La prima mappa termica di Vesta

La mappa termica di Vesta. Le proprietà termiche sono state sovrapposte a una proiezione di Mercatore. Ecco il codice del colore: blu, classe VHL; azzurro, classe HL; verde, classe AA; giallo, classe LH; e arancio, classe VLH.

Per la prima volta è stata realizzata una mappa delle proprietà termiche dell’asteroide Vesta, grazie a un modello teorico ottenuto dai dati dello spettrometro nell’infrarosso/visibile VIR montato sulla sonda Dawn, lanciata nel 2007 dalla NASA. Lo studio, pubblicato su Geophysical Research Letters, è innovativo anche perché si tratta della prima mappa termica mai pubblicata per un asteroide. I ricercatori sono riusciti a determinare, infatti, l’inerzia termica (cioè la proprietà di un materiale di variare la temperatura al variare delle condizioni esterne) della superficie di un corpo senza atmosfera, come è appunto Vesta, e ciò ha permesso di comprendere meglio le proprietà strutturali e fisiche della sua superficie. I ricercatori hanno dato indicazioni sul tipo e sulla storia del materiale di cui è composto in superficie l’asteroide più brillante e il più grande della fascia principale, con un diametro medio pari a circa 530 chilometri e una massa stimata pari al 12% di quella dell’intera fascia. A volte Vesta è anche visibile a occhio nudo dalla Terra.

I dati raccolti sono stati utili agli esperti del gruppo guidato da Maria Teresa Capria, ricercatrice dell’Istituto di Astroﬁsica e Planetologia Spaziali (IAPS) di Roma, per studiare e descrivere le diverse tipologie di terreno e le loro proprietà fisiche. I bassi valori di inerzia termica nelle regioni a nord dell’equatore di Vesta suggeriscono che la superficie è coperta da materiale più antico e complesso. L’inerzia termica è l’effetto combinato dell’accumulo termico (accumulo di calore) e della resistenza termica del materiale roccioso. Poche aree hanno valori di inerzia termica più alti, che indicano un materiale più compatto. Il valore medio di inerzia termica 30 ± 10 J m^-2 s^-0.5 K^-1 indica una superficie coperta da regolite, materiale presente anche sulla Luna.

Il Visible and Infrared Spectrometer (VIR), che opera nell’intervallo di 0,25 5.1μm con un campo di vista istantaneo di 250 microradianti, ha analizzato da vicino la superficie di Vista, la cui emissione termica si trova nella regione dello spettro infrarosso tra 3.5 e 5.1μm. La luminosità misurata in questa regione spettrale è stata usata per determinare la temperatura superficiale e l’emissività spettrale. Confrontando le temperature rilevate con valori teorici previsti da precedenti modelli, è stato possibile osservare che la temperatura massima è piuttosto elevata e viene raggiunta solo poco dopo mezzogiorno, entrambe, queste ultime, chiare indicazioni di una bassa inerzia termica. ”Dai risultati – ha spiegato Capria a Media INAF – emerge una differenza nelle proprietà termiche (inerzia termica e rugosità) della superficie che si può spiegare con la diversa età geologica (ad esempio la parte sud, con il gigantesco cratere Reasylvia, è più giovane) o con processi diversi che possono aver alterato la superficie”. “Un esempio di questo secondo caso è il cratere Marcia, corrispondente sulla mappa pubblicata alla zona con i valori più alti di inerzia termica: la spiegazione può essere cercata nella presenza sul fondo di questo cratere di terreni “pitted”, compattati dal rapido degassamento seguito a un impatto di terreni ricchi di volatili”, ha poi spiegato la ricercatrice dello IAPS e prima autrice dello studio “Vesta surface thermal properties map”.

Il nuovo modello sviluppato dai ricercatori risolve l’equazione di conduzione di calore e calcola la temperatura in basa alla conducibilità termica, albedo, emissività, e rugosità subpixel. Gli esperti hanno rilevato un terreno stratificato, composto da regolite sulla superficie ed è stata riscontrata una densità crescente man mano che si scende verso l’interno dell’asteroide. Poiché le temperature notturne non possono essere misurate (VIR, infatti, è sensibile solo a temperature maggiori di 180° K), è impossibile distinguere in modo affidabile gli effetti di conducibilità termica e di rugosità subpixel. La rugosità subpixel può essere considerata come una misura dell’irregolarità superficie ad una scala più piccola rispetto ai modelli tradizionali (il termine subpixel indica gli elementi minimi che compongono un pixel).

