Geología de Ceres

La geología de Ceres es el estudio científico de la superficie, la corteza y el interior del planeta enano Ceres . Busca comprender y describir la composición, las formas del relieve, la evolución y las propiedades y procesos físicos de Ceres. El estudio se basa en campos como la geofísica , la teledetección , la geoquímica , la geodesia y la cartografía (véase Geología planetaria ).

Antes de la llegada de la nave espacial Dawn de la NASA en 2015, el conocimiento de la geología de Ceres se limitaba a estudios espectroscópicos de telescopios orbitales y terrestres, que identificaron tentativamente la composición general de la superficie del planeta enano. ^{[2] [3]} También se construyeron modelos termodinámicos del interior y la evolución de Ceres basados ​​en propiedades como su forma y densidad aparente. ^[4] Los datos de la misión Dawn no solo confirmaron muchos de los resultados de estudios anteriores, sino que aumentaron drásticamente la comprensión de la composición y evolución de Ceres, ^[5] pasándolo de ser un objeto principalmente astronómico a uno geológico.

Con un diámetro de 964 km, Ceres es el objeto más grande del cinturón principal de asteroides y comprende aproximadamente un tercio de la masa total del cinturón. Ceres posee suficiente gravedad para formar una forma redondeada y elipsoide, lo que sugiere que está cerca de estar en equilibrio hidrostático ^[6], una de las condiciones para definir un planeta enano según la Unión Astronómica Internacional (UAI).

Aunque es grande en relación con los asteroides, Ceres es pequeño en comparación con muchos otros cuerpos sólidos del Sistema Solar . Por ejemplo, tiene solo un 28 % del tamaño de la Luna de la Tierra y un 41 % del de Plutón , otro planeta enano. Es comparable en tamaño a las lunas de Saturno, Tetis y Dione . El pequeño tamaño de Ceres significa que se enfrió mucho más rápido que los planetas de tamaño completo y las lunas más grandes, lo que limita su grado de evolución térmica. ^[7]

La densidad media de Ceres, de 2162 kg/m ^{3 ,} se encuentra a medio camino entre la roca (~3000 kg/m ³ ) y el hielo (~1000 kg/m ³ ). Esto implica que el agua en alguna forma constituye entre el 17 y el 27 % de su masa total. ^[4] El agua está presente tanto en forma de hielo como en minerales hidratados . Al ser el cuerpo más rico en agua del Sistema Solar interior después de la Tierra, se cree que Ceres alguna vez albergó un océano subterráneo, ^[8] cuyo remanente aún puede existir como un reservorio global o como bolsas de salmueras (agua salada) en profundidad. ^[5] La presencia de agua líquida tiene importancia astrobiológica , ya que cualquier agua existente puede proporcionar un hábitat para la vida.

Ceres orbita alrededor del Sol a una distancia media de 2,77 unidades astronómicas (UA), cerca del centro del cinturón de asteroides. Recibe solo el 15% de la energía solar que recibe la Tierra y tiene una temperatura máxima diurna en el ecuador de 243 K (−30 °C). Esta temperatura es lo suficientemente alta como para que el hielo de la superficie no sea estable y tienda a sublimarse en escalas de tiempo geológicas. ^[9]

Ceres es un objeto oscuro, con un albedo geométrico de 0,094 ^[10] , lo que significa que, en promedio, su superficie refleja solo el 9 % de la luz solar que lo alcanza. La composición del material que contribuye al bajo albedo sigue siendo incierta, pero se han sugerido compuestos de carbono grafitizado o el mineral magnetita ^{[5] .}

Ceres tiene similitudes espectrales con los asteroides de tipo C , ^[3] que son ricos en compuestos volátiles y carbonosos . Ceres también se clasifica a veces como un asteroide de tipo G , ^{[11] [12]} que es un subtipo de la clase C de Tholen y se caracteriza por abundantes filosilicatos , como minerales arcillosos . Ceres no está asociado con ninguna familia de asteroides o meteoritos conocidos . ^[13]

Dawn fue lanzada en septiembre de 2007 con la misión de estudiar Ceres y el asteroide 4 Vesta . La nave espacial entró en órbita alrededor de Vesta el 16 de julio de 2011 y completó una misión de estudio de 14 meses antes de partir hacia Ceres a fines de 2012. Entró en órbita alrededor de Ceres el 6 de marzo de 2015. Dawn realizó un mapeo geológico, químico y geofísico casi global de Ceres ^[8] hasta que su combustible de hidracina se agotó el 31 de octubre de 2018.

