A Mars belső szerkezete

A Mars belső szerkezete és összetétele a Mars geológiájának vizsgálati tárgya .

Tanulmányi módszerek

• A marsi meteoritok tanulmányozásának adatai [1] [2] .
• Kutatás űrhajók  - orbiterek és roverek  - segítségével különböző frekvenciákon. Először is ez a bolygó sűrűségének és dimenzió nélküli tehetetlenségi nyomatékának mérése [3] [4] [5] , amely információt ad egy sűrű mag jelenlétéről a bolygón . Ez magában foglal mindenféle spektroszkópiai vizsgálatot, valamint a gravitációs [6] [5] és a mágneses mező mérését [7] .
• Olyan körülmények laboratóriumi modellezése, amelyek utánozzák a Marson belüli körülményeket [8] [9] .
• A leghatékonyabb módszer a szeizmológiai kutatás [10] . Az ezen a területen elért előrelépés az InSight amerikai küldetéshez kapcsolódik [11] . Így a marsrengések SEIS szeizmométerrel történő regisztrálása lehetővé tette a Mars köpenyének és magjának méreteinek finomítását [12] .

A Mars belső szerkezete

A Mars átlagos sűrűsége 3933 kg/m 3 [3] [13] , ami azt jelzi, hogy földi bolygóról van szó, és vaskeverékkel ellátott köves kőzetekből áll (sűrűségük kb. 3000 kg/m 3 ) . A pontos Fe/Si arányt azonban nem állapították meg; a becslések 1,2 [14] és 1,78 [15] között vannak ( kondritokra 1,71 [1] [2] érték a jellemző ). Alacsonyabb, mint a Földé, ezért a teljes sűrűség is kisebb [10] .

A dimenzió nélküli tehetetlenségi nyomaték értéke 0,366 [13] , finomítva - 0,3645 [4] , ami lefelé eltér a homogén golyót jellemző 0,4 értéktől, vagyis ez egy sűrűbb tartomány jelenlétét jelzi a középpontban. - a mag. Ez azonban több, mint a Földre vonatkozó megfelelő érték - 0,3315 -, vagyis a megnövekedett tömegkoncentráció a középső régióban nem olyan erős [10] .

A Mars belső szerkezetének modern modelljei szerint a következő rétegekből áll:

• A kéreg átlagosan 50 km vastag (a maximális becslés szerint nem több, mint 125 km ) [9] , és a teljes Mars térfogatának akár 4,4%-át teszi ki. A kéreg szerkezetére az andezites északi és a bazaltos déli rész kettőssége jellemző, amely azonban nem esik teljesen egybe a féltekék globális geológiai dichotómiájával. A becsapódási medencék alatt és a Mariner völgyek mentén vékonyabb kéreg található, a nagy vulkáni területekre ( Tharsis , Elysium ) pedig a vulkáni tevékenység termékei miatt vastagabb kéreg jellemző [17] . Egyes elméletek nem zárják ki, hogy a kéreg nem porózus bazaltkőzetekből áll, és vastagsága eléri a 100 km-t vagy még ennél is nagyobb [18] , de összességében a geofizikai és geokémiai bizonyítékok még mindig inkább a réteges réteg mellett szólnak. vékony kéreg nem bazalt és/vagy porózus anyagokkal a készítményben [16] . A kéreg átlagos sűrűsége körülbelül 3100 kg/m 3 [18] .

Egyes területeken a felső rétegek maradék mágnesezettségét rögzítették, ami egy nagyságrenddel erősebb, mint a Föld mágneses anomáliái . A legkifejezettebb anomáliák a kimmérföldön és a szirének földjén találhatók a déli Noé régiókban, a nyugati hosszúság 180°-os meridián mindkét oldalán. Ezek párhuzamos, váltakozó polaritású sávok, amelyek a Földön a sávos mágneses anomáliákra emlékeztetnek, és terjedés közben alakulnak ki [20] . Ez arra utal, hogy az ókori időszakban, amelynek ez a felület felel meg, lemeztektonika és a magnetohidrodinamikus dinamómechanizmus [ 7] [19] által alkotott mágneses tér is létrejöhetett a Marson . Vannak azonban a mezőnek olyan pontforrásai is, amelyek összetettebb eloszlást alkotnak. Ennek a hatásnak az intenzitása a magnetit , ilmenit , hematit , pirrotit és más vasban gazdag mágneses ásványok valószínű jelenlétét jelzi a kéregben. Némelyikük kialakulása különösen oxidációs reakciókra utal , a köpenynél savasabb környezet pedig víz jelenlétét jelenti a felszínen [16] .

