Astronomia

Età modello assoluto dei crateri lunari

Età modello assoluto dei crateri lunari

Ho guardato diversi articoli sui metodi di datazione dei crateri, ma mi chiedo come esattamente l'"assolutezza" si insinui in esso. Mi sono imbattuto in diversi metodi che collegano la "freschezza" dei crateri (cioè i 7 gradi di freschezza di Pohn e Offield (1970), vedi ad esempio Google ebook) al numero di crateri sovrapposti all'abbondanza di rocce all'inerzia termica ecc. e questi sono tutti supposti essere un indicatore dell'età, ma qual è l'indicatore per questo? Come convertirlo in un numero di anni? La letteratura sembra chiamare queste "età modello assolute". Ho visto menzionato che li ottieni dagli attacchi alle funzioni di produzione di crateri.

Così come si ottengono le età da modello assolute, davvero?


Primo, Terminologia: l'età è quanti anni ha qualcosa. L'età relativa è quanti anni ha qualcosa rispetto a un altro (più vecchio vs più giovane). L'età assoluta è mettere un numero su quell'età (ho XX anni). L'età assoluta del modello è un'età assoluta basata su un modello, ma in cui l'età non è stata misurata direttamente (in base al dente di questo gatto, la sua età assoluta del modello è di circa 3 anni).

In secondo luogo, la cronologia del cratere lunare, relativa: una quantità generalmente nota (con alcuni avvertimenti che non ho intenzione di approfondire in questa risposta) è che gli impatti hanno colpito le superfici del sistema solare sin dalla sua formazione. Quindi, se una superficie ha più crateri di un'altra superficie, sullo stesso corpo planetario, allora si può presumere che sia più vecchia della superficie con meno crateri. Quindi, misurando la densità spaziale dei crateri da impatto su più superfici, è possibile stabilire una relazione relativa all'età di tali superfici.

Terzo, la cronologia del cratere lunare, modello assoluto: se siamo in grado di collegare un'età specifica, come 3,7 miliardi di anni, a una superficie che ha una specifica densità spaziale del cratere, come 0,002 crateri ≥1 km per chilometro quadrato, allora abbiamo un punto di ancoraggio. E, entro un fattore di ~2 o giù di lì, possiamo dire che qualunque superficie su quel corpo planetario con 0,002 crateri ≥1 km per chilometro quadrato avrà 3,7 miliardi di anni. Se siamo in grado di ancorare più superfici, con diverse densità spaziali dei crateri, con diverse età radiometriche, allora possiamo tracciarle su un grafico (densità spaziale del cratere sulla verticale, età sull'orizzontale) e adattare ad esse qualche funzione. Possiamo quindi usare quella funzione, o modello - che è stato calibrato in base alle età assolute - per darci le età del modello assoluto di qualsiasi superficie lunare misurando la loro densità spaziale dei crateri. Lo abbiamo fatto con i dati dei campioni di Apollo e Luna restituiti. Come ha pubblicato l'altro risponditore, ho fatto una revisione recente e un re-kajiggering di quella funzione.

Quarto, datazione delle caratteristiche individuali: la cronologia dei crateri lunari può essere utilizzata per datare le caratteristiche individuali anche se non hanno crateri da 1 km. Misuriamo i crateri più piccoli, e poi usiamo un altro modello di quanti piccoli crateri ci sono rispetto ai crateri grandi, per capire quanti ce ne sarebbero su quella superficie se ci fossero crateri di 1 km su di essa. Oppure, se è una superficie grande o più vecchia, abbiamo quei crateri da 1 km lì e possiamo ottenere l'età tramite la funzione di cronologia dei crateri lunari.

Quinto, abbondanza di rocce: lo strumento DIVINER sul Lunar Reconnaissance Orbiter effettua misurazioni della temperatura in diverse ore del giorno e da queste può modellare l'abbondanza di rocce sulla superficie. Fondamentalmente, un masso trattiene il suo calore più a lungo della sabbia, quindi a mezzanotte il masso sarà più caldo rispetto ai non-massi. Quello che il team DIVINER ha scoperto, forse un decennio fa, è che i giovani crateri lunari (<1 miliardo di anni) hanno elevate inerzie termiche - grandi abbondanza di rocce - che li circondano. Rebecca Ghent (et al.) ha usato alcuni crateri che avevano età assolute (da Apollo) e età modello assolute (dalla curva cronologica basata su crateri sovrapposti più piccoli) e ha dimostrato che c'era una relazione lineare abbastanza buona, il che significa che per i crateri <1 miliardi di anni, ora abbiamo un altro metodo per datare quelle caratteristiche individuali tramite le misurazioni dell'abbondanza delle rocce DIVINER, che, onestamente, è più facile che contare i crateri (o almeno richiede meno tempo).

Sesto, pendenza spettrale: un articolo recente ha dimostrato che i giovani crateri mostrano anche raggi nella luce ultravioletta lontana, e che la rimozione di quei raggi UV lontani segue una relazione abbastanza parametrizzabile, quindi sono stati in grado di ottenere età indipendenti di giovani, grandi crateri , pure. Gli studi sulla maturità ottica non sono nuovi, ma questo è il primo ricordo di averlo visto utilizzato negli UV per questa cosa esatta.


Per una calibrazione assoluta è necessario un campione della roccia che si sta cercando di datare e metterlo in uno spettrometro di massa per l'analisi isotopica. Questo viene fatto tramite la registrazione dei crateri lunari (immagini) e i corrispondenti campioni raccolti dalle missioni Apollo. Una recente rianalisi può essere trovata qui.


Stabilire le età dai crateri di Marte

Il 4 marzo 2021, il rover Perseverance ha iniziato a rotolare attraverso il cratere Jezero sulla superficie di Marte. Quanti anni ha il terreno che sta esplorando? Un recente studio fornisce una risposta aggiornata.

Una storia d'impatto

Il sito di atterraggio del rover Perseverance sul fondo del cratere Jezero. [NASA/JPL-Caltech/Università dell'Arizona]

Ma come analizziamo le età di superfici più distanti che non possiamo toccare, come i corpi planetari nel nostro sistema solare? È qui che entrano in gioco i crateri da impatto. Nel corso della loro vita, i corpi nel nostro sistema solare sono disseminati di impatti piccoli e grandi che lasciano il segno sotto forma di crateri da impatto. Possiamo usare queste firme per costruire un cronologia dei crateri — una linea temporale che ci permette di interpretare le età di diverse superfici su un corpo.

Basalto olivino lunare, raccolto dall'equipaggio dell'Apollo 15 e riportato sulla Terra. [Wknight94]

Costruire una linea temporale

L'invecchiamento relativo delle superfici craterizzate è semplice: le superfici più vecchie hanno una maggiore densità di crateri rispetto a quelle più recenti, perché le superfici più vecchie hanno avuto più tempo per essere bombardate da impatti rocciosi. Le aree di nuova geologia, ad esempio dove un flusso di lava è riemerso in una regione, hanno avuto meno tempo per accumulare crateri da impatto.

Ma come ancoriamo queste età relative in una scala temporale assoluta? Diventa più complicato. Per cominciare, abbiamo bisogno di un punto di calibrazione. La Luna è l'ideale per questo: abbiamo riportato campioni di rocce lunari e li abbiamo datati radiometricamente. Queste date assolute forniscono quindi punti di ancoraggio che ci consentono di stabilire una cronologia per la superficie lunare.

Il punto cruciale è il flusso

Per estrapolare questa cronologia ad altri corpi nel nostro sistema solare - come la nuova casa di Perseverance, Marte - abbiamo bisogno di due cose principali: buone osservazioni del conteggio dei crateri del corpo e una comprensione di come il flusso di impatti di diverse dimensioni si è evoluto sul nostro solare storia del sistema.

Queste due mappe di crateri simulate rappresentano diverse storie potenziali di bombardamento per Marte: la parte superiore rappresenta un primo bombardamento pesante

4,5 miliardi di anni fa, e il fondo rappresenta un pesante bombardamento tardivo

4,1 miliardi di anni fa. [Marzo 2021]

Attraversando il vecchio terreno

Le linee temporali aggiornate di Marchi cambiano le nostre età previste per la superficie di Marte, incluso per il cratere che Perseverance sta ora esplorando. Secondo la cronologia dell'autore, le regioni oscure del cratere Jezero potrebbero essere

3,1 miliardi di anni, che è fino a 0,5 miliardi di anni più vecchio di quanto si pensasse in precedenza.

La cronologia dei crateri di Marte sarà senza dubbio aggiornata di nuovo mentre continuiamo a migliorare i nostri modelli. Ma abbiamo un'altra prospettiva per ancorare la linea temporale di questo pianeta: gli obiettivi di Perseverance includono la memorizzazione nella cache di campioni per il futuro ritorno sulla Terra. In caso di successo, alla fine avremo a disposizione alcune rocce di Marte per la datazione radiometrica, fornendo preziose informazioni sull'evoluzione del nostro sistema solare.

Citazione

"Una nuova cronologia del cratere marziano: implicazioni per il cratere Jezero", Simone Marchi 2021 AJ 161 187. doi:10.3847/1538-3881/abe417


Età del complesso vulcanico di Compton-Belkovich

Una piccola porzione del Compton-Belkovich Volcanic Complex (61,20° N, 100,27° E) come lo vedresti dalla finestra del tuo modulo lunare personale che vola a un'altitudine di 52 km sopra la superficie, guardando a ovest-sudovest. I due terzi superiori della scena mostrano il complesso vulcanico, mentre il terzo inferiore dell'immagine è al di fuori del complesso. Il terreno all'esterno del complesso mostra una maggiore abbondanza di crateri da impatto rispetto all'interno del complesso. Immagine M174549036LR [NASA/GSFC/Università statale dell'Arizona].

Una delle prime scoperte durante la missione LRO è stato il piccolo complesso vulcanico silicico situato tra i crateri laterali Belkovich e Compton. In precedenza, l'area era nota per essere un'anomalia del torio dalle mappe dello spettrometro a raggi gamma del Lunar Prospector (LP). Dalle mappe LP, dalle misurazioni termiche di LRO Diviner e dalle immagini LROC, il team scientifico è stato in grado di determinare che l'area si è formata come un vasto complesso vulcanico con una composizione silicica (possibilmente riolitica), simile a una manciata di posizioni sul lato più vicino della Luna (come le Cupole Mariane, le Cupole Gruithuisen e soprattutto il Massiccio di Lassell) e distinto dal vulcanismo prevalentemente basaltico tipico della Luna.

La posizione approssimativa della vista obliqua di apertura sopra è indicata dal contorno bianco su un mosaico NAC.

All'interno del Compton&ndashBelkovich Volcanic Complex (CBVC), molte aree mostrano una riflettanza relativamente alta e, alla risoluzione NAC, mostrano una scarsità di piccoli crateri da impatto. Il carattere riflettente è associato alla composizione silicica dei materiali vulcanici al CBVC. L'osservazione iniziale di un minor numero di piccoli crateri da impatto del previsto ha portato alla domanda "Qual è l'età del CBVC potrebbe rappresentare un esempio di vulcanismo relativamente giovane sulla Luna?"

