Le caratteristiche dei bordi e l'impatto avvolgente si fondono
Sebbene molte caratteristiche del bordo di Occator siano comuni ai crateri lunari, inclusi massi fratturati sul posto e affioramenti di unità coerenti, sporgenze di strati di roccia coerenti e affioramenti luminosi su scala di un metro di possibili carbonati vicino alla cresta del bordo sono distinti da Occator.
Ristagni di materiali fangosi solidificati in depressioni chiuse ad altezze differenti all'interno terrazze e al piano unità (Fig. 1), una comune morfologia all'impatto con sciogliere e depositi sulla Luna e Marte, era anche ben documentata in Occator.
Unità di mantellatura a bassorilievo e striature discendenti (Fig. 2a) si osservano ora segni indicativi di flusso negli spazi topografici, coerenti con il drappeggio, il flusso discendente e il ristagno locale dei depositi di fusione su gran parte del fondo del cratere, e confermano che questi sono depositi generati dall'impatto. Queste unità di mantellatura spesso formano scogliere alte fino a 10 m dove incontrano pendii ripidi, indicando che queste unità formavano uno strato superficiale coerente e resistente di spessore comparabile.
È probabile che i depositi di fusione generati dall'impatto su Cerere siano molto simili nella composizione alla composizione in massa dei suoi strati esterni : ghiaccio fuso mescolato con sali non fusi e fillosilicati, con frammenti e materiali sia fini che grossolani sospeso e sciolto in una soluzione acquosa e formando una fusione per impatto che è simile al fango per composizione e consistenza. Pertanto, l'impatto su Cerere è probabilmente molto più umido che sui pianeti terrestri. Questi impasti fangosi di salamoia-fangosa da impatto su Cerere saranno stati mobili mentre sono fusi e si comporteranno in modo molto simile ai depositi vulcanici (posti immediatamente in posizione), come recentemente dimostrato sperimentalmente in un contesto di Marte.
Le caratteristiche del flusso lobato sono larghe diversi chilometri e con rilievi da 10 fino a ~ 350 m (Fig. 2c) sono comuni anche in Occator.
Le creste arcuate basse sono ora risolte sulla maggior parte di questi lobi di flusso, confermando il flusso laterale diffuso di materiale mobile sul fondo del cratere in particolare nei quadranti nord-est e nord-ovest. Si osservano alcuni lobi che si fondono in unità di flusso più ampie a quote inferiori o si sovrappongono con altri lobi, indicando eventi di flusso sovrapposti ad altri di deposizione quando queste unità più grandi sono state collocate. Questi tipi di lobi di flusso su larga scala più spessi sono significativamente più comuni in Occator che sui pianeti terrestri, dove i flussi di fusione da impatto hanno rilievi molto bassi e dimensioni più piccole. Questa differenza di morfologia suggerisce che le fusioni da impatto simili al fango in Occator avrebbero potuto avere viscosità effettive di un ordine di grandezza superiore al basalto fuso o all'anortosite, a seconda delle composizioni e delle condizioni di posizionamento che sono attualmente scarsamente vincolate.
L'estesa distribuzione dei materiali di mantellamento e flusso attraverso Occator documentata nei dati della missione XM2 (Figure 2 e 3) è coerente con la rapida collocazione e mobilizzazione di grandi volumi di materiale fuso durante l'evento di impatto. L'interramento delle unità a terrazza nel settore sud-est e i margini di flusso lobato fino a ~ 400 m di spessore lungo il margine settentrionale dell'LFD indicano spessori di> 500 m e ~ 200 km3 di materiale fuso (un volume che non può essere spiegato da un presunto crollo nel picco centrale di Occator).
Materiali da mantellatura osservati altrove sono molto più sottili, ~ 10 m o meno (Fig. 2). Nel settore sud-est (Fig. 1), cumuli sul pavimento e scarpate sinuose rivolte verso l'interno per 100-200 m sono spesso ricoperti da strati resistenti alla formazione della scogliera (Figg. 1 , 2b e 3) simili a quelli osservati nelle unità mantellate sulle terrazze, suggerendo un rapido raffreddamento e solidificazione dello strato esterno dei depositi mobili da impatto che si sono arenati su terreni alti durante o dopo la collocazione.
Questo liquame da impatto simile al fango e alla salamoia rivestiva vaste aree, si accumulava in depressioni chiuse e scorreva verso il basso per formare flussi lobati simili a lava, ma ha anche formato rapidamente un guscio superiore congelato e le scogliere resistenti (Figg. 1 - 3), caratteristiche generalmente non osservate sui crateri lunari o marziani.