• Köpeny , amelyben a felső, a középső és (esetleg) az alsó rész megkülönböztethető. A Marson ható kisebb gravitációs erő miatt a Mars köpenyében a nyomástartomány sokkal kisebb, mint a Földön, ami azt jelenti, hogy kevesebb fázisátalakulással rendelkezik . A 700-800 km vastagságú felső köpeny [12] olivinből , piroxénekből ( ortopiroxén , alatta klinopiroxén ) és gránátból áll, 9 GPa nyomásig. Az olivin fázisátalakulása a spinell módosulatba (először γ- , majd 13,5 GPa- β -fázisnál) 9 GPa feletti nyomáson kezdődik meglehetősen nagy mélységben - kb. 1000 km -ben, míg a Föld esetében 400 km , szintén a gravitációs különbségek miatt. 13,5 GPa után a γ-spinel együtt él a β-fázissal, a klinopiroxénnel és a mejorittal 17 GPa feletti nyomáson a γ-spinel és a mejorit kezd uralkodni. Az alsó köpeny megléte, valamint a perovszkit és a ferroperiklaz stabilitásához szükséges nyomástartomány , amelyek a mejorittal együtt alkotják az alsó köpenyet, nincsenek pontosan megállapítva, és a köpeny állapotától, ill. a határ helyzete a maggal [14] [15] [17 ] [16] [21] . Az utolsó paraméter, akárcsak a kéreg vastagsága, meghatározza a köpeny sűrűségét; a tehetetlenségi nyomaték nagysága alapján átlagosan alacsonyabbnak kell lennie, mint a Földnél, és 3450-3550 kg/m³ -ra becsülhető [10] . A dombormű természete és egyéb jelek egy asztenoszféra jelenlétére utalnak , amely részben olvadt anyag zónáiból áll [22] .

• A mag körülbelül fele a teljes Mars sugarának - különböző becslések szerint 1480 [9] és 1840 km között [4] [15] ; a SEIS szeizmométer munkájának eredményei alapján frissített érték 1810-1860  km [12] . A Mars magjának átlagos sűrűsége 5,7-6,3 g/cm³ [23] . A bolygó közepén a sűrűség eléri a 6700 kg/m³ -t [14] . A mag valószínűleg folyékony halmazállapotú (legalábbis részben [4] ), és főleg vasból áll, 16%-os (más becslések szerint - akár 20% és több [14] ) adalékanyaggal (tömeg szerint). ként , valamint körülbelül 7,6% nikkelt , a könnyű elemek tartalma pedig kétszerese a Föld magjában lévőnek. Minél több a kén, annál valószínűbb, hogy a mag teljesen folyékony [15] . A nem pontosan ismert hidrogéntartalom határozza meg a Fe/Si arányt: minél nagyobb, annál nagyobb ez az arány, valamint a köpeny vastartalma Fe# a mag sugarának növekedése miatt [21] ] .

