¡Luna dinámica! Nuevos cráteres de impacto.

 

¡Un nuevo cráter en la Luna! Este nuevo cráter de impacto de 12 metros de diámetro se formó entre el 25 de octubre de 2012 y el 21 de abril de 2013 y fue descubierto en una imagen de relación temporal (antes/después) creada a partir de dos imágenes de cámara de ángulo estrecho (NAC). La escena es de 1200 metros de ancho (Primera imagen: M1105837846R, Segunda imagen: M1121160416R) [NASA / GSFC / Arizona State University].

Antes del lanzamiento del Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) se pensaba que la superficie de la Luna no cambiaba a una escala de tiempo humana, y que los procesos de erosión tomaron cientos o miles de millones de años para alterar significativamente la superficie. Ahora, las imágenes a escala de metro de la cámara de ángulo estrecho (NAC) de LROC están revelando pequeños cambios que están transformando la superficie mucho más rápido de lo que se pensaba anteriormente. En los pares temporales de imágines obtenidas por el NAC, identificamos más de 200 cráteres de impacto que se formaron durante la misión LRO. Estos nuevos cráteres van desde varios metros hasta 43 metros de diámetro.

Distribución de nuevos cráteres de impacto (puntos amarillos) descubiertos mediante el análisis de 14.000 pares temporales de NAC. Los dos puntos rojos señalan la localización de los impactos del 17 de marzo de 2013 y del 11 de septiembre de 2013 que fueron grabados por la vigilancia de video terrestre [NASA / GSFC / Arizona State University].

Al analizar el número de nuevos cráteres y su tamaño, y el tiempo entre cada par temporal, se estimó la tasa de cráteres contemporáneos en la Luna. Saber el número de cráteres que se forman cada año es importante al estimar las edades absolutas de las regiones más jóvenes. Durante nuestra búsqueda, identificamos más cráteres nuevos de lo previsto por los modelos anteriores de cráteres. Con este flujo de impacto potencialmente más alto, las unidades geológicas con edades de modelo jóvenes derivadas del conteo de cráteres y la tasa actual pueden ser incluso un poco más jóvenes de lo que se pensaba anteriormente. Sin embargo, para estar seguros, necesitamos varios años más de observaciones y nuevos descubrimientos de cráteres.

Al igual que el nuevo cráter del 17 de marzo, también encontramos que estos nuevos cráteres de impacto están rodeados por complejos patrones de reflectancia relacionados con el material expulsado durante la formación del cráter. Muchos de los cráteres de impacto más grandes (> 10 metros de diámetro) exhiben hasta cuatro zonas de reflectancia brillantes u oscuras. Estas zonas son más visibles comparando las imágenes (dividiendo la imagen posterior por la imagen anterior). Más cerca del sitio de impacto, generalmente hay una zona de alta reflectancia y una zona de baja reflectancia. Estas dos zonas se formaron probablemente como una capa de material que fue expulsado del cráter durante el impacto, y se extendió hacia fuera alrededor de cinco radios del cráter desde el borde.

Pasadas las zonas de reflectancia cerca del cráter (conocidas como zonas próximas) hay una o dos zonas de reflectancia (también de alta reflectancia y baja reflectancia, se les llama zonas distantes). Si bien estos patrones de reflectancia distante son casi imposibles de distinguir en la imagen posterior, la imagen de relación temporal muestra claramente su extensión y forma. A partir del análisis de múltiples sitios de impacto, vemos que en algunos casos los patrones de eyección alejados se envuelven alrededor de pequeños obstáculos topográficos, lo que indica que el material estaba viajando a lo largo de una trayectoria casi paralela al suelo. Este tipo de trayectoria sólo es posible si el material fue expulsado a velocidades muy altas desde la fase inicial de chorro de un impacto. El chorro se produce justo cuando el impactador entra en contacto con la superficie a velocidades de hipervelocidad (en promedio 16 km por segundo, 10 millas por segundo, o 36.000 millas por hora). El chorro contiene roca vaporizada y fundida, que se mueve rápidamente (a veces más rápido que el impactador original) sobre la superficie, alterando la capa superior del regolito lunar (suelo) y modificando sus propiedades de reflectancia. La zona externa de alta reflectancia formada a partir de este chorro podría ser de alguna manera análoga a la región brillante que se forma alrededor de un sitio de aterrizaje cuando el escape de la nave espacial de retroceso modifica la reflectancia superficial durante el descenso.

 

Animación del par temporal NAC del nuevo cráter de impacto de 12 m mostrado arriba (Antes de la imagen del NAC: M1105837846R, después de la imagen del NAC: M1121160416R) [NASA / GSFC / Arizona State University].