Il successivo movimento da sud a nord dell'interno ancora fuso del LFD sud-orientale verso il fondo craterico settentrionale per lo più non riempito e depresso potrebbe aver formato le caratteristiche del flusso lobato lungo il margine settentrionale del LFD (Fig. 2). Il ritiro a nord richiederebbe il cedimento del LFD sud-orientale e potrebbe spiegare le scogliere rivolte verso l'interno che parallele al bordo del cratere sud-est e le scarpate del terrazzo (dove le scarpate del terrazzo interrate nel sottosuolo ostacolerebbero il flusso laterale) e le unità resistenti che formano scogliere incagliate sulle cime di molti tumuli (originariamente sepolti sotto il deposito) (Figg. 2 e 3).
Tumuli endogeni
Una questione irrisolta dai dati di mappatura orbitale era se i tumuli sul pavimento di forma irregolare fossero detriti da impatto o fossero correlati alla deformazione locale verso l'alto della superficie a causa dell'intrusione nel sottosuolo e del congelamento del ghiaccio, un processo correlato alla formazione di pingo sulla Terra. I numerosi tumuli osservati nelle immagini stereo XM2 formano massicci conici simili a mesa larghi ≤1750 me alti ≤300 m e di varie forme sparsi per la LFD meridionale. Questi tumuli hanno albedo e strutture superficiali simili ai materiali del pavimento circostanti, indicando che hanno composizioni ed età comparabili. Fratture sommitali o sfiati del tipo osservato sui ping terrestri e relativi alle intrusioni d'acqua in stile periglaciale, al sollevamento e alla frattura non sono conservati sulla maggior parte di questi tumuli, sebbene alcuni tumuli presentino strutture sommitali criptiche (che potrebbero anche essere crateri da impatto post-formazione). La maggior parte dei tumuli del pavimento di colore neutro di forma irregolare assomigliano quindi ai tumuli del pavimento osservati su crateri freschi più grandi sulla Luna (dove il ghiaccio non si trova in quantità significative) e su Marte (Figure 2 e 3) e sono più probabilmente grandi detriti frammentari da impatto pile confinate con materiali LFD a bassa viscosità posizionati rapidamente.
Un sottoinsieme di piccoli tumuli arrotondati e conici <300 m sono sparsi su Occator (molto ~ 5% di tutti i cumuli) (Figg. 2 e 3) sono luminose rispetto ad altri materiali cratere e può avere un colore più giallastro rispetto a altri materiali luminosi sul pavimento. Questi cumuli potrebbero essere mucchi di detriti di piccolo impatto composti in parte da materiale ricco di carbonato, ma le loro forme coniche e la colorazione insolita indicano che sono i migliori e gli unici candidati per il sollevamento della superficie in stile periglaciale post-pavimentazione per intrusione o espansione di materiale ricco di carbonato dal basso. Alcuni di questi tumuli luminosi presentano anche vaiolature criptiche o interruzioni della superficie che potrebbero essere una frattura della sommità in stile pingo, ma è difficile distinguere queste piccole caratteristiche dagli effetti dell'erosione o dai piccoli crateri post-formazione.
Pozzi e depressioni endogeni
L'espirazione e il rilascio di sostanze volatili espulse dalla soluzione sul fondo del cratere e dai depositi di fusione quando il riscaldamento da impatto diminuiva era previsto a causa dell'elevato contenuto volatile degli strati esterni di Cerere e dei depositi di impatto derivati. Grandi depressioni arcuate che attraversano Occator sono ora risolte come depressioni a forma di V nettamente definite che tagliano trasversalmente tutte le caratteristiche e si pizzicano e si gonfiano da circa 0 a ~ 250–350 m di larghezza su distanze simili, formando profonde fosse ovali allungate in alcune aree. Le immagini di Dawn XM2 risolvono i solchi stretti iniziali non modificati di ~ 10-20 m di larghezza collegando i segmenti di canale più larghi con bordi taglienti, dimostrando che le depressioni iniziano come fratture strette con poca dilatazione che vengono successivamente allargate da uno spreco di massa non uniforme.
I grandi volumi di queste strutture indicano una significativa perdita di volume. In molti casi il fondo delle depressioni mostra una singola fila di pozzi molto piccoli <10 m di larghezza, compatibile con il drenaggio della regolite nei vuoti di frattura sottosuperficiali sotto modesta dilatazione, o con lo sfiato dei volatili dalle fratture più profonde.