Történelem

A Mars kialakulása a Naprendszer többi bolygójához hasonlóan a Napéval megközelítőleg megegyező összetételű hűtőgázból származó apró szilárd részecskék (por) kondenzációjával kezdődött ; ezek a porcsomók aztán 1-1000 km átmérőjű planetezimálokká csomósodtak össze, amelyek aztán megnőttek és protobolygókká váltak . Becslések szerint ez a folyamat a Mars esetében néhány millió év alatt befejeződhet, ami sokkal rövidebb idő alatt, mint más belső bolygók esetében [24] [25] . Nyilvánvalóan a fémmag elválasztása a szilikátköpenytől nagyjából egy időben történt. Ez annak köszönhető, hogy olvadt állapotban voltak ("magma-óceán"), és a melegítést az akkréció során a Föld felszínével ütköző részecskék kinetikus energiája miatt hajtották végre , valamint esetleg rövid élettartamú radioaktív források bomlása , mint például a benne lévő 26 Al . Más elméletek szerint azonban ezek a párhuzamos folyamatok (a mag felhalmozódása és differenciálódása) akár 60 millió évig is eltarthatnak, vagy gyorsan véget is érhetnek, de valamilyen későbbi becsapódási esemény kíséri, amely a már kihűlt köpeny felmelegedését és olvadását okozta. . Ezt támasztja alá a szilikát- és fémfázis közötti egyensúlyi frakcionálással várthoz képest a sziderofil elemek többlettartalma , és ez az eltérés a Földre is jellemző [26] . Ennek a problémának a megoldására különösen a meteoritanyag ( Primitív köpeny ) [27] késői hozzáadásának hipotézisét javasolták , amelyet azonban a magma-óceán megszilárdulása előtt kellett volna megvalósítani [28] [29] . Ez utóbbi mechanizmusa még nem teljesen ismert. A különböző sűrűségű rétegek gyors kristályosodása nyilvánvalóan a belső szerkezet megfigyelt inhomogenitásaihoz vezetett, ami a meteoritok összetételével nyomon követhető [30] . Ez a forgatókönyv azonban a vulkáni tevékenység és az anyagok konvektív keveredésének hiányát feltételezi , ami ellentmond a köpeny és a kéreg lokális [31] olvadásának, valamint a korai és késői aktív vulkanizmusnak a megfigyelt bizonyítékainak . A bizonytalanság egyik fontos tényezője a bolygó beleinek víztartalma, ebben a szakaszban és jelenleg is; és általában nem ismert, hogy melyik geológiai periódus tükrözi a sergotitok H 2 O tartalmát , mivel korukat nem állapították meg pontosan [32] . Ismeretes azonban, hogy az akkréció során több illékony anyag halmozódott fel a Marson , mint a Földön, különösen körülbelül 100 ppm víz, bár a pontos érték nem ismert, és a becslések néhány milliomodból származnak. 200 ppm-ig. Aztán fokozatosan kivonultak a köpenyből; így az ott lévő víz körülbelül 40%-a távozott, és ennek a térfogatnak körülbelül 10%-a bekerült a kéregbe. Sőt, még a kéregben lévő 100 ppm-nek a 10%-a is megfelel a Mars felszínét borító 14 m vastag vízrétegnek [33] .

Nagy a valószínűsége annak, hogy a Marson a korai időszakban lemeztektonika ment végbe, amely elsősorban a mágneses tér generálásához szükséges konvektív áramlásokat biztosította a magban. Lehetséges azonban, hogy a konvekció tisztán termikus volt, és a köpeny fokozatos lehűlése miatt teljesen folyékony magban történt [25] .

