Enthüllung der Polargeheimnisse Merkurs: Neues Wärmemodell kartiert Potenzial für Wassereis

Einleitung

Seit Jahren diskutieren Wissenschaftler die Möglichkeit, dass auf dem Merkur, dem sonnennächsten Planeten, Wassereis existieren könnte. Trotz seiner sengenden Oberflächentemperaturen am Tag könnten die extrem kalten und permanent beschatteten Regionen (PSRs) in Kratern nahe der Pole theoretisch dieses gefrorene Wasser beherbergen. Diese PSRs sind aufgrund der minimalen Achsenneigung des Merkur und der umliegenden Topographie vor direktem Sonnenlicht geschützt. Radarbeobachtungen haben in diesen Polarregionen ausgedehnte Gebiete mit radarhellen Ablagerungen nachgewiesen, die mit dem Vorhandensein von Wassereis übereinstimmen. Um diese Bedingungen besser zu verstehen, haben Forscher ein Wärmemodell angepasst und erweitert, das neue Methoden zur Handhabung von indirekter Strahlung, dem Effekt der Sonnenscheibendunkelung und von Tiefenprofilen im Untergrund integriert.

Ziel dieser Studie war es, ein bestehendes Wärmemodell zu verbessern, um Geländestreuung und Wiederabstrahlung adaptiv zu handhaben. Darüber hinaus zielte die Studie darauf ab, von festen, manuell gewählten Diskretisierungen für die Sonnenscheibendunkelung und Tiefenprofile wegzukommen und sie adaptiv und anwendbar für verschiedene Planeten und Forschungszwecke zu machen. Durch die Nutzung von Daten des Mercury Laser Altimeters (MLA) haben die Forscher detaillierte Temperaturkarten der Nordpolarregion des Merkur erstellt, die neue Einblicke in das Potenzial für die Anreicherung von Wassereis liefern.

Adaptive Wärmemodellierung für Merkurs Pole

Um Temperaturen auf der Oberfläche des Merkur genau zu modellieren, verwendeten die Forscher digitale Geländemodelle (DTMs), die aus Daten des Mercury Laser Altimeters (MLA) gewonnen wurden. Das MLA sammelte eine große Anzahl von Entfernungsmessungen und erstellte ein konsistentes polares DTM mit einer Auflösung von 250 Metern pro Pixel. Aufgrund der schieren Größe dieses Datensatzes wurde das DTM in 100 quadratische Kacheln unterteilt, die jeweils 200 mal 200 Kilometer messen und eine Gesamtfläche von 2000 mal 2000 Kilometern abdecken. Dieses Kachelschema ermöglichte eine handhabbare Verarbeitung der Daten.

Das Wärmemodell selbst simuliert das Gleichgewicht zwischen direkter und indirekter Strahlung (gestreut und wieder abgestrahlt), Wärmeleitung in den Untergrund und Wiederabstrahlung ins All. Wichtige Eingabeparameter für dieses Modell sind Horizontkarten, die die höchste sichtbare Erhebung von jedem Punkt aus beschreiben, und Sichtbarkeitskarten, die das tatsächlich sichtbare Gelände und seine Geometrie relativ zu einem Beobachter detailliert darstellen. Das Modell berücksichtigt auch den Effekt der Sonnenscheibendunkelung, der beschreibt, wie die Intensität der Sonne über ihre Scheibe variiert, und die Diskretisierung des Tiefenprofils, die definiert, wie die Temperatur in verschiedenen Tiefen des Untergrunds berechnet wird.

Verbesserung der Recheneffizienz und Genauigkeit

Eine bedeutende Herausforderung bei der Wärmemodellierung von Planetenoberflächen ist der Rechenaufwand, insbesondere bei großen Datensätzen und komplexen Wechselwirkungen wie Geländestreuung und Wiederabstrahlung. Um dies zu bewältigen, implementierten die Forscher einen "Level-of-Detail" (LOD) Ansatz für Sichtbarkeitskarten. Diese Methode reduziert die Auflösung der Geländedaten mit zunehmender Entfernung vom Beobachter, wodurch der Speicherbedarf und die Verarbeitungszeit reduziert werden. Beispielsweise konnte eine Sichtbarkeitskarte, die eine Fläche von 60x60 km mit zwei LODs abdeckt, wobei die äußeren Bereiche eine reduzierte Auflösung aufweisen, den benötigten Speicher im Vergleich zu einer früheren Methode, die über die gesamte Fläche eine volle Auflösung beibehielt, halbieren. Dieser LOD-Ansatz zeigte eine Speicherreduzierung von etwa 55%, während die Temperaturabweichungen im Vergleich zu einem Benchmark-Modell unter 0,5 Kelvin blieben.