Depressioni a forma di anello anormalmente basse fino a ~ 1 km di diametro (Fig. 1) comuni nella parte meridionale del cratere sono risolti fino a ~ 10 m dimensioni e sono (con poche eccezioni) non più di poche decine di metri di profondità.
La formazione di crateri secondari sullo stesso Occator è stata dimostrata numericamente e documentata in conteggi crateri.
Da ciò, sosteniamo che molte di queste depressioni anulari poco profonde sono crateri secondari che si sono formati rapidamente, cioè prima che i materiali LFD più spessi potessero cristallizzarsi completamente in formazioni solidificate, contaminando così le statistiche dei crateri. Le morfologie degli anelli superficiali di questi insoliti crateri sono anche coerenti con gli esperimenti di impatto sui fanghi viscosi di argilla-acqua.
L'età dedotta di Occator va da pochi a circa 20 milioni di anni. Tuttavia, tutte le unità del pavimento sono ampiamente scavati in piccole depressioni approssimativamente circolari <500 m (figg. 2 e 3 ) che potrebbe essere sia da impatto o rilascio volatili da una sacca liquida interna (che comporterebbe un'età inferiore e una molto più ampia attività endogena). La maggior parte di queste depressioni sono di forma ampiamente circolare, distribuite in modo ubiquitario e seguono ripide distribuzioni delle dimensioni della legge di potenza e si deduce che siano crateri generali post-impatto, sebbene ammettiamo che i pozzi esplosivi circolari potrebbero essere difficili da distinguere dai crateri da impatto regolari a queste scale .
I casi limitati di vaiolatura endogena definitiva di forma irregolare senza impatto sono ora risolti in Occator (Figg. 1 - 4 ). Questi assumono la forma di depressioni ovoidali a forma di rene <250 m di larghezza in posizioni ampiamente sparse sia sui depositi LFD che sul pavimento collinoso (Figure 3 - 5). Queste forme sia singolarmente o in gruppi (figg. 3 - 5), sono profondi o molto poco profondi e sono distinti dagli anelli circolari poco profondi e dai crateri di fondo descritti sopra in virtù delle loro forme non circolari, della vicinanza a depressioni sinuose sul LFD descritto di seguito o dell'associazione geologica con una rete di fratture simile a una ragnatela ( suggerendo un sollevamento localizzato o un'interruzione della superficie (p. es., Fig. 5 )). Altri esempi sono caratterizzati da macchie luminose o depositi sui loro piani (Fig. 4 ).
Queste caratteristiche distintamente non circolari sono probabilmente formate dal rilascio volatile o dal deflusso tardivo nel raffreddamento del fondo del cratere e dai depositi del pavimento quando il calore residuo da impatto decade a seguito del principale evento di riscaldamento da impatto.
Prima della missione XM2 è stata anche considerata la formazione di canali di flusso da parte di fluidi ricchi d'acqua o fanghi sul fondo del cratere durante il degassamento di acqua liquida sulla superficie, ma le immagini attuali rivelano numerose depressioni sinuose di ≤100 m di larghezza e fino a 7 km di lunghezza (Fig. 3) che sono molto diverse in dimensione e morfologia da quelle che attraversano il fondo del cratere.
Alcune delle depressioni sinuose devono essere fratture poiché la stereoscopia rivela che attraversano prominenti rilievi topografici con gradienti di pendenza diversi o tagliano unità adiacenti. Queste sono probabilmente correlate alla contrazione o al sollevamento del deposito LFD e del fondo del cratere durante il raffreddamento e la solidificazione post-impatto. Altre depressioni sinuose si trovano all'interno delle unità LFD planari (Fig. 3 ) e potrebbero essere associate al processo di posizionamento mediante contrazione del raffreddamento, frattura di uno strato esterno durante il flusso laterale o al flusso del fluido superficiale e all'erosione.
In molti casi, queste depressioni sinuose hanno modelli di ramificazione spazialmente associate ad una o più di queste fosse endogene descritto sopra, e sono affiancati da bassi livelli di scarpata (Fig. 3), eventualmente implicando un rilascio di sostanze volatili dal sottosuolo e il deflusso di quantità minori di post-posizionamento che si sono sciolti attraverso sfiati e fessure superficiali.
I piccoli pozzi endogeni irregolari, le cupole, e le anguste depressioni sinuose, sono sparse ovunque all'interno Occator (Figg. 2 - 5) , ma sono rari in crateri lunari o marziani.