Lásd még

• bolygógeológia

Jegyzetek

1. ↑ 1 2 Dreibus, G.; Wanke, H. Mars, illékony anyagokban gazdag bolygó  : [ eng. ] // Meteoritika. - 1985. - T. 20, 2. szám (június 30.). - S. 367-381. — ISSN 0026-1114 .
2. ↑ 1 2 Sohl, F. és T. Spohn. ), The interior structure of Mars: Impplications from SNC meteorites  : [ eng. ] // J. Geophys. Res. - 1997. - T. 102. szám. E1 (január 25.). - S. 1613-1635. - doi : 10.1029/96JE03419. .
3. ↑ 1 2 W. M. Folkner, C. F. Yoder, D. N. Yuan, E. M. Standish, R. A. Preston. A Mars belső szerkezete és szezonális tömegújraelosztása a Mars Pathfinder rádiókövetéséből: [ eng. ] // Tudomány. - 1997. - T. 278. szám. 5344 (december 5.). - S. 1749-1752. - doi : 10.1126/tudomány.278.5344.1749 .
4. ↑ 1 2 3 4 C. F. Yoder, A. S. Konopliv, D. N. Yuan, E. M. Standish, W. M. Folkner. A Mars folyékony magmérete a Nap-dagály észlelése alapján: [ eng. ] // Tudomány. - 2003. - T. 300, sz. 5617 (április 11.). - S. 299-303. - doi : 10.1126/tudomány.1079645 .
5. ↑ 1 2 Alex S. Konopliv, Sami W. Asmar, William M. Folkner, Özgür Karatekin, Daniel C. Nunes, Suzanne E. Smrekar, Charles F. Yoder, Maria T. Zuber. Nagy felbontású Mars gravitációs mezők MRO-ból, Mars szezonális gravitációja és egyéb dinamikai paraméterek : [ eng. ] // Ikarosz. - 2011. - T. 211. sz. 1 (január). - S. 401-428. - doi : 10.1016/j.icarus.2010.10.004 .
6. ↑ David E. Smith, William L. Sjogren, G. Leonard Tyler, Georges Balmino, Frank G. Lemoine, Alex S. Konopliv. A Mars gravitációs tere: A Mars Global Surveyor eredményei: [ eng. ] // Tudomány. - 1999. - T. 286. szám. 5437 (október 1.). - S. 94-97. - doi : 10.1126/tudomány.286.5437.94 .
7. ↑ 1 2 M. H. Acuña, J.E.P. Connerney, N.F., Ness, R.P. Lin, D. Mitchell, C.W. Carlson, J. McFadden, K.A. Anderson, H. Rème, C. Mazelle, D. Vignes, P. Wasilewski, P. A kéregmágnesezés globális eloszlása, amelyet a Mars Global Surveyor MAG/ER kísérlet fedezett fel: [ eng. ] // Tudomány. - 1999. - T. 284. szám. 5415 (április 30.). - S. 790-793. - doi : 10.1126/tudomány.284.5415.790 .
8. ↑ Bertka, CM és Y. Fei. A marsi belsejének ásványtana a mag-köpeny határnyomásáig : [ eng. ] // J. Geophys. Res. - 1997. - T. 102. szám. B3 (március 10.). - S. 5251-5264. - doi : 10.1029/96JB03270 .
9. ↑ 1 2 3 APS-röntgensugarak feltárják a marsi mag titkait , MarsDaily , Argonne: SpaceDaily (2004. január 12.). Az eredetiből archiválva : 2014. augusztus 11. Letöltve: 2017. szeptember 2.
10. ↑ 1 2 3 4 Nemzeti Kutatási Tanács. 2. Belső és földkéreg szerkezete és tevékenysége JELENLEGI TUDÁSÁLLÁS // A Mars tudományos és küldetési prioritásainak értékelése  : [ eng. ] . — Konszenzusos tanulmányi jelentés. - Washington, DC: The National Academies Press, 2003. - 144 p. - ISBN 978-0-309-08917-3 .
11. ↑ Betekintés... a földi bolygók korai evolúciójába.  (angol)  (elérhetetlen link) . NASA. Letöltve: 2017. szeptember 16. Az eredetiből archiválva : 2017. november 3..
12. ↑ 1 2 3 Alexandra Witze . A Mars magját megmérték – és meglepően nagy , Nature (2021. március 17.). Archiválva az eredetiből 2021. március 21-én. Letöltve: 2021. március 25.
13. ↑ 1 2 Williams, David R. Mars adatlap . Nemzeti Űrtudományi Adatközpont . NASA (2004. szeptember 1.). Letöltve: 2017. augusztus 20. Az eredetiből archiválva : 2010. június 12. (határozatlan)
14. ↑ 1 2 3 4 Khan, A. és JAD Connolly. A Mars összetételének és termikus állapotának korlátozása a geofizikai adatok megfordításával : [ eng. ] // J. Geophys. Res. - 2008. - T. 113. szám. E7 (július). – C. E07003. - doi : 10.1029/2007JE002996 .
15. ↑ 1 2 3 4 A. Rivoldini, T. Van Hoolst, O. Verhoeven, A. Mocquet, V. Dehant. Geodéziai korlátok a Mars belső szerkezetére és összetételére vonatkozóan : [ eng. ] // Ikarosz. - 2011. - T. 213. sz. 2 (június). - S. 451-472. - doi : 10.1016/j.icarus.2011.03.024 .
