos procesos afectan las propiedades físicas y ópticas de la superficie de muchos cuerpos planetarios. Por lo tanto, es fundamental comprender los efectos de la meteorización espacial para interpretar correctamente los datos de teledetección.

Una ilustración de los diferentes componentes de la meteorización espacial.

Historia

Gran parte de nuestro conocimiento del proceso de erosión espacial proviene de estudios de las muestras lunares traídas por el programa Apollo , en particular los suelos lunares (o regolito ). El flujo constante de partículas de alta energía y micrometeoritos , junto con meteoritos más grandes, actúan para conminuta , derretimiento, pulverización catódica y vaporizar los componentes del suelo lunar.

Los primeros productos de la meteorización espacial que se reconocieron en los suelos lunares fueron los "aglutinados". Estos se crean cuando los micrometeoritos derriten una pequeña cantidad de material, que incorpora fragmentos de vidrio y minerales circundantes en un agregado de vidrio soldado que varía en tamaño desde unos pocos micrómetros hasta unos pocos milímetros. Aglutina son muy comunes en el suelo lunar, lo que representa hasta un 60 a 70% de los suelos maduros. Estas partículas complejas y de forma irregular aparecen en negro para el ojo humano, en gran parte debido a la presencia de nanofase hierro .

La meteorización espacial también produce productos relacionados con la superficie en granos de suelo individuales, como salpicaduras de vidrio; implantado hidrógeno , helio y otros gases; llamaradas solares pistas; y componentes acumulados, incluido el hierro nanofásico. No fue hasta la década de 1990 que mejoraron instrumentos, en particular, microscopios electrónicos de transmisión , y las técnicas permitió el descubrimiento de muy finas (60-200 nm) pátinas , o llantas, que se desarrollan en granos de suelo lunares individuales como resultado de la redeposición de vapor de impactos de micrometeoritos cercanas y la redeposición de material de pulverización catódica a partir de granos cercanas.

Estos procesos de meteorización tienen grandes efectos sobre las propiedades espectrales de suelo lunar, particularmente en el ultravioleta , visible , y cerca de infrarrojo (UV / Vis / NIR) longitudes de onda . Estos cambios espectrales en gran parte se han atribuido a las inclusiones de "hierro nanofase", que es un componente ubicuo de ambos aglutina y llantas de suelo. Estos muy pequeña (de uno a unos pocos cientos de nanómetros de diámetro) blebs de hierro metálico se crean cuando minerales de hierro (por ejemplo olivino y piroxeno se vaporizan) y el hierro es liberado y vuelve a depositar en su forma nativa.

Imagen TEM del espacio capeado borde en un grano de suelo lunar 10084

Efectos sobre las propiedades espectrales

En la Luna, los efectos espectrales de meteorización espacio son tres: como la superficie lunar madura se vuelve más oscuro (el albedo se reduce), más rojos (reflectancia aumenta con la longitud de onda creciente), y la profundidad de sus diagnósticos bandas de absorción se reducen Estos efectos son debido en gran parte a la presencia de nanofase de hierro en ambos los aglutinados y en las llantas acrecionados en granos individuales. Los efectos de oscurecimiento de la meteorización espacial se ven fácilmente al estudiar los cráteres lunares. Joven, cráteres frescos brillantes tienen sistemas de rayos , porque se han expuesto fresco, el material protegidas de la intemperie, pero con el tiempo esos rayos desaparecen a medida que el proceso de meteorización oscurece el material.

Meteorización espacial en asteroides

También se cree que la meteorización espacial ocurre en los asteroides, aunque el entorno es bastante diferente al de la Luna. Los impactos en el cinturón de asteroides son más lentos y, por lo tanto, generan menos fusión y vapor. Además, menos partículas de viento solar llegan al cinturón de asteroides. Y finalmente, la mayor tasa de impactadores y la menor gravedad de los cuerpos más pequeños significa que hay más vuelcos y las edades de exposición de la superficie deberían ser más jóvenes que la superficie lunar . Por lo tanto, la meteorización espacial debería ocurrir más lentamente y en menor grado en las superficies de los asteroides.