Le fosse endogene sul pavimento di Occator sono distinte dalle fosse molto più grandi e abbondanti all'interno dei depositi di fusione dei crateri marziani e vestani ben conservati più grandi (Fig. 3 ). Le fosse marziane e vestane sono abbondanti e solitamente strettamente distanziate (Fig. 3 ), a formare pareti contigue in stile nido d'ape e sono attribuiti a bocchette esplosive dal rilascio di sostanze volatili.
Sebbene alcuni siano crateri secondari erroneamente classificati, pozzi su larga scala sostanzialmente simili agli esempi marziani si verificano nei grandi crateri di Cerere, come Ikapati e Haulani, e forse altrove. La mancanza di vaiolatura di questo tipo in Occator e in molti altri grandi crateri suggerisce un'eterogeneità di composizione nella crosta cereana o differenze nelle condizioni di impatto come la velocità.
I pozzi endogeni e i cluster di fosse, le depressioni sinuose non tettoniche e forse le zone luminose all'interno della LFD ed i materiali da pavimentazione dei crateri adiacenti (Fig. 2 - 5) sono coerenti con il continuo rilascio di sostanze volatili da sotto il fondo del cratere. La cristallizzazione del liquame da impatto in Occator probabilmente coinvolgeva sedimenti che uscivano dalla sospensione oltre a sali e ghiaccio che uscivano dalla soluzione, creando fluidi e gas secondari che potevano essere estrusi sulle superfici LFD per formare alcune delle vaiolature locali e forse alcune delle depressioni sinuose e delle zone più luminose. Anche il raffreddamento e la cristallizzazione dei materiali riscaldati per impatto al di sotto del fondo del cratere possono aver condotto i volatili sulla superficie.
Nonostante la grande estensione, lo spessore e l'elevato contenuto volatile dedotto di questi depositi di riempimento della pavimentazione, né i tumuli endogeni né i pozzi sono morfologie dominanti sul pavimento di Occator.
Questa differenza comparativa con i molto più grandi e densamente distanziati nei piani dei grandi crateri marziani (Fig. 3) suggerisce che la loro formazione può essere inibita in Occator e forse pure altrove su Cerere, generalmente rispetto a quelli su Marte.
Queste differenze potrebbero essere correlate all'abbondanza di fillosilicati negli strati esterni di Cerere. Ipotizziamo che l'ampia scogliera formata di strati di 10 di metri di altezza su superfici superiori delle mantellature da impatto con un fluido fangoso su tutti i LFD e le terrazze di Occator (figg. 1 - 3) possono essere strati ricchi di argilla che si sono formati dopo il raffreddamento e la solidificazione delle fusioni da impatto e la superficie del cratere. Questi strati resistenti simili al fango possono aver avuto una permeabilità relativamente bassa e potrebbero aver inibito l'accesso dei volatili alla superficie rispetto a Marte, tranne dove localmente violati.
Come unità di superficie esposte allo spazio, esse si sono probabilmente cristallizzate rapidamente durante il congelamento rapido delle superfici superiori della massa fusa pervasiva. L'espressione limitata delle caratteristiche di rilascio volatile attraverso il pavimento ricco di sostanze volatili di Occator potrebbe essere dovuta a :
(1) solo piccole quantità di sostanze volatili espulse dalla soluzione e sulla superficie durante la solidificazione dei depositi di fusione e il raffreddamento dell'interno,
(2) le sostanze volatili rimanenti dove si sono accumulate all'interno dei depositi di fusione per impatto e / o (3) strati superficiali che impediscono loro di accedere alla superficie.
Depositi idrotermali di carbonato a Vinalia Faculae
Le circa 10 concentrazioni distinte o zone luminose di Vinalia faculae sul LFD orientale corrugato (Fig. 6) sono la manifestazione più evidente e lateralmente vasta di ridistribuzione volatili all'interno Occator , depositi sul pavimento, ovvero rideposizione idrotermale di sali e carbonati . Nonostante esposizioni nel sottosuolo ben documentate di fratture idrotermali e condotti su crateri terrestri erosi, questi depositi non hanno analoghi diretti di superficie sui pianeti terrestri, probabilmente a causa dei processi di degrado superficiale prevalenti su Marte e sulla Terra. I meccanismi di posizionamento superficiale dei carbonati sono correlati ai serbatoi e ai condotti sotterranei e forniscono un test chiave di come i sistemi idrotermali funzionano sui corpi extraterrestri. Le ipotesi includono :
(1) infiltrazione di salamoia attraverso innumerevoli piccoli sfiati (su scala di un metro), (2) fontane energetiche con getti balistici, e / o (3) precipitazione e sedimentazione di depositi minerali in ambienti lacustri statici se transitori.