16. ↑ 1 2 3 4 N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: egy  kis földi bolygó ] // The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24., 1. szám (december 16.). - S. 15. - doi : 10.1007/s00159-016-0099-5 .
17. ↑ 1 2 Maria T. Zuber.  A Mars kérge és köpenye ] // Természet. - 2001. - T. 412 (július 12.). - S. 237-244. - doi : 10.1038/35084163 .
18. ↑ 1 2 Baratoux, D., H. Samuel, C. Michaut, M. J. Toplis, M. Monnereau, M. Wieczorek, R. Garcia és K. Kurita. A marsi kéreg sűrűségére vonatkozó kőzettani korlátok : [ eng. ] // J. Geophys. Res. bolygók. - 2014. - T. 119. sz. 7 (július). - S. 1707-1727. - doi : 10.1002/2014JE004642 .
19. ↑ 1 2 J. E. P. Connerney, M. H. Acuña, P. J. Wasilewski, N. F. Ness, H. Rème, C. Mazelle, D. Vignes, R. P. Lin, D. L. Mitchell, P. A. Cloutier. Mágneses vonalak a Mars ősi kérgében ] // Tudomány. - 1999. - T. 84, sz. 5415. - S. 794-798. - doi : 10.1126/tudomány.284.5415.794 .
20. ↑ MGS sajtóközlemény 99-56 . nasa.gov . Letöltve: 2017. szeptember 7. Az eredetiből archiválva : 2016. november 18.. (határozatlan)
21. ↑ 1 2 T. V. Gudkova, V. N. Zsarkov. A Mars belső szerkezetének modelljei (Jelentés). Konferencia Sagitov felolvasások - 2010. "A Naprendszer és a Föld: eredet, szerkezet és dinamika" . Állami Csillagászati ​​Intézet. PC. Sternberg (2010). Letöltve: 2017. szeptember 12. Az eredetiből archiválva : 2017. szeptember 12. (határozatlan)
22. ↑ Belső szerkezet . Letöltve: 2011. március 27. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 21.. (határozatlan)
23. ↑ Az InSight Mission Mars bemutatása archiválva 2021. július 23-án a Wayback Machine -nél // INSTITUT DE PHYSIQUE DU GLOBE DE PARIS, 2021. július 21.
24. ↑ N. Dauphas és A. Pourmand. Hf–W–Th bizonyíték a Mars gyors növekedésére és bolygóembrió státuszára: [ eng. ] // Természet. - 2011. - T. 473 (május 26.). - S. 489-492. - doi : 10.1038/nature10077 .
25. ↑ 1 2 Stevenson, David J. Mars magja és mágnesessége : [ eng. ] // Természet. - 2001. - T. 412, szám. 6843 (július 12.). - S. 214-219. - doi : 10.1038/35084155 .
26. ↑ Richard J. Walker. Erősen sziderofil elemek a Földön, a Holdon és a Marson: Frissítés és következmények a bolygók felszaporodására és differenciálódására: [ eng. ] // Chemie der Erde – Geokémia. - 2009. - T. 69. sz. 2. - S. 101-125. - doi : 10.1016/j.chemer.2008.10.001 .
27. ↑ William Kremer . Az arany a világűrből származik?  (angol) , BBC News Magazine  (2013. szeptember 19.). Archiválva az eredetiből 2017. szeptember 12-én. Letöltve: 2017. szeptember 10.
28. ↑ Brandon AD, Puchtel IS, Walker RJ, Day JMD, Irving AJ, Taylor LA Evolution of the Mars mantle inferred from 187Re-187Os izotóp és erősen sziderofil elem abundance systematics of shergottite meteorites: [ eng. ] // Geochim Cosmochim Acta. - 2012. - T. 76 (január 1.). - S. 206-235. - doi : 10.1016/j.gca.2011.09.047 .
29. ↑ Borg, Lars E.; Brennecka, Gregory A.; Symes, Steven JK A Mars akkréciós időskálája és becsapódási története a marsi meteoritok izotóprendszeréből következtetve: [ eng. ] // Geochimica et Cosmochimica Acta. - 2016. - T. 175 (február). - S. 150-167. — ISSN 0016-7037 . - doi : 10.1016/j.gca.2015.12.002 .
30. ↑ Elkins-Tanton LT, Hess PC, Parmentier EM Az ősi kéreg lehetséges kialakulása a Marson magma-óceáni folyamatok révén  : [ eng. ] // J Geophys Res. - 2005. - T. 110. szám. E12 (október 12.). — C. E12S01. - doi : 10.1029/2005/E002480 .
31. ↑ 5-15 térfogat% a felszínhez közeli rétegben 80-150 km mélységben és akár 20% a mélyebb rétegben - 100-200 km
32. ↑ Grott M. et al. A marsi kéreg-köpeny rendszer hosszú távú fejlődése : [ eng. ] // Space Science Reviews. - 2013. - T. 174. sz. 1-4 (január). - S. 49-111. - doi : 10.1007/s11214-012-9948-3 .
33. ↑ Morschhauser A, Grott M, Breuer D. Crustal recycling, mantle dehydration, and the thermo evolution of Mars: [ eng. ] // Ikarosz. - 2011. - T. 212, sz. 2 (április). - S. 541-558. - doi : 10.1016/j.icarus.2010.12.028 .

