Mars' indre struktur

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 13. august 2021; checks kræver 4 redigeringer .

Den indre struktur og sammensætning af Mars er et emne for undersøgelse i Mars geologi .

Undersøgelsesmetoder

• Data fra en undersøgelse af Mars-meteoritter [1] [2] .
• Forskning ved hjælp af rumfartøjer  - orbitere og rovere  - ved forskellige frekvenser. Først og fremmest er dette målingen af ​​planetens tæthed og dimensionsløse inertimoment [3] [4] [5] , som giver information om tilstedeværelsen af ​​en tæt kerne i planeten . Dette omfatter alle former for spektroskopiske undersøgelser, såvel som måling af gravitationsfelter [6] [5] og magnetiske felter [7] .
• Laboratoriemodellering af forhold, der efterligner dem, der eksisterer inde i Mars [8] [9] .
• Den mest effektive metode er seismologisk forskning [10] . Fremskridt på dette område er forbundet med den amerikanske mission InSight [11] . Registreringen af ​​marskælv med SEIS -seismometeret gjorde det således muligt at forfine dimensionerne af Mars kappe og kerne [12] .

Mars' indre struktur

Mars' gennemsnitlige tæthed er 3933 kg/m 3 [3] [13] , hvilket indikerer, at det er en terrestrisk planet og består af stenede klipper (deres tæthed er omkring 3000 kg/m 3 ) med en blanding af jern . Det nøjagtige Fe/Si-forhold er dog ikke blevet fastlagt; estimater er givet fra 1,2 [14] til 1,78 [15] (for kondritter er en værdi på 1,71 [1] [2] typisk ). Den er lavere end for Jorden, hvorfor den samlede tæthed også er lavere [10] .

Værdien af ​​det dimensionsløse inertimoment er 0,366 [13] , raffineret - 0,3645 [4] , hvilket adskiller sig nedad fra værdien på 0,4, som kendetegner en homogen kugle, dvs. dette indikerer tilstedeværelsen af ​​et tættere område i midten - kernen. Dette er dog mere end den tilsvarende værdi for Jorden - 0,3315 - det vil sige, at den øgede massekoncentration i midterregionen ikke er så stærk [10] .

Ifølge moderne modeller af Mars' indre struktur består den af ​​følgende lag:

• Skorpen er i gennemsnit 50 km tyk (det maksimale skøn er ikke mere end 125 km ) [9] og tegner sig for op til 4,4 % af hele Mars i volumen. Skorpens struktur er karakteriseret ved en dikotomi mellem de andesitiske nordlige og basaltiske sydlige dele, som dog ikke falder helt sammen med halvkuglernes globale geologiske dikotomi. En tyndere skorpe er under nedslagsbassinerne og langs Mariner-dalene , og store vulkanske områder ( Tharsis , Elysium ) er karakteriseret ved en tykkere skorpe på grund af produkterne fra vulkansk aktivitet [17] . Nogle teorier udelukker ikke, at skorpen består af ikke-porøse basaltklipper og har en tykkelse i størrelsesordenen 100 km eller endnu mere [18] , men samlet set taler geofysiske og geokemiske beviser stadig snarere for en lagdelt tynd skorpe med ikke-basalt og/eller porøse materialer i sammensætningen [16] . Den gennemsnitlige tæthed af skorpen er omkring 3100 kg/m 3 [18] .

I nogle områder blev den resterende magnetisering af de øvre lag registreret, en størrelsesorden stærkere end magnetiske anomalier på Jorden. De mest udtalte anomalier er i det kimmerske land og Sirenernes land i de sydlige Noah- regioner på begge sider af meridianen 180° vestlig længde. De er parallelle bånd med vekslende polaritet, der ligner båndede magnetiske anomalier på Jorden, dannet under spredning [20] . Dette tyder på, at i den ældgamle tidsperiode, som denne overflade svarer til, kan pladetektonik og et magnetfelt dannet af den magnetohydrodynamiske dynamomekanisme [ 7] [19] også have fundet sted på Mars . Der er dog også punktkilder til feltet, der danner en mere kompleks fordeling. Intensiteten af ​​denne effekt indikerer den sandsynlige tilstedeværelse af magnetit , ilmenit , hæmatit , pyrrhotit og andre jernrige magnetiske mineraler i skorpen. Dannelsen af ​​nogle af dem tyder især på oxidationsreaktioner , og et mere surt miljø end i kappen betyder tilstedeværelsen af ​​vand på overfladen [16] .

