LPSC 2013 Day 3

Sessione Mercury from MESSENGER

[The Distribution of Iron on the Surface of…, S. Z. Weider, et. al.]

Mercurio ha una densità non comprese unsualmente alta (5.3 g cm−3) > implica un alto rapporto metallo/silicio.

Perché ferro é così difficile per la spettroscopia a raggi X (X-ray spectroscopy o XRS?

  • La fluorescenza é indotta dai raggi X solari (quindi dipende da eventi solari)
  • Ha bisogno di solar flares per osservare (la sorgente non é controllabile)
  • Misura lo spettro solare e la radiazione dalla superficie per osservare le differenze
  • Differenti temperature dei flare rendono sensibili parti diverse dello spettro > diversi elementi possono essere osservati

La temperatura é considerata fredda : pochi Milioni di Kelvin (detto quiet Sun) , al contrario calda se maggiore di circa 10 Milioni di Kelvin.

Lo spettro osservato dipende molto dall’angolo di fase, dimensioni e forma dei grani superficiali.

Da modelli teorici

  • aumenta con angolo incidenza
  • diminuisce con angolo emissione

Dai dati si osserva effettivamente un effetto positivo di aumento con angolo di fase (mostrato Fe/Si)

Media del Fe 1.5 ± 0.5 % in peso
Intervallo : 0.75 – 2.5 % in peso

Dati quasi solo nel sud di Mercurio e il footprint cresce varia con latitudine (fino a migliaia di km)

Le zone blu della mappa globale MDIS dovrebbero avere basso Fe (nostra Eq Megaregion)
Le zone arancioni mappa globale MDIS avere alto Fe (Nostra Polar Megaregion and Smooth Plain)

Nessuna correlazione del ferro con altri elementi maggiori, ma probabilmente debole correlazione con Zolfo.

[Mapping Major Element Abundances on Mercury’s Surface with…, L. R. Nittler, et. al.]

Sono stati usati dati da circa 270 eventi di Flares solari.

Mercurio é ricco in volatili come Zolfo, Sodio e Potassio (S, K, Na)

I data del Quite Sun completano la mappa di globale Mg

Le pianure del Nord sono povere in Magnesio, ma alte in Alluminio e Potassio, in confront ai terreni confinanti.

La dimensione del footprint cambia molto , fare mappe é estremamente difficile: calcolano la media pesata di tutti le misure che cadono in ogni pixel di una griglia sintetica sulla superficie

The distribution of Mercury’s northern high-latitude smooth plains superposed on the nearside of the Moon to compare scales. Note the large size compared with individual lunar maria. On the Moon, many of the maria fill round, topographically distinctive impact basins (for example, Imbrium, Serenitatis, Crisium). Similar distinctive basins are not obviously underlying these plains on Mercury. Credit: Lick Observatory/Brown University
The distribution of Mercury’s northern high-latitude smooth plains superposed on the nearside of the Moon to compare scales. Note the large size compared with individual lunar maria. On the Moon, many of the maria fill round, topographically distinctive impact basins (for example, Imbrium, Serenitatis, Crisium). Similar distinctive basins are not obviously underlying these plains on Mercury. Credit: Lick Observatory/Brown University
The distribution of Mercury’s northern high-latitude smooth plains superposed on the United States and North America to compare scales. The area of these plains on Mercury equals almost 60% that of the continental United States. Credit: Brown University/Jennifer Whitten/James Dickson
The distribution of Mercury’s northern high-latitude smooth plains superposed on the United States and North America to compare scales. The area of these plains on Mercury equals almost 60% that of the continental United States. Credit: Brown University/Jennifer Whitten/James Dickson

La mappa globale Mg/Si (varia da 0 to 0.94) mostra una zona con alta concentrazione nel north circa –60 / –30 Lon , mentre é bassa in Al, alta in Ca .
Questa regione é anche ricca in Zolfo, Calcio e Alluminio.
Dalla mappa MDIS (camera presente su MESSENGER) a colori non c’e’ una chiara fetaure geologica che corrisponde a questa zona composizione.