Anche la durata del posizionamento è importante in quanto durate di cicra 10 milioni di anni o più richiederebbero serbatoi profondi, ma periodi più brevi implicherebbero serbatoi poco profondi come lo stesso LFD, a causa dei tempi limitati su cui il calore residuo di impatto rimarrebbe.
In Vinalia faculae i depositi luminosi hanno rapporti topografici complessi (figg. 6 e 7) con le LFDs della zona orientale del pavimento di Occator in cui si sono formate.
Questi LFD a nord, costituiti da forme allungate e strettamente distanziati , e creste triangolari di 50-125 m di ampiezza che formano depressioni chiuse irregolari tra loro (Fig. 1 e 6). I principali centri luminosi di Vinalia faculae (a-j in Fig. 6) si risolvono in nuclei centrali luminosi che si classificano verso l'esterno in un ameboide discreto progressivamente più piccolo o in chiazze simili a nastri di poche decine di metri di larghezza decrescente. Le chiazze più piccole spesso riempiono depressioni locali nel LFD ma attraversano anche le cime o i fianchi delle creste topografiche o seguono le valli verso l'alto (Figg. 6 - 8). Migliaia di punti luminosi circolari più piccoli di diametro <10 m sono dispersi sulle superfici di queste macchie più grandi e sullo stesso LFD.
I centri luminosi occidentali e meridionali più luminosi formano modelli lobati o ameboidi irradianti di circa 1 km di diametro che sono fortemente controllati dalla topografia locale (centri (a – d) nelle figure 6 e 7). Questi depositi si allineano ma non riempiono topograficamente diverse depressioni LFD tra le creste più grandi da 0,25 a ~ 1 km (centri (a – d) e (h) e (j) nelle Figure 6 e 7). La somiglianza in profondità con le depressioni adiacenti non rivestite indica spessori di deposito non superiori a pochi metri, coerenti con le stime basate su misurazioni di crateri con pavimento scuro.
Nella Vinalia Faculae centrale, i due centri luminosi più grandi sono risolti come depositi contigui più ampi di 2-3 km di diametro (centro (e) nelle Figure 6 e 7), che coprono livelli topografici alti e bassi.
Questi punti più grandi hanno anche un rilievo ondulato che indica il mantellamento della topografia LFD, classificandosi nei modelli ameboidi descritti sopra. Questo modello generale (Fig. 6) suggerisce che i centri luminosi periferici (a – e) e (h - j) erano meno vigorosi dei centri luminosi più grandi (f) e (g).
La diminuzione radiale verso l'esterno di questi depositi suggerisce che la deposizione attiva in ogni centro luminoso si sia contratta verso l'interno con il tempo, con i depositi più esterni che sbiadiscono in luminosità a causa dell'esposizione allo spazio.
I numerosi punti circolari più piccoli di ~ 10 m indicano che le fasi successive della deposizione erano dominate da sorgenti puntiformi. Sebbene i nuclei dei centri luminosi occidentali e meridionali siano confinati in depressioni topografiche chiuse (centri (a – d) nelle figure 6 e 7), le macchie più piccole nelle periferie esterne dei principali centri luminosi si trovano su vari pendii o sommità delle creste. In alcuni casi, si verificano su un lato di una cresta ma non sull'altro.
Le associazioni topografiche complesse e incoerenti, sono privi di un grande singolare sfiato o sorgente presso i centri più luminosi di Vinalia faculae (figg. 6 e 7) ed sono più coerenti con deposizione di carbonato tramite infiltrazioni in superficie e sversamento di salamoia da in innumerevoli bocche sottomarine all'interno dell'LFD, e ampiamente coerente con i casi di depositi idrotermali sulla Terra.
Quei siti superficiali con bassi tassi di infiltrazione hanno formato piccoli punti luminosi isolati o nastri discendenti dove il flusso persisteva, quelli con velocità o volumi più elevati hanno portato a formazioni superficiali di carbonato più estese e coalizzate mentre il flusso di fluido e la deposizione si sono diffusi lateralmente.
Le zone centrali potrebbero anche essere fomate da più bocche contigue se ci fossero più sfiati in queste regioni.
Le caratteristiche costruttive dovute all'attività idrotermale (es. Terrazze di travertino) mancano o non sono risolte. L'insolito anello scuro al centro della zona luminosa (f) (Fig. 6 e 7) è un candidato sfiato su scala più grande.