La carga útil científica de Dawn consistió en dos cámaras de encuadre multiespectrales redundantes (FC), ^[14] un espectrómetro de mapeo visible e infrarrojo (VIR), ^[15] y un espectrómetro de detector de rayos gamma y neutrones (GRaND). ^[16] El subsistema de comunicaciones por radio se utilizó para mapear el campo gravitatorio de Ceres. ^[17] Originalmente se seleccionó un magnetómetro para la misión, pero la NASA lo eliminó durante el desarrollo de la carga útil. ^[5]

Durante la misión principal, el FC cartografió casi toda la superficie de Ceres con una resolución espacial de 35 m/píxel en el canal visible y 135 m/píxel en color. ^[18] Una rueda de filtros de 8 posiciones permitió obtener imágenes pancromáticas (filtro transparente) y espectralmente selectivas (7 filtros de color de banda estrecha). El filtro más amplio permitió obtener imágenes en longitudes de onda de 400 a 1050 nm. Los principales objetivos científicos del FC fueron determinar las propiedades físicas de Ceres, como el estado rotacional y la forma global, para obtener imágenes de la geomorfología de la superficie y producir modelos digitales del terreno de alta resolución. Las imágenes multicolor, junto con el VIR (abajo), ayudaron a cartografiar la mineralogía y la composición química de la superficie de Ceres. ^[7]

El VIR fue un espectrómetro hiperespectral con capacidad de generación de imágenes que obtuvo espectros de reflectancia de la superficie en longitudes de onda entre 0,25 y 5 μm. Utilizó dos canales que cubrían los rangos visible (VIS, 0,25–1,05 μm) e infrarrojo (IR, 1–5,1 μm), con un muestreo espectral de 1,8 nm y 9,5 nm, respectivamente. ^[10] Su objetivo científico fue determinar la mineralogía de materiales superficiales a través de las características de absorción diagnóstica de minerales formadores de rocas comunes. Las características diagnósticas de los minerales esperados en Ceres incluyen las bandas máficas de 1 μm y 2 μm de piroxeno y olivino , la región de agua de 3 μm de la banda de hidratación, las bandas de 1,5, 2,0 y 3,0 μm de hielo de agua, la banda de carbonato de 3,9 μm y las bandas de estiramiento C–H de 3,2–3,6 μm de material orgánico. ^[7] La ​​resolución espacial de las imágenes espectrales fue lo suficientemente alta (100 metros a varios kilómetros por píxel) ^[19] para permitir que se hicieran asociaciones entre la mineralogía y la morfología de la superficie, vinculando la química con la geología. ^[18]

El espectrómetro GRaND midió las abundancias elementales a escala regional y global detectando las emisiones de rayos gamma características de un elemento y la radiación de neutrones activada por rayos cósmicos de alta energía. Los elementos medidos incluyeron carbono, hierro, hidrógeno (un sustituto del agua), potasio y otros elementos formadores de silicato que se encuentran aproximadamente dentro del metro superior de la superficie. Aunque la resolución espacial era limitada, las abundancias elementales del instrumento GRaND demostraron ser complementarias con la mineralogía derivada del VIR porque fue capaz de detectar elementos en el subsuelo poco profundo y en áreas polares donde la luz solar era insuficiente para el espectrómetro VIR. ^[5]

Por último, la investigación radiocientífica utilizó el seguimiento Doppler de banda X y el seguimiento del paisaje con instrumentos ópticos para determinar el campo gravitatorio de Ceres con gran precisión. Las mediciones del campo gravitatorio, junto con un modelo de forma, permitieron realizar estimaciones de la distribución de masa interna. ^[7]

El seguimiento de la órbita de la nave espacial Dawn mediante datos radiométricos Doppler y de alcance ^[20] y el seguimiento de puntos de referencia de la superficie óptica mediante estereofotoclinometría ^[21] han permitido realizar mediciones de alta precisión de las propiedades de Ceres. ^[5] Estas propiedades incluyen una masa total de 9,3833599×10 ²⁰ kg y una velocidad de rotación de 952,1532635 grados/día (período de rotación = 9,074170 horas). ^[21]

La forma de Ceres está controlada principalmente por la gravedad y el giro, con solo un 3% de desviación del equilibrio hidrostático. Su forma de mejor ajuste es un elipsoide triaxial con dimensiones a = 483,1 km, b = 481,0 km y c = 445,9 km, donde c es el eje norte-sur y a y b los semiejes ecuatoriales mayor y menor. Combinando la masa total con el volumen da una densidad aparente de 2162 kg/m ^{3 . Los datos de gravedad sugieren que Ceres tiene un valor medio} de momento de inercia adimensional (I/MR ² ) de aproximadamente 0,37, lo que indica cierta cantidad de diferenciación interna ^{[5] [22]} (un cuerpo esférico con una densidad uniforme en toda su extensión tiene un momento de inercia de 0,40, mientras que un cuerpo cuya masa se concentra principalmente cerca del centro tiene un momento de inercia más cercano a 0,30).