In assenza di campioni per analisi di laboratorio, il modo migliore per determinare l'età di una caratteristica geologica è considerare le relazioni stratigrafiche con altre caratteristiche geologiche vicine che possono aiutare a mettere in relazione l'età (cosa si è formato prima di cosa). Inoltre, contando e misurando i crateri da impatto su una superficie si può stimare la sua età assoluta del modello. In un articolo pubblicato di recente nel numero speciale di LRO di Icaro, Shirley et al. ha fatto proprio questo e ha determinato che il CBVC molto probabilmente si è formato circa 3,5 miliardi di anni fa. Questa stima è derivata dall'analisi della popolazione dei crateri sul CBVC e dall'incorporazione dei vincoli stratigrafici dei grandi crateri vicini.

Per i vincoli stratigrafici, è stato determinato che i depositi di materiale espulso dal vicino cratere Compton (vedi immagine sotto) sono assenti dal CBVC, indicando che il cratere Compton è più antico del CBVC. Compton ha un'età modello assoluta ben definita di 3,6 miliardi di anni. Tuttavia, si osserva che i depositi di materiale espulso (catene di crateri secondari) dal vicino cratere Hayn sovrastampano il CBVC. Il cratere Hayn si è formato circa un miliardo di anni fa, quindi il tempo di formazione del CBVC è compreso tra 1 e 3,6 miliardi di anni fa, un intervallo ancora piuttosto ampio!

Vista regionale del Compton&ndashBelkovich Complesso Vulcanico. Le linee colorate indicano le aree in cui sono stati eseguiti i conteggi dei crateri per determinare l'età assoluta del modello per il cratere Compton, il cratere Hayn e il CBVC [Shirley et al., 2016].

Il conteggio dei crateri per la superficie del CBVC stesso consente agli analisti di restringere la stima dell'età, sebbene vi siano insidie ​​nell'interpretazione dei conteggi dei crateri su aree relativamente piccole. Considerando solo i crateri più grandi, quelli oltre i 300 m di diametro, e considerando solo quelle depressioni circolari che sono chiaramente crateri da impatto, Shirley et al. stima un'età di circa 3,5 miliardi di anni, solo leggermente più giovane del Compton Crater. D'altra parte, i crateri più piccoli, che vengono rivelati nelle immagini NAC ad alta risoluzione, sono risultati meno abbondanti del previsto per una superficie formatasi tanto tempo fa. Una possibile spiegazione per questa discrepanza è che i materiali superficiali che coprono gran parte del CBVC hanno proprietà fisiche o subiscono processi fisici che provocano la degradazione più rapida di piccoli crateri rispetto ad altre località. Un'altra possibilità concreta è che l'area fosse sottilmente ricoperta di cenere piroclastica (vulcanica), che ha formato un deposito superficiale morbido e sciolto, all'interno del quale i crateri si degradano rapidamente. Tale fenomeno è stato osservato in altre aree dove si verificano depositi piroclastici.

Shirley et al. notato un'altra complicazione. Quando hanno esaminato le dimensioni e la frequenza di tutte le caratteristiche circolari che potrebbero essere crateri da impatto, anche se forse molto degradati, l'età indicata è di circa 3,8 miliardi di anni. Hanno interpretato questo risultato come se l'attività vulcanica del CBVC 3,5 miliardi di anni fa non fosse completamente riaffiorata nell'area, quindi alcuni dei più grandi crateri della superficie pre-vulcanesimo sono ancora visibili. L'età di 3,8 miliardi di anni rappresenta probabilmente il riemergere a causa della formazione del cratere Belkovich, molto grande, di 200 km di diametro, che si trova appena a ovest del CBVC, e insieme a Compton dà il nome alla caratteristica Compton&ndashBelkovich.

Forse un giorno potremo visitare questo affascinante sito geologico sulla Luna con umani o lander robotici ed esplorare tutta la storia registrata nell'area. Per ora, esplora l'immagine NAC a piena risoluzione qui sotto!

Per i dati sulla dimensione del cratere e sulla frequenza e per ulteriori discussioni sulle età, vedere l'articolo pubblicato come parte del nuovo numero speciale di LRO di Icaro:


Risultati

Identificazione del cratere da impatto lunare multiscala

Per identificare in modo completo i crateri da impatto lunare, abbiamo proposto un approccio di rilevamento dei crateri in due fasi con dati CE-1 e CE-2. Il processo di identificazione dei crateri lunari è descritto in Fig. 2. Considerando la differenza di grandezza della scala del cratere, una serie di immagini dei crateri sono prese dai dati CE-1 e CE-2 corrispondenti a diverse risoluzioni spaziali e dimensioni da diverse angolazioni da -65° a 65° di latitudine e da -180° a 65° e 65° a 180° di longitudine sulla Luna (regioni di media e bassa latitudine). Queste immagini del cratere sono ottenute dalla fusione di dati DOM e DEM (vedi la sezione Metodi per il consolidamento dei dati). I dati DOM presentano le caratteristiche morfologiche dei crateri, mentre i dati DEM presentano informazioni topografiche. Tre scale di immagini, ovvero immagini CE-1 da 120 m con 5000 × 5000 e 1000 × 1000 pixel e immagini CE-2 da 50 m con 1000 × 1000 pixel, vengono utilizzate per rilevare crateri con intervalli di diametro grande, medio e piccolo, ovvero , 50–600, 20–120 e 1–50 km (Fig. 2a). Le immagini adiacenti hanno una sovrapposizione del 50% e ogni cratere può apparire in due o tre immagini.

un Immagini di ortofoto digitali CE-1 e CE-2 (DOM) e fusione di dati DOM e immagini di crateri multiscala. b Il diagramma di flusso mostra l'approccio di rilevamento dei crateri in due fasi basato su TL. Il diagramma di flusso è diviso da una linea tratteggiata verticale. La parte sinistra mostra il processo TL e la parte destra mostra in dettaglio la struttura di rete corrispondente. Nella parte sinistra, l'area rosa chiaro indica il primo stadio TL. Il modulo di rilevamento è la rete completamente convoluzionale basata sulla regione con la rete di base dell'architettura delle reti neurali convoluzionali (CNN) ResNet101. ResNet101 (solo gli strati convoluzionali, esclusi gli strati superiori completamente collegati) viene trasferito per il rilevamento dei crateri. Il modulo di rilevamento è messo a punto dai dati CE-1. Quindi, il modulo di rilevamento viene trasferito direttamente ai dati CE-2, come mostrato nell'area verde chiaro. Va sottolineato che non c'è formazione nel TL di secondo stadio. c Mappe di rilevamento con dati CE-1. Ci sono sei mappe di rilevamento adiacenti che hanno una sovrapposizione del 50% l'una con l'altra. I quadrati rossi mostrano il bordo dei crateri rilevati e i quadrati tratteggiati rossi rappresentano i singoli crateri non rilevati (sul bordo dell'immagine o non completamente visualizzati sull'immagine) in una delle mappe di rilevamento. Tuttavia, i singoli crateri non rilevati possono essere rilevati nelle altre mappe di rilevamento adiacenti.

Nella fase dell'approccio di rilevamento (Fig. 2b), i crateri riconosciuti nelle immagini CE-1 sono divisi casualmente in tre set di dati separati, ovvero 5682, 1422 e 791 immagini per l'addestramento, la convalida e il test, rispettivamente, e tutti i crateri riconosciuti nelle immagini CE-2, ovvero 6511 crateri, vengono utilizzati per testare la seconda fase del modello di rilevamento. Nella prima fase, una rete parziale delle CNN esistenti pre-addestrate con i dati ImageNet viene trasferita e riutilizza i dati CE-1, secondo un metodo TL profondo basato sulla rete 38 . Il primo stadio che utilizza immagini CE-1 con 5000 × 5000 pixel e 1000 × 1000 pixel raggiunge il 94,71% di richiamo, recuperando quasi tutti i crateri riconosciuti nel set di prova. La Figura 2c mostra le mappe di rilevamento con immagini CE-1 (1000 × 1000 pixel). Ci sono sei mappe adiacenti che hanno il 50% di sovrapposizione l'una con l'altra. I quadrati rossi rappresentano i crateri appena rilevati e i quadrati tratteggiati rossi rappresentano i crateri non rilevati che si trovano sul bordo dell'immagine o non sono completamente visualizzati. Tuttavia, questi crateri non rilevati possono essere rilevati in altre mappe adiacenti. Quindi, nella seconda fase, assumiamo che non siano disponibili dati di addestramento da CE-2 e il modello di rilevamento della prima fase viene trasferito alle immagini di CE-2 senza alcun campione di addestramento. La procedura di apprendimento della seconda fase segue TL 35 trasduttivo, che può derivare caratteristiche e conoscenze apprese per i dati CE-2, ottenendo un richiamo del 93,35%. Infine, vengono identificati 117.240 crateri di dimensioni comprese tra circa 0,9 e 532 km. Questi crateri sono quasi 15 volte più grandi dei crateri riconosciuti e l'88,14% di essi ha un diametro inferiore a 10 km. I crateri che appaiono sia in CE-1 che in CE-2 sono stati rimossi selezionando il diametro D ≥ 20 km per rilevamenti CE-1 e D < 20 km per i rilevamenti CE-2. Il tempo medio di rilevamento richiesto per ogni immagine è di 0,17 s. I cataloghi dei crateri di addestramento, convalida e test con i dati DOM e DEM e i modelli di identificazione dei crateri sono disponibili pubblicamente su https://github.com/hszhaohs/DeepCraters. I crateri lunari identificati possono essere trovati su https://doi.org/10.6084/m9.figshare.12768539.v1.

Distribuzione dei crateri identificati e valutazione dell'affidabilità

La Figura 3 mostra la distribuzione dei crateri identificati dal modello di rilevamento rispetto alla distribuzione dei crateri riconosciuti. Il numero di crateri lunari identificati è sistematicamente superiore a quello dei crateri riconosciuti per diametri compresi tra 1 e 100 km.Ciò indica che il modello di rilevamento trova un numero sostanziale di crateri con intervalli di diametro sia piccolo che medio. Sebbene i grandi crateri possano essere irregolari, gravemente degradati e sparsi sulla Luna, sono stati identificati 46 crateri lunari con diametri che vanno da 200 a 550 km.

La colonna rossa rappresenta il numero dei crateri identificati rispetto al numero dei crateri riconosciuti (colonna blu). I crateri riconosciuti utilizzati per l'identificazione sono quelli completamente localizzati all'interno dell'area di studio con diametri maggiori di 1 km e minori di 500 km. I dati di origine vengono forniti come file di dati di origine.

Per verificare l'affidabilità dei crateri identificati, abbiamo analizzato i crateri identificati rispetto a tre database di crateri lunari derivati ​​manualmente: (1) Head et al. 9 contiene 5185 crateri con diametri D ≥ 20 km ottenuti utilizzando il modello digitale del terreno (DTM) acquisito dal Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) del Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO). (2) Povilaitis et al. 10 ha esteso il database di cui sopra a 22.746 crateri con D = 5-20 chilometri. (3) Robbins 11 ha un database contenente oltre 2 milioni di crateri con 1,3 milioni di crateri con D ≥ 1 km ed è attualmente il database con il maggior numero di crateri lunari. Inoltre, abbiamo considerato tre cataloghi di crateri automatizzati: (1) Salamunićcar et al. 12, cioè LU78287GT, che è stato generato in base alla trasformata di Hough. (2) Wang et al. 13 ha compilato un catalogo globale di 106.016 crateri con D > 500 m utilizzando i dati CE-1. (3) Silburt et al. 21 ha generato un database di crateri utilizzando la CNN con i dati DEM dell'LRO. Il confronto tra i crateri rilevati in questo articolo e i database di crateri lunari attualmente pubblici è stato effettuato abbinando i criteri 11 in termini sia di posizione che di diametro: distanza ≤ 0,25 × avg(Dio + Dj), dove Dio e Dj sono i diametri di ioth e jesimo crateri, rispettivamente, e intersezione sull'unione IoU(Cio, Cj) = (CioCj)/(CioCj) ≥ 0,1, dove Cio e Cj indicare le aree del ioth e jesimo crateri, rispettivamente. Nel processo di confronto, due crateri sono stati riconosciuti come corrispondenti quando i due criteri sono stati soddisfatti contemporaneamente. La Figura 4 mostra il CSFD dei crateri identificati rispetto ai database dei crateri lunari pubblicati. I risultati del confronto in termini di numero e percentuale di crateri corrispondenti a scale diverse sono elencati nella Tabella 1.

