Revelando los Secretos Polares de Mercurio: Nuevo Modelo Térmico Mapea Potencial para Hielo de Agua

Introducción

Durante años, los científicos han debatido la posibilidad de que hielo de agua exista en Mercurio, el planeta más cercano al Sol. A pesar de sus abrasadoras temperaturas superficiales diurnas, las regiones permanentemente sombreadas (PSRs) extremadamente frías, encontradas en cráteres cercanos a los polos, teóricamente podrían albergar esta agua congelada. Estas PSRs están protegidas de la luz solar directa debido a la mínima inclinación axial de Mercurio y la topografía circundante. Observaciones de radar han detectado extensas áreas de depósitos brillantes de radar en estas regiones polares, que son consistentes con la presencia de hielo de agua. Para comprender mejor estas condiciones, los investigadores han adaptado y extendido un modelo térmico, incorporando nuevos métodos para manejar la radiación indirecta, el efecto del oscurecimiento del limbo solar y los perfiles de profundidad subterránea.

El objetivo de este estudio fue mejorar un modelo térmico existente para gestionar adaptativamente la dispersión del terreno y la reemisión de radiación. Además, el estudio pretendía alejarse de las discretizaciones fijas y elegidas manualmente para el oscurecimiento del limbo solar y los perfiles de profundidad, haciéndolas adaptativas y aplicables a diversos planetas y propósitos de investigación. Al utilizar datos del Mercury Laser Altimeter (MLA), el equipo ha generado mapas detallados de temperatura de la región polar norte de Mercurio, proporcionando nuevas ideas sobre el potencial de acumulación de hielo de agua.

Modelado Térmico Adaptativo para los Polos de Mercurio

Para modelar con precisión las temperaturas en la superficie de Mercurio, los investigadores emplearon modelos digitales de terreno (DTMs) derivados de datos recopilados por el Mercury Laser Altimeter (MLA). El MLA recopiló un gran número de mediciones de alcance, creando un DTM polar consistente con una resolución de 250 metros por píxel. Debido al inmenso tamaño de este conjunto de datos, el DTM se dividió en 100 baldosas cuadradas, cada una midiendo 200 por 200 kilómetros, cubriendo un área total de 2000 por 2000 kilómetros. Este esquema de baldosas permitió un procesamiento manejable de los datos.

El modelo térmico en sí simula el equilibrio entre la radiación directa e indirecta (dispersa y reemitida), la conducción hacia el subsuelo y la reemisión hacia el espacio. Los parámetros de entrada clave para este modelo incluyen mapas de horizonte, que describen la elevación visible más alta desde cada punto, y mapas de visibilidad, que detallan el terreno visible real y su geometría con respecto a un observador. El modelo también tiene en cuenta el efecto de oscurecimiento del limbo solar, que describe cómo varía la intensidad del Sol en su disco, y la discretización del perfil de profundidad, que define cómo se calcula la temperatura en diferentes niveles subterráneos.

Mejorando la Eficiencia Computacional y la Precisión

Un desafío significativo en el modelado térmico de superficies planetarias es la demanda computacional, especialmente al tratar con grandes conjuntos de datos e interacciones complejas como la dispersión del terreno y la reemisión de radiación. Para abordar esto, los investigadores implementaron un enfoque de "nivel de detalle" (LOD) para los mapas de visibilidad. Este método reduce la resolución de los datos del terreno con el aumento de la distancia al observador, disminuyendo así el uso de memoria y el tiempo de procesamiento. Por ejemplo, un mapa de visibilidad que cubre un área de 60x60 km con dos LODs, donde las regiones exteriores tienen resolución reducida, podría reducir a la mitad la memoria requerida en comparación con un método anterior que mantenía resolución completa en toda el área. Este enfoque LOD demostró una reducción de memoria de aproximadamente el 55%, manteniendo los residuos de temperatura por debajo de 0.5 Kelvin en comparación con un modelo de referencia.

El estudio también refinó el modelado del efecto de oscurecimiento del limbo solar. Los modelos anteriores, suficientes para la Luna, resultaron inadecuados para Mercurio debido a su proximidad mucho mayor al Sol y a un disco solar aparente consecuentemente más grande. Al discretizar el disco solar en 30 anillos, los investigadores lograron residuos de temperatura por debajo de 0.5 Kelvin, una mejora significativa en comparación con la discretización de cinco anillos utilizada anteriormente, que arrojó residuos superiores a 2 Kelvin.

Además, se introdujo un enfoque mejorado para definir el perfil de profundidad. Este método utiliza una función exponencial para distribuir nodos, colocando más nodos cerca de la superficie, donde los cambios de temperatura son más rápidos y pronunciados, y menos nodos en profundidades mayores, donde los cambios son más lentos. Este enfoque proporciona una resolución más fina de la distribución de temperatura en el subsuelo raso y conduce a estimaciones de temperatura más precisas en comparación con perfiles de nodos elegidos manualmente o distribuidos regularmente.

Mapeo de las Temperaturas Polares de Mercurio y el Potencial de Hielo

Utilizando el modelo térmico refinado y el DTM completo de la región polar norte del MLA, los investigadores generaron mapas de temperatura promedio y máxima, así como mapas de profundidad a hielo de la región polar norte de Mercurio. Esta es la primera vez que se realiza un modelado térmico tan detallado para el DTM completo del MLA polar, particularmente para latitudes superiores a 85° Norte, que anteriormente estaban subrepresentadas.

Los mapas de temperatura resultantes revelaron que la resonancia spin-órbita de Mercurio, que causa distintas longitudes "calientes" y "cálidas", se refleja claramente en la distribución de temperatura. Notablemente, para varios cráteres dentro de los "cinco grandes" (Prokofiev, Kandinsky, Tolkien, Tryggvadόttir y Chesterton), se encontraron temperaturas por debajo de los 112 Kelvin. Este umbral de temperatura se considera estable para que el hielo de agua exista en escalas de tiempo geológicas. Estos hallazgos respaldan fuertemente las observaciones de radar que han identificado depósitos brillantes de radar dentro de estos cráteres específicos, lo que sugiere la presencia de hielo de agua.

Conclusión

Este estudio actualizó y validó con éxito un modelo térmico, permitiendo estimaciones de temperatura precisas para las regiones polares norte de Mercurio. La implementación de un enfoque adaptativo de nivel de detalle para la dispersión del terreno y la reemisión de radiación redujo significativamente el uso de memoria, manteniendo una alta precisión. Un análisis refinado del oscurecimiento del limbo solar demostró la necesidad de un mayor grado de discretización para Mercurio debido a su proximidad al Sol. El nuevo enfoque exponencial del perfil de profundidad proporcionó resultados superiores, especialmente en el subsuelo raso. Por primera vez, se generaron mapas térmicos completos del DTM polar del MLA, destacando áreas, particularmente en cráteres como los "cinco grandes", con temperaturas propicias para la existencia de hielo de agua estable. Estos hallazgos brindan un apoyo crucial para las observaciones de radar y allanan el camino para futuras investigaciones en profundidad sobre la correlación entre las condiciones térmicas y los depósitos brillantes de radar en Mercurio.

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