Lez. 2. Tettonica Planetaria

TETTONICA
2. Tettonica Planetaria
Dr. Valentina Galluzzi
Prof. Luigi Ferranti
DiSTAR - Università di Napoli ‘Federico II’
I pianeti del nostro Sistema Solare
Tutti i pianeti si sono formati all’incirca al tempo della formazione del sole – 4.6 Ga
Il nostro Sistema Solare si distingue in Sistema Solare Interno e Sistema Solare Esterno
S.S.Interno → Pianeti rocciosi → Silicatici → di interesse per la tettonica
S.S. Esterno → Pianeti gassosi → Principalmente H, He → nessuna crosta da studiare
Altri corpi solidi di interesse per la tettonica:
Lune, Satelliti ghiacciati, Asteroidi, Pianeti nani
Venere
Mercurio
Marte
Giove
Terra
Saturno
Urano
Luna
Ceres
Nettuno
Plutone, Haumea, Makemake, Eris
« solar system scale »
Cos’è la geologia planetaria?
La geologia planetaria (o anche astrogeologia, esogeologia)
consiste nell’applicazione dei principi delle scienze
geologiche allo studio dei processi di superficie di corpi
planetari.
Il principale strumento della geologia planetaria per capire
processi ed evoluzione di una superficie è il paragone con
altri corpi planetari  planetologia comparata.
Cos’è la planetologia comparata?
(per il geologo)
Si tratta di confrontare diversi corpi planetari dotati di
superficie solida tenendo conto che tali superfici possono
essere modficate attraverso tre tipi di processi diversi:
1) processi geodinamici endogeni
(tettonica e vulcanesimo)
2) processi di modellamento esogeni
(fenomeni di erosione e deposizione ad opera di agenti legati ad atmosfera ed idrosfera)
3) craterizzazione da impatto
Cosa paragonare?
I corpi planetari
• Corpo planetario: corpo non stellare solido composto da silicati e/o
ghiacci, orbitante attorno ad una stella o ad un altro corpo planetario (sferico se
di diametro maggiore di circa 300km)  pianeti, satelliti, asteroidi.
• Pianeta: corpo non stellare orbitante attorno ad una stella, abbastanza grande
da presentare forma sferica e da allontanare altri oggetti dalla zona circostante la
propria orbita.
• Pianeta nano: corpo non stellare orbitante attorno ad una stella, abbastanza
grande da presentare forma sferica, ma che non ha “ripulito” la propria orbita.
• Satellite: corpo planetario che orbita attorno ad un altro corpo planetario.
• Asteroide: corpo planetario composto di roccia o metallo; la maggior parte
orbitanti tra Marte e Giove. Tutti quelli conosciuti hanno diametro minore di
1000 Km.
Melosh, 2006 – Planetary Surface Processes
Un fattore importante nella tettonica dei pianeti
La massa planetaria
La massa planetaria controlla il raffreddamento:
< ~ ×1023 kg = inattivi;
Pianeta
• Luna
• Mercurio
• Marte
• Venere
• Terra
Diametro (km)
3876
4880
6794
12103
12756
> ~ ×1023 kg = attivi
Massa (kg)
7.35×1022
3.30×1023
6.42×1023
4.87×1024
5.97×1024
Tettonica
inattivo
attivo in passato
parz. attivo
attivo
attivo
Origine del Sistema Solare
e Fascia degli Asteroidi
Tutti i pianeti silacatici erano caldi all’inizio
del Sistema Solare (~ 4.56 Ga)
• I pianeti erano probabilmente fusi
all’inizio (protopianeti), a causa di
differenti sorgenti di calore:
accrezione, formazione del nucleo,
decadimento di radionuclidi, evento
T-tauri del Sole.
• I pianeti avevano «oceani magmatici»
dai quali si formò una crosta silicatica
primitiva (preservata ad esempio
sulla Luna)
Cintura degli asteroidi
•La Cintura di Asteroidi separa il S.S. Interno dal S.S. esterno e marca l’orbita
approssimativa di un pianeta abortito (a causa del forte campo gravitazionale di Giove)
•Più di 10,000 asteroidi hanno orbite sufficientemente ben conosciute per essere
catalogati e nominati.
•La datazione dai meteoriti provenienti dalla fascia degli asteroidi dà un’età di ~4.55 Ga
(età del sistema solare).
