Los estanques de polvo son un fenómeno en el que se observan bolsas de polvo en cuerpos celestes sin una atmósfera significativa, como asteroides , cometas y algunos planetas menores . Se trata de depósitos lisos de polvo acumulados en depresiones en la superficie del cuerpo (como cráteres), que contrastan con el terreno rocoso que los rodea. [1] Por lo general, tienen un color y un albedo diferentes en comparación con las áreas circundantes. Como 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 los cuerpos sin aire, 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 desde la superficie a kilómetros de altura. En el lado nocturno, el polvo está cargado negativamente por los electrones del viento solar . Las partículas en el lado nocturno alcanzarían mayores diferencias de tensión eléctrica que el lado diurno, lanzando partículas de polvo a altitudes aún mayores. [3] Los 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 esos lugares. [4] Se cree que esta es la principal causa de los charcos de polvo. Sin embargo, la mecánica precisa del lanzamiento de polvo electrostático 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 da como resultado 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 del sol lunar, creando un horizonte brillante.
Aparte de esto, también se cree que la causa son los temblores sísmicos, la desgasificación y la fluidización, aunque todas estas teorías contienen algunos fallos. Se cree que la fluidización de los eyectados de impacto es la causa de las estructuras llamadas charcas de fusión en la Luna. Esto da como resultado dos tipos de charcas de polvo, la de fusión de impacto (tipo 1) y la de (acumulación de polvo). Las charcas de tipo 1 se encuentran cerca de la fusión de impacto de grandes cráteres. El polvo se distribuye uniformemente por el suelo del cráter, produciendo superficies de charcas lisas con una pendiente constante y poca profundidad. [6] Sin embargo, las charcas de polvo tienen una pendiente menos constante. Las charcas 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 da como resultado más charcas de polvo de tipo 2.
Se cree que la variación del 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 estanques de polvo también son ricas en materiales de silicato ( olivino y piroxenos). El ligero color azul de los depósitos de los estanques 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 estanques se forman en cuerpos planetarios con regolito seco y quebradizo o con bajo contenido de volátiles.
433 Eros contiene una gran cantidad de cráteres grandes 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. Sugiriendo que algún proceso de borrado los ha cubierto. Los suelos de algunos cráteres están cubiertos de áreas lisas y planas (pendiente inferior a 10°). Tales charcas se observan más cerca del ecuador y en lugares con baja gravedad. Se caracterizan por un color ligeramente más azul en comparación con el terreno circundante. Se identificaron 334 de estos charcas, con un diámetro de 10 m. 255 de ellos son mayores de 30 m, y 231 (o el 91%) se encuentran a 30° del ecuador. Solo 24 de ellos tienen suelos claramente planos con un cambio de pendiente en los bordes, y solo 12 de ellos tienen topografía nivelada a lo largo de las direcciones este-oeste y norte-sur. Las partículas de polvo aquí miden alrededor de 2 cm de tamaño.
Se cree que las formaciones de charcas de polvo de Eros provienen de materiales de regolito seco, mientras que las de la luna provienen de material eyectado fundido. En la superficie del asteroide 4 Vesta se han encontrado tanto cráteres de tipo 1 (eyectados) como de tipo 2 (charcas de polvo) entre 0˚–30°N/S, es decir, en la región ecuatorial. Se han identificado 10 cráteres en Vesta con formación de charcas 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 media 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 orbitaba Vesta .
La sonda japonesa Hayabusa identificó charcos de polvo en las regiones Sagamihara y Muses-Sea del asteroide 25143 Itokawa . Las partículas de polvo que se encuentran aquí son más finas que las de 433 Eros y su tamaño varía desde milímetros hasta menos de un centímetro.
