Impact	  Cratering	  on	  Icy	  Satellites

	  Sarah	  T.	  Stewart	  Department	  of	  Earth	  and	  Planetary	  Science	  Harvard	  University	  Collisions	  are	  an	  integral	  	  component	  of	  planet	  forma?on	  Dust	  to	  planetesimals	  Giant	  impacts	  Thank	  you	  Bill	  Hartmann	  and	  Don	  Davis	  Impact	  craters	  reﬂect	  target	  proper?es	  Too?ng	  crater,	  Mars	  (29	  km)	  Timocharis	  crater,	  Moon	  (33	  km)	  Morphological	  diﬀerences:	  	  	  	  	  Depth	  to	  diameter	  ra?os	  	  	  	  	  Central	  features	  	  	  	  	  Ejecta	  structures	  Isis	  crater,	  Ganymede	  (73	  km)	  Craters	  expose	  subsurface	  stra?graphy	  and	  can	  create	  transient	  pools	  of	  liquid	  water	  Mars	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Titan	  Burns	  Cliﬀ	  Deep	  Impact	  on	  comet	  Tempel	  1	  Craters	  expose	  subsurface	  stra?graphy	  and	  can	  create	  transient	  pools	  of	  liquid	  water	  Mars	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Titan	  Deep	  Impact	  on	  comet	  Tempel	  1	  Harvard	  single	  stage	  gun	  Shock	  wave	  	  experiments	  40	  mm	Measurements:	  	  	  	  	  Pressure	  &	  volume	  	  	  	  	  Temperature	  	  	  	  	  Strength	  	  	  	  	  Spectroscopy	  	  	  	  	  Sample	  recovery	  plas?c	  metal	  	   sample	  sabot	   ﬂyer	  plate	  Each	  experiment	  is	  over	  in	  a	  few	  microseconds.	  Par?cle	  Velocity	  (m/s)	  Shock	  wave	  	  data	  in	  ice	  Ice	  VI	  (1.5	  GPa)	  Ice	  Ih	  (1.2	  GPa)	  Elas?c	  limit	  (0.6	  GPa)	  Time	  (ms)	  Stewart	  &	  Ahrens	  2003,	  2005	  1	  GPa	  =	  10	  kbar	  H2O	  phase	  diagram	  21	  known	  phases	  12	  stable	  phases:	  	  vapor,	  liquid,	  10	  solid	  crystal	  structures	  Triple	  point:	  	  612	  Pa,	  273	  K	  Cri?cal	  point:	  	  22	  MPa,	  647	  K	  Wagner	  &	  Pruss	  2002	  What	  happens	  when	  ice	  is	  shocked?	  
3	  1.3	   1.5	  g	  /cmShock	  Hugoniot:	  the	  locus	  of	  possible	  shock	  states	  for	  a	  given	  ini?al	  condi?on	  	  Iden?ﬁed	  all	  phase	  transi?ons	  on	  the	  shock	  Hugoniot	  Low	  and	  high	  temperature	  (100	  &	  263	  K)	  Hugoniots	  Stewart	  &	  Ahrens	  2003,	  2005	  What	  happens	  when	  ice	  is	  shocked?	
  • Calculated	  the	  criteria	  for	  mel?ng	  and	  vaporiza?on	  upon	  release	  from	  shock	
  • Measured	  shock	  and	  post-­‐shock	  temperatures	  • Created	  a	  model	  equa?on	  of	  state	  with	  5	  phases	  Stewart	  et	  al.	  2008	  Senf	  &	  Stewart	  2008	  Modeling	  impact	  events	  Shock	  physics	  code:	  – Solves	  conserva?on	  equa?ons	  	  – Cons?tu?ve	  models	  • Shear	  strength	
  • Tensile	  strength	  • Dynamic	  reduc?on	  in	  strength	  – Equa?on	  of	  state	  Senf	  &	  Stewart	  2007,	  2008,	  2009	  2 km diameter projectile at 15 km/s  40 km diameter crater	Cratering	  on	  icy	  bodies	  Europa	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Ganymede	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Callisto	  Mars	  Wide	  range	  of	  crater	  morphologies	  observed	  on	  icy	  satellites	  Ganymede	  &	  Callisto	  30	  km	  	  scale	  bar	  Europa	  10	  km	  	  scale	  bar	  Schenk	  2002	  Icy	  crater	  morphologies	  Transi?on	  I:	  Simple	  to	  complex	  craters	  Transi?on	  II:	  Complex	  to	  central	  pits	  &	  domes	  (on	  Callisto	  &	  Ganymede)	  Transi?on	  III:	  Central	  pits	  &	  domes	  to	  anomalous	  domes	  and	  mul?-­‐ring	  basins	  Schenk	  2002	  Interior	  structure	  inferred	  from	  craters	  Schenk	  2002	  Cratering	  simula?ons	  with	  the	  5-­‐phase	  H2O	  equa?on	  of	  state	  (EOS)	  5-­‐Phase	  EOS	  Simple	  single	  phase	  EOS	  40	  km	  D=2	  km,	  V=15	  km/s,	  T=120	  K,	  Ganymede	  gravity	  Black	  points	  are	  Lagrangian	  tracer	  par?cles	  Gray	  density	  <0.9	  g /cm3	  Senf	  &	  Stewart,	  in	  revision	  5-­‐Phase	  EOS	  Simple	  single	  phase	  EOS	  2.5	  s	  20	  s	  65	  s	  400	  s	  40	  km	  Central	  feature	  is	  a	  product	  of	  phase	  changes	  Phase	  changes	  in	  ice	  leads	  to	  discon'nuous	  excava'on	  Ice	  is	  shocked	  to	  diﬀerent	  phases	  with	  distance	  from	  impact	  Diﬀerent	  unloading	  paths	  leads	  to	  a	  discon?nuity	  in	  material	  veloci?es	  Most	  highly	  shocked	  material	  is	  slower	  –	  it	  is	  concentrated	  within	  the	  collapsing	  crater	  Shock-­‐induced	  phase	  changes	  modify	  the	  dynamics	  of	  excava?on	  ﬂow	  Diﬀerent	  Loading	  and	  Release	  Paths	  Central	  feature	  is	  a	  product	  of	  phase	  changes	  Ice	  at	  the	  mel?ng	  point	  is	  concentrated	  in	  crater	  ﬂoor	  Thermodynamic	  Paths	  104104

AIce VII

BIce VIIshock state102stuck on releaseep102criticalpointliquid100Pressure (MPa)100Pressure (MPa)criticalpointinitialstateliquidinitialstatevapor10-2Ice Ih10-410-410-610-6200vapor10-2Ice Ih100to shockstateIce VIIce VI300

400
500Temperature (K)600700800100200300

400
500Temperature (K)600700800Is	  there	  observa?onal	  support	  for	  discon?nuous	  excava?on?	  

D=73	  km	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  D=64	  km	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  D=62	  km	  Central	  pit	  craters	  on	  Ganymede	  and	  Callisto	  Observed	  size	  range	  (Alzate	  &	  Barlow	  2009)	  Ra?o	  of	  hot	  plug	  width	  	  to	  crater	  diameter	  Hot	  plug	  diameter	  and	  size	  range	  agree	  	  with	  central	  pit	  crater	  observa?ons	  	  Crater	  diameter	  (km)	  Discon?nuous	  excava?on	  not	  signiﬁcant	  in	  small	  craters	  	  (small	  volume	  shocked	  to	  high	  pressure	  solid	  phases).	  Discon?nuous	  excava?on	  and	  the	  origin	  of	  central	  pit/dome	  craters?	  
Width	  of	  hot	  plug	  is	  same	  as	  central	  pits	  Size	  range	  of	  craters	  with	  hot	  plugs	  same	  as	  central	  pits	  (about	  25-­‐150	  km	  diameter)	  Pits	  observed	  on	  Callisto	  &	  Ganymede	  but	  not	  other	  icy	  satellites	  (resurfacing	  or	  not	  enough	  melted	  material)	  Expect	  varia?ons	  with	  impact	  velocity	  Less	  melt	  at	  very	  low	  and	  very	  high	  impact	  veloci?es	  (Do	  not	  expect	  central	  pits	  on	  Pluto)	  Hot	  plug	  evolu?on	  into	  a	  pit/dome	  is	  TBD	  Ganymede	  &	  Callisto	  depth	  vs.	  diameter	  Warm	  thermal	  proﬁle	  leads	  to	  nega?ve	  slope	  	  because	  of	  temperature	  dependent	  strength	  Depth	  (km)	  10	  1	  0.1	  0.01	  0.1	  10	  1	  Crater	  diameter	  (km)	  100	  ~100	  km	  diameter	  crater	  ~145	  km	  diameter	  crater	  Explana?ons	  for	  the	  observed	  morphologies	  on	  icy	  satellites	  thermal	  	  weakening	  Senf	  &	  Stewart,	  in	  revision	  Schenk	  2002	  And	  Mars…..	  

Central	  pit	  crater	  Layered	  ejecta	  blanket	  Layered	  subsurface	  on	  Mars	  (Senf	  &	  Stewart	  2008)	  Mel?ng	  ice	  in	  a	  mixture	  (Rick	  Kraus’	  talk)	  Conclusions	  • H2O	  is	  full	  of	  surprises!	
  • Laboratory	  data	  +	  modeling	  led	  to	  discovery	  of	  a	  new	  phenomena:	  discon?nuous	  excava?on	  – Phase	  transi?ons	  change	  the	  dynamics	  of	  impact	  cratering	  • Discon?nuous	  excava?on	  leads	  to	  forma?on	  of	  a	  hot	  plug	  in	  center	  of	  crater	  ﬂoor	  – Hot	  plug	  characteris?cs	  similar	  to	  central	  pits	  • Decreasing	  crater	  depth	  with	  increasing	  diameter	  – Thermal	  weakening	  from	  a	  thermal	  gradient	  Icy	  crater	  morphology	  explained	  up	  to	  size	  range	  where	  subsurface	  oceans	  become	  important*