Durante su misión principal, Dawn identificó y cartografió la mineralogía de casi toda la superficie de Ceres. El instrumento clave para este esfuerzo fue el espectrómetro de imágenes VIR, pero la información multicolor del FC y la composición elemental derivada del instrumento GRaND desempeñaron papeles complementarios. ^{[19] [5]}

Una característica de absorción nítida en el espectro de reflectancia infrarroja a 2,72 μm es característica de los minerales que contienen hidroxilo (OH). Las comparaciones con los espectros de laboratorio indican que esta característica de absorción probablemente se deba a la presencia de filosilicatos que contienen magnesio (Mg), como la antigorita (Mg- serpentina ) o la saponita (Mg- esmectita ). ^[23] Otra banda prominente a 3,06 μm se atribuye a los filosilicatos amoniados (que contienen NH ₄ ⁺ ). El filosilicato específico que contiene el ion amonio es incierto, pero es probable que sea alguna forma de Mg-saponita. ^[19]

Los filosilicatos (ver minerales arcillosos ) son silicatos hidratados producidos por alteración acuosa y, por lo tanto, indicativos de la presencia de agua líquida en algún momento de la historia geológica de Ceres. Los filosilicatos son omnipresentes en toda la superficie de Ceres y su composición es relativamente uniforme, aunque sus abundancias varían. ^[24]

También son prominentes en el infrarrojo las bandas de absorción a 3,95 μm y 3,4–3,5 μm que se atribuyen a minerales de carbonato que contienen Mg , como la magnesita o la dolomita . Al igual que con los filosilicatos, los minerales de carbonato son abundantes globalmente, pero el tipo de carbonato presente puede depender de ubicaciones específicas. Por ejemplo, _el carbonato de sodio ( _Na2CO3 ) es abundante en puntos brillantes en la superficie ( fáculas ) como los del cráter Occator . ^[25]

La superficie de Ceres también contiene una gran cantidad de material oscuro, espectralmente neutro y de composición incierta. Entre los candidatos sugeridos se encuentran el grafito , la magnetita y los sulfuros de níquel y hierro. ^{[5] [26]} El grafito se puede producir mediante la exposición de material de condrita carbonosa a la luz ultravioleta y la radiación cósmica, un proceso conocido como grafitización . Se estima que la superficie de Ceres puede tener hasta un 20 % en peso de carbono. ^[27]

Se identificaron áreas localizadas de hidrocarburos alifáticos en función de la banda de reflectancia de 3,2 a 3,6 μm. La banda es particularmente prominente en un área de 1000 km2 ^alrededor del borde occidental del cráter Ernutet. ^[28]

Aunque es inestable en la superficie en escalas de tiempo geológicas, el instrumento GRaND ha detectado hielo de agua en el subsuelo poco profundo. La concentración de hielo de agua, medida por la abundancia de hidrógeno, es más alta en las regiones polares de Ceres (29 % en peso de H2O equivalente ₎ y disminuye hacia el ecuador. ^[29]

El instrumento GRaND también midió las concentraciones de hierro (Fe) y potasio (K). Se determinó que la concentración ecuatorial promedio de Fe era de aproximadamente 16 % en peso, y las concentraciones ecuatoriales estimadas de K eran de aproximadamente 410 mg/g. ^{[19] [29]}

El achatamiento de Ceres es consistente con un cuerpo diferenciado, un núcleo rocoso cubierto por un manto helado . ^[30]

Este manto de 100 kilómetros de espesor (23%–28% de Ceres en masa; 50% en volumen ) ^[31] contiene hasta 200 millones de kilómetros cúbicos de agua, lo que sería más que la cantidad de agua dulce en la Tierra . ^[32] Además, algunas características de su superficie e historia (como su distancia del Sol, que debilitó la radiación solar lo suficiente como para permitir que algunos componentes de punto de congelación bastante bajo se incorporaran durante su formación), apuntan a la presencia de materiales volátiles en el interior de Ceres. ^[33]

Se ha sugerido que una capa remanente de agua líquida (u océano fangoso) puede haber sobrevivido hasta el presente debajo de una capa de hielo. ^{[34] [35]} Las mediciones tomadas por Dawn confirman que Ceres está parcialmente diferenciado y tiene una forma en equilibrio hidrostático , el cuerpo de equilibrio más pequeño conocido. ^[36] En 2020, los investigadores informaron evidencia que sugiere que Ceres tiene un depósito de salmuera debajo de su superficie, lo que apunta a posibles océanos de salmuera subterráneos. ^[37]

Ceres tiene una corteza rocosa y polvorienta con grandes depósitos de sales como carbonato de sodio y cloruro de amonio . ^[38]

Ceres tiene una inclinación axial de aproximadamente 4°, ^[39] una pequeña parte de su polo no es observable actualmente para Dawn . Ceres gira una vez cada 9 horas y 4 minutos en dirección prograda de oeste a este .