Asteroidi
un pianeta mai sviluppato
– Detrito roccioso colliso a formare aggregati
– Aggregati collisi a formare asteroidi
– in media 40 km diametro
Cerere: Il pianeta nano che costituisce un
terzo della massa della Cintura di Asteroidi
La sonda Dawn della NASA ha visitato
Cerere nel 2015.
Ceres fotografata da Dawn
Asteroide 4 Vesta
D = 530 km
Cerere crater
Occator
946
km
DD==92
km
Titius-Bode Law for planetary orbits
1766 – 1772
Serie
iniziale
Somma
+4
Diviso
/10
Distanza
reale
Corpo
planetario
0
4
0.4
0.39
Mercurio
3
7
0.7
0.72
Venere
6
10
1
1.00
Terra
12
16
1.6
1.52
Marte
24
28
2.8
2.80
48
52
5.2
5.20
Giove
96
100
10
9.54
Saturno
192
196
19.6
19.19
384
388
38.8
30.06
Cerere 1801
Urano 1781
Nettuno
Luna
La Luna (terrestre)
Tecnicamente non è un pianeta ma contiene informazioni critiche
su come evolvono i piccoli pianeti
•
Due tipi di crosta lunare:
Highlands (chiare) Mari (o
Maria) (scuri)
•
Highlands sono dominati da
rocce feldspatiche di ~4.5 Ga,
resti
di
una
crosta
primordiale.
•
Mari sono più giovani,
composti di flussi basaltici di
età fra 4.0 e 3.16 Ga, che
hanno riempito vecchi crateri
da impatto.
Origine della
Luna
La Luna si è formata da detrito gettato
fuori dalla Terra dall’impatto di un
corpo della taglia di Marte.
Questo spiegherebbe
la sua bassa densità
dovuta
ad
un’alta
percentuale
di
materiali silicatici.
La crosta anortositica della Luna è una evidenza fossile
dell’Oceano Magmatico.
Questa “crosta Primitiva” si è formata
alla sommità dell’oceano magmatico in
raffreddamento, probabilmente quando i
metalli Fe-Ni affondarono a formare il
nucleo planetario.
• Sulla Luna non c’è evidenza di attività tettonica significativa.
• Superficie satura di crateri di impatto.
Regione del Polo Nord (Kaguya, 2007)
La superficie della Luna (e di altri pianeti inattivi) è
dominata da creteri da impatto
Il Sistema Solare iniziale aveva molti più impatti meteoritici di
adesso.
Questo record è preservato sui pianeti tettonicamente morti:
Luna, Mercurio, Marte meridionale.
•
Superficie lunare satura di crateri da impatto
risultanti dall’intenso bombardamento iniziale della
primitiva crosta feldspatica
Late Heavy Bombardment
( LHB )
Il Late Heavy Bombardment ha interessato Luna, Terra, Marte, Venere e
Mercurio e si colloca tra 4.1 Ga e 3.8 Ga
Probabilmente causato da uno spostamento dei giganti gassosi che hanno
destabilizzato gli equilibri gravitazionali dei corpi minori (asteroidi).
LHB relativo alla Luna
Crateri formati da impatti meteoritici
Clearwater West, Canada, 32 km
Barringer Crater (detto anche Meteor Crater), Winslow, Arizona.
Formato ~ 50,000 anni fa da un meteorite ferroso con diametro 30-50 m.
Cratere con diametro 1200 m e profondo 200 m.
Sulla terra sono stati identificati ~120 crateri da impatto; molti di più sono coperti o rimossi da erosione, o da
tettonica.
Formazione ed età dei crateri
1
2
3
4
5
6
I Mari Lunari
L’ultimo singulto tettonico della Luna
MARE MOSCOVIENSE
Sea of Moscow
NORTH
SOUTH
I Mari Lunari sono flussi basaltici eruttati 4.0-3.16 Ga.
Coprono ~15% della superficie, la maggior parte sul lato vicino.
I Mari sono larghi 200-1200 km e spessi ~ 500-1500 m.
Dopo l’eruzione dei Mari, la Luna divenne tettonicamente morta.
Le Wrinkle Ridges
Le wrinkle ridges sono delle dorsali sinuose e poco elevate che si
estendono per centinaia di chilometri. Si trovano tipicamente nei
maria lunari e sono state generate probabilmente dal raffreddamento
degli stessi. Sono quindi associabili a dei thrust.