L'anello scuro è associato con poche fosse di qualche decina di metri che fiancheggiano in profondità una zona a bassa luminosità, nessuna delle quali, tuttavia, sono distinte topograficamente o morfologicamente dalle molte creste simili e depressioni LFD (Fig. 6). La migliore e unica altra caratteristica candidata in Vinalia faculae è una piccola cupola di 25 m di altezza e altre 140 cupole lobate al centro di un livello di 340 m di depressione nel centro luminoso (i) (figg. 6 e 7), che suggerisce l'estrusione o l'accumulo di una piccola quantità di nuovo materiale in una fossa superficiale o di impatto; tutti gli altri sono stati distrutti.
Il degassamento di questi fluidi nel vuoto dello spazio ha probabilmente provocato una rapida precipitazione dei carbonati e dei sali sospesi e disciolti direttamente sulla superficie. Fontane e deposizioni balistiche di carbonati in punti individuali non sono esclusi dalle osservazioni della missione Dawn-XM2 ma c'è poca o nessuna evidenza osservativa che si sia verificato in modo esteso.
La distribuzione di piccoli punti luminosi e i rivestimenti superficiali sui pavimenti di depressioni chiuse, i fianchi di alcune creste e le sommità di altre, e la formazione di depositi nastriformi a scala di un metro, non sono coerente con le sorgenti balistiche direzionali (es. Fontanelle) maggiori di pochi metri in scala. Sebbene la sedimentazione lacustre all'interno di depressioni chiuse sia suggerita anche dalla formazione di alcuni depositi sui pavimenti delle depressioni LFD inter-crinali (e in effetti piccoli ristagni locali di salamoie possono essersi verificati per periodi molto brevi prima dell'ebollizione), la formazione di macchie più piccole sulla sommità delle creste (Fig. 7) e sulla cresta più ampia che formano i centri luminosi orientali (Figg. 6 e 7) suggeriscono anche che un ambiente lacustre non era richiesto per la formazione di carbonati nella maggior parte dei casi.
Queste osservazioni suggeriscono anche che il sottosuolo al di sotto dei principali centri luminosi di Vinalia Faculae fosse più densamente fratturato e permeabile, consentendo ai fluidi un accesso più facile alla superficie che altrove in Occator. L'interazione tra gradienti idraulici sotterranei asimmetrici lateralmente nei regimi di flusso di salamoia radiale e l'aspra topografia locale accoppiata con fontane altamente localizzate e sporadiche può spiegare le distribuzioni asimmetriche dei pendii e le complesse relazioni topografiche dei carbonati in molte località.
L'età e la durata della deposizione dei carbonati a Vinalia Faculae sono difficili da conteggiare, ma la durata suggerita di 2 milioni di anni di postazione è probabilmente non supportata a causa delle grandi incertezze associate all'ottenimento di conteggi affidabili di piccoli crateri nelle superfici giovani, specialmente in aree così piccole in alti terreni di contrasto. Piccole buche <60 m coprono densamente le superfici dei depositi luminosi (Fig. 8). Sebbene alcuni dei pozzi sulla superficie dei depositi di carbonato potrebbero essere pozzi endogeni legati al rilascio di sostanze volatili portatrici di carbonato sulla superficie, la stragrande maggioranza sono circolari e probabilmente di origine da impatto e simili nell'aspetto agli innumerevoli crateri sul LFD, con solo rari esempi che esibiscono forme non circolari. Supponendo che la maggior parte di queste depressioni circolari siano correlate all'impatto, le nostre densità di crateri nell'LFD indicano un'età di ritenzione del cratere compresa tra 4 e 8 milioni di anni, che può anche indicare un'età di formazione del cratere poiché questi sono probabilmente prodotti di fusione da impatto.La densità dei crateri per i centri di carbonati luminosi VF (c, g, h) e (Figg. 6 e 8) indicano ~ 4 milioni di anni. Entrambi i gruppi sono sostanzialmente coerenti con l'età segnalata, ma con incertezze formali di almeno 0,5 milioni di anni, le età stimate sui depositi di VF sono statisticamente indistinguibili da quelle osservate nei depositi di LFD vicini.
Solo la densità dei crateri nel centro luminoso (i), dove la si trova la cupola costruttiva (fig. 6), erano significativamente inferiori, suggerendo un'età di ~ 2 ± 0,2 milioni di anni per questo specifico centro luminoso.