Die Studie verfeinerte auch die Modellierung des Effekts der Sonnenscheibendunkelung. Frühere Modelle, die für den Mond ausreichend waren, erwiesen sich für den Merkur aufgrund seiner viel größeren Nähe zur Sonne und einer daraus resultierenden größeren scheinbaren Sonnenscheibe als unzureichend. Durch die Diskretisierung der Sonnenscheibe in 30 Ringe erreichten die Forscher Temperaturabweichungen von unter 0,5 Kelvin, eine signifikante Verbesserung gegenüber der zuvor verwendeten Diskretisierung mit fünf Ringen, die Abweichungen von mehr als 2 Kelvin ergab.

Darüber hinaus wurde ein verbesserter Ansatz zur Definition des Tiefenprofils eingeführt. Diese Methode verwendet eine Exponentialfunktion zur Verteilung von Knoten, wobei mehr Knoten näher an der Oberfläche platziert werden, wo Temperaturänderungen schneller und ausgeprägter sind, und weniger Knoten in größeren Tiefen, wo die Änderungen langsamer sind. Dieser Ansatz bietet eine feinere Auflösung der Temperaturverteilung im flachen Untergrund und führt zu genaueren Temperaturabschätzungen im Vergleich zu manuell gewählten oder regelmäßig verteilten Knotenprofilen.

Kartierung der Polar-Temperaturen und des Eis-Potenzials des Merkur

Unter Verwendung des verfeinerten Wärmemodells und des vollständigen MLA DTM der Nordpolarregion erstellten die Forscher durchschnittliche und maximale Temperaturkarten sowie Tiefen-zu-Eis-Karten für die Nordpolarregion des Merkur. Dies ist das erste Mal, dass eine solch detaillierte Wärmemodellierung für das gesamte polare MLA DTM durchgeführt wurde, insbesondere für Breiten über 85° Nord, die zuvor unterrepräsentiert waren.

Die resultierenden Temperaturkarten zeigten, dass die Spin-Orbit-Resonanz des Merkur, die ausgeprägte "heiße" und "warme" Längen verursacht, sich deutlich in der Temperaturverteilung widerspiegelt. Insbesondere für mehrere Krater innerhalb der "Big Five" (Prokofiev, Kandinsky, Tolkien, Tryggvadόttir und Chesterton) wurden Temperaturen unter 112 Kelvin festgestellt. Diese Temperaturgrenze gilt als stabil für die Existenz von Wassereis über geologische Zeiträume. Diese Ergebnisse stützen nachdrücklich die Radarbeobachtungen, die radarhelle Ablagerungen innerhalb dieser spezifischen Krater identifiziert haben und auf das Vorhandensein von Wassereis hindeuten.

Schlussfolgerung

Diese Studie hat erfolgreich ein Wärmemodell aktualisiert und validiert, das genaue Temperaturabschätzungen für die Nordpolarregionen des Merkur ermöglicht. Die Implementierung eines adaptiven Level-of-Detail-Ansatzes für Geländestreuung und Wiederabstrahlung reduzierte den Speicherbedarf erheblich, während die hohe Genauigkeit beibehalten wurde. Eine verfeinerte Analyse der Sonnenscheibendunkelung zeigte die Notwendigkeit einer höheren Diskretisierungsgrad für den Merkur aufgrund seiner Nähe zur Sonne. Der neue exponentielle Ansatz für Tiefenprofile lieferte überlegene Ergebnisse, insbesondere im flachen Untergrund. Zum ersten Mal wurden vollständige Wärmekarten des polaren MLA DTM erstellt, die Gebiete hervorheben, insbesondere in Kratern wie den "Big Five", mit Temperaturen, die für stabiles Wassereis förderlich sind. Diese Ergebnisse liefern entscheidende Unterstützung für Radarbeobachtungen und ebnen den Weg für zukünftige eingehende Untersuchungen der Korrelation zwischen thermischen Bedingungen und radarhellen Ablagerungen auf dem Merkur.

Original source: "https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2022/08/aa43812-22/aa43812-22.html"