Le linee azzurre e blu mostrano i CSFD dei crateri dei database manuali dei crateri lunari, ovvero, Head et al. + Povilaitis et al. e Robbins. Le linee verde chiaro, verde e verde scuro mostrano CSFD dei tre cataloghi di crateri automatizzati, ovvero Salamunićcar et al., Wang et al. e Silburt et al. La linea rossa rappresenta il CSFD dei crateri identificati in questo documento. L'intervallo di confidenza ±σ, che per Kil cratere è (log left( ight)/A> ight)) , dove UN è la superficie, Kesimo cratere significa che il Kth-cratere più grande a livello di diametro. I dati di origine vengono forniti come file di dati di origine.

Per i database manuali, possiamo vedere che per i database sia di Head et al. 9 e Povilaitis et al. 10, il CSFD e i numeri corrispondenti dei crateri identificati mostrano un buon accordo con il nostro lavoro. La percentuale di corrispondenza per entrambi i database da 5 a 550 km è relativamente stabile. Per il database manuale più grande, ovvero Robbins 11, si può osservare che il CSFD dei crateri tra 1 e 20 km è sistematicamente superiore a quello dei crateri identificati, mentre a diametri maggiori i valori sono quasi sovrapponibili. Va notato che il database di Robbins 11 ha molti più crateri di quanto stimato nel nostro lavoro per D ≈ 1-20 km e un numero comparabile di crateri per D 50–550 km. In termini di percentuale di corrispondenza, la maggior parte dei crateri in questo lavoro sono coerenti con quelli di Robbins 11 quando i crateri con D>3 km sono considerati, ottenendo un alto accordo (85,24%). In generale, i nostri risultati raggiungono l'85,30% di accordo con i database manuali dei crateri lunari pubblicati per i diametri D 1 km.

Per i cataloghi automatizzati, il CSFD di Salamunićcar et al. 12 è inferiore a quello dei crateri identificati quando D 8 km. Il nostro database presenta una discrepanza significativa per i piccoli crateri D ≈ 1–3 km, mentre l'accordo aumenta all'aumentare del diametro. Ciò può essere dovuto al fatto che i piccoli crateri non sono sufficienti in quel catalogo di crateri automatizzato. Per Wang et al. 13 , il CSFD dei crateri tra 1 e 5 km è inferiore a quello dei crateri identificati, ma a diametri maggiori, sono quasi sovrapposti e sono leggermente più alti quando i crateri D > 100 km. Tuttavia, la posizione centrale dei crateri in Wang et al. 13 ha offset diversi da quelli di altri database a causa della mancanza di correzione globale. Qui, per il confronto vengono utilizzati solo i crateri rilevati in CE-1, che rappresentano

10% del totale dei crateri rilevati. L'analisi mostra che la maggior parte dei crateri estratti dai dati CE-1 hanno una buona consistenza quando D 10–50 km. Per Silburt et al. 21 , l'origine della curva a

3 km aumenta gradualmente ma si interrompe bruscamente a diametri di

200 chilometri. La curva dei crateri identificati è relativamente liscia e raggiunge

532 chilometri. Ciò indica che l'approccio di rilevamento basato su TL trova un numero sostanzialmente maggiore di crateri (>7× più crateri) rispetto all'unico modello basato su DL in intervalli di diametro sia piccolo che grande, che includono crateri deboli, fortemente degradati e secondari che sono spesso difficile da rilevare con metodi automatizzati. Sebbene vi sia una valutazione di corrispondenza elevata quando D è compreso tra 50 e 550 km in aree sovrapposte, un disaccordo appare quando si diminuisce il diametro. Ciò potrebbe essere dovuto al rilevamento del cratere nella CNN, che si basa su finestre rettangolari che non possono garantire un ridimensionamento adeguato a piccoli diametri del cratere.

Quindi, i crateri appena identificati, cioè 109.956 crateri che non sono inclusi nei crateri riconosciuti, sono divisi in due serie di scale per la valutazione manuale dell'accuratezza del rilevamento. Nella prima serie, tutti i crateri appena identificati con diametri maggiori di 100 km (cioè, 166) sono coinvolti nella valutazione. Nella seconda serie, viene considerato il 10% degli altri crateri identificati (cioè 10.979) con diametri compresi tra 1 e 100 km utilizzando un campionamento statistico per selezione casuale. Questi crateri vengono valutati abbinando tre database manuali e ispezionati in modo indipendente da quattro scienziati del Key Laboratory of Lunar e Deep Space Exploration, Chinese Academy of Sciences, contemporaneamente. I crateri appena identificati selezionati vengono proiettati su immagini CE-2 7m e vengono forniti i risultati dell'errore medio ± deviazione standard (s.d.). I tassi di falsi positivi (FPR) dei crateri appena identificati sono elencati nella Tabella 2. Dalla Tabella 2, possiamo vedere che i FPR dei crateri identificati con D = 1–100 e D = 100–550 km sono rispettivamente 4,49 ± 0,70% e 4,67 ± 2,10%. Nell'unico modello basato su DL, ovvero Silburt et al. 21 , l'FPR di 361 nuovi crateri è dell'11 ± 7% derivato anche con ispezione manuale da parte di quattro scienziati e risultati medi. Quest'ultimo FPR è più del doppio di quello del modello proposto. Nel frattempo, va notato che il numero di crateri rilevati del nostro modello basato su TL è ovviamente superiore a quello del modello basato su DL. Ciò illustra l'affidabilità e la stabilità del nostro modello di rilevamento nell'identificazione di crateri lunari di piccole e grandi dimensioni.

Stima dell'età del cratere da impatto lunare

La scala temporale geologica stabilita per la Luna si basava sul riconoscimento di indicatori geomorfologici convenienti con eventi di impatto maggiore 18 . Le età assolute possono essere assegnate ai periodi geologici correlando le età dei campioni ottenuti dalle missioni Apollo. Il sistema pre-nettario è definito come il periodo da quando la crosta lunare si è formata a quando il bacino di Nectaris è stato formato da un grande impatto e la sua coltre di materiale espulso funge da utile indicatore stratigrafico. Il Sistema Nectarian e il Sistema Imbriano sono definiti rispettivamente dal verificarsi degli eventi di impatto Nectaris e Imbrium. Il Sistema Eratosteniano è il periodo in cui i crateri lunari possono essere riconosciuti con materiali appena scavati sulla superficie lunare ma con materiali luminosi e sputtering, cioè raggi attorno a quei crateri, che iniziano a scurirsi e scomparire. Il Sistema Copernicano è definito da crateri generalmente circondati da raggi luminosi che rappresentano recenti registrazioni geologiche lunari. È importante notare che alcune epoche sono incerte e consideriamo solo l'epoca della formazione. Qui vengono utilizzati i limiti di periodo dei cinque sistemi definiti da Wilhelms 18, cioè il pre-nettariono (>3,92 Ga), il nettareo (3,92-3,85 Ga), l'Imbriano (3,85-3,2 Ga), l'Eratosteno ( 3.2–1.1 Ga) e il copernicano (<1.1 Ga). Quindi, abbiamo mappato i cinque sistemi in una struttura tassonomica.

Come nel caso di rilevamento, viene proposto un approccio di classificazione dei crateri in due fasi basato su TL con dati CE-1 e CE-2. La stima dell'età dello schema del cratere lunare è mostrata in Fig. 5. Viene impiegata una strategia di classificazione dei crateri lunari a doppio canale semi-supervisionata. Uno dei canali è utilizzato per l'estrazione dei segni morfologici con la CNN l'altro analizza le informazioni morfologiche generiche (es. diametro e profondità) e gli attributi stratigrafici (es. relazione di copertura) dei crateri (che non possono essere derivati ​​direttamente dai dati DOM) con un feedforward rete neurale. Vengono considerate simultaneamente le informazioni sui crateri scarsamente datati e sugli enormi crateri identificati (vedi la sezione Metodi per l'algoritmo di stima dell'età).

Il diagramma di flusso mostra l'approccio di classificazione dei crateri in due fasi basato su TL. Le due fasi sono separate da linee tratteggiate. La parte sinistra è il processo TL e la parte destra mostra la struttura della rete di classificazione dei crateri. Nella parte sinistra, l'area verde chiaro indica il primo stadio TL. Il modello di classificazione dei crateri include due tipi di dati di input, ovvero immagini e dati di attributi. Pertanto, il modello è costituito da due canali. Uno dei canali si basa sul modello di reti neurali convoluzionali profonde (CNN) pre-addestrato su ImageNet (solo livelli convoluzionali, esclusi i livelli superiori completamente connessi) per le immagini, e l'altro è la rete neurale feedforward per i dati degli attributi. Nel frattempo, viene adottata una strategia di apprendimento semi-supervisionata, ovvero Meanteacher, per sfruttare un gran numero di crateri appena identificati. Nella seconda fase TL, il modello di classificazione a due canali con la strategia Meanteacher viene utilizzato direttamente per stimare le età con i dati CE-2, come mostrato nell'area rosa chiaro. Non c'è altra formazione nella seconda fase TL. Una serie di tecniche CNN profonde vengono quindi utilizzate per la classificazione delle età dei crateri con immagini CE.

Nella prima fase dell'approccio di classificazione, 1411 crateri datati con dimensioni che vanno da circa 1,26 a 1160 km in CE-1 sono stati associati ai set di addestramento, convalida e test con proporzioni di 8:1:1. Dodici modelli CNN profondi sono stati trasferiti e messi a punto con dati CE-1 seguendo la tecnica TL profonda basata sulla rete 38 . Per CE-2, anche la procedura di apprendimento della seconda fase ha seguito il TL trasduttivo senza dati di addestramento. Un totale di 502 crateri da 1,26 a 50,66 km nelle immagini CE-2 sono stati utilizzati per testare la seconda fase di classificazione. L'efficacia dell'approccio di classificazione nella prima fase è stata testata con i dati CE-1 in cinque prove. La prima fase di classificazione ha ottenuto un'accuratezza complessiva (OA) di 85,44 ± 1,94% (media ± sd) (vedere la sezione Metodi per la valutazione dell'età della classificazione dei crateri) e ottiene il miglior OA dell'88,97% sul set di test dei crateri datati . Le corrispondenti matrici di confusione dei dati CE-1 e CE-2 sono mostrate in Fig. 6. Ciò dimostra che il modello di classificazione dei crateri addestrato nella prima fase ha la capacità di classificare accuratamente i crateri lunari nei loro rispettivi sistemi. Il miglior modello di prestazione nella prima fase viene trasferito a CE-2 senza addestramento, con conseguente classificazione corretta dell'89,04% dei crateri datati. Infine, il miglior modello di classificazione viene utilizzato per assegnare le età ai crateri identificati e riconosciuti di diametro superiore a 8 km (perché i crateri piccoli si degradano ad un ritmo accelerato 23 rispetto ai crateri grandi della stessa età). Il tempo medio di classificazione di ogni cratere è di 0,006 s.