Il significato anche di questa differenza è dubbio poiché i depositi di carbonato di spessore <10 m formati da infiltrazioni superficiali mantengono i crateri più grandi di ~ 10 m (il nostro limite di conteggio) e il grado di cancellazione del cratere può essere localmente variabile. Inoltre, più di questi crateri potrebbero essere endogeni di quanto si supponga. Pertanto, il conteggio dei crateri in questi depositi riflette probabilmente una combinazione di crateri formati prima, durante e dopo la deposizione di carbonati e suggerisce un periodo di formazione prolungato ma indeterminato per i carbonati a VF.
Le immagini XM2 chiariscono ulteriormente la complessa relazione tra le lunghe canalette arcuate del pavimento e i carbonati.
L'esposizione di depositi lucidi lungo alcune pareti di frattura confermano ulteriormente che i depositi di carbonato sono depositi superficiali di spessore non più di 3–5 m.
Si può vedere che i depositi di carbonato si spostano verso il basso a causa della perdita di massa lungo alcune pareti di frattura sotto forma di nastri stretti.
Nonostante ciò, non osserviamo alcuna prova che i carbonati siano stati estrusi dall'interno delle fratture e la maggior parte dei carbonati non sono associati ad alcuna struttura risolvibile (sebbene il fondo del cratere sia probabilmente densamente fratturato e questi probabilmente erano i principali condotti per i fluidi idrotermali all'interno di Occator).
Ben conservate, giovani e brevi, strette depressioni sinuose (figg. 2c, 3b e 8) tagliano i depositi di carbonato in alcuni punti. Sebbene alcuni carbonati potrebbero anche essere stati depositati su questi avvallamenti dopo che si sono formati, la loro nitidezza morfologica suggerisce che si siano formati dopo che la maggior parte dei depositi era a posto. La sequenza di formazione dedotta a Vinalia Faculae è :
(1) posizionamento di LFD,
(2a) formazione di fratture arcuate strette in gran parte di Occator, inclusa l'area di Vinalia Faculae,
(2b) formazione di carbonati per infiltrazione di salamoia (sia la frattura che la infiltrazione possono avere è stata prolungata per un periodo incerto e probabilmente è iniziata immediatamente dopo (1)),
(3) l'allargamento delle fratture arcuate per formare le depressioni pizzicanti e rigonfie,
(4) la formazione di depressioni sinuose minori in fase avanzata (Fig. 6 e 8).
Ridistribuzione volatile guidata dall'impatto: confronti planetari
Somiglianze e differenze di morfologie e distribuzioni di impatto come scioglimento di depositi e rideposizione idrotermale minerale sulla Luna, Terra, Marte e Cerere (figg. 2 e 3) sono dovute a differenze di composizione e condizionidi dell'impatto. Ristagni d'impatto correlate a fango da LFDs nelle depressioni chiuse nell'area è simile a quella osservata nei crateri complessi lunari e marziane e si è stabilito che lo scioglimento da calore da impatto sono state ampiamente distribuite attraverso Occator (figg. 1 - 3). Le morfologie dei depositi da impatto incontaminati variano anche all'interno dei singoli crateri complessi lunari (ad esempio, Jackson, Ohm, Lowell, Rutherford e Tycho). Questi prendono la forma increspata e corrugata o liscia pianura, ciascuna delle quali trovano analoghi a Occator (figg. 1 - 3).
Le piccole cupole più luminose sparse sul pavimento di Occator sono distinte da Cerere, tuttavia, e indicano l'attività idrotermale post-posizionamento o almeno l'esposizione di materiali ricchi di carbonato distinti mediante sollevamento localizzato, e la migliore prova per l'attività periglaciale post-impatto su il piano di Occator (Fig. 4).
Osserviamo diversi stili di deformazione correlata ai volatili sul pavimento di Occator. I lobi con flussi di > 100 m di spessore e larghezza di alcuni chilometri fluiscono ai margini di Occator (Fig. 2) non sono comuni nei crateri lunari o marziani, e sono probabilmente legati al fango unico come la composizione della fusione per impatto su Cerere che forma un materiale più viscoso o soffocato dai detriti. Gli spessi margini di questi flussi più grandi possono indicare reologie analoghe ai ghiacciai rocciosi ricchi di ghiaccio terrestre. Circa il 5-10% dei crateri marziani recenti, come Pangboche (Fig. 2f), Mostrano una morfologia lunare, comprese le increspature con flusso lobate analoghe a quelle in Occator (Fig. 2), ma è assente la vaiolatura sul pavimento e i depositi delle eiezioni stratificate indicative della presenza di volatili.
