La meteorización espacial es el tipo de meteorización que se produce en cualquier objeto expuesto al duro entorno del espacio exterior . Los cuerpos sin atmósfera (entre ellos la Luna , Mercurio , los asteroides , los cometas y la mayoría de las lunas de otros planetas) sufren muchos procesos de meteorización:
La meteorización espacial es importante porque estos procesos afectan las propiedades físicas y ópticas de la superficie de muchos cuerpos planetarios. Por lo tanto, es fundamental comprender los efectos de la meteorización espacial para interpretar correctamente los datos obtenidos mediante teledetección.
Gran parte de nuestro conocimiento sobre el proceso de erosión espacial proviene de estudios de las muestras lunares traídas por el programa Apolo , en particular los suelos lunares (o regolitos ). El flujo constante de partículas de alta energía y micrometeoritos , junto con meteoritos de mayor tamaño, actúan para triturar , fundir, pulverizar y vaporizar los componentes del suelo lunar.
Los primeros productos de la erosión espacial que se reconocieron en los suelos lunares fueron los "aglutinados". Estos se crean cuando los micrometeoritos derriten una pequeña cantidad de material, que incorpora fragmentos de vidrio y minerales circundantes en un agregado soldado con vidrio que varía en tamaño desde unos pocos micrómetros hasta unos pocos milímetros. Los aglutinados son muy comunes en el suelo lunar y representan hasta el 60 al 70% de los suelos maduros. [1] Estas partículas complejas y de forma irregular parecen negras para el ojo humano, en gran parte debido a la presencia de hierro en nanofase .
La meteorización espacial también produce productos correlacionados con la superficie en granos de suelo individuales, como salpicaduras de vidrio; hidrógeno , helio y otros gases implantados; rastros de erupciones solares ; y componentes acretados, incluido el hierro en nanofase. No fue hasta la década de 1990 que los instrumentos mejorados, en particular los microscopios electrónicos de transmisión , y las técnicas permitieron el descubrimiento de pátinas o bordes muy delgados (60-200 nm), que se desarrollan en granos de suelo lunar individuales como resultado de la redeposición de vapor de impactos de micrometeoritos cercanos y la redeposición de material pulverizado de granos cercanos. [2]
Estos procesos de meteorización tienen grandes efectos en las propiedades espectrales del suelo lunar, particularmente en las longitudes de onda ultravioleta , visible e infrarroja cercana (UV/Vis/NIR) . Estos cambios espectrales se han atribuido en gran medida a las inclusiones de "hierro nanofásico", que es un componente omnipresente tanto de los aglutinados como de los bordes del suelo. [3] Estas burbujas muy pequeñas (de uno a unos pocos cientos de nanómetros de diámetro) de hierro metálico se crean cuando los minerales que contienen hierro (por ejemplo, olivino y piroxeno ) se vaporizan y el hierro se libera y se redeposita en su forma nativa.
En la Luna, los efectos espectrales de la erosión espacial son triples: a medida que la superficie lunar madura se vuelve más oscura (el albedo se reduce), más roja (la reflectancia aumenta con el aumento de la longitud de onda) y la profundidad de sus bandas de absorción diagnóstica se reduce [4]. Estos efectos se deben en gran medida a la presencia de hierro en nanofase tanto en los aglutinados como en los bordes acretados en granos individuales. Los efectos de oscurecimiento de la erosión espacial se ven fácilmente al estudiar los cráteres lunares. Los cráteres jóvenes y frescos tienen sistemas de rayos brillantes , porque han expuesto material fresco, no erosionado, pero con el tiempo esos rayos desaparecen a medida que el proceso de erosión oscurece el material.
También se cree que la erosión espacial ocurre en los asteroides, [5] aunque el entorno es bastante diferente al de la Luna. Los impactos en el cinturón de asteroides son más lentos y, por lo tanto, crean menos fusión y vapor. Además, menos partículas de viento solar llegan al cinturón de asteroides. Y finalmente, la mayor tasa de impactadores y la menor gravedad de los cuerpos más pequeños significa que hay más vuelcos y las edades de exposición de la superficie deberían ser más recientes que la superficie lunar . Por lo tanto, la erosión espacial debería ocurrir más lentamente y en menor grado en las superficies de los asteroides.