Le matrici di confusione per il compito di classificazione dell'età dei crateri dei dati CE-1 e CE-2 rivelano un'errata classificazione accettabile di diversi sistemi. Elemento (io, j) di ogni matrice di confusione rappresenta la probabilità di stimare il sistema j dato che il vero sistema è io, con io e j riferimento a sistemi diversi. La diagonale della matrice rappresenta la probabilità di classificazione corretta per ciascun sistema. Si noti che con entrambe le immagini CE-1 e CE-2, c'è una certa confusione tra i sistemi adiacenti. Per la prima fase di classificazione con immagini CE-1, rispetto ad altri sistemi, il Sistema Pre-Nettario e il Sistema Copernicano hanno un'accuratezza molto elevata (100%). Alcuni dei crateri del Sistema Imbriano sono confusi con quelli del Sistema Eratostenico. Per il secondo stadio con l'immagine CE-2, solo due crateri del Sistema Pre-Nettario sono utilizzati per i test a causa della risoluzione e della confusione con quelli del Sistema Nettario. I diametri dei crateri nel Sistema Eratosteniano e nel Sistema Copernicano sono relativamente piccoli e i crateri del Sistema Copernicano a volte non presentano raggi luminosi nei dati DOM. Tuttavia, i risultati complessivi della classificazione sono accurati e affidabili per supportare l'analisi scientifica e l'interpretazione. I dati di origine vengono forniti come file di dati di origine.

Distribuzione e mappatura datate dei crateri da impatto lunare

La distribuzione datata dei crateri lunari è data in Fig. 7. La Figura 7a confronta il numero di crateri lunari con età stimate con i crateri riconosciuti con sistemi di formazione. I risultati mostrano che i crateri lunari del Sistema pre-nettario sono di grande diametro (il numero di crateri con D ≥ 50 km è di gran lunga maggiore di quelli di altri sistemi) sia nel nostro set di dati che in quelli precedenti. Ci sono 18.996 crateri nelle aree di studio e

1270 maggiore di 50 km. Tuttavia, la maggior parte dei crateri riconosciuti (733 su 1453) nel Sistema pre-nettario sono distribuiti da 50 a 550 km. Risultati simili si ottengono per il Sistema Nectarian, che era associato solo a 645 dei precedenti crateri mappati. Il numero di crateri datati nel Sistema Nettario è il più alto, cioè 11.050. Tuttavia, ci sono più crateri con diametri inferiori a 20 km rispetto a quelli del sistema pre-nettario. Per il Sistema Imbriano, il numero di crateri è 1431 e la maggior parte di essi è inferiore a 50 km. Per i due giovani periodi geologici, il numero di crateri del Sistema Eratosteniano, cioè 850, e del Sistema Copernicano, cioè 4212, è ovviamente diverso. I crateri del Sistema Eratosteniano hanno dimensioni comprese tra 20 e 50 km, mentre i crateri del Sistema Copernicano sono principalmente più piccoli di 20 km.

un Numero di crateri stimati e relative età assegnate dal Lunar and Planetary Institute (LPI) con cinque età in diverse scale di diametro. I dati di origine vengono forniti come file di dati di origine. b Le distribuzioni cumulative dimensione-frequenza (CSFD) dei crateri identificati con età stimate e dei crateri riconosciuti con età. I dati di origine vengono forniti come file di dati di origine. Le linee rossa, marrone, gialla, verde e blu rappresentano i CSFD stimati dei crateri del Sistema Pre-Nettario, del Sistema Nettario, del Sistema Imbriano, del Sistema Eratostenico e del Sistema Copernicano, rispettivamente, e le linee vuote mostrano CSFD dei crateri riconosciuti di i cinque sistemi del LPI utilizzati per la stima dell'età. L'intervallo di confidenza ±σ, che per Kil cratere è (log left( ight)/A> ight)) , dove UN è la superficie, Kesimo cratere significa che il Kth-cratere più grande a livello di diametro. I dati di origine vengono forniti come file di dati di origine. c, d R grafici (densità areale) di crateri datati sovrapposti alle aree lunari nearside mare e farside highland, che illustrano la differenza di densità e pendenza CSFD dei cinque sistemi sui due terreni. L'intervallo di confidenza ±σ è (log left( ight)) , dove R è il R valore, no è il numero cumulativo di crateri. Dati di origine per c, d sono forniti come file di dati di origine.

In Fig. 7b, mostriamo i CSFD dei crateri con età stimate dal modello di classificazione basato su TL rispetto a quelli dei crateri riconosciuti nei cinque sistemi. Per il sistema pre-nettario, la curva CSFD dei crateri stimati prima diminuisce lentamente con l'aumentare del diametro e corre parallela o si sovrappone alla CSFD dei crateri riconosciuti tra 20 e 200 km. Quindi, mostra una piegatura prominente a 200 km e taglia a diametri di

500 chilometri. La curva CSFD dei crateri stimati nel Sistema Nettario è nettamente superiore a quella dei crateri riconosciuti per diametri D ≤ 50 km, mentre il numero dei crateri aumenta lentamente per diametri compresi tra 60 e 200 km, rompendosi a

532 km (che è il più grande cratere identificato con un raggio di

4433 pixel nell'immagine CE1). Per valori di diametro compresi tra 8 e 30 km, le curve CSFD derivate dal modello basato su TL per il Sistema Imbriano sono superiori alle curve CSFD dei crateri riconosciuti. Quindi, si sovrappongono tra loro per valori maggiori e si tagliano a diametri di

200 chilometri. Per i due sistemi relativamente giovani, i CSFD derivati ​​da modelli basati su TL del Sistema Eratostheniano e del Sistema Copernicano sono sistematicamente più alti di quelli riconosciuti quando i diametri dei crateri sono relativamente piccoli (D 30km). Quindi, la curva CSFD appena datata segue la stessa distribuzione dimensionale dei crateri riconosciuti.

Per analizzare le popolazioni di crateri sovrapposte associate ai cinque sistemi sono state selezionate due regioni tipiche, ovvero il mare vicino 10 e il nord-ovest degli altopiani laterali 39 (Fig. 7c, d). Il rifacimento diffuso del bacino e l'inondazione basaltica hanno ripristinato la stragrande maggioranza della cavalla vicina. Il bacino Imbrium formato a

3,91 Ga 40 e fornisce un limite superiore per la collocazione dei basalti in questo bacino.Quest'area ha la più bassa densità di crateri su tutta la gamma di diametri nei database manuali esistenti 9,10,11. Al contrario, la regione dell'altopiano del lato opposto nordoccidentale è uno dei terreni più fortemente craterizzati della Luna per i crateri con diametri sia di >20 (rif. 9 ) che di 5-20 km 10 . Nel frattempo, quest'area è lontana dai bacini di grande impatto (ad esempio, il bacino del Polo Sud-Aitken) e non è interessata da secondari >5 km 39 . I grafici “relativi” (R grafici) in Fig. 7c, d mostrano una netta differenza tra le forme dei CSFD degli antichi altopiani e la popolazione dei crateri di giovani cavalle. Gli altopiani del lato opposto hanno un'alta densità di grandi crateri con D ≈ 50–100 km nel Sistema Pre-Nettario e nel Sistema Nettario e di piccoli crateri con D ≈ 15–20 km nel Sistema Copernicano. La densità del Sistema Imbriano è intermedia, con crateri con D 8–50 km. Una bassa densità di crateri associati al Sistema Eratosteniano (D 8-20 km). Per la cavalla vicina, il R i grafici mostrano una distinzione separabile tra il sistema pre-nettario e il sistema eratostenico. Quest'area ha una distinzione separabile con una densità di crateri molto più elevata tra il sistema pre-nettario e il sistema eratostenico. Questa zona ha una densità di crateri molto più alta di piccoli crateri con D ≈ 10-20 km nel Sistema Eratosteniano, mentre mostra la più bassa densità di grandi crateri con D ≈ 100–200 km nel sistema pre-nettario. Il Sistema Nettario e il Sistema Imbriano hanno frequenze crateriche simili. Tuttavia, il loro R le curve sono diverse in termini di gamma di diametri del cratere. Questo risultato indica che le popolazioni di crateri del Sistema Pre-Nettario, del Sistema Nettario e del Sistema Imbriano sono state significativamente colpite dagli eventi di riaffioramento. La bassa densità del Sistema Copernicano si riflette in crateri con D 8–20 km. In generale, la densità dei grandi crateri (D ≈ 60–100 km) è molto più alto di quello dei piccoli crateri (D ≈ 10-20 km) negli altopiani del lato opposto rispetto alla cavalla del lato opposto. Ciò è coerente con una funzione di produzione meno ripida per questa gamma di dimensioni 9 .

La distribuzione spaziale di tutti i crateri datati (D ≥ 8 km) nell'area di studio è mostrato in Fig. 1b. La distribuzione spaziale varia notevolmente per i cinque diversi sistemi. I crateri del sistema pre-nettario sono ampiamente distribuiti nel sud e nel nord e sul retro della Luna nelle regioni di media e bassa latitudine. I crateri del Sistema Nettario si trovano su un'area più ampia della Luna ad eccezione del mare lunare. Nel frattempo, i dati dei campioni lunari (Apollo, Luna e meteoriti lunari) indicano che la Luna è stata soggetta a un intenso periodo di bombardamento, ovvero il Late Heavy Bombardment (LHB), a circa 3,8-4,0 Ga 41,42.

I crateri del Sistema Imbriano sono distribuiti principalmente sulla parte anteriore della Luna e intorno alla cavalla lunare, per lo più sopra l'ejecta della cavalla e riempiti di basalti di mare. Ciò può essere dovuto all'ipotesi che molte eruzioni basaltiche su larga scala si siano verificate dopo la formazione della cavalla lunare (nota come inondazione della cavalla lunare), avvenuta tra

3 e 3.5Ga43. I crateri formatisi durante il Sistema Eratosteniano sono distribuiti principalmente nel TiO . medio e alto2 (rif. 44 ) e FeO 45 regioni basaltiche del Mare Imbrium. Dalle composizioni chimiche delle rocce e dall'età superficiale delle unità basaltiche del mare nel Mare Imbrium stimate con dati CE-1 e Clementine dall'ultravioletto allo spettro visibile (UVVIS), l'evoluzione dei basalti va da composizioni a basso contenuto di titanio e ferro a Titanio e composizioni ad alto contenuto di ferro dal Sistema Imbriano al Sistema Eratostenico 46 . L'impatto nel sistema eratostenico potrebbe essere stato la causa esterna dell'eruzione vulcanica multistadio nel bacino dell'Imbrium. I risultati mostrano che i crateri formatisi nel Sistema Copernicano sono sparsi su tutta la superficie lunare nell'area di studio. Recenti ricerche 47 hanno evidenziato che sporadici bombardamenti di meteoroidi si sono verificati su tutta la Luna a

Analisi della coerenza con la cronologia dell'età lunare esistente

Le età stimate per i crateri in questo lavoro si basano su informazioni morfologiche e stratigrafiche. Pertanto, abbiamo confrontato i crateri datati con la letteratura correlata utilizzando i dati OMAT 27 , CSFD 30 e le caratteristiche termofisiche dei getti lunari 31 descritti nella sezione Introduzione.