• Kappe , hvori de øvre, mellemste og (evt.) nedre dele skelnes. På grund af den lavere gravitationskraft på Mars er trykområdet i Mars kappe meget mindre end på Jorden, hvilket betyder, at den har færre faseovergange . Den øverste kappe, 700-800 km tyk [12] , består af olivin , pyroxener ( orthopyroxen , og under clinopyroxen ) og granat ved tryk op til 9 GPa. Faseovergangen af ​​olivin til spinelmodifikationen (først γ- og derefter ved 13,5 GPa - β -fase) begynder ved tryk over 9 GPa på ret store dybder - omkring 1000 km , mens det for Jorden er 400 km , også på grund af forskelle i tyngdekraften. Efter 13,5 GPa sameksisterer γ-spinel med β-fase, clinopyroxen og mejorite Ved tryk over 17 GPa begynder γ-spinel og mejorit at dominere. Eksistensen af ​​den nedre kappe, såvel som rækkevidden af ​​tryk, der er nødvendige for stabiliteten af ​​perovskit og ferropericlase , som sammen med mejorite udgør den nedre kappe, er ikke blevet præcist fastslået og afhænger af kappens tilstand og positionen af ​​grænsen med kernen [14] [15] [17 ] [16] [21] . Den sidste parameter, ligesom tykkelsen af ​​skorpen, bestemmer tætheden af ​​kappen; den skulle i gennemsnit være lavere end for Jorden, baseret på størrelsen af ​​inertimomentet, og estimeres til 3450-3550 kg/m³ [10] . Arten af ​​relieffet og andre tegn tyder på tilstedeværelsen af ​​en asthenosfære , bestående af zoner med delvist smeltet stof [22] .

• Kernen med en radius på omkring halvdelen af ​​radius af hele Mars - ifølge forskellige skøn, fra 1480 [9] til 1840 km [4] [15] ; den opdaterede værdi baseret på resultaterne af arbejdet med SEIS -seismometeret  er fra 1810 til 1860 km [12] . Den gennemsnitlige tæthed af Mars kerne er fra 5,7 til 6,3 g/cm³ [23] . Tætheden i midten af ​​planeten når 6700 kg/m³ [14] . Kernen er højst sandsynligt i flydende tilstand (i det mindste delvist [4] ) og består hovedsageligt af jern med en blanding på 16 % (ifølge andre skøn - op til 20 % og mere [14] ) (efter masse) svovl , samt omkring 7,6 % nikkel , og indholdet af lette grundstoffer er dobbelt så højt som i Jordens kerne. Jo mere svovl, jo mere sandsynligt er det, at kernen er fuldstændig flydende [15] . Brintindholdet, som ikke er nøjagtigt kendt, bestemmer Fe/Si-forholdet: jo højere det er, jo større er dette forhold, samt jernindholdet i kappen Fe# på grund af stigningen i kernens radius [21 ] .