Sin embargo, sí vemos evidencia de erosión espacial por asteroides. Durante años ha habido un llamado "enigma" en la comunidad científica planetaria porque, en general, los espectros de los asteroides no coinciden con los espectros de nuestra colección de meteoritos. En particular, los espectros de los asteroides de tipo S no coincidían con los espectros del tipo más abundante de meteoritos, las condritas ordinarias (OC). Los espectros de los asteroides tendían a ser más rojos con una curvatura pronunciada en las longitudes de onda visibles. Sin embargo, Binzel et al. [6] han identificado asteroides cercanos a la Tierra con propiedades espectrales que cubren el rango desde el tipo S hasta espectros similares a los de los meteoritos OC, lo que sugiere que está ocurriendo un proceso en curso que puede alterar los espectros del material OC para que se parezcan a los asteroides de tipo S. También hay evidencia de alteración del regolito de los sobrevuelos de Galileo de Gaspra e Ida que muestran diferencias espectrales en cráteres recientes. Con el tiempo, los espectros de Ida y Gaspra parecen enrojecerse y perder contraste espectral. La evidencia de las mediciones de rayos X de NEAR Shoemaker de Eros indica una composición de condrita ordinaria a pesar de un espectro de tipo S con pendiente roja, lo que nuevamente sugiere que algún proceso ha alterado las propiedades ópticas de la superficie. Los resultados de la sonda espacial Hayabusa en el asteroide Itokawa , también de composición de condrita ordinaria, muestran evidencia espectral de erosión espacial. Además, se ha identificado evidencia definitiva de alteración por erosión espacial en los granos de suelo devueltos por la sonda espacial Hayabusa. Debido a que Itokawa es tan pequeño (550 m de diámetro), se pensó que la baja gravedad no permitiría el desarrollo de un regolito maduro, sin embargo, el examen preliminar de las muestras devueltas revela la presencia de hierro en nanofase y otros efectos de erosión espacial en varios granos. [7] Además, hay evidencia de que las pátinas de erosión pueden desarrollarse y de hecho se desarrollan en las superficies rocosas del asteroide. Es probable que dichos recubrimientos sean similares a las pátinas encontradas en las rocas lunares. [8]
Hay evidencia que sugiere que la mayor parte del cambio de color debido a la erosión ocurre rápidamente, en los primeros cien mil años, lo que limita la utilidad de la medición espectral para determinar la edad de los asteroides. [9]
El entorno de Mercurio también difiere sustancialmente del de la Luna. Por un lado, es significativamente más cálido durante el día ( temperatura superficial diurna de ~100 °C en la Luna, ~425 °C en Mercurio) y más frío por la noche, lo que puede alterar los productos de la erosión espacial. Además, debido a su ubicación en el Sistema Solar, Mercurio está sujeto a un flujo ligeramente mayor de micrometeoritos que impactan a velocidades mucho mayores que la Luna. Estos factores se combinan para hacer que Mercurio sea mucho más eficiente en la creación de fusión y vapor que la Luna. Por unidad de área, se espera que los impactos en Mercurio produzcan 13,5 veces la fusión y 19,5 veces el vapor producido en la Luna. [10] Los depósitos aglutiníticos similares al vidrio y los recubrimientos depositados por vapor deberían crearse significativamente más rápido y de manera más eficiente en Mercurio que en la Luna.
El espectro UV/Vis de Mercurio observado telescópicamente desde la Tierra es aproximadamente lineal, con una pendiente roja. No hay bandas de absorción relacionadas con minerales que contienen Fe, como el piroxeno. Esto significa que o bien no hay hierro en la superficie de Mercurio, o bien el hierro en los minerales que contienen Fe se ha erosionado hasta convertirse en hierro nanofásico. Una superficie erosionada explicaría entonces la pendiente enrojecida. [11]