Los cráteres de impacto de Ceres presentan una amplia gama de apariencias. Un gran número de cráteres cererianos tienen picos centrales. Al correlacionar la presencia o ausencia de picos centrales con los tamaños de los cráteres, los científicos pueden inferir las propiedades de la corteza de Ceres, como su resistencia. En lugar de un pico en el centro, algunos cráteres contienen grandes fosas, depresiones que pueden ser el resultado de los gases que escapan después del impacto. ^[40]

La superficie de Ceres tiene una gran cantidad de cráteres con bajo relieve, lo que indica que se encuentran sobre una superficie relativamente blanda, probablemente de hielo de agua . El cráter Kerwan tiene un relieve extremadamente bajo, con un diámetro de 283,88 kilómetros , que recuerda a los cráteres grandes y planos de Tetis y Jápeto . Es claramente poco profundo para su tamaño y carece de un pico central, que puede haber sido destruido por un cráter de 15 kilómetros de ancho en el centro. Es probable que el cráter sea antiguo en relación con el resto de la superficie de Ceres, porque está superpuesto por casi todas las demás características de la zona. ^{[ cita requerida ]}

En 2015, la sonda espacial Dawn descubrió varias características brillantes en la superficie del planeta enano Ceres. ^[41] El punto más brillante se encuentra en el medio del cráter Occator y se llama "punto brillante 5". Se han descubierto 130 áreas brillantes en Ceres, que se cree que son sal o arcillas ricas en amoníaco. ^[42] Los científicos informaron que los puntos brillantes en Ceres pueden estar relacionados con un tipo de sal en 2015, particularmente una forma de salmuera que contiene sulfato de magnesio hexahidratado (MgSO ₄ · 6H ₂ O); también se encontró que los puntos estaban asociados con arcillas ricas en amoníaco. ^[43]

Dawn ha descubierto muchos cañones largos, rectos o suavemente curvados . Los geólogos aún tienen que determinar cómo se formaron, y es probable que haya varios mecanismos diferentes responsables. Algunos de ellos podrían ser el resultado de la contracción de la corteza de Ceres a medida que el calor y otra energía acumulada durante la formación se irradiaban gradualmente al espacio. Cuando el coloso se enfrió lentamente, las tensiones podrían haber fracturado el suelo rocoso y helado . Otros podrían haberse producido al ser golpeado por otros objetos, rompiendo el terreno. ^[40]

La montaña más prominente de Ceres es Ahuna Mons , ^[44] un posible domo criovolcánico ^[45] de unos 6 kilómetros de altura y 15 kilómetros de ancho en la base. Fue descubierto en imágenes tomadas por la sonda espacial Dawn en órbita alrededor de Ceres en 2015.

Rayas brillantes recorren sus laderas de arriba a abajo; se cree que estas rayas contienen sales , similares a los puntos brillantes de Cererian más conocidos . El bajo recuento de cráteres en el edificio de Ahuna Mons sugiere que el criovolcán no podría tener más de 200 millones de años, ^{[46] [47]} y, de hecho, los modelos de relajación plástica del hielo en la latitud de Ahuna Mons son consistentes con esa edad. ^[45]

Hay veintidós montes identificados en Ceres. La mayoría de ellos se han relajado considerablemente con el tiempo, y solo después de modelar las formas esperadas de los antiguos criovolcanes se pudieron identificar. Se ha calculado que en Ceres se forma un criovolcán de este tipo cada 50 millones de años. ^[45] El monte Yamor (anteriormente llamado monte Ysolo), cerca del polo norte, tiene un diámetro de 16 km ^[48] y es la única otra montaña cereriana con la forma del monte Ahuna; aunque antiguo y maltratado, las bajas temperaturas en el polo han conservado su forma. ^[45] El monte Liberalia está cerca del ecuador y tiene un diámetro de 90 km. ^[49]

• Landau, Elizabeth (24 de julio de 2018). "¿Qué aspecto tiene Ceres en la Tierra?". Laboratorio de Propulsión a Chorro.