Una storia di lievi shock subiti dalle particelle di regolite sull'asteroide idratato Ryugu

Sep 26, 2023

Nature Astronomy (2023) Cita questo articolo

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Si ritiene che i micrometeoriti, una possibile importante fonte d'acqua della Terra, si formino dalla dispersione esplosiva di materiali condritici idratati durante eventi di impatto sui loro asteroidi genitori. Tuttavia, questo meccanismo di provenienza e formazione deve ancora essere direttamente confermato utilizzando campioni restituiti da asteroidi. Qui, riportiamo prove di lieve metamorfismo da shock nelle particelle superficiali dell’asteroide Ryugu basate sulla microscopia elettronica. Tutte le particelle sono dominate da fillosilicati ma mancano di strutture di disidratazione, che sono indicative di temperature di riscaldamento shock inferiori a ~500 °C. Sono state identificate strutture simili a microfaglie associate a magnetiti framboidali ampiamente deformate da shock e un polimorfo ad alta pressione di Fe-Cr-solfuro. Questi risultati indicano che la pressione di picco media era di ~2 GPa. La stragrande maggioranza dei materiali espulsi formati durante l’impatto sugli asteroidi simili a Ryugu sarebbero materiali idratati, più grandi di un millimetro, originati lontano dal punto di impatto. Queste caratteristiche non sono coerenti con gli attuali modelli di produzione di micrometeoriti e, di conseguenza, è necessario un nuovo meccanismo di formazione.

Le collisioni iperveloci tra piccoli corpi erano un evento frequente agli albori del Sistema Solare1, provocando una varietà di risultati come brecciazione, craterizzazione, accrescimento, generazione di magma e degassamento2. Questi processi sono stati registrati come un'ampia varietà di modifiche fisiche e chimiche ai materiali della superficie asteroidale e planetaria, comprese strutture di deformazione fragile/plastica, trasformazioni di fase allo stato solido, ricristallizzazione, fusione e vaporizzazione2. Pertanto, gli scienziati dei materiali planetari hanno studiato con entusiasmo i meteoriti colpiti, che si ritiene provengano da asteroidi, Luna e Marte3, per comprendere la natura degli eventi di impatto e dei processi correlati che hanno avuto luogo nel corso della storia del Sistema Solare4,5,6 . Ad esempio, la pressione di picco e la sua durata decodificate dai meteoriti colpiti forniscono vincoli sulle velocità di collisione passate e anche sulle dimensioni degli asteroidi7,8.

To link such impact event parameters to well-defined Solar System environments, knowledge of the relevant source regions is required. However, at present, there are only limited numbers of returned samples available for detailed study. Shock effects have been reported in lunar rocks returned by the Apollo missions9,4 Ga Apollo 14 and 15 zircons. Meteorit. Planet. Sci. 54, 181–201 (2018)." href="/articles/s41550-023-01947-5#ref-CR10" id="ref-link-section-d2724302e1179"> 10, i materiali del nucleo cometario restituiti dalla missione Stardust11,12 e le particelle di superficie dell'asteroide di tipo S Itokawa restituite dalla missione Hayabusa della Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA). Nelle particelle di Itokawa, strutture di difetti indotti da shock (dislocazioni del reticolo cristallino), schizzi di fusione e microcrateri sono stati identificati per la prima volta nei grani di olivina13,14. Non è stato possibile valutare appieno gli effetti shock dell'intera roccia di Itokawa, nonostante alcuni tentativi basati su analisi cristallografiche e spettroscopiche di olivina e plagioclasio15,16. Questo perché la maggior parte delle particelle restituite sono costituite da singoli grani o da aggregati di diversi grani di dimensioni inferiori a soli 50 µm.

Gli effetti shock legati agli asteroidi idrati sono di particolare interesse per le scienze planetarie poiché si ritiene che tali asteroidi siano una delle principali fonti di particelle di polvere extraterrestre17. La maggior parte del materiale extraterrestre che arriva sulla Terra si presenta sotto forma di micrometeoriti di dimensioni comprese tra 50 e 500 μm18, con un flusso stimato di circa 30.000 tonnellate all'anno19. La maggior parte dei micrometeoriti non fusi e parzialmente fusi sono simili in chimica e mineralogia alle matrici di condriti carboniose di tipo CI (tipo Ivuna), CM (tipo Mighei) e Tagish Lake, che sono aggregati porosi composti principalmente da fillosilicati idrati20,21. È probabile che tali materiali vengano polverizzati in modo esplosivo per diventare micrometeoriti mediante la vaporizzazione di componenti volatili, come l'H2O, durante il riscaldamento shock e pertanto è improbabile che sopravvivano come meteoriti22. Questa ipotesi è stata ulteriormente confermata confrontando la petrologia e la mineralogia dei campioni recuperati di meteoriti condritici CV anidri (tipo Vigarano) e CM idratati utilizzando esperimenti di shock di laboratorio23,24.