Historie

Dannelsen af ​​Mars, ligesom andre planeter i solsystemet , begyndte med kondenseringen af ​​bittesmå faste partikler (støv) fra en kølende gas af omtrent samme sammensætning som Solen ; disse støvklumper klumpede sig derefter sammen til planetesimaler på 1-1000 km i diameter, som derefter voksede og blev til protoplaneter . Ifølge estimater kan denne proces for Mars være afsluttet om nogle få millioner år, en meget kortere tid end for andre indre planeter [24] [25] . Tilsyneladende skete adskillelsen af ​​metalkernen fra silikatkappen på omtrent samme tidspunkt. Dette var muligt på grund af det faktum, at de var i en smeltet tilstand ("et hav af magma"), og opvarmningen blev udført på grund af den kinetiske energi af partikler, der kolliderede med overfladen af ​​planeten jorden under tilvækst , og også, muligvis henfaldet af kortlivede radioaktive kilder, såsom 26 Al inde i det. Men ifølge andre teorier kan disse parallelle processer (tilvækst og differentiering af kernen) tage op til 60 millioner år, eller de kan ende hurtigt, men være ledsaget af en senere påvirkningsbegivenhed, der forårsagede opvarmning og smeltning af den allerede afkølede kappe . Dette understøttes af det overskydende indhold (sammenlignet med det forventede ved ligevægtsfraktionering mellem silikat- og metalfaserne) af siderofile elementer , og denne uoverensstemmelse er også karakteristisk for Jorden [26] . For at løse dette problem blev især hypotesen om en sen tilføjelse af meteoritmateriale ( Primitiv kappe ) [27] foreslået , som dog skulle have været implementeret før magmahavet størknede [28] [29] . Mekanismen for sidstnævnte er endnu ikke fuldt ud forstået. Den hurtige krystallisering af lag med forskellige tætheder førte tilsyneladende til de observerede inhomogeniteter af den indre struktur, som kan spores af sammensætningen af ​​meteoritter [30] . Imidlertid antager dette scenarie fravær af vulkansk aktivitet og konvektiv blanding af stof, hvilket modsiger de observerede beviser for lokal [31] smeltning af kappen og skorpen og aktiv vulkanisme, både tidligt og sent. En af de vigtige usikkerhedsfaktorer er indholdet af vand i planetens tarme, både på dette stadie og på nuværende tidspunkt; og det er generelt uvist, hvilken geologisk periode der afspejler indholdet af H 2 O i shergotitter , da deres alder ikke er præcist fastlagt [32] . Det er dog kendt, at der under akkretionsprocessen akkumulerede mere flygtige materialer på Mars end i Jorden, især omkring 100 ppm vand, selvom den nøjagtige værdi er ukendt, og skøn er givet fra nogle få milliontedele til 200 ppm. Så trak de sig efterhånden tilbage fra kappen; således blev omkring 40% af vandet indeholdt der fjernet, og omkring 10% af dette volumen passerede ind i skorpen. Desuden svarer selv en så lille fraktion som 10% af 100 ppm i skorpen til et 14 m tykt lag vand, der dækker Mars' overflade [33] .

Der er stor sandsynlighed for, at pladetektonik fandt sted på Mars i den tidlige periode, hvilket især gav de konvektive strømme i kernen, der er nødvendige for at generere magnetfeltet. Det er dog muligt, at konvektionen var rent termisk og forekom i en fuldstændig flydende kerne på grund af den gradvise afkøling af kappen [25] .

Se også

• planetarisk geologi

Noter

1. ↑ 1 2 Dreibus, G.; Wanke, H. Mars, en flygtig-rig planet  : [ eng. ] // Meteoritik. - 1985. - T. 20, nr. 2 (30. juni). - S. 367-381. — ISSN 0026-1114 .
2. ↑ 1 2 Sohl, F. og T. Spohn. ), Mars' indre struktur: Implikationer fra SNC-meteoritter  : [ eng. ] // J. Geophys. Res. - 1997. - T. 102, udg. E1 (25. januar). - 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. Indvendig struktur og sæsonbestemt masseomfordeling af Mars fra radiosporing af Mars Pathfinder: [ eng. ] // Videnskab. - 1997. - T. 278, udg. 5344 (5. december). - S. 1749-1752. - doi : 10.1126/science.278.5344.1749 .
4. ↑ 1 2 3 4 C. F. Yoder, A.S. Konopliv, D.N. Yuan, E.M. Standish, W.M. Folkner. Flydende kernestørrelse