Sin embargo, vemos evidencia de meteorización espacial de asteroides. Durante años se había producido un llamado "enigma" en la comunidad de la ciencia planetaria, ya que, en general, los espectros de los asteroides no coincide con el espectro de nuestra colección de meteoritos. En particular, los espectros de los asteroides de tipo S , no se ha encontrado en los espectros del tipo más abundante de meteoritos, condritas ordinarias (AO). Los espectros de asteroides tendían a ser más rojos con una curvatura pronunciada en las longitudes de onda visibles. Sin embargo, Binzel et al. han identificado asteroides cercanos a la Tierra con propiedades espectrales que cubren el rango desde el tipo S hasta espectros similares a los de los meteoritos OC, lo que sugiere que se está produciendo un proceso en curso que puede alterar los espectros del material OC para que parezcan asteroides tipo S. También hay evidencia de alteración regolito de Galileo sobrevuelos de 's Gaspra e Ida mostrando diferencias espectrales en cráteres frescos. Con el tiempo, los espectros de Ida y Gaspra parecen enrojecerse y perder contraste espectral. La evidencia de NEAR Shoemaker mediciones de rayos x 's de Eros indicar una composición chondrite ordinario a pesar de una, espectro rojo-pendiente S de tipo, de nuevo lo que sugiere que algún proceso ha alterado las propiedades ópticas de la superficie. Los resultados de la Hayabusa nave espacial en el asteroide Itokawa , también chondrite ordinaria en la composición, muestra espectrales evidencia de erosión espacial. Además, se ha identificado evidencia definitiva de alteración por meteorización espacial en los granos de suelo devueltos por la nave espacial Hayabusa. Debido Itokawa es tan pequeño (550 m de diámetro), se pensó que la baja gravedad no permitiría el desarrollo de un regolith madura, sin embargo, el examen preliminar de las muestras devueltos revela la presencia de hierro nanofase y otros efectos espacio de meteorización en varios granos. Además, existe evidencia de que las pátinas erosionadas pueden desarrollarse y se desarrollan en las superficies rocosas del asteroide. Estos recubrimientos probablemente sean similares a las pátinas que se encuentran en las rocas lunares.

Existe evidencia que sugiere que la mayor parte del cambio de color debido a la intemperie ocurre rápidamente, en los primeros cien mil años, lo que limita la utilidad de la medición espectral para determinar la edad de los asteroides.

Meteorización espacial en Mercurio

El entorno de Mercurio también difiere sustancialmente del de la Luna. Por un lado, hace mucho más calor durante el día ( temperatura superficial diurna ~ 100 ° C para la Luna, ~ 425 ° C en Mercurio) y más frío durante la noche, lo que puede alterar los productos de la meteorización espacial. Además, debido a su ubicación en el Sistema Solar, Mercurio también está sujeto a un flujo de micrometeoritos ligeramente mayor que impacta a velocidades mucho más altas que la Luna. Estos factores se combinan para hacer que Mercurio sea mucho más eficiente que la Luna para crear tanto derretimiento como vapor. Por unidad de área, se espera que los impactos sobre Mercurio produzcan 13,5 veces el derretimiento y 19,5 veces el vapor que se produce en la Luna. Los depósitos aglutiníticos similares al vidrio y los recubrimientos depositados por vapor deberían crearse significativamente más rápido y de manera más eficiente en Mercurio que en la Luna.

El espectro UV / Vis de Mercurio, observado telescópicamente desde la Tierra, es aproximadamente lineal, con una pendiente roja. No hay bandas de absorción relacionados con minerales Fe-cojinete, tales como piroxeno. Esto significa que o no hay hierro en la superficie de Mercurio, o bien el hierro de los minerales que contienen Fe se ha degradado a hierro nanofásico. Una superficie erosionada explicaría entonces la pendiente enrojecida.

Ver también

Referencias

Referencias citadas

Referencias generales