Le pianure del nord mostrano basso calcio.

Per il ferro non c’é copertura nel nord!

Peplowky ha trovato correlazione tra potassio e massima temperatura superficiale dai modelli di temperatura.

La mappa di abbondanza del Magnesio é circa anticorrelata nel nord, mentre per il resto del pianeta no, quindi la ridistribuzione termica del Magnesio potrebbe essere supportata da questi dati.

Mg/Si sembra anticorrelata con zone con molti Hollows (strutture tipiche ti Mercurio, scoperte da MESSENGER)

La pianure ad alta riflettano sono basse in Magnesio e alte in Alluminio, quindi più basaltiche.

Il Gamma-Ray Spectrometer (GRS, approfondimento ) e XRS sono d’accordo

Another example of a large crater (Tyagaraja, 97 km in diameter) with a floor partially covered by large numbers of coalesced hollows. Here a high-resolution monochrome image has been combined with a lower-resolution enhanced-color image. The hollows appear in cyan, a result of their high reflectance and bluish color relative to other parts of the planet. The large pit in the center of the crater may be a volcanic vent, from which the orange material erupted. Credit: Courtesy of Science/AAAS
Another example of a large crater (Tyagaraja, 97 km in diameter) with a floor partially covered by large numbers of coalesced hollows. Here a high-resolution monochrome image has been combined with a lower-resolution enhanced-color image. The hollows appear in cyan, a result of their high reflectance and bluish color relative to other parts of the planet. The large pit in the center of the crater may be a volcanic vent, from which the orange material erupted. Credit: Courtesy of Science/AAAS

[Variable Sodium on the Surface of Mercury:…, L. G. Evans, et. al.]

Risulati del Gamma-Ray Spectrometer coprono in media la prima decina di cm della superficie.

Rapporto Sodio/Silicio nel Nord di Mercurio 0.12 ± 0.01%, assumendo Silicio totale al 24.6% , Sodio é 2.9%

Modelli petrologici mostrano abbondanza di Plagioclasi (uno dei feldspati più importanti della crosta terrestre, vedi wikipedia) con queste composizione al 57%.

Medie longitudinal su tutto il pianeta mostrano un incremento verso le regione a nord.

Assumono che le Pianure Vulcaniche del Nord (NVP) hanno una composizione in Sodio differente dalle più antiche regioni circostanti

Hanno 2 ipotesi che spiegano questa differenza:

  1. presenza di plagioclasi di potassio e/o sodio
  2. Na mobilizzato termicamente e ridistribuito in zone più fredde > questa sembra l’opzione più plausibile dai dati

[Impact Induced Compositional Variations on Mercury:…, E. G. Rivera-Valentin, et. al.]

Impatti meteorici possono spiegare la ridistribuzione del ferro sulla superficie.

Impattori : diverse popolazioni con velocità variabili tra 22 e 44 km/s.

Mixing ballistic deli ejecta > il ferro si concentra negli ejecta, che vengono scavati da un core ricco in ferro.

Simulazione Monte Carlo 3D, assumendo Mercurio come sfera con struttura fissa, tranne spessore della crosta che viene variato, per modellare impatti multipli.

Massa total degli impattori = 1.82 volte la massa totale degli impattori sulla luna (cioè la massa di tutti gli oggetti che hanno colpito la luna dalla sua formazione circa 4.5 miliardi di anni fa)

Dal modello con crosta di 50 km risulta che il Ferro ha una concentrazione più alta negli ejecta dei grandi impatti.

Lieve associazione tra materiali a bassa riflettanza (LRM, vedi articolo su Science e ejecta dei crateri può essere spiegata da impatti multipli sovrapposti.

