charcos de polvo

Los depósitos de polvo son un fenómeno en el que se observan bolsas de polvo en cuerpos celestes sin atmósfera significativa, como asteroides , cometas y algunos planetas menores . Se trata de depósitos lisos de polvo acumulados en depresiones de la superficie del cuerpo (como cráteres), que contrastan con el terreno rocoso que los rodea. ^{[ 1 ]} Suelen tener un color y un albedo diferentes a los de las zonas circundantes. Dado que no hay aire a su alrededor, su método de formación aún se debate. El fenómeno fue descubierto el 28 de octubre de 2000 por la sonda espacial NEAR Shoemaker en el asteroide 433 Eros . ^{[ 2 ]}

En cuerpos sin atmósfera, se cree que el transporte electrostático es la principal causa del transporte de polvo. Los rayos infrarrojos y ultravioleta del Sol son lo suficientemente fuertes como para arrancar electrones del polvo presente en la superficie. Estas partículas cargadas positivamente son repelidas de la superficie a kilómetros de altura. En el lado nocturno, el polvo se carga negativamente por los electrones del viento solar . Las partículas en el lado nocturno alcanzarían mayores diferencias de tensión eléctrica que en el lado diurno, lanzando partículas de polvo a altitudes aún mayores. ^{[ 3 ]} Experimentos de laboratorio muestran que las superficies polvorientas tienden a volverse lisas como resultado de la movilización del polvo. Cuando este polvo levitado viaja a una región sombreada, pierde su carga y cae al suelo. Con el tiempo, el polvo se acumula en dichos lugares. ^{[ 4 ]} Se cree que esta es la principal causa de los charcos de polvo. Sin embargo, la mecánica precisa del lanzamiento electrostático de polvo sigue siendo un misterio. La alta oblicuidad de Eros (88°) hace que las latitudes bajas pasen más tiempo con el Sol cerca del horizonte que las latitudes más altas. Esto resulta en más charcos de polvo en la región ecuatorial. ^{[ 5 ]} Se cree que el polvo levitado electrostáticamente es la causa de un fenómeno llamado brillo del horizonte lunar , donde dichas partículas dispersan la luz solar durante la puesta de sol lunar, creando un horizonte brillante.

Además de esto, también se cree que la sacudida sísmica, la desgasificación y la fluidización son la causa, aunque todas estas teorías contienen algunas fallas. Se cree que la fluidización de los eyectos de impacto es la causa de las estructuras llamadas pozas de fusión en la Luna. Esto da como resultado dos tipos de pozas de polvo, las de fusión de impacto (tipo 1) y las de (acumulación de polvo). Las pozas de tipo 1 se encuentran cerca de la fusión de impacto de grandes cráteres. El polvo se distribuye uniformemente por el fondo del cráter, produciendo superficies de pozas lisas con una pendiente constante y poca profundidad. ^{[ 6 ]} Las pozas de polvo, sin embargo, tienen una pendiente menos constante. Las pozas de tipo 2 son raras en la Luna porque se necesita más tensión electrostática para superar la atracción gravitatoria de la Luna. En asteroides con baja gravedad, se necesita menos diferencia electrostática, lo que resulta en más pozas de polvo de tipo 2.

Se cree que la variación en el albedo se debe a la heterogeneidad mineral o a la diferencia en el tamaño de grano. El material se distribuye en el cráter con un ligero desplazamiento en el centro geométrico. Las partículas en los depósitos de polvo también son ricas en silicatos ( olivino y piroxenos). El ligero color azul de los depósitos se debe a una propiedad de los materiales máficos que los hace visiblemente más azules en tamaños de grano muy finos (≤50  μm) debido a cambios en el empaquetamiento. En general, los depósitos se forman en cuerpos planetarios con regolito seco y quebradizo o con bajo contenido de volátiles.

433 Eros contiene una abundancia de grandes cráteres de más de 200 m de diámetro. Su número está cerca del punto de saturación de estos cráteres. Pero los cráteres más pequeños que eso son relativamente bajos. Lo que sugiere que algún proceso de borrado los ha cubierto. Los fondos de algunos cráteres están cubiertos de áreas lisas y planas (pendiente inferior a 10°). Estos estanques se observan más cerca del ecuador y lugares con baja gravedad. Se caracterizan por un color ligeramente más azulado en comparación con el terreno circundante. Se han identificado 334 de estos estanques, con un diámetro de 10 m. 255 de ellos son mayores de 30 m, y 231 (o el 91%) se encuentran dentro de los 30° del ecuador. Solo 24 de ellos tienen fondos claramente planos con un cambio de pendiente en los bordes, y solo 12 de ellos tienen una topografía nivelada en las direcciones este-oeste y norte-sur. Las partículas de polvo aquí miden aproximadamente 2  cm de tamaño.

Se cree que las formaciones de estanques de polvo en Eros provienen de materiales de regolito seco, mientras que las encontradas en la luna se cree que provienen de eyección fundida. En la superficie del asteroide 4 Vesta se han encontrado tanto el tipo 1 (eyección) como el tipo 2 (estanques de polvo) dentro de 0˚–30°N/S, es decir, en la región ecuatorial. Se han identificado 10 cráteres en Vesta con formación de estanques de polvo. ^{[ 7 ]} Estos cráteres tienen un diámetro de ≤11  km y la mitad de ellos están dispersos en la región sur del cráter Marcia (distancia promedio de ~75,3  ±  32  km desde el borde) y la parte norte del cráter Cornelia. Estos cráteres fueron fotografiados en detalle por la sonda DAWN que orbitó Vesta .

En las regiones de Sagamihara y Muses-Sea del asteroide 25143 Itokawa , la sonda japonesa Hayabusa identificó acumulaciones de polvo . Las partículas de polvo en esta zona son más finas que las del asteroide 433 Eros, con tamaños que varían desde milímetros hasta menos de un centímetro.

• Resplandor del horizonte lunar