La superficie di Vesta è stata suddivisa in rettangoli di 5° di latitudine e 10° di longitudine. Curve di temperatura teoriche sono state calcolate rappresentando le temperature medie, alla data di osservazione, di ciascun quadrilatero, in funzione dei valori diversi per i parametri di input (conducibilità termica e rugosità subpixel). Nello studio sono stati osservati tre tipi di materiali con l’aumentare conducibilità termica, dalla polvere lunare alla regolite. I parametri sono cambiati nel corso delle rilevazioni così come la temperatura. Dallo studio si evince che sono state identificate 5 classi di inerzia termica e rugosità subpixel:

Inerzia termica molto bassa ed elevata rugosità (Very low thermal inertia-high roughness – VLH): colorato di arancione nella mappa, indica un terreno polveroso e poco compatto situato nelle regioni a nord dell’equatore di Vesta. Si tratta di un terreno molto antico;
Inerzia termica bassa ed elevata rugosità (Low thermal inertia-high roughness – LH): giallo nella mappa, è un terreno abbondante sull’asteroide e si trova principalmente nelle regioni meridionali comprese tra le longitudini 240 ° E-360 ° E, vicino al pozzo centrale di Rheasilvia;
Inerzia termica e rugosità a livelli medi (Intermediate thermal inertia-intermediate roughness - AA): colorato di verde sulla mappa, è il tipo di terreno più abbondante a sud dell’equatore di Vesta;
Inerzia termica alta e rugosità bassa (High thermal inertia-low roughness - HL): sulla mappa corrisponde al colore blu chiaro ed è un tipo di terreno che si trova solo al centro di regioni AA (colorate in verde). Questo terreno è stato studiato in particolare attorno ai crateri Marcia e Calpurnia (0 ° -20 ° N, 180 ° E-220 ° E), alla regione del cratere Cornelia (10 ° S-0 °, 220 ° E-230 ° E), alla regione centrata intorno al cratere Publicia (0 ° -25 ° N, 60 ° E-100 ° e), e alla regione a nord del Lucaria Tholus (5 ° S-5 ° N, 100 ° e-140 ° e). Gli scienziati pensano che Marcia e Calpurnia possano essere il risultato di uno stesso impatto;
Inerzia termica molto alta e rugosità bassa (Very high thermal inertia-low roughness – VHL): è l’unica regione colorata di blu sulla mappa ed è una delle zone più interessanti sulla superficie di Vesta. Si tratta proprio del cratere Marcia (5 ° N-10 ° N, 180 ° E-190 ° E), con un diametro di 60 chilometri e dove è stato trovato un tipo di terreno particolarmente “bucherellato” e frastagliato.

I ricercatori hanno ottenuto un’inedita immagine della superficie di Vesta dominata da materiali con una bassa inerzia termica. Per comprendere meglio questo concetto si può fare un paragone con la superficie della Luna, la cui risposta termica è determinata da uno strato diffuso di polvere e regolite con granulometria variabile e una densità crescente verso l’interno. L’inerzia termica di Vesta è molto simile a quella di un piccolo pianeta senza atmosfera o di un grande satellite, ma molto differente a quella di altri asteroidi. Il confronto con Mercurio e con la Luna è opportuno in questo contesto. Essendo fortemente dipendente dalla temperatura, l’inerzia termica dei corpi che orbitano lontano dalla fascia principale non può essere paragonata direttamente con l’inerzia termica degli asteroidi. Ovviamente i corpi di dimensioni simili a quelle dei pianeti hanno una storia evolutiva diversa rispetto a quella dei piccoli asteroidi e i valori globali di inerzia termica sono quindi probabilmente il risultato di una media delle diverse aree della loro superficie. Gli esperti sono concordi nel dire che Vesta condivide con Mercurio e la Luna una storia evolutiva complessa, pensando soprattutto alle loro proprietà termofisiche. Proprio come la Luna, infatti, Vesta mostra valori variabili di inerzia termica sulla sua superficie, corrispondenti alle differenze di età, topografia, composizione, e albedo. La diversità di Vesta e l’alta variabilità trovata nelle sue proprietà termiche sottolineano la sua unicità rispetto agli altri asteoridi.

Per saperne di più:

Leggi lo studio su Geophysical Research Letters: “Vesta surface thermal properties map”, di M. T. Capria, et al.
Vai al sito della missione DAWN della NASA

Fonte: Media INAF | Scritto da Eleonora Ferroni