La concentrazione massima del Ferro misurata da MESSENGER può essere usata da questo studio per vincolare la quantità massima di Ferro nel nucleo di Mercurio.

[Ungrouped Mafic Achondrite Northwest Africa 7325:…, A. J. Irving, et. al.]

Talk di geologia su meteoriti, non tipico per i nostri standard.

Divertente, foto pinguini e Marocchini che leggono la rivista Meteroites

Si parla di una possibile meteorite Mercuriana!

Possiamo discriminare meteoriti dai minerali maggiori e da quello che sappiamo da Luna, Marte e altre meteoriti non planetarie.

Questa in particolare Molto verde e non tipica per meteoriti Enstatitiche (olivina é Fo97)

Crosta risultata dalla fusione della superficie. Credit: Stefan Ralew
Crosta risultata dalla fusione della superficie. Credit: Stefan Ralew

Fratture possibilmente risultati di shock che hanno fuso i plagioclasi (i quali non mostrano fratture, che quindi le hanno “riparate”). Zone di combinazione/modifica tra le varie fasi, forse dovute allo shock da impatto/escavazione.

Ricevere meteoriti mercuriane é 23 volte meno probabile che meteoriti marziane: avendo circa 70 meteoriti marziane, ci sono almeno 3 meteoriti mercuriane sulla terra!!

Composizione : Ferro molto basso.

Calcio molto più alto di quello visto su Mercurio, ma potrebbe essere spiegato da un processo simile agli oceani di magma per la Luna.

Elementi rari mostrano similarità con campioni lunari (picco in Europio)

Potrebbe anche provenire da un corpo più piccolo di Mercurio per quanto ne sappiamo adesso.

[Radio Frequency Occultations Show that Mercury is Oblate, M. E. Perry, et. al.]

Geometria di occultazioni radio
Geometria di occultazioni radio

Per ottenere alta accuratezza devono tener conto della vera topografia tridimensionale dei bordi del pianeta che occultano il segnale radio tra spacecraft e stazioni a terra.

Flattening é circa simmetrico verso i poli e corrisponde a un periodo di rivoluzione di 140 ore in un passato fluido del pianeta.

Sferoide quasi sferico implica compensazione di massa a scala globale, che si esplica nella variazione di spessore della crosta.

[New Constraints on Timing and Mechanisms of Regional…, J. A. Balcerski, et. al.]

Regional study :

Caloris : interior is indstinguible from rest

L’inclinazione dei crateri riflette la topografia a grandi lunghezze d’onda, il gradiente regionale é circa 0.6 gradi.

La magnitudine dell’inclinazione dipende da:

  1. Etá dei crateri
  2. posizione su pendenze regionali
  3. dimensione dei crateri

Osservando crateri di diverse età puoi quindi osservare la scala temporale delle inclinazioni regionali a larga scala.

Highland del Nord

Indistinguibili dal resto per geologia e densità di crateri, quindi l’inclinazione nei crateri minori offre un prezioso strumento d’indagine.

Grandi inclinazioni sono dovute a crateri antichi.

[Volcanic Plains in Caloris Basin:…, C. M. Ernst, et. al.]

Area Bacino Caloris

In quest’area crateri minori non espongono materiali a bassa riflettanza (LRM, vedi articolo su Science) mentre quelli maggiori si, quindi perforano lo strato superiore che può essere stimato.

LRM mostrano consistentemente una profonditá > 2.5 km fino a 3.5 km per distanze radiali fino a 640 km dal centro del bacino.
Vicino al bordo del bacino LRM appaiono a profonditá lievemente minori.

Stime:

  • Volume tra 3 e 5 milioni di km3
  • Massa tea 90 e 150 milliard di milliardi di kg (densità assunta per basalto con basso ferro)

Cosa c’e’ sotto le pianure ad alta riflettanza (HRP, vedi articolo su Science)
In tutti i casi le LRM.

Dal bacino Rembrandt ricava che le LRM sono spesse tra 7.5 e 8.5 km e sono composte dal materiale della base del bacino stesso.