La tabella 3 riassume il confronto tra le età dei crateri relative derivate dai dati OMAT 27 e le età del sistema di formazione assegnato in base al miglior modello di classificazione. Le categorie sono elencate in base alla forma dei profili OMAT di cratere ejecta in cui sono stati classificati tre gruppi di età relativi, cioè più vecchi di Copernico (

810 Myr), intermedio e altrettanto giovane o più giovane di Tycho (

109 Mio). Le età stimate dei crateri sono ben adattate dall'OMAT. Osserviamo un solo cratere, ovvero Stefan L (contrassegnato con “+” nella Tabella 3), con un'età stimata non coerente con la categoria derivata da OMAT. Dalla tabella 3, si può vedere che il cratere Stefan L ha una bassa luminosità dei raggi con una perdita di tessitura del bordo. Inoltre, le informazioni stratigrafiche stimate nelle mappe USGS sono l'Eratostene.

I crateri nel test set del modello di classificazione sono stati selezionati per il confronto dell'età assoluta utilizzando CSFD (Tabella 4). Le epoche di formazione precedentemente valutate ottenute dall'Atlante geologico della Luna dell'USGS, le età aggregate dall'LPI, le età assolute calcolate dai CSFD e l'età stimata utilizzando il modello di classificazione basato su TL proposto sono fornite nelle colonne 4-7. La tabella 4 è organizzata da anziani a giovani relativamente al sistema formativo (colonna 7). In totale, le età del 50% dei crateri sono stimate dall'LPI e dal nostro metodo per essere più vecchie di quelle nelle mappe USGS. Le età stimate di questi crateri sono generalmente nell'intervallo di età CSFD entro errore. Osserviamo due crateri, ovvero Langmuir e Vavilov (contrassegnati con “+” nella Tabella 4), per i quali ci sono differenze tra i CSFD e questo lavoro. Dalla tabella 4, si può vedere che il cratere di Langmuir presenta alcuni piccoli crateri sovrapposti e l'affilatura dell'orlo e della terrazza mostra un degrado irregolare. L'età CSFD di Langmuir può essere influenzata dal resurfacing, quindi è incerto 30 . Vavilov mostra chiare caratteristiche geomorfiche con solo un minimo di successiva erosione da impatto ma presenta raggi deboli, che possono causare confusione rispetto al sistema di formazione.

La tabella 5 riporta il confronto tra i crateri con età assoluta mediante l'analisi delle caratteristiche termofisiche dei getti di impatto lunare 31 e quelli con età stimata ottenuti dal miglior modello di classificazione. Le età assolute di tutti i crateri determinati si trovano nel Copernicano. Anche la maggior parte dei crateri confrontati (81%) che non hanno informazioni sull'età è assegnata al copernicano. Osserviamo 14 crateri (contrassegnati con “+” nella Tabella 5) con età stimate non coerenti con l'età assoluta. Per ottenere crateri rappresentativi, sono stati selezionati per il confronto quattro crateri inconsistenti, ovvero Euclides C, Sirsalis F, 16 e 31, e quattro crateri coerenti, ovvero Larmor Q, Cauchy, 15 e 22. I crateri Euclides C e Sirsalis F si trovano dentro e intorno al mare lunare e mostrano raggi deboli. Il cratere 16 presenta tre piccoli crateri sovrapposti e una forma poligonale. Nella parte inferiore del cratere 31, si osserva un canale in pendenza sulla parete del cratere. Le caratteristiche complete estratte dalla morfologia e le informazioni stratigrafiche hanno determinato che questi crateri sono difficili da classificare come copernicani. Al contrario, Larmor Q, il cratere 15 e il cratere 22 si trovano negli altopiani e hanno raggi relativamente intensi che aiutano il processo decisionale. I raggi del cratere Cauchy non sembrano evidenti per la distribuzione nel mare, ma le caratteristiche complete suggeriscono che sia copernicano.


Contenuti

La parola cratere è stato adottato dalla parola greca per "vaso" (Κρατήρ un vaso greco usato per mescolare vino e acqua). Galileo costruì il suo primo telescopio alla fine del 1609 e lo rivolse per la prima volta alla Luna il 30 novembre 1609. Scoprì che, contrariamente all'opinione generale dell'epoca, la Luna non era una sfera perfetta, ma aveva sia montagne che depressioni a tazza. Questi furono chiamati crateri da Schroeter (1791), estendendo il suo precedente uso con i vulcani.

Robert Hooke in "Micrographia" (1665) ha proposto due ipotesi per la formazione dei crateri lunari: una che i crateri fossero causati dal bombardamento di proiettili dallo spazio, l'altra che fossero i prodotti del vulcanismo lunare sotterraneo. [4]

L'opinione scientifica sull'origine dei crateri ha oscillato avanti e indietro nei secoli successivi. Le teorie in competizione erano:

    fori esplosivi nella Luna
  1. una teoria nota come Welteislehre sviluppata in Germania tra le due guerre mondiali che suggeriva il movimento glaciale creando i crateri.

Grove Karl Gilbert suggerì nel 1893 che i crateri lunari fossero formati da grandi impatti di asteroidi. Ralph Baldwin nel 1949 scrisse che i crateri della Luna erano per lo più di origine da impatto. Intorno al 1960, Gene Shoemaker fece rivivere l'idea. Secondo David H. Levy, Gene "ha visto i crateri sulla Luna come siti di impatto logico che si sono formati non gradualmente, in eoni, ma in modo esplosivo, in pochi secondi". [5]

Le prove raccolte durante il Progetto Apollo e da veicoli spaziali senza equipaggio dello stesso periodo hanno dimostrato in modo conclusivo che l'impatto meteorico, o l'impatto di asteroidi per crateri più grandi, era l'origine di quasi tutti i crateri lunari e, di conseguenza, anche della maggior parte dei crateri su altri corpi.

La formazione di nuovi crateri è studiata nel programma di monitoraggio dell'impatto lunare della NASA. [6] La più grande creazione registrata è stata causata da un impatto registrato il 17 marzo 2013. [7] Visibile ad occhio nudo, si ritiene che l'impatto provenga da un meteoroide di circa 40 kg (88 libbre) che colpisce la superficie ad una velocità di 90.000 km/h (56.000 mph 16 mi/s).

Nel marzo 2018 è stata annunciata la scoperta di circa 7.000 crateri lunari precedentemente non identificati tramite la rete neurale convoluzionale sviluppata presso l'Università di Toronto Scarborough. [8] [9] Uno studio simile nel dicembre 2020 ha identificato circa 109.000 nuovi crateri utilizzando una rete neurale profonda. [3]

A causa della mancanza di acqua, atmosfera e placche tettoniche della Luna, c'è poca erosione e si trovano crateri che superano i due miliardi di anni. L'età dei grandi crateri è determinata dal numero di crateri più piccoli contenuti al suo interno, i crateri più vecchi generalmente accumulano crateri più piccoli e contenuti.

I crateri più piccoli trovati sono stati di dimensioni microscopiche, trovati nelle rocce restituite alla Terra dalla Luna. Il più grande cratere chiamato così ha un diametro di circa 290 chilometri (181 miglia), situato vicino al Polo Sud lunare. Tuttavia, si ritiene che molti dei maria lunari siano stati formati da impatti giganti, con la conseguente depressione riempita dalla lava in risalita.

I crateri in genere avranno alcune o tutte le seguenti caratteristiche:

  • un'area circostante con materiali schizzati dal terreno quando si è formato il cratere questo è in genere più chiaro rispetto ai materiali più vecchi a causa dell'esposizione alla radiazione solare per un tempo minore
  • bordo rialzato, costituito da materiale espulso ma atterrato molto vicino
  • parete del cratere, la parte inclinata verso il basso del cratere
  • fondo del cratere, un'area più o meno liscia, piatta, che con l'età accumula piccoli crateri propri
  • picco centrale, che si trova solo in alcuni crateri con un diametro superiore a 26 chilometri (16 mi) questo è generalmente un effetto splash causato dall'energia cinetica dell'oggetto impattante che viene trasformata in calore e sciogliendo del materiale lunare.

Nel 1978, Chuck Wood e Leif Andersson del Lunar & Planetary Lab hanno ideato un sistema di categorizzazione dei crateri da impatto lunari. [10] Hanno usato un campione di crateri che erano relativamente non modificati da impatti successivi, quindi hanno raggruppato i risultati in cinque grandi categorie. Questi hanno rappresentato con successo circa il 99% di tutti i crateri da impatto lunari.

I tipi di cratere LPC erano i seguenti:

  • ALC — piccoli crateri a forma di coppa con un diametro di circa 10 km o meno, e senza pavimento centrale. L'archetipo di questa categoria è Albategnius C.
  • BIO — simile a un ALC, ma con pavimenti piccoli e piatti. Il diametro tipico è di circa 15 km. L'archetipo del cratere lunare è Biot.
  • sos — il pavimento interno è ampio e piatto, senza cuspide centrale. Le pareti interne non sono terrazzate. Il diametro è normalmente nell'intervallo di 15-25 km. L'archetipo è Sosigene.
  • TRI — questi complessi crateri sono abbastanza grandi da far crollare al suolo le loro pareti interne. Possono avere dimensioni comprese tra 15 e 50 km di diametro. Il cratere archetipo è Triesnecker.
  • TYC — sono più grandi di 50 km, con pareti interne terrazzate e pavimenti relativamente piatti. Hanno spesso grandi formazioni di picchi centrali. Tycho è l'archetipo di questa classe.

Oltre un paio di centinaia di chilometri di diametro, il picco centrale della classe TYC scompare e vengono classificati come bacini. I grandi crateri, di dimensioni simili ai maria, ma senza (o con una piccola quantità di) riempimento di lava scura, sono talvolta chiamati talassoidi. [A] [12] [13]

A partire dal 2009 la dott.ssa Nadine G. Barlow della Northern Arizona University ha iniziato a convertire il database del cratere da impatto lunare di Wood e Andersson in formato digitale. [14] La dottoressa Barlow sta anche creando un nuovo database di crateri da impatto lunare simile a quello di Wood e Andersson, tranne per il fatto che il suo includerà tutti i crateri da impatto maggiori o uguali a cinque chilometri di diametro e si basa sul Clementina immagini della navicella spaziale della superficie lunare.

Il zoo della luna Il progetto all'interno del programma Zooniverse mirava a utilizzare i cittadini scienziati per mappare le dimensioni e la forma del maggior numero possibile di crateri utilizzando i dati del Lunar Reconnaissance Orbiter della NASA. Tuttavia, da allora è stato ritirato. [15]

I crateri costituiscono il 95% di tutte le caratteristiche lunari nominate. [16] Di solito prendono il nome da scienziati e altri esploratori deceduti. [17] Questa tradizione deriva da Giovanni Battista Riccioli, che la iniziò nel 1651. [18] [19] Dal 1919 l'assegnazione di questi nomi è regolata dall'Unione Astronomica Internazionale. [18]

Piccoli crateri di particolare interesse (ad esempio, visitati da missioni lunari) ricevono nomi umani (Robert, José, Louise ecc.). Uno dei più grandi crateri lunari, Apollo, prende il nome dalle missioni Apollo. Molti crateri più piccoli all'interno e nelle vicinanze portano i nomi di astronauti americani deceduti, e molti crateri all'interno e vicino al Mare Moscoviense portano i nomi di cosmonauti sovietici deceduti. [16] [17] Oltre a questo, nel 1970 dodici crateri presero il nome da dodici astronauti viventi (6 sovietici e 6 americani). [16]

La maggior parte dei crateri lunari nominati sono crateri satellitari: i loro nomi sono costituiti dal nome di un vicino cratere denominato e da una lettera maiuscola (ad esempio, Copernico A , Copernico B , Copernico C e così via). [16]

Le catene di crateri lunari prendono solitamente il nome da un cratere vicino. I loro nomi latini contengono la parola catena ("catena"). Per esempio, Catena Davy si trova vicino al cratere Davy. [16] [20]

L'indicatore rosso su queste immagini illustra la posizione della caratteristica cratere nominata sul lato vicino della Luna.