Mercurio
Mercurio
• Il più piccolo dei pianeti
rocciosi interni (Marte,
Terra, Venere) e il più
vicino al Sole.
• Alta densità (5.4 gr x
cm3) indica un grande
nucleo metallico (c. 3/4
del raggio planetario)
rispetto a mantello e
crosta.
Mercurio
•
•
•
3x la massa dela Luna
Fotografato da Mariner 10 negli anni 70 e da MESSENGER a
partire dal 2011 fino al 2015
Superficie satura di crateri, ma senza maria (tipo la Luna)
Composizione della superficie di Mercurio
• Rapporti di massa Mg/Si, Al/Si, e Ca/Si per la superficie di Mercurio comparati con
composizioni lunari e terrestri, e composizioni modellate per Mercurio.
• Mercurio: (spettri) ipotizzati da spettri all’infrarosso terrestri, modelli di prodotti di oceani
magmatici parzialmente fusi, condriti parzialmente fuse (CB e EC), e fusi parziali da un mix
di materiali refrattari e volatili (MA) (Nittler et al. 2011).
S t r u t t u re E r m i a n e
• Strutture DISTENSIVE intra-crateri
- GRABEN RADIALI
- GRABEN CONCENTRICI
• Strutture COMPRESSIVE intra-crateri
- WRINKLE RIDGES
• Strutture COMPRESSIVE ubiquitarie
- LOBATE SCARPS (thrusts)
50 Km
Caloris Planitia
N
100 Km
Victoria Rupes
Beagle Rupes
50 Km
global contraction
tidal despinning
mantle convection
(Strom, 1975)
(Melosh & Dzurisin, 1978)
(King, 2008)
↓ core solidification
↓ rotation despinning
↓ convective cells
↓ surface shrinking
↓ inversion tectonics
• cells changed over time
• widespread thrusts
• all kind of faults
• random orientations
• latitudinal variations
Thrusts su Mercurio
Alcuni thrust
tagliano i crateri.
Molti altri invece
sono suturati dai
crateri.
Le Lobate Scarps
Immagine MESSENGER di Victoria Rupes
Le lobate scarps si sono formate per la contrazione termica legata al raffreddamento
del nucleo e/o per il Tidal Despinning
Galluzzi et al. (2015)
Analisi crateri fagliati
Δx
☿ L’analisi dei crateri fagliati consiste nel ricavare:
Δx
Δh
componente orizzontale dello slip
Δh
D
componente verticale dello slip
– +
ς ≡ δ dip-slip
Δx
☿ Così da ricavare i seguenti parametri:
ς
D
slip plunge / apparent dip
δ
true dip della faglia
λ
rake su piano di faglia
displacement
ς = tan-1(Δh / Δx)
δ = tan-1(tanς / sinφ)
λ = cos-1 (strike· slip)
D = Δh / sinς
V i c t o r i a – E n d e av o u r R u p e s a r r ay
1
Faulted craters as
kinematic indicators
Galluzzi et al., 2015
2
3
•Log–log plot della dislocazione massima vs. lunghezza della faglia per 8 lobate
scarps su Mercurio.
•Il rapporto g (~7x10−3 ) è ottenuto dal fit lineare ai dati D–L
Planetary Tectonics (Watters and Schultz, eds.) 2009
Hollows
Analoghi
Marte
Terreno “Swiss cheese” : sublimazione di
CO2 nella calotta polare
Luna
nei basalti dei
Maria
Blewett et al., 2011 (Science)
Il campo magnetico di Mercurio
• Mercurio ha un campo magnetico globale approssimato da un dipolo (due poli
magnetici).
• Campo magnetico ~ 1.1% di quello terrestre.
• Origine del campo spiegata dalla teoria della dinamo che richiede che almeno
parte del nucleo è fuso e ha moti convettivi.
Il campo magnetico di Mercurio è più debole di quello
terrestre ma più forte di quello di Venere o Marte
Planet
Magnetic Field
Mercury
100 times weaker than Earth
Venus
25,000 times weaker than Earth
Earth
30,000 – 60,000 nT
Mars
5000 times weaker than Earth
Jupiter
20,000 times greater than Earth
Saturn
540 times greater than Earth
Uranus
40 times greater than Earth
Neptune
¼ that of Earth
Pluto
None that we know of
Ricapitolando i pianeti “morti”
(Luna & Mercurio)
• Assenza di attività magmatica o tettonica per
miliardi di anni
• Preservazione della crosta primitiva (Luna) e
dell’antica superficie bombardata
• No evidenza di dorsali, fosse e faglie trasformi…
…quindi: assenza di tettonica delle placche
Venere
Venere: un pianeta
tettonicamente attivo
grande come la terra
•
•
•
•
La massa è simile alla terra (82% of ME)
Superficie T = + 480°C
Numerose missioni US & USSR
98% della superficie di Venere è stata
cartografata usando immagini radar prima che
la sonda Magellan si incendiasse nella
atmosfera venusiana nel 1994.
La superficie solida di Venere è nascosta da una
densa atmosfera di CO2 (90 atm)
USSR Landers hanno documentato che
Venere ha una superficie rocciosa
Venera 9, 1975
Venera 10, 1975
Venera 13, 1982
La superficie vista da sonde Venera
V13
V14
Topografia di Venere da Magellan (66.5°N to 66.5°S)
•
Vaste piane coperte di flussi lavici (almeno 85% della superficie). Più di 100,000
vulcani a scudo con centinaia di grandi vulcani. I flussi lavici hanno prodotto canali
sinuosi estesi centinaia di km, uno c. 7,000 km
• Regioni montagnose o altipiani deformate da attività tettonica.
• Numerosi crateri da impatto distribuiti irregolarmente.
• La superficie di Venere è relativamente giovane, completamente rimodellata 300500 Ma fa
Crateri da impatto su Venere
•
Venere non ha evidenze del
primitivo intenso bombrdamento ,
il che indica la rimobilizzazione
della superficie 300-500 Ma fa.
•
Venere ha meno piccoli crateri di
ogni altro pianeta. Piccoli proiettili
si vaporizzano nell’atmosfera
venusiana prima di raggiungerne la
superficie.
Crateri da impatto su Venere
•
•
Il cratere Addams è caratterizzato da un flusso che si estende >600 km oltre il bordo.
A causa delle alte T° sulla superficie di Venere, gli impatti producono più fusi che su
altri pianeti. I depositi eiettati sono molto sottili.
Vulcanologia di Venere
• Caldere giganti con diametro >100 km si trovano su
Venere (sulla terra arrivano a alcuni km).
• Coronae sono grandi strutture circolari od ovali, circondate
da scarpate, ampie centinaia di km. Si pensa siano
l’espressione superficiale di pennacchi mantellici.
• Arachnoids sono strutture circolari o elongate simili alle
coronae. Possono essere state formate da rocce fuse
infiltrate in fratture superficiali che hanno prodotto sistemi
di dicchi radiali e fratture.
Caldere giganti
•Questo tipo di vulcano è chiamato "anemone" per
I flussi lavici a forma di petalo e il pattern radiale
radar –chiaro. Normalmente si trovano in
associazione con eruzioni fissurali.
•Questo vulcano ha dimensioni di 40 x 60 km e ha
un edificio centrale scuro con flussi lavici centrali
chiari. Si notano summit pits allungati e un graben
arcuato lungo la sommità S.
Erta Ale, nell’ Afar rift del NE Ethiopia, ha
eruttao di continuo dal 1967.
Flussi lavici a blocchi emergono in giallo
chiaro a causa dello scatter nel segnale
radar. Flussi più regolari sono marrone e
rosa.
Coronae
•
•
•
•
•
•
Coronae sono immense strutture
circolari o oblunghe, generalmente con
diametro di 200-250 km, sebbene talune
possono arrivare a 1100 km.
Queste strutture sembrano uniche di
Venere.
Hanno una espressione topografica
positiva, circondati da un fosso, e
tipicamente si innalzano di 2 km sopra le
piane circostanti.
Il loro interno, può essere sia a duomo
che a scodella.
Sono anche caratterizzati da dorsali ad
anello, fratture parzialmente chiuse, o
fratture radiali.
L’interno di numerose coronae contiene
numerose strutture vulcaniche minori.
Ba'het Corona (230 x 150 km).
•
•
•
•
•
Sono strutture da circolari a
ovoidali con anelli
concentrici e un complesso
network di fratture che si
estende anche all’esterno.
Dimensioni: ~50 x 230 km.
Gli Arachnoidi sono simili
come forma ma più piccoli
delle coronae
Una teoria prevede che siano
I precursori delle coronae
Le linee radar-chiare che si
estendono per molti km
potrebbero essere dicchi di
push-up.
Arachnoidi
Pancake Volcanoes
•
•
•
Cluster di 4 duomi
sovrapposti sul limite
orientale di Alpha
Regio.
I duomi hanno
diametro medio di 25
km e altezza massima
di 750 m.
Queste strutture
riflettono eruzioni di
lave viscose su terreno
piano con
espandimenti laterali
omogenei.
Piccoli coni
vulcanici
•
I vulcani a cono in questo
cluster hanno diametro di c. 2
km, altezza 200 m e scarpate
12°
• I vulcani sovrastano un
network di fratture in Niobe
Planitia. Alcuni coni sono
tagliati da fratture più spaziate
orientate N-S.
Tettonica Venusiana
Spessori
litosferici
Fase 1
Fase 2
La tettonica venusiana è dominata da pennacchi mantellici e
litosfera delaminata?
Phillips & Hansen, 1998
Terra
Plate tectonics
Venere
Blob tectonics
Marte
Marte: Tettonicamente vivo o morto?
L’interpretazione di Lowell (1906) dei
“canali” Marziani da un telescopio a 24”
Mosaico Viking, 1976
La dicotomia tra gli emisferi di Marte
•Emisfero meridionale pesantemente craterizzato e ritenuto vecchio. Include il più
grande impatto (Hellas Planitia, emisfero sinistro, vasta area (p) a S).
•Emisfero settentrionale dominato da basse piane, essenzialmente flussi lavici e
sedimenti, pochi crateri da impatto.
•Grandi vulcani nell’emisfero sinistro (3 vulcani in fila = gruppo di Tharsis Montes; due
grandi vulcani a N e W sono Olympus Mons (il più grande vulcano del sistema solare) e
Alba Patera.
•La lunga struttura curvilinea all’ equatore nell’emisfero destro è Valles Marineris,
molto più grande e profonda del Grand Canyon.
•I vulcani e il rift della Valles Marineris indicano tettonica recente.
Alba Patera
Olympus
Valles
Marineris
Tharsis Montes
Hellas
Planitia
La dicotomia emisferica è chiara sulle mappe topografiche
Elevazioni maggiori in bianco, minori in blu
Marte può essere ancora magmaticamente e tettonicamente attivo, ma
non vi è evidenza di limiti di placca e dunque di tettonica a zolle.
Valles Marineris Rift
•
Valles Marineris: la più grande depressione tettonica del sistema
solare.
• VM lunga c. 4,000 km e profonda da 2 a 7 km.
• Il canyon è formato da una serie di fosse strutturali di rift, radiali al
Tharsis bulge a NW.
Mosaico a colori Viking della Valles Marineris
Valles Marineris non è stata incisa da un fiume (tipo il Grand
Canyon) ma esiste evidenza di erosione
Altre evidenze di estensione su Marte
Graben paralleli a piccola spaziatura
Fratture nella regione settentrionale di Tharsis
Vulcanismo su Marte: Monte Olympus
•
Monte Olympus ha diametro medio di
625 km, altezza di 22 km, con una caldera
ellittica lunga 80 km
•
E’ il monte più alto del Sistema
Solare.
•
Una scarpata alta 6 km circonda Mons Olympus.
• I rigonfiamenti e i grandi vulcani sono costruiti sopra pennacchi mantellici.
Si comportano come hot spots…
…ma non essendo sovrastati da placche in movimento (ad es. Hawaii), il vulcano
può crescere molto in altezza.
Spessore Crostale di Marte
Zuber, 2001
Antica espansione del fondo marino su Marte?
•
•
Anomalie magnetiche lineari nell’emisfero meridionale di Marte. Le bande hanno un trend
E-W, con larghezza c. 160 km e lunghezza c. 1000 km, con le più lunghe fino a 2000 km.
Le anomalie magnetiche lineari non sono presenti nell’emisfero settentrionale.
Europa
Europa: tettonica sulla
crosta ghiacciata?
Earth
Moon
20 km
13 km
-6
-11
8
Topographic scale range
Venus
Mars
16 km
30 km
-8
-3
13
7
22
La terra ha (ancora) la tettonica delle placche.
Perchè solo noi?