Separando i crateri in Caloris a differenti altezze non si osservano correlazioni con la topografia.

I crateri sono stati creati dopo la modificazione topografia a larga scala in Caloris.

Le HRP soon state prodotte in un tempo geologico relativamente breve.

Il basamento di Caloris é probabilmente formato da LRM

Se le pianure sono giovani, deve esserci una classe di crateri sepolte dalla pianure stesse : questi crateri fantasma non son ostati osservati, anche dove lo spessore delle pianure é al minimo.

Perché?

  1. Sono stati completamente riempiti
  2. Deformazioni tettoniche hanno cancellato i crateri fantasma
  3. L’intervallo di formazione tra bacini e pianure é stato talmente breve da non permettere la formazione di crateri.

[Comparison of Tectonic Feature Locations and Crustal Thickness…, M. M. Selvans, et. al.]

scarpate lobate
scarpate lobate
scarpate lobate
scarpate lobate

Le scarpate lobate sono interpretate come fratture da contrazione della superficie del pianeta.

Ci sono numericamente più scarpate nel sud che nel nord del pianeta.
La direzione preferitá é est-ovest nel sud, più nord-sud nelle regioni equatoriali. Potrebbe essere legata alla convezione nel mantello?

Non é stata trovata correlazione con i dati di gravitá.

Lo spessore della crosta varia tra 0 e 40 km: c’e’ un trend tra la distribuzione dello spessore sulla superficie e il numero di scarpate nelle stesse regioni. Mi sembra che siano concentrate in regioni con spessore tra 15–30 km

Lo spessore della crosta potrebbe essere cambiato dall’epoca quando le scarpate si sono formate.

[Neutron Absorption Measurements Constrain Eucrite-Diogenite Mixing in Vesta’s…, T. H. Prettyman, et. al.]

Sessione su Vesta

Introduzione da wikipedia: 4 Vesta è un grande asteroide della Fascia principale, il secondo pianetino più massivo della fascia di asteroidi, con un diametro medio pari a circa 530 chilometri e una massa stimata pari al 12% di quella dell’intera fascia.

Vesta
Vesta

Chimica delle meteoriti HED (wikipedia : Eucriti basaltiche, Diogeniti , Howarditi proveniente da diverse profonditá di Vesta.

Alta concentrazione di idrogeno trovato in regioni a bassa albedo.

Mappe dei neutroni termici ed epitermici

Mappe di distribuzione dei neutroni Termici ed Epitermici (neutroni la cui energia sia compresa tra quella dei neutroni termici (circa 0,025 eV) e circa 100 eV). I neutroni Termici sono sensibili all’idrogeno libero e legato, mentre gli Epitermici solo all’idrogeno non legato.
Le due mappe sono molto simili e un plot due set di dati é decisamente lineare.

Materiali naturalmente senza idrogeno (come le Diogeniti) assorbono molti neutroni Epitermici, se esso viene aggiunto il conteggio di neutroni Epitermici assorbiti decade con un comportametno predicibile.
Si possono quindi fittare i dati di Vesta per ricostruire il contenuto di idrogeno in ogni fase mineralogica.

Diversamente dalla Luna, su vesta l’assorbimento é dominato dal Ferro, Calcio, Alluminio e Titanio.

Una superficie con composizione tra Eucritica a Diogenitica modella i dati adeguatamente.

This map from NASA’s Dawn mission shows the global distribution of hydrogen on the surface of the giant asteroid Vesta. Image credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/PSI/MPS/DLR/IDA
This map from NASA’s Dawn mission shows the global distribution of hydrogen on the surface of the giant asteroid Vesta. Image credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/PSI/MPS/DLR/IDA

[Thermal Behavior of Pitted Terrains on Vesta, F. Tosi, et. al.]

I pitted terrain (terreni bucherellati) sono stati osservati su Marte in precedenza.