Questi crateri marziani si trovano normalmente a quote più elevate dove si deduce che il contenuto di ghiaccio nel sottosuolo è inferiore e illustrano il ruolo potenziale della composizione nel modulare le morfologie dei crateri.
Le reti di fratture localmente dense osservate in crateri complessi sulla Luna e su Marte (Fig. 3) non trovano analoghi diretti in Occator. L'espansione del volume dovuta al congelamento dell'acqua su Cerere può mitigare la frattura da contrazione da raffreddamento osservata in alcuni crateri lunari. Alcune delle strette depressioni sinuose sono estranee al LFD di Occator e (figg. 2 e 3) sono probabilmente correlate a fratture a causa della regolazione gravitazionale del fondo del cratere, ma altri sono associati con piccoli pozzi e sottili strati di lava secondaria al flusso fangoso (Fig. 3b) e probabilmente rappresentano le modifiche della superficie a causa del rilascio volatile e della mobilizzazione dei fluidi associati ai grandi volumi di fusione da impatto e possono essere peculiari di Occator.
I fluidi idrotermali e i depositi nei crateri complessi terrestri sono concentrati come sistemi di cavità e vene all'interno e prossimalmente al sollevamento centrale (corrispondente ai depositi luminosi a Cerealia Facula), all'interno dei materiali del pavimento del cratere (compresi i fusi) e lungo le faglie che definiscono l'esterno blocchi terrazza. La mineralizzazione dipende dalle litologie target e con profondità al di sotto della superficie, e precipitati a temperature più elevate si verificano in profondità sui corpi planetari, incluso probabilmente Cerere.
I depositi di Vinalia faculae (figg. 6 e 7) sono troppo distanti ed è improbabile che siano correlati ai sistemi venosi di stile terrestre associati ai bordi distali (sepolti) del sollevamento centrale di Occator. Perché si verificano solo nella parte orientale (e possibilmente più spessa) del settore del vasto LFD, questo rimane poco chiaro, ma i dati XM2 rivelano che non sono direttamente derivate dalle vecchie fosse arcuate e strette (Fig. 6 e 7) e non v'è alcuna prova per il controllo strutturale per la maggior parte dei depositi. Piuttosto gli innumerevoli piccoli punti luminosi (che si fondono nei grandi centri luminosi (a-j)) e le complesse relazioni topografiche dei depositi LFD zigrinati (Fig. 7) indicano che i carbonati di Vinalia Faculae sono probabilmente formati da infiltrazioni di salamoia attraverso innumerevoli piccole prese d'aria, possibilmente da sotto lo stesso LFD.
In contrasto con i sistemi di impatto idrotermali ben mappati in corrispondenza di grandi crateri complessi sulla Terra, l'assenza di depositi di carbonato o caratteristiche endogene lungo le basi delle terrazze delle pareti del bordo o attraverso la maggior parte del fondo del cratere (eccetto Vinalia Faculae) confermano che la zona di attività idrotermale al di sotto di Occator era molto più ristretta centralmente, o che le sorgenti del muro del bordo erano state chiuse presto e tutti i depositi di carbonato brillante lì erano sbiaditi.
La concentrazione della deposizione di carbonato più densa nella dozzina di centri luminosi più importanti a VF suggerisce che i volumi di salamoia potrebbero essere stati limitati o originati in profondità nella crosta, portando a centri di flusso focalizzati.
Il ruolo potenziale dei serbatoi crostali idrotermali più profondi piuttosto che la mobilizzazione dei fluidi nei serbatoi di fusione da impatto sotterraneo in rapido raffreddamento dipende in gran parte dall'età di questi depositi.
Sfortunatamente le incertezze attualmente associate alle determinazioni dell'età dal conteggio dei crateri sui depositi come descritto sopra sono sufficientemente grandi che la durata della formazione del carbonato rispetto ai terreni su cui si sono formati potrebbe essere entro i limiti del milione di anni imposti dal raffreddamento dei serbatoi di fusione per impatto o fino a pochi milioni di anni. Se altre linee di prova siano sufficienti per richiedere un serbatoio profondo e duraturo richiede ulteriori studi.
Il 4 luglio 2005, un giorno prima del perielio, alle 05:52 UTC la sonda Deep Impact della NASA ha colpito la cometa Tempel 1 con un proiettile impattatore.
(sopra in foto la 9/P Tempel, sotto il centro a sinistra si nota la zona dell'esplosione).
Dati fisici:
( Nello schema le analisi delle pendenze gravitazionali e l'analisi statistica della sua densità ).
( Animazione impatto ).
