47° Lunar and Planetary Science Conference – Crateri da Impatto su Cerere e Vesta ed Origine dei Punti Brillanti del Cratere Occator


Anaglifo del cratere Dantu (il cui diametro è di circa 120 km) e del suo picco centrale. Credit: P. Schenk, S. Marchi, D.P. O'Brien, M. Bland, T. Platz, T. Hoogenboom, G. Kramer, S. Schröder, M. de Sanctis, D. Buczkowski, M. Sykes, L.A. McFadden, O. Ruesch, L. Le Corre, B. Schmidt, K. Hughson, C.T. Russell, J. Scully, and C. Raymond. Lunar & Planetary Institute, Houston, TX (schenk@lpi.usra.edu); Southwest Research Institute, Boulder, CO; Planetary Science Insttitute, Tucson, AZ; USGeological Survey, Flagstaff, AZ; Max Planck Institute for Solar System Research, Göttingen, Germany; DLR, Planetary Research Berlin, Germany; National Institute of Astrophysics, Rome, Italy; JHU-APL, Laurel, MD; NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD; University of Georgia, Atlanta, GA; University of California, Los Angeles, CA, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA.
Anaglifo del cratere Dantu (il cui diametro è di circa 120 km) e del suo picco centrale. Credit: P. Schenk, S. Marchi, D.P. O'Brien, M. Bland,
T. Platz, T. Hoogenboom, G. Kramer, S. Schröder, M. de Sanctis, D. Buczkowski, M. Sykes, L.A. McFadden,
O. Ruesch, L. Le Corre, B. Schmidt, K. Hughson, C.T. Russell, J. Scully, and C. Raymond. Lunar &
Planetary Institute, Houston, TX (schenk@lpi.usra.edu); Southwest Research Institute, Boulder, CO; Planetary
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Rome, Italy; JHU-APL, Laurel, MD; NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD; University of
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Grazie alla sonda Dawn, ed alle mappe ad altissima risoluzione – con scale anche di appena 35 metri per pixel – della superficie di Cerere, è stato possibile scoprire una ricca varietà di morfologie di crateri da impatto ben conservati. Il passo successivo, considerando le ipotesi fatte da precedenti studi, è quello di confermare o meno la somiglianza dei crateri del pianeta nano con quelli delle piccole lune ghiacciate di Saturno, molto simili tra di loro in dimensioni e densità.

Comparazione dei crateri di dimensioni simili su Vesta, Cerere e Dione. Credit: P. Schenk, S. Marchi, D.P. O'Brien, M. Bland, T. Platz, T. Hoogenboom, G. Kramer, S. Schröder, M. de Sanctis, D. Buczkowski, M. Sykes, L.A. McFadden, O. Ruesch, L. Le Corre, B. Schmidt, K. Hughson, C.T. Russell, J. Scully, and C. Raymond. Lunar & Planetary Institute, Houston, TX (schenk@lpi.usra.edu); Southwest Research Institute, Boulder, CO; Planetary Science Insttitute, Tucson, AZ; USGeological Survey, Flagstaff, AZ; Max Planck Institute for Solar System Research, Göttingen, Germany; DLR, Planetary Research Berlin, Germany; National Institute of Astrophysics, Rome, Italy; JHU-APL, Laurel, MD; NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD; University of Georgia, Atlanta, GA; University of California, Los Angeles, CA, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA.
Comparazione dei crateri di dimensioni simili su Vesta, Cerere e Dione. Credit: P. Schenk, S. Marchi, D.P. O'Brien, M. Bland,
T. Platz, T. Hoogenboom, G. Kramer, S. Schröder, M. de Sanctis, D. Buczkowski, M. Sykes, L.A. McFadden,
O. Ruesch, L. Le Corre, B. Schmidt, K. Hughson, C.T. Russell, J. Scully, and C. Raymond. Lunar &
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Rome, Italy; JHU-APL, Laurel, MD; NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD; University of
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La morfologia dei crateri complessi di Cerere è risultata essere sorprendentemente simile a quella dei satelliti ghiacciati. I crateri con un diametro compreso tra i 7.5 ed i 40 km su Teti e Dione, così come su Cerere, hanno pareti scoscese e fondi ampi ricoperti da creste e pendii concentrici; per diametri uguali o superiori ai 20 km diventano frequenti i picchi centrali, mentre lungo i bordi sono molto visibili flussi di detriti. Ma non solo. La profondità ed il diametro dei crateri più recenti sono praticamente identici a quelli di Teti e Dione, lune ricche di ghiaccio.

