2011. aastal NASA Koit kosmoselaev asutas orbiidi suure asteroidi (teise nimega planetoid) ümber, mida tuntakse Vesta nime all. Järgmise 14 kuu jooksul viis sond Vesta pinna üksikasjalike uuringutega koos teaduskomplektiga. Need leiud paljastasid palju planeetide ajaloo, selle pinnaomaduste ja struktuuri kohta - mida arvatakse olevat eristatud nagu kiviseid planeete.
Lisaks kogus sondi Vesta jääsisu kohta olulist teavet. Pärast seda, kui nad on viimase kolme aasta jooksul sondi andmeid läbi tuhisenud, on teadlaste meeskond koostanud uue uuringu, mis näitab maa-aluse jää võimalust. Need leiud võivad mõjutada meie arusaama sellest, kuidas päikesekehad moodustusid ja kuidas vett ajalooliselt kogu Päikesesüsteemi veeti.
Hiljuti avaldati teadusajakirjas nende uurimus pealkirjaga „Koidute missiooni asboriidi Vesta orbitaalsed bistaatilised radarivaatlused“. Looduskommunikatsioon. Lääne-Michigani ülikooli kraadiõppuri Elizabeth Palmeri juhtimisel tugines meeskond Vesta esimese orbitaalbistaatilise radari (BSR) vaatluse läbiviimisel kosmoselaeva Dawn pardal oleva sideantenni abil saadud andmetele.
See antenn - suure jõudlusega telekommunikatsiooni antenn (HGA) - edastas Vesta orbiidi ajal X-sagedusega raadiolaineid Maa sügava kosmosevõrgu (DSN) antenni. Suurema osa missiooni vältel oli Dawni orbiit kavandatud selleks, et HGA oleks Maa maajaamadega vaateväljas. Okupatsioonide ajal - kui sond möödus Vesta tagant 5–33 minutit korraga - oli sond sellest vaatepiirist väljas.
Sellegipoolest edastas antenn pidevalt telemeetrilisi andmeid, mis põhjustas HGA edastatud radarilainete peegeldumise Vesta pinnalt. Seda tehnikat, mida nimetatakse bistaatilisteks radarideks (BSR), on varem kasutatud selliste maapealsete kehade pindade uurimiseks nagu Merkuur, Veenus, Kuu, Marss, Saturni Kuu Titan ja komeet 67P / CG.
Kuid nagu Palmer selgitas, oli selle tehnika kasutamine Vesta-suguse keha uurimiseks astronoomide jaoks esimene:
„See on esimene kord, kui väikese keha ümber orbiidil viidi läbi bistaatiline radarikatse, nii et see tõi kaasa mitu ainulaadset väljakutset, võrreldes sama katsega, mida tehakse suurtes kehades nagu Kuu või Marss. Näiteks kuna Vesta ümbritsev gravitatsiooniväli on palju nõrgem kui Marsil, ei pea Dawni kosmoselaev oma pinnast kauguse säilitamiseks orbiidile minema väga suure kiirusega. Kosmoselaeva orbitaalkiirus muutub oluliseks, kuna mida kiirem on orbiit, seda enam „pinnakaja” sagedus muutub (Doppler nihkub), võrreldes „otsese signaali” (see on takistamatu raadiosignaal) sagedusega mis rändab otse Koidiku HGA-st Maa sügava kosmosevõrgu antennideni ilma Vesta pinda karjatama). Teadlased oskavad erineda 'pinna kaja' ja 'otsese signaali' vahel nende sageduse erinevuse järgi - nii et Dawni väiksema orbitaalkiiruse Vesta ümbruses oli see sageduse erinevus väga väike ja nõudis BSR-i andmete töötlemiseks rohkem aega. ja eraldage pinnakajad, et mõõta nende tugevust. "
Uurides peegeldunud BSR-i laineid, suutsid Palmer ja tema meeskond Vesta pinnalt väärtuslikku teavet saada. Sellest alates täheldasid nad pinnaradari peegelduse olulisi erinevusi. Kuid erinevalt Kuust ei olnud neid pinnakareduse muutusi võimalik seletada ainuüksi kraatritega ja see oli tõenäoliselt tingitud maa-jää olemasolust. Nagu Palmer selgitas:
„Leidsime, et see tulenes pinna kareduse erinevustest mõne tolli skaalal. Tugevamad pinnakajad tähistavad siledamaid pindasid, nõrgemad pinnakajad aga karedamate pindade pinnalt. Kui võrdlesime Vesta pinnakareduse kaarti vesiniku kontsentratsiooni maapinnaga - mida Dawn teadlased mõõtsid kosmoselaeva Gamma Ray and Neutron Detector (GRaND) abil -, leidsime, et ulatuslikud sujuvamad alad kattusid aladega, mis olid samuti vesinikku kõrgendanud koondumised! ”
Lõpuks jõudsid Palmer ja tema kolleegid järeldusele, et maetud jää (mineviku ja / või oleviku) esinemine Vestal põhjustas selle, et pinnaosad olid teistest siledamad. Põhimõtteliselt kandis see pinnale suure hulga energiat alati, kui pinnale tekkis löök. Kui sinna oleks maetud jää, sulataks see kokkupõrke tagajärjel pinnale, voolab pinnale mööda lööke tekitatud luumurrud ja külmub seejärel oma kohale.
Umbes samamoodi, nagu Kuu, nagu näiteks Europa, Ganymede ja Titania, pinna uuenemist kogevad, kuna krüovolkanism põhjustab vedela vee jõudmist pinnale (kus see uuesti külmub), põhjustaks maa-aluse jää olemasolu Vesta pinna osi silumiseks üle aja. See viiks lõpuks sellist ebaühtlast maastikku, mille tunnistajaks olid Palmer ja tema kolleegid.
Seda teooriat toetavad suured vesiniku kontsentratsioonid, mis tuvastati sadade ruutkilomeetrite mõõtmetega siledamatel maastikel. See on kooskõlas ka Dawn Framing Camera piltidelt saadud geomorfoloogiliste tõenditega, mis näitasid mööduva veevoolu märke Vesta pinnal. See uuring oli vastuolus ka mõne varem Vesta kohta käinud oletusega.
Nagu Palmer märkis, võib see mõjutada ka meie arusaamist päikesesüsteemi ajaloost ja arengust:
“Eeldatavasti oli asteroid Vesta ammendanud kogu veesisalduse juba ammu ülemaailmse sulamise, diferentseerumise ja väiksemate kehade mõju tõttu ulatusliku regoliidi aianduse kaudu. Kuid meie leiud toetavad ideed, et maetud jää võis olla Vesta kohal, mis on põnev väljavaade, kuna Vesta on protoplaneet, mis tähistab planeedi kujunemise varajast etappi. Mida rohkem me õpime sellest, kus vesi-jää kogu Päikesesüsteemis eksisteerib, seda paremini mõistame, kuidas vett Maale tarniti ja kui palju oli Maa sisemusele omane selle tekkimise varases staadiumis. "
Seda tööd sponsoreeris NASA Planeetide geoloogia ja geofüüsika programm, mis on JPL-il põhinev jõupingutus, mis keskendub maapealsete sarnaste planeetide ja Päikesesüsteemi peamiste satelliitide uurimise edendamisele. Töö viidi läbi ka USC Viterbi insenerikooli abiga osana jätkuvatest jõupingutustest parandada radareid ja mikrolainekujutisi, et leida planeetide ja muude kehade pinnaalused veeallikad.