Linkek

• GMM-3 Mars-gravitációs térkép

Mars
Areográfia	Általános információ Légkör Belső szerkezet Vulkanizmus Ionoszféra Geológia Hidroszféra Élet Éghajlat marsquake Csatornák Káosz Régiók A Mars kvadránsainak listája Argir síksága Acidalia-síkság gyöngyföld Xanth földje Észak-Alföld Ízisz síksága Utópia síkság Rhys Plain Hellas Plain Ares-völgy Maadim-völgy Ladon völgyei Moor Valley Tengerészvölgyek Uzboy-völgy Északi kanyon Kydonia Patera Orc Meridian fennsík Tharsis Hill Matievich Elysium Highlands Eridania-tó A hegyek Echo-hegység aeolis Harit hegy Nereid hegység Vulkánok Olümposz-hegy Arsia hegy Hegyi páva Askrian-hegy Nagy Sirte Dome Albor Byblida kupolája Hekate kupolája Patera Alba Uránusz kupola Keravszkij kupola Uránusz-hegy Uránusz vulkáncsoport Jupiter kupolája Tharsis kupolája Ulysses kupolája Patera Pitsunda Hegyi Adria Patera Amphitrite Elysius-hegy kráterek Antoniadi Aram Argo Ber Vizsla Bonneville Victoria Keleti Halle Szélvihar Guszev Huygens Tó Ibragimov Sas törekvés Koroljov Cassini Lahonten Medler Missoula Santa Maria Schiaparelli Tyihonravov keret Heinlein Holden Eberswalde Levegős Levegős-0 Emma Dean kitartás Erebus Gleccserek Mars sarki sapkák Északi Déli A Korolev kráter gleccsere egykori folyók Csatorna deltával az Eberswalde kráterben
műholdak	Phobos Deimos
Tanulmány	A Marson található mesterséges objektumok listája A Marson található ásványtani objektumok listája
Mars a kultúrában	mars könyvek filmek a marsról mars játékok
Egyéb	Csillagászat a Marson Időmérő a Marson Mars gyarmatosítás Terraformáló Mars
Naprendszer {{ AMC Mars-kutatás }} A Mars pályáját keresztező aszteroidák listája