Su Vesta, aree il comportamento termico in aree con albedo peculiare può essere collegato con le propietá fisiche del suolo.

Fin’ora sono stato osservati 4 pitted terrain.

Questi terreni sono generalmente più freddi di diversi Kelvin dei terreni circostanti, osservati allo stesso orario locale (stessa insolazione)

L’emissivitá tra 4.5 – circa 5 micron dai vari pitted terrain osservati e molto simile, ma sempre distinta dai terreni circostanti.

Questo potrebbe essere dovuto a composizione e/o alla struttura fisica del regolite (dimensione dei grani, porosità, etc….)

Could be due to composition and/or physical structure of regolith (grain size, porosity)

A distinctive “pitted terrain” observed by NASA’s Dawn mission on Vesta has also been seen on Mars. Image credit: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/MPS/DLR/IDA/JHUAPL
A distinctive “pitted terrain” observed by NASA’s Dawn mission on Vesta has also been seen on Mars. Image credit: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/MPS/DLR/IDA/JHUAPL

Sessione Mercury from MESSENGER

[Imaging Inside Mercury’s Permanently Shadowed Craters:…, N. L. Chabot, et. al.]

Non mi dilungo, la presentazione é stata molto bella é sono stato a sentire più che scrivere.

Fondamentalmente su Mercurio ci sono delle aree polare che storicamente sono state scoperte essere altamente riflettenti alle onde radio dal radiotelescopio di Arecibo.

MESSENGER ha mappato queste aree e confrontando con modelli teorici, sono risultate essere aree in perenne ombra praticamente dalla creazione di Mercurio, quindi sono delle trappole a temperatura bassissima per qualsiasi elemento che vi rimanga intrappolato.

Nancy si é focalizzata su due crateri.

Permanently Shadowed Polar Craters Shown in red are areas of Mercury’s north polar region that are in shadow in all images acquired by MESSENGER to date. Image coverage, and mapping of shadows, is incomplete near the pole. The polar deposits imaged by Earth-based radar are in yellow (from Image 2.1), and the background image is the mosaic of MESSENGER images from Image 2.2. This comparison indicates that all of the polar deposits imaged by Earth-based radar are located in areas of persistent shadow as documented by MESSENGER images. Updated from N. L. Chabot et al., Journal of Geophysical Research, 117, doi: 10.1029/2012JE004172 (2012). Image Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington/National Astronomy and Ionosphere Center, Arecibo Observatory (original release)
Permanently Shadowed Polar Craters
Shown in red are areas of Mercury’s north polar region that are in shadow in all images acquired by MESSENGER to date. Image coverage, and mapping of shadows, is incomplete near the pole. The polar deposits imaged by Earth-based radar are in yellow (from Image 2.1), and the background image is the mosaic of MESSENGER images from Image 2.2. This comparison indicates that all of the polar deposits imaged by Earth-based radar are located in areas of persistent shadow as documented by MESSENGER images. Updated from N. L. Chabot et al., Journal of Geophysical Research, 117, doi: 10.1029/2012JE004172 (2012). Image Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington/National Astronomy and Ionosphere Center, Arecibo Observatory (original release)

Crater Prokofiev

Combinando tutte le immagini acquisite fin’ora, era sempre in ombra, e si trova esattamente in una delle regioni chiare al radar.

Nell’ombra non ci sono strutture topografiche nascoste, come rivelato dall’altimetro Laser (MLA)
La riflettivitá a 1064nm (quella dall’altimetro Laser) rivela una differenza nella stessa zona : potrebbe essere ghiaccio d’acqua!

Sottraendo il background hanno parzialmente ricostruito la parte in ombra.

Risulta coerente come topografia col resto del cratere (fortemente craterizzato, quindi antico), ma ha una chiara zona con albedo più alta: ghiaccio?

