Influence of ion sputtering on the surfaces of Mercury and the Moon

Abstract

Unser Sonnensystem ist trotz seiner Leere eine raue Umgebung. Auf die Oberflächen gesteinsförmiger Himmelskörper wirkt ständig eine Vielzahl von Einflüssen ein und führt zum einen zu einer Veränderung dieser und zum anderen zum Freisetzen von Material. Dies ist darauf zurückzuführen, dass Planetenoberflächen kontinuierlich durch von der Sonne emittierte, energetische Teilchen – dem Sonnen- wind – getroffen und aufgrund der verursachte Ionenzerstäubung abgetragen werden. In weiterer Folge führt dieses zerstäubte Material zur Bildung einer dünnen Schicht erhöhter Dichte um Planeten und Monde, der Exosphäre. Um die Bildung der Exosphäre nachvollziehen zu können, ist es daher von entscheidender Bedeutung, die Wechselwirkung der Ionen des Sonnenwindes mit den Oberflächen von gesteinsförmigen Himmelskörpern zu verstehen. Dazu gehört auch, die Auswirkungen von oft nicht berücksichtigten Eigenschaften wie Kristallstruktur und Oberflächenrauigkeit auf den Zerstäubungsprozess bei Mineralien einzugrenzen, da typischerweise flache, amorphe Proben im Hinblick auf ihre Zerstäubungsausbeute diskutiert werden. Hierzu wurden Experimente mit verschiedenen Ionenspezies und Probenmaterialien durchgeführt, wodurch die Wechselwirkung der Sonnenwind- Ionen mit Planetenoberflächen im Detail untersucht werden konnte.Das magnesium- und eisenreiche Pyroxen Augit ((Ca,Mg,Fe)2[Si2O6]) wurde in Form dünner Schichten mit 4 keV He+ und mit 2 keV H2+ Ionen bestrahlt und die Zerstäubungsausbeuten in Abhängigkeit vom Einfallswinkel für beide Projektile gemessen. Darüber hinaus wurde auch die Implantation von He während den Bestrahlungsphasen eingehend untersucht. Es konnten zum einen verschiedene Regime in Bezug auf die netto Implantation sowie zum anderen eine lokale Konzentration von 10 at.% an implantiertem He in der gesättigten Probe festgestellt werden. Anschließende Thermodesorptionsspektroskopie haben in Kombination mit einer Mikrowaagen-Technik gezeigt, dass ein erhitzen der Proben auf 530 K dazu führt, dass das gesamte implantierte He wieder aus den Proben entfernt wird. Dies liegt im Bereich der Temperaturschwankungen auf der Oberfläche des Planeten Merkur, die von 100 K bis zu 700 K reichen können.Mit Hilfe eines neuartigen Versuchsaufbaus mit zwei Mikrowaagen war auch ein Vergleich des Zerstäubens von amorphen und kristallinen Phasen für planetare Analogmaterialien möglich – wobei zusätzlich auch die Winkelverteilungen des emittierten Materials untersucht werden konnte. Zu diesem Zweck wurden Proben aus Wollastonit (CaSiO3) und Enstatit (MgSiO3) als amorphe, dünne Filme und als polykristalline, gepresste Mineralpellets hergestellt und Bestrahlungen mit 4 keV He+ und 2 keV Ar+ Ionen unter verschiedenen Einfallswinkeln durchgeführt. Im Falle der Wollastonit-Proben wurden nahezu identische Zerstäubungsausbeuteniii2für die beiden Probentypen gefunden, während sich bei dem Enstatit-Pellet eine deutlich geringere Ausbeuten im Vergleich zu den entsprechenden Dünnschichten zeigten. Begleitende Simulationen zur Zerstäubung von rauen Oberflächen unter Verwendung von Aufnahmen der Pelletoberflächen – erstellt mittels Rasterkraft- mikroskopie – stimmen gut mit diesem experimentell beobachteten Verhalten überein. Daraus kann gefolgert werden, dass es im untersuchten Fluenzbereich keine Auswirkun- gen der Kristallstruktur auf den Zerstäubungsprozess gibt. Dies bedeutet auch, dass die mit amorphen Proben gewonnenen Daten für die Abschätzung des Zerstäubens für Himmelskörper angewendet werden können, für die Berechnung jedoch die Oberflächenrauigkeit berücksichtigt werden muss.Erweiternd zu den Ergebnissen mit Analogmaterialien wurden auch reale Mondproben – aus dem Bestand des von der Apollo 16 Mission der NASA zur Erdegebrachten Materials – hinsichtlich der entsprechenden Zerstäubungsausbeute beiIonenbestrahlung untersucht. Für die Experimente wurden sowohl molekularer Wasserstoff (H +) mit einer kinetischen Energie von 2 keV als auch 4 keV He+ Ionen 2 verwendet, um das Zerstäuben von gepresste Mineralpellets mit polykristalliner Struktur und einer gewissen Oberflächenrauigkeit mit dem von flachen, amorphen Dünnschichten zu verglichen. Auch in diesem weniger idealisierten Szenario sind die Simulationen – unter der Annahme, dass die Oberflächenrauigkeit der einzige relevante Unterschied für den Zerstäubungsprozess ist – in der Lage, die experimentellen Ergebnisse zu reproduzieren. Dies bedeutet, dass die Berücksichtigung der tatsächlichen Oberflächentopologie (Rauheit) und der Oberflächenzusammensetzung für eine genaue Beschreibung der Zerstäubung von gesteinsförmigen Himmelskörpern ausreichen könnte.