La situazione su Vesta è leggermente diversa: mentre per crateri superiori ai 50 km si osserva la presenza di abbondanti crateri secondari (causati dalla ricaduta dei detriti sollevai dall'impatto), su Vesta si possono notare pochi crateri secondari anche nei siti più recenti, a circa un diametro di distanza dai bordi di quello principale. Inoltre, mentre la transizione ai crateri più complessi avviene - su Cerere come su Teti e Dione – a partire da diametri di 10 km, su Vesta ciò non avviene al di sotto dei 30 km di diametro.

Schema della possibile struttura interna di Vesta. Credit: NASA/JPL
Schema della possibile struttura interna di Vesta. Credit: NASA/JPL

Ad un diametro superiore ai 40 km anche la situazione di Cerere inizia a mostrare qualche variazione: i crateri iniziano ad includere anche degli strati estesi di materiali, relativamente piatti si scale di un km ma che diventano voluminosi su scale inferiori ai 100 metri formando lobi e creste sinuose. Oltre a questi, sono comuni anche le fratture della superficie, strutture molto più simili a quelle dei crateri lunari come Tycho – non osservate però su Vesta, probabilmente a causa della carenza di 'fango' su corpo composto da silicati asciutti. A parità di velocità media di impatto c'è dunque necessità che Cerere sia composto da materiali molto più facili da fondere rispetto a Vesta, presumibilmente ghiacci tiepidi negli strati più esterni.

Immagine stereoscopica della coppia depressione/picco del cratere Occator. Credit: P. Schenk, S. Marchi, D.P. O'Brien, M. Bland, T. Platz, T. Hoogenboom, G. Kramer, S. Schröder, M. de Sanctis, D. Buczkowski, M. Sykes, L.A. McFadden, O. Ruesch, L. Le Corre, B. Schmidt, K. Hughson, C.T. Russell, J. Scully, and C. Raymond. Lunar & Planetary Institute, Houston, TX (schenk@lpi.usra.edu); Southwest Research Institute, Boulder, CO; Planetary Science Insttitute, Tucson, AZ; USGeological Survey, Flagstaff, AZ; Max Planck Institute for Solar System Research, Göttingen, Germany; DLR, Planetary Research Berlin, Germany; National Institute of Astrophysics, Rome, Italy; JHU-APL, Laurel, MD; NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD; University of Georgia, Atlanta, GA; University of California, Los Angeles, CA, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA.
Immagine stereoscopica della coppia depressione/picco del cratere Occator. Credit: P. Schenk, S. Marchi, D.P. O'Brien, M. Bland,
T. Platz, T. Hoogenboom, G. Kramer, S. Schröder, M. de Sanctis, D. Buczkowski, M. Sykes, L.A. McFadden,
O. Ruesch, L. Le Corre, B. Schmidt, K. Hughson, C.T. Russell, J. Scully, and C. Raymond. Lunar &
Planetary Institute, Houston, TX (schenk@lpi.usra.edu); Southwest Research Institute, Boulder, CO; Planetary
Science Insttitute, Tucson, AZ; USGeological Survey, Flagstaff, AZ; Max Planck Institute for Solar System
Research, Göttingen, Germany; DLR, Planetary Research Berlin, Germany; National Institute of Astrophysics,
Rome, Italy; JHU-APL, Laurel, MD; NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD; University of
Georgia, Atlanta, GA; University of California, Los Angeles, CA, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA.

Degno di nota è il caso del cratere Occator (con un diametro di circa 90 km), il cratere grande relativamente più pulito: le fratture del fondo, i bordi dei terrazzamenti ed i materiali continuamente espulsi sono rimasti ben conservati, e sul fondo sono presenti dei punti particolarmente brillanti, il più largo dei quali è collocato proprio in corrispondenza della depressione centrale, che si estende per 9 km. Una cupola centrale, larga 2 km, occupa il suolo della fossa: il fatto che abbia un colore diverso dai quello dei dintorni suggerisce una diversa evoluzione. L'associazione dei punti brillanti con queste strutture suggerisce che nella loro formazione potrebbe essere coinvolto lo spostamento o l'estrazione o estrusione localizzate di materiale composizionalmente distinto, specialmente nellle zone più elevate dei crateri più grandi.

Su piccola scala, i materiali brillanti attraverso il cratere Occator sono tutti concentrati in depressioni locali, e delimitati da piccoli promontori e pendii, formando scie sinuose o piccoli cumuli. Rimane da determinare in che forma il materiale estruso prenda quella posizione (solida, liquida o gassosa), ma un controllo topografico potrebbe essere consistente con i modelli idrotermali, che prevedono dei liquidi caldi fluire in superficie per una breve distanza, evaporare depositando sali, carbonati od altri materiali nelle conche del suolo.

Fonte: http://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2016/pdf/2697.pdf

Giulia Murtas

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