Crater Kandisky

Cratere relativamente fresco, ma riflettivitá a 1064nm e modelli termici suggeriscono presenza di ghiaccio d’acqua anche in questa zona!

[High-Temperature Spectroscopy of Sulfides and Implications for Hollows…, J. Helbert, et. al.]

Formazione degli Hollow: Zolfo trasportato in superficie dal magma si combina a formare MgS e CaS. In superficie viene decomposto termicamente e mobilizzato, modificando selettivamente solo un parte del terreno e creando la struttura peculiare degli Hollow

Hollow (in blu) nel bacino da impatto Raditladi

In laboratorio si osserva esattamente lo stesso comportamento (decomposizione termica e mobilizzazione).

Il riscaldamento in laboratorio a 500 C modifica profondamente gli spettri visibili di MgS, CaS é meno sensibile e MnS non mostra quasi nessuna cambiamento.

Nell’infrarosso termico (7–14 um) le strutture spettrali rimango anche dopo il riscaldamento, tra qualche anno li vedremo direttamente da BepiColmbo (una decina almeno…)

Nel visibile questi materiali non hanno quasi nessuna struttura, ma muovendosi verso l’ultravioletto c’e’ un rapido calo (intorno a 350 nanometri) che potrebbe essere l’inizio di una banda di assorbimento.

Una tecnica molto usata in spettroscopia (particolarmente per spettroscopia ad immagini) é quella dei rapporti spettrali: questi indici cambiano drasticamente a seguito del processamento termico.

[Mercury’s Hollows:…, J. S. Kargel]

Gli Hollows ricordano i Karst (o Carsismo: indica l’attività chimica esercitata dall’acqua, soprattutto su rocce calcaree, sia di dissoluzione sia di precipitazione vedi su wikipedia ) e Thermokarst terrestri.
Su Mercurio possiamo parlare di Pyrothermokarst prodotti da sublimazione, anche se non c’e’ stato probabilmente nessun liquido nella storia di queste strutture.

Similaritá con i terreni a “Formaggio Svizzero” nelle calotte polari Marzian > possibile analogo Mercuriano?

Pits in south polar ice cap, taken in consecutive southern hemisphere summers, the first of which was in 1999, the second in 2001. Mars Global Surveyor, NASA link to wikipedia
Pits in south polar ice cap, taken in consecutive southern hemisphere summers, the first of which was in 1999, the second in 2001. Mars Global Surveyor, NASA link to wikipedia

Similaritá con terreni quasi-Karst al polo sud di Titano > prodotti in materiale sconosciuto, probabilmente idrocarburi.

[Mechanisms and Sources Involved in the Formation of…, R. J. Thomas, et. al.]

Gli Hollow ricoprono circa il 22% della superficie di Mercurio

Probabilmente prodotti da meccanismi multipli : materiale esumato, frazionamento del fuso prodotto da impatti, deprivazione e/o sublimazione di componenti.

Prendendo delle strisce da polo a polo c’e’ una variazione longitudinale del numero di Hollows, ma il massimo non si trova sui poli caldi (punti che ricevono il massimo della radiazione solare durante la storia del pianeta).

Cave piroclastiche : si formano in punti di debolezza strutturale dei crateri > gli Hollow si formano nel materiale scuro intorno alle cave, ma non sempre in maniera simmetrica.

Faglie di spinta e piccoli crateri in crateri antichi > formazione continua degli Hollow dalla formazione del cratere antico é improbabile.

Sorgente dei materiali formati gli Hollow (HFM):

  • HFM espulso o differentziato da fuso magamtico da impatto
  • migrazione (per qualche meccanismo) o eruzioni vulcaniche

Statistiche degli Hollow:

  • 21% su declivi
  • quasi sempre in direzioni verso il Sole

Insolazione può modificare:

  • processi di formazione degli Hollow
  • aumentare la concertazione degli HFM

ma la presenza non massiccia di Hollow negli poli caldi suggerisce che comunque non é il fattore principale.

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