Además de descubrir los cráteres de impacto y sus fascinantes patrones de eyección, también observamos un número sorprendente de pequeños cambios superficiales, que llamamos manchas. Si bien estas manchas carecen de bordes, es probable que se produzcan por pequeños impactos. Vemos racimos densos de estas manchas alrededor de nuevos sitios de impacto, lo que sugiere que muchas manchas pueden ser los cambios superficiales secundarios causados ​​por el material arrojado desde un evento de impacto primario cercano. De 14.000 pares temporales de NAC, hemos identificado más de 47.000 manchas hasta ahora. Estimamos su acumulación en el tiempo, y de medir su tamaño inferimos cuán profundamente cada mancha excavó la superficie. A partir de esta estimación de la profundidad y la frecuencia de la formación que se calcula cuánto tiempo se tarda en efectivamente agitar los pocos centímetros de la capa superior de regolito. Esta agitación incesante afectará al 99% de la superficie después de cerca de 81.000 años; una tasa significativamente más rápida (> 100x) que los modelos anteriores que consideraban el vuelco de los impactos micrometeoróticos solos, e ignoraron los efectos de pequeños impactos secundarios (manchas). Esta revisión de la tasa de agitación es importante cuando se analizan las observaciones de detección remota (por ejemplo, datos de cámaras y espectrómetros de rayos X y rayos gamma) que sondean esta capa de regolito superior. Además, la velocidad de agitación es una información importante para futuros diseñadores de bases en la Luna – las construcciones en la superficie tendrán que estar diseñados para soportar impactos de hasta 500 metros por segundo de partículas pequeñas. En una nota más ligera, el aumento de velocidad significa que las huellas de los astronautas y los rover  habrán desaparecido en unas pocas decenas de miles de años, en lugar de unos pocos millones.

Ejemplo de una mancha de baja reflectancia (arriba) y alta reflectancia (parte inferior) creada por un pequeño impactador o más probablemente por una eyección secundaria. En cualquier caso, los primeros centímetros superiores del regolito (suelo) se agitaron [NASA / GSFC / Arizona State University].

Además de descubrir los cráteres de impacto y sus fascinantes patrones de eyección, también observamos un número sorprendente de pequeños cambios superficiales, que llamamos manchas. Si bien estas manchas carecen de bordes, es probable que se produzcan por pequeños impactos. Vemos racimos densos de estas manchas alrededor de nuevos sitios de impacto, lo que sugiere que muchas manchas pueden ser los cambios superficiales secundarios causados ​​por el material arrojado desde un evento de impacto primario cercano. De 14.000 pares temporales de NAC, hemos identificado más de 47.000 manchas hasta ahora. Estimamos su acumulación en el tiempo, y de medir su tamaño inferimos cuán profundamente cada mancha excavó la superficie. A partir de esta estimación de la profundidad y la frecuencia de la formación que se calcula cuánto tiempo se tarda en efectivamente agitar los pocos centímetros de la capa superior de regolito. Esta agitación incesante afectará al 99% de la superficie después de cerca de 81.000 años; una tasa significativamente más rápida (> 100x) que los modelos anteriores que consideraban el vuelco de los impactos micrometeoróticos solos, e ignoraron los efectos de pequeños impactos secundarios (manchas). Esta revisión de la tasa de agitación es importante cuando se analizan las observaciones de detección remota (por ejemplo, datos de cámaras y espectrómetros de rayos X y rayos gamma) que sondean esta capa de regolito superior. Además, la velocidad de agitación es una información importante para futuros diseñadores de bases en la Luna – las construcciones en la superficie tendrán que estar diseñados para soportar impactos de hasta 500 metros por segundo de partículas pequeñas. En una nota más ligera, el aumento de velocidad significa que las huellas de los astronautas y los rover  habrán desaparecido en unas pocas decenas de miles de años, en lugar de unos pocos millones.

A lo largo de la nueva misión de dos años de duración (misión Cornerstone, del 1 de octubre de 2016 al 30 de septiembre de 2018), aprobada por la NASA y futuras misiones extensiones del LRO, LROC seguirá adquiriendo estas valiosas observaciones temporales. A medida que la misión continúa, las probabilidades aumentan de encontrar impactos mayores que ocurren con menor frecuencia en la Luna. Estos descubrimientos nos permitirán refinar aún más la tasa de impacto e investigar los detalles de los cráteres de impacto, el proceso más importante que moldea los cuerpos planetarios a través del Sistema Solar.

Traducción de:

http://lroc.sese.asu.edu/posts/943