Problemi di determinazione dell'età relativa e assoluta utilizzando la popolazione dei piccoli crateri

Le piccole popolazioni di crateri (diametro inferiore a 1 km) sono ampiamente utilizzate per datare le superfici planetarie. L'affidabilità dei conteggi di piccoli crateri viene testata contando piccoli crateri su diverse superfici lunari giovani e vecchie, tra cui Mare Nubium e i crateri Alphonsus, Tycho e Giordano Bruno. Sulla base delle immagini ad alta risoluzione sia della Lunar Reconnaissance Orbiter Camera che della Kaguya Terrain Camera, vengono contati piccoli crateri in due diverse gamme di diametro per ciascuna area di conteggio. Esistono grandi discrepanze sia nei grafici cumulativi (età del modello assoluto) che relativi per i due diversi intervalli di dimensioni delle stesse aree di conteggio. I risultati indicano che la datazione delle superfici planetarie utilizzando popolazioni di piccoli crateri è altamente inaffidabile perché la contaminazione dei secondari può invalidare i risultati dei conteggi di piccoli crateri. Un confronto delle distribuzioni dimensione-frequenza delle popolazioni di piccoli crateri e dei massi espulsi dall'impatto attorno ai crateri lunari freschi mostra la stessa ripresa dei tipici secondari marziani, il che supporta l'argomento che i secondari dominano le popolazioni di piccoli crateri sulla Luna e su Marte. Inoltre, le distribuzioni dimensione-frequenza dei piccoli crateri lunari e marziani a raggi di probabile origine primaria sono simili a quelle dei crateri della Popolazione 2 sui corpi interni del Sistema Solare dopo il Late Heavy Bombardment. La datazione delle superfici planetarie utilizzando le popolazioni di piccoli crateri richiede la separazione dei primari dai secondari, il che è estremamente difficile. I risultati mostrano anche che anche altri fattori, come le diverse proprietà del bersaglio e l'identificazione soggettiva dei crateri da impatto da parte di diversi contatori di crateri, possono influenzare i risultati del conteggio dei crateri. Suggeriamo che la datazione delle superfici planetarie utilizzando piccole popolazioni di crateri dovrebbe essere estremamente prudente.

Punti salienti

► Contiamo piccoli crateri su superfici sia giovani che vecchie utilizzando i dati LROC e Kaguya. ► I crateri in 2 gamme di diametro vengono contati per ogni area di conteggio e quindi confrontati. ► Si verificano discrepanze nei risultati e la contaminazione dei secondari è una delle ragioni. ► I forti rialzi delle distribuzioni dimensionali sono causati dalle secondarie ma non dalle primarie. ► Le piccole primarie lunari e marziane hanno pendii piatti come i crateri di Popolazione 2.


La deduzione dell'età delle superfici del sistema solare non può dipendere da tecniche radiometriche: non abbiamo ancora campioni rappresentativi di altri pianeti e lune. Invece, valutiamo le età relative delle superfici dalla densità della craterizzazione da impatto e guadagniamo le età assolute sulla base dei campioni Apollo.

Negli ultimi anni, le conferenze di scienze planetarie sono state animate da immagini ad alta risoluzione dei corpi del sistema solare da Marte a Europa, che hanno rivelato superfici estremamente giovani. Il motivo per cui possiamo stimare un'età per la superficie di oggetti le cui rocce non sono mai state campionate e datate radiometricamente è grazie a una tecnica sviluppata negli anni '60: il conteggio dei crateri.

Il numero di crateri su una superficie planetaria è determinato dall'età della superficie e dal tasso medio di produzione dei crateri. Conosci una di queste variabili e puoi vincolare l'altra.Ernst Öik ha usato il conteggio dei crateri e i tassi di impatto per stimare che il Mare Imbrium della Luna fosse vecchio di 4.5 Ga (Öpik 1960). La tecnica è stata introdotta anche da Gene Shoemaker ( Shoemaker et al. 1962) e Robert Baldwin ( Baldwin 1964), ma è stato Bill Hartmann a perfezionarlo e a rendere il conteggio dei crateri una parte vitale della cassetta degli attrezzi dello scienziato planetario. A partire dal suo lavoro fondamentale (Hartmann 1965) in cui ha concluso che la cavalla lunare aveva 3,6 Ga - la successiva datazione dei basalti della cavalla ha mostrato che ciò è sorprendentemente accurato - ha continuato a definire la metodologia in dettaglio.

I campioni Apollo sono stati datati radiometricamente, consentendo di stimare in modo molto più accurato il tasso medio di craterizzazione. Le cavalle lunari hanno conservato un record unico di crateri nella loro storia di 3,2-3,5 Ga. Queste superfici calibrate hanno permesso di utilizzare con maggiore sicurezza il conteggio dei crateri come strumento cronometrico, in primo luogo per datare il resto della superficie lunare (non campionata). È diventato evidente che le superfici più vecchie di ∼4 Ga hanno avuto così tanti impatti che i nuovi crateri hanno semplicemente cancellato quelli vecchi di 4 miliardi di anni che rappresentano un limite di età superiore per il metodo.

Ci sono caratteristiche interessanti nel record di crateri lunari. Gerhard Neukum ha dimostrato che sebbene la velocità degli impatti sia variata, la forma complessiva della distribuzione delle dimensioni e della frequenza del cratere non è cambiata negli ultimi 4 Ga - le distribuzioni cumulative per i crateri pre-mare assomigliano molto a quelle per i crateri post-mare ( Neukum e Ivanov 1994). Ciò suggerisce una popolazione di impattori stabile negli ultimi 4 Ga.

La distribuzione dimensione-frequenza (SFD) dei crateri sulle superfici lunari è di per sé interessante, perché non descrive una semplice legge di potenza: invece la pendenza varia in modo significativo per contenitori di diverse dimensioni. Basandosi su lavori sperimentali, Hartmann (1969 e comm. pers.) ha ipotizzato che la variazione di pendenza sia una caratteristica di una popolazione generata per collisione. Suggerisce che gli eventi a bassa densità di energia (dove un corpo semplicemente si rompe a seguito di un forte colpo) producono frammenti con una pendenza SFD poco profonda e gli eventi ad alta energia (come la craterizzazione da impatto ipervelocità) producono frammenti con una pendenza ripida. Shoemaker (1965) ha usato foto della superficie lunare per mostrare che i detriti lanciati da un classico cratere da impatto planetario hanno una ripida pendenza SFD. È quindi più probabile che i grandi impattori, che producono crateri con una pendenza ridotta, siano pezzi di asteroidi progenitori completamente frammentati. La maggior parte del volume del frammento in un evento di rottura per collisione proviene non dal cratere o dal sito di collisione, ma dal resto dell'asteroide, poiché le fratture si propagano attraverso di esso a bassa densità di energia (e producono materiale con una pendenza ridotta SFD ). La maggior parte degli oggetti più piccoli (SFD ad alta pendenza) sono probabilmente espulsi diretti dai crateri sugli asteroidi.

Boris Ivanov ha utilizzato l'SFD dei crateri marini lunari per stimare la distribuzione dimensione-frequenza dei proiettili che hanno corpi craterizzati all'interno del sistema solare ( Ivanov et al. 2003). L'SFD del proiettile che deriva è una stretta corrispondenza con l'SFD degli asteroidi della fascia principale. Poiché Hartmann ha dimostrato che la struttura nel cratere marino SFD può essere una firma di una popolazione di impattori evoluta in collisione, e poiché gli asteroidi sono probabilmente più evoluti in modo collisionale delle comete, l'implicazione è che gli asteroidi sono il componente principale della famiglia di impatti che pianeti terrestri, e sono stati per gran parte del passato 4 Ga.

Dopo che le rocce della cavalla sono state datate radiometricamente, queste superfici calibrate sono state la chiave per utilizzare il conteggio dei crateri per datare altri corpi planetari. Le isocrone del conteggio dei crateri sono state costruite per ogni corpo del sistema solare interno e, con maggiore cautela, anche per i corpi del sistema solare esterno. Quindi ora, quando osserviamo la superficie di Marte e vediamo prove dell'azione dell'acqua o del vulcanismo, possiamo dire con sicurezza che quei processi hanno agito in un passato geologicamente recente - gli ultimi 10 Ma - e potrebbero essere ancora in corso oggi.


Incontri con il conteggio dei crateri: le auto-secondarie riducono le stime sull'età

Un metodo standard per dedurre le età delle superfici planetarie continua ad essere afflitto da cattive ipotesi.

Abbiamo già parlato del problema dei “crateri secondari” nella datazione del conteggio dei crateri.* Gli scienziati planetari hanno utilizzato a lungo il conteggio dei crateri per stimare l'età di una superficie. In breve, più crateri, più vecchia è la superficie. Sembrava ragionevole fino a quando il cratere secondario non ha macchiato la teoria.

Luna della Terra da Cassini, 1999 (NASA)

Un singolo grande impatto (il primario) potrebbe lanciare fino a un milione di pezzi di materiale espulso (i secondari) che ricadono, formando ulteriori crateri, tutto da quel singolo evento. Alcuni pezzi di grandi dimensioni potrebbero orbitare per secoli prima di cadere, e alcuni potrebbero persino viaggiare tra le lune, confondendo completamente le età di corpi diversi. Queste realizzazioni hanno avuto la tendenza a ridurre notevolmente le stime dell'età superficiale, non ad aumentarle. L'ipotesi di ‘un impatto = un cratere’ non è necessariamente vera.

Gli scienziati planetari si sono messi al lavoro cercando di identificare i crateri secondari e distinguerli dai primari, al fine di migliorare l'accuratezza delle loro stime. Il progetto non ha funzionato bene. Molte volte sembrano indistinguibili a meno che non vengano fatte altre ipotesi. Ora, un nuovo documento in Icaro di Plescia e Robinson aggiunge un'altra complicazione: il problema delle “auto-secondarie.” Questi possono indurre gli scienziati a pensare che più fenomeni di un singolo impatto fossero distanti l'uno dall'altro, quando in realtà erano collegati dallo stesso impatto. L'abstract spiega:

Giordano Bruno è un cratere lunare di età copernicana. Il relativamente pochi crateri da impatto sovrapposti sul pavimento e coperta di espulsione e raggi luminosi estesi indicare la sua gioventù. Le immagini ad alta risoluzione della Lunar Reconnaissance Orbiter Camera rivelano che la frequenza e le caratteristiche delle distribuzioni cumulative dimensione-frequenza dei crateri da impatto di piccolo diametro e la loro morfologia variano attraverso l'espulsione clastica e la fusione da impatto superfici coperte. Frequenze del cratere (N(10) definite come ≥10 m km −2 ) vario di un fattore da 10s a 100s (N(10) 2 -700) attraverso la coperta di materiale espulso e tra l'elemento espulso e i depositi di fusione. Numerosi crateri sulla coltre di materiale espulso sono degradati e sepolti da detriti e fusione da impatto, indicando che questi crateri parzialmente sepolti si sono formati durante la deposizione del materiale espulso e prima o durante il posizionamento del fuso da impatto. Dalle relazioni geologiche e dalle statistiche dei crateri concludiamo che una frazione significativa dei crateri osservati sulla coltre di materiale espulso e il fuso si sono formati durante il processo di craterizzazione stesso e rappresentano "auto-secondari". Inoltre, concludiamo che questi crateri non rappresentano una popolazione di produzione di impatto primario extralunare. I crateri auto-secondari sono formati da materiale lanciato in traiettorie quasi verticali e aventi velocità tali che il loro tempo di volo è sufficientemente lungo che la maggior parte dell'espulsione clastica e della fusione da impatto sono depositato prima che il materiale colpisca la superficie. Il presenza di un numero significativo di crateri auto-secondari sull'espulsione rende problematica la determinazione delle date di età relative e assolute. Il cratere conta indicherebbe un'età inappropriata. Utilizzando i dati per i crateri sulle superfici del fuso e per i crateri di materiale espulso luminosi di piccolo diametro, viene stimata un'età assoluta del modello di 1 Ma. Questa età è notevolmente inferiore a quella stimata da altri studi e rappresenta probabilmente un'età massima.

Quanti anni ha questo cratere? Giordano Bruno da Lunar Reconnaissance Orbiter, 2017 (NASA)

Quello che stanno dicendo è che il materiale espulso dall'impatto principale può volare verticalmente sopra la superficie, e impiegare abbastanza tempo per cadere in modo che i processi geologici possano degradare la coltre di materiale espulso e indurire il materiale fuso prima che gli "auto-secondari" atterrino esso. Uno scienziato sarebbe tentato di concludere che la coperta ejecta è vecchia, e l'impatto secondario è giovane, con molto tempo che è passato tra. Non necessariamente "l'aspetto dell'età" potrebbe essere falso. La serie di eventi avrebbe potuto essere relativamente rapida.

Un'altra ipotesi, quella del tasso di impatto in entrata, è anch'essa non empirica. Nessuno ha vissuto abbastanza a lungo per osservare la velocità con cui arrivano nuovi impattatori su una superficie. E anche se gli scienziati avessero buoni dati su quanti nuovi crateri ci sono attualmente formandosi sulla luna o su Marte, non c'è modo di sapere se il tasso è stato costante per lunghi periodi di tempo. Gli scienziati presumono che "l'erosione spaziale" oscuri il materiale nel tempo, ma il tasso è difficile da limitare, basandosi su altre ipotesi (come gli stati stazionari).

Gli scienziati possono dedurre l'ordine in cui si sono verificati alcuni impatti, osservando i crateri sopra altri crateri. Ma come abbiamo riportato in un precedente articolo su questo, è dubbio che le popolazioni di crateri possano rivelare molto sui lunghi passaggi del tempo.

J. B. Plescia e Mark S. Robinson, “Giordano Bruno: popolazioni di piccoli crateri – Implicazioni per il cratere auto-secondario.” Icaro 19 ottobre 2018, https://doi.org/10.1016/j.icarus.2018.09.029.

*Articoli precedenti sulla datazione del conteggio dei crateri:

18 luglio 2018: “È ora di rivisitare il problema della polvere lunare?”

2 marzo 2014: “Impatto record sulle stime del tasso di craterizzazione di Moon Ups”

22 maggio 2012: “Crater Count Incontri ancora inaffidabile”

3 aprile 2011: “Supponendo la realtà: è possibile testare gli appuntamenti con il cratere?”

25 luglio 2010: “Incontri di Impatti e Impatti di Incontri”

25 settembre 2007: “Ulteriori impatti sugli appuntamenti del conteggio dei crateri”

Un milione di anni è ancora una stima di età lunga, ma nota che la chiamano un'età massima: potrebbe essere molto inferiore. Se questo metodo di datazione è stato così afflitto fino ad ora da ipotesi non esaminate, dobbiamo chiederci, quali altre “incognite sconosciute” rimangono? Lascia che questa sia una lezione su tutti i metodi di datazione. Non puoi guardare un milione di anni, o un miliardo di anni, senza fare supposizioni. Il presupposto è la madre di tutti i fallimenti, recita una massima: perché? Perché ASSUME fa un CULO* di U e ME. (*Asino: un mammifero lento e dalle orecchie lunghe imparentato con il cavallo, un onagro, in senso figurato, una persona stupida o testarda.)


Riferimenti

Salomone, S.C. et al. Ritorno a Mercurio: una prospettiva globale sul primo sorvolo di Mercurio di MESSENGER. Scienza 321, 59–62 (2008).

Testa, J.W. et al. Vulcanismo su Mercurio: prove dal primo flyby di MESSENGER. Scienza 321, 69–72 (2008).

Kerber, L. et al. Eruzioni vulcaniche esplosive su Mercurio: condizioni di eruzione, contenuto volatile del magma e implicazioni per le abbondanze volatili interne. Pianeta Terra. Sci. Lett. 285, 263–271 (2009).

Testa, J.W. et al. Il vulcanismo delle inondazioni alle alte latitudini settentrionali di Mercurio rivelato da MESSENGER. Scienza 333, 1853–1856 (2011).

Jozwiak, L. M., Head, J. W. & Wilson, L. Vulcanismo esplosivo su Mercurio: analisi della morfologia di sfiato e deposito e modalità di eruzione. Icaro 302, 191–212 (2018).

Kaltenegger, L., Henning, W. G. & Sasselov, D. D. Rilevamento del vulcanismo sui pianeti extrasolari. astrofisica. J. 140, 1370–1380 (2010).

Misra, A., Krissansen-Totton, J., Koehler, M. C. & Sholes, S. Aerosol di solfato transitorio come firma del vulcanismo degli esopianeti. Astrobiologia 15, 462–477 (2015).

Peale, S. J., Cassen, P. & Reynolds, R. T. Fusione di Io per dissipazione delle maree. Scienza 203, 892–894 (1979).

Herzberg, C., Condie, K. & Korenaga, J. Storia termica della Terra e sua espressione petrologica. Pianeta Terra. Sci. Lett. 292, 79–88 (2010).

Strom, R. G., Trask, J. J. & Guest, J. E. Tectonism e vulcanismo su Mercurio. J. Geophys. Ris. 80, 2478–2507 (1975).

Denevi, B.W. et al. La distribuzione e l'origine delle pianure lisce su Mercurio. J. Geophys. Ris. Pianeti 118, 891–907 (2013).

Murchie, S.L. et al. Mappatura orbitale multispettrale di Mercurio con il MESSENGER Mercury Dual Imaging System: prove dell'origine delle unità di pianura e del materiale a bassa riflettanza. Icaro 254, 287–305 (2015).

Vander Kaaden, K.E. et al. Geochimica, mineralogia e petrologia delle rocce boninitiche e komatiitiche sulla superficie mercuriana: approfondimenti sul mantello mercuriano. Icaro 285, 155–168 (2017).

Whitten, J. L., Head, J. W., Denevi, B. W. & Solomon, S. C. Intercrater Plains on Mercury: approfondimenti sulla definizione, la caratterizzazione e l'origine dell'unità dai set di dati MESSENGER. Icaro 241, 97–113 (2014).

Davidson, J. & de Silva, S. in Enciclopedia dei vulcani (a cura di Sigurdsson, H. et al.) 663–681 (Academic, 2000).

Byrne, P.K. et al. Il vulcanismo effusivo diffuso su Mercurio probabilmente si è concluso per circa 3,5 Ga. Geofisi. Ris. Lett. 43, 7408–7416 (2016).

Klimczak, C., Crane, K. T., Habermann, M. A. & Byrne, P. K. La distribuzione spaziale dell'attività piroclastica di Mercurio e la relazione con le debolezze litosferiche. Icaro 315, 115–123 (2018).

Prockter, L.M. et al. Prove per il giovane vulcanismo su Mercurio dal terzo flyby di MESSENGER. Scienza 329, 668–671 (2010).

Thomas, R. J., Rothery, D. A., Conway, S. J. e Anand, M. Vulcanismo esplosivo di lunga durata su Mercurio. Geofisi. Ris. Lett. 41, 6084–6092 (2014).

Marchi, S. et al. Riemergere globale di Mercurio 4,0-4,1 miliardi di anni fa da pesanti bombardamenti e vulcanismo. Natura 499, 59–61 (2013).

Head, J. W. & Wilson, L. Lunar mare vulcanismo: stratigrafia, condizioni di eruzione ed evoluzione delle croste secondarie. Geochim. Cosmochim. Acta 56, 2155–2175 (1992).

Shearer, C.K. et al. Evoluzione termica e magmatica della Luna. Rev. Minerale. Geochimica. 60, 365–518 (2006).

Gaddis, L.R. et al. Analisi composizionali dei depositi piroclastici lunari. Icaro 161, 262–280 (2003).

Thomas, R. J., Rothery, D. A., Conway, S. J. e Anand, M. Vulcanismo esplosivo in crateri da impatto complessi su Mercurio e sulla Luna: influenza del regime tettonico sulla profondità dell'intrusione magmatica. Pianeta Terra. Sci. Lett. 431, 164–172 (2015).

Jozwiak, L. M., Head, J. W., Neumann, G. A. e Wilson, L. Vincoli osservativi sull'identificazione del magmatismo lunare superficiale: approfondimenti dai crateri fratturati nel pavimento. Icaro 283, 224–231 (2017).

Platz, T., Byrne, P. K., Massironi, M. & Hiesinger, H. Vulcanismo e tettonismo attraverso il sistema solare interno: una panoramica. Geol. Soc. Specifiche Publ. 401, 1–56 (2015).

Head, J. W. & Gifford, A. Lunar mare domes - classificazione e modalità di origine. Pianeta Luna. 22, 235–258 (1980).

Spdis, P. D., McGovern, P. J. & Kiefer, W. S. Grandi vulcani a scudo sulla Luna. J. Geophys. Ris. Pianeti 118, 1063–1081 (2013).

Terada, K., Anand, M., Sokol, A. K., Bischoff, A. & Sano, Y. Cryptomare magmatismo 4,35 Gyr fa registrato nel meteorite lunare Kalahari 009. Natura 450, 849–852 (2007).

Morota, T. et al. Tempi e caratteristiche dell'ultima eruzione di mare sulla Luna. Pianeta Terra. Sci. Lett. 302, 255–266 (2011).

Braden, S.E. et al. Prove di vulcanismo basaltico sulla Luna negli ultimi 100 milioni di anni. Naz. Geosci. 7, 787–791 (2014).

Hiesinger, H. et al. nel Progressi recenti e problemi di ricerca attuali in lunare Stratigrafia vol. 477 (a cura di Ambrose, W. A. ​​& Williams, D. A.) 1-51 (Geological Society of America, 2011).

O'Neil, J. & Carlson, R. W. Costruire cratoni Archeani dalla crosta mafica dell'Adeano. Scienza 355, 1199–1201 (2017).

Sleep, N. H. & Windley, B. F. Archean tettonica a placche: vincoli e inferenze. J.Geol. 90, 363–379 (1982).

McKinnon, W.B., Zahnle, K.K., Ivanov, B.A. & Melosh, H.J. in Venere II: geologia, geofisica, atmosfera e ambiente del vento solare (a cura di Bougher, S. W. et al.) 969-1014 (Univ. Arizona Press, 1997).

Philips, R.J. et al. Crateri da impatto e Venere che riemerge storia. J. Geophys. Ris. 97, 15923–15948 (1992).

Arkani-Hamed, J. & Toksöz, M. N. Evoluzione termica di Venere. Fis. Pianeta Terra. Int. 34, 232–250 (1984).

Smrekar, S.E. et al. Vulcanismo recente hotspot su Venere dai dati di emissività di VIRTIS. Scienza 328, 605–608 (2010).

Tanaka, K.L. et al. Carta geologica di Marte: Carta delle indagini scientifiche del Servizio Geologico degli Stati Uniti 3292, scala 1:20.000.000 opuscolo (USGS, 2014) https://doi.org/10.3133/sim3292

Greeley, R. & Schneid, B. D. Generazione di magma su Marte: quantità, tassi e confronti con Terra, Luna e Venere. Scienza 254, 996–998 (1991).

Nimmo, F. & Tanaka, K. Evoluzione crostale precoce di Marte. Annu. Rev. Pianeta Terra. Sci. 33, 133–161 (2005).

Carr, M. H. & Head, J. W. Storia geologica di Marte. Pianeta Terra. Sci. Lett. 294, 185–203 (2010).

Werner, S. C. La storia evolutiva del vulcano marziano globale. Icaro 201, 44–68 (2009).

Hauber, E. et al. Vulcanismo basaltico molto recente e diffuso su Marte. Geofisi. Ris. Lett. 38, L10201 (2011).

Vaucher, J. et al. La storia vulcanica dell'Elysium Planitia centrale: implicazioni per il magmatismo marziano. Icaro 204, 418–442 (2009).

Ivanov, M. A. & Head, J. W. La storia del vulcanismo su Venere. Pianeta. Spazio Sci. 84, 66–92 (2013).

Bryan, S. E. & Ernst, R. E. Definizione rivista di grandi province ignee (LIP). Terra Sci. rev. 86, 175–202 (2008).

Programma globale sul vulcanismo Vulcani del mondo v. 4.6.6. (a cura di Venzke, E.) (Smithsonian Institution, 2013).

Stofan, E.R. et al. Distribuzione globale e caratteristiche delle corone e relative caratteristiche su Venere: implicazioni per l'origine e relazione con i processi del mantello. J. Geophys. Ris. 97, 13347–13378 (1992).

Plescia, J. B. Proprietà morfometriche dei vulcani marziani. J. Geophys. Ris. 109, E03003 (2004).

Brož, P., adek, O., Hauber, E. & Rossi, A. P. Scoria cones on Mars: indagine dettagliata della morfometria basata su modelli di elevazione digitale ad alta risoluzione. J. Geophys. Ris. Pianeti 120, 1512–1527 (2015).

Bleacher, J.E. et al. Tendenze in stile effusivo a Tharsis Montes, Marte, e implicazioni per lo sviluppo della provincia di Tharsis. J. Geophys. Ris. 112, E09005 (2007).

Michalski, J. R. & Bleacher, J. E. Supervulcanoes all'interno di un'antica provincia vulcanica in Arabia Terra, Marte. Natura 502, 47–52 (2013).

Stevenson, D. J. Stili di convezione del mantello e loro influenza sull'evoluzione planetaria. C.R. Geosci. 335, 99–11 (2003).

Ogawa, M. & Yanagisawa, T. Modelli numerici dell'evoluzione del mantello marziano indotta dal magmatismo e dalla convezione allo stato solido sotto la litosfera stagnante. J. Geophys. Ris. 116, E08008 (2011).

Ogawa, M. Modelli numerici dell'evoluzione del mantello marziano indotta da magmatismo e convezione allo stato solido sotto litosfera stagnante. J. Geophys. Ris. Pianeti 119, 2317–2330 (2014).

Ogawa, M. Evoluzione dell'interno di Mercurio influenzata dal sistema di convezione accoppiato magmatismo-mantello e dal flusso di calore dal nucleo. J. Geophys. Ris. Pianeti 121, 118–136 (2016).

Peplowski, P.N. et al. Variazioni nell'abbondanza di potassio e torio sulla superficie di Mercurio: risultati dello spettrometro a raggi gamma MESSENGER. J. Geophys. Ris. 117, E00L04 (2012).

Kiefer, W. S., Filiberto, J., Sandu, C. e Li, Q.Gli effetti della composizione del mantello sulla peridotite solidus: implicazioni per la storia magmatica di Marte. Geochim. Cosmochim. AC. 162, 247–258 (2015).

Solomon, S. C. Sul vulcanismo e la tettonica termica su pianeti a una piastra. Geofisi. Ris. Lett. 5, 461–464 (1978).

Byrne, P.K. et al. La contrazione globale di Mercurio è molto maggiore rispetto alle stime precedenti. Naz. Geosci. 7, 301–307 (2014).

Banche, M.E. et al. Analisi morfometrica di scarpate lobate su piccola scala sulla Luna utilizzando i dati del Lunar Reconnaissance Orbiter. J. Geophys. Ris. 117, E00H11 (2012).

Watters, T. R. e Johnson, C. L. in Planetario Tectonics (a cura di Watters, T. R. & Schultz, R. A.) 121-182 (Cambridge Univ. Press, 2010).

Liberato, A.M. et al. Sull'origine di graben e creste all'interno e vicino a crateri e bacini vulcanicamente sepolti nelle pianure settentrionali di Mercurio. J. Geophys. Ris. 117, E00L06 (2012).

Solomon, S. C. & Head, J. W. Lunar mascon bacinos: riempimento di lava, tettonica ed evoluzione della litosfera. Rev. Geophys. Fisica spaziale. 18, 107–141 (1980).

Anderson, R.C. et al. Centri primari e concentrazioni secondarie di attività tettonica nel tempo nell'emisfero occidentale di Marte. J. Geophys. Ris. 106, 20563–20585 (2001).

Hauber, E., Grott, M. & Kronberg, P. Spaccature marziane: geologia strutturale e geofisica. Pianeta Terra. Sci. Lett. 294, 393–410 (2010).

Roberts, J. H. & Barnouin, O. S. L'effetto dell'impatto Caloris sulla dinamica del mantello e sul vulcanismo di Mercurio. J. Geophys. Ris. 117, E02007 (2012).

Padovan, S., Tosi, N., Plesa, A.-C. & Ruedas, T. Cambiamenti indotti dall'impatto nella profondità della sorgente e nel volume del magmatismo su Mercurio e le loro firme osservative. Naz. Comune 8, 1945 (2017).

Michaut, C. & Pinel, V. Ascesa ed eruzione del Magma innescata da crateri sulla Luna. Geofisi. Ris. Lett. 45, 6408–6416 (2018).

Banche, M.E. et al. Durata dell'attività sulle faglie a scarpata lobata su Mercurio. J. Geophys. Ris. Pianeti 120, 1751–1762 (2015).

Solomon, S. C. Mare vulcanismo e struttura crostale lunare. Proc. Sci lunare. conf. 6, 1021–1042 (1975).

Wilson, L. & Head, J. W. Generation, ascesa ed eruzione del magma sulla Luna: nuove intuizioni sulle profondità della sorgente, fornitura di magma, intrusioni ed eruzioni effusive/esplosive (Parte 1: teoria). Icaro 283, 146–175 (2017).

Vander Kaaden, K. E. & McCubbin, F. M. Formazione di crosta esotica su Mercurio: conseguenze di un mantello poco profondo e povero di FeO. J. Geophys. Ris. Pianeti 120, 195–209 (2015).

Klimczak, C. Limiti alla fragile forza delle litosfere planetarie in fase di contrazione globale. J. Geophys. Ris. Pianeti 120, 2135–2151 (2015).

Elkins-Tanton, LT oceani di magma nel sistema solare interno. Annu. Rev. Pianeta Terra. Sci. 40, 113–139 (2012).

Rolf, T., Zhu, M.-H., Wünnemann, K. & Werner, S. C. Il ruolo della storia del bombardamento da impatto nell'evoluzione lunare. Icaro 286, 138–152 (2017).

Lourenço, D. L., Rozel, A. B., Gerya, T. & Tackley, P. J. Raffreddamento efficiente dei pianeti rocciosi mediante magmatismo intrusivo. Naz. Geosci. 11, 322–327 (2018).

Nahm, A. L. & Schultz, R. A. Magnitudo della contrazione globale su Marte dall'analisi delle faglie superficiali: implicazioni per la storia termica di Marte. Icaro 211, 389–400 (2011).

Baratoux, D., Toplis, M. J., Monnereau, M. & Gasnault, O. Storia termica di Marte dedotta dalla geochimica orbitale delle province vulcaniche. Natura 472, 338–341 (2011).

Rolf, T., Steinberger, B., Sruthi, U. & Werner, S. C. Inferenze sulla struttura della viscosità del mantello e sullo stato evolutivo post-ribaltamento di Venere. Icaro 313, 107–123 (2018).

Barclay, T. et al. Un esopianeta di dimensioni inferiori a Mercurio. Natura 494, 452–454 (2013).

Dorn, C., Noack, L. & Rozel, A. B. Degassamento su super-Terre con coperchio stagnante. Astron. astrofisica. 614, A18 (2018).

Kite, E. S. e Ford, E. B. Abitabilità dei mondi acquatici degli esopianeti. astrofisica. J. 864, 75 (2018).

Unterborn, C. T. & Panero, W. R. I limiti di pressione e temperatura di probabili esopianeti rocciosi. J. Geophys. Ris. Pianeti 124, 1704–1716 (2019).

Santerne, A. et al. Un esopianeta delle dimensioni della Terra con una composizione simile a Mercurio. Naz. Astron. 2, 393–400 (2018).

Cawood, P. A., Hawkesworth, C. J. & Dhuime, B. Il record continentale e la generazione della crosta continentale. Geol. Soc. Am. Toro. 125, 14–32 (2013).

Cogley, J. G. Margini continentali e l'estensione e il numero dei continenti. Rev. Geophys. Fisica spaziale. 22, 101–122 (1984).

Fassett, C.I. et al. La popolazione mondiale dei grandi crateri su Mercurio e confronto con la Luna. Geofisi. Ris. Lett. 38, L10202 (2011).

Klimczak, C. et al. Deformazione associata a crateri e bacini fantasma nelle pianure vulcaniche lisce su Mercurio: analisi delle deformazioni e implicazioni per l'evoluzione delle pianure. J. Geophys. Ris. 117, E00L03 (2012).

Byrne, P. K., Klimczak, C. & engör, A. M. C. in Mercurio: la vista dopo MESSENGER (a cura di Solomon, S. et al.) 249-286 (Cambridge Univ. Press, 2018).

Klimczak, C. La geomorfologia dei graben lunari richiede dighe ignee in profondità. Geologia 42, 963–966 (2014).

Kadish, S.J. et al. Un catalogo globale di grandi crateri lunari (≥20 km) dal lunar Orbiter Laser Altimeter. Pianeta Lunare. Sci. 42, 1006 (2011).

Harris, P. T., Macmillan-Lawler, M., Rupp, J. & Baker, E. K. Geomorfologia degli oceani. mar. geol. 352, 4–24 (2014).

Bara, M. F. & Eldholm, O. Grandi province ignee: struttura crostale, dimensioni e conseguenze esterne. Rev. Geophys. 32, 1–36 (1994).

Stofan, E.R. et al. Analisi preliminare di un database corona ampliato per Venere. Geofisi. Ris. Lett. 28, 4267–4270 (2001).

Robbins, S.J. & Hynek, B.M. Un nuovo database globale dei crateri da impatto di Marte ≥1 km: 1. Creazione del database, proprietà e parametri. J. Geophys. Ris. 117, E05004 (2012).


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