The space between planets and bodies in our solar system is almost empty – but nevertheless a very harsh environment. A wide range of effects continuously impacts on the surfaces of rocky celestial bodies, leading to modifications and liberation of material. Due to the emission of energetic particles from the sun – the solar wind – surfaces are constantly eroded by ion sputtering. The sputtered material leads to the formation of a tenuous layer around planets and moons with increased density, the exosphere. It is therefore crucial to understand the interaction of solar wind ions with the surfaces of rocky bodies in order to be able to comprehend the exosphere formation. This also includes constraining the effects of often hidden properties, like crystal structure and surface roughness on the sputtering process for minerals, as typically flat, amorphous samples are discussed with regard to their sputter yield. Experiments with different ion species and sample materials were carried out, investigating the interaction of the solar wind ions with rocky body surfaces in detail.Therefore the magnesium and iron rich pyroxene augite ((Ca,Mg,Fe)2[Si2O6]) was irradiated with He+ ions at a kinetic energy of 4 keV and H + ions at 2 keV in the form of thin films. Thereby, the sputter yields in dependence of the incidence angle could be measured for both projectiles. Furthermore, the implantation of He upon impact was studied extensively. Different regimes with respect to the net implan- tation flux could be seen as well as a concentration of 10 at.% of implanted He in the saturated sample. Subsequent thermal desorption spectroscopy measurements in combination with a microbalance technique have shown, that all implanted He is removed from the samples when heating them to 530 K. This is in the range of Mercury’s temperature variations, which can reach from 100 K up to 700 K.By means of a novel experimental setup including two microbalances, also a com- parison of the sputtering of amorphous and crystalline phases for planetary analogs was possible – additionally allowing to probe the angular distributions of the sput- tered material. For this purpose, wollastonite (CaSiO3) and enstatite (MgSiO3) samples were prepared as amorphous thin films and as polycrystalline pressed mineral pellets. Measurements were performed with 4 keV He+ and 2 keV Ar+ ions, impinging under varying angles of incidence. In the case of the wollastonite samples, almost identical sputter yields for the two types of samples were ob- tained, whereas significantly smaller yields were measured for the enstatite pellet compared to the respective thin films. Accompanying simulations of sputtering of rough surfaces using atomic force microscope images of the pellet surfaces as inputs agree well with this experimentally observed behavior. It is therefore concluded, that no effects of crystal structure are present in the investigated fluence regime.i2This also implies that data obtained with amorphous samples can be used for the estimation of sputtering on celestial bodies. Furthermore, the necessity of taking surface roughness into account when calculating sputtering on realistic planetary surfaces has been shown.Expanding on the results with analog materials, real lunar samples returned toEarth by the NASA Apollo 16 mission have been investigated regarding the according sputter yields upon ion irradiation. Molecular hydrogen (H +) at a kinetic 2energy of 2keV as well as 4keV He+ ions were used for the experiments. Again, pressed mineral pellets with poly-crystalline structure and certain surface rough- ness were compared to flat amorphous thin films. Also in this less idealized scenario, simulations are able to reproduce experimental results under the assump- tion, that surface roughness is the only relevant difference for sputtering. This means, that it might be sufficient to consider actual surface topology (roughness) and surface composition for an accurate description of the sputtering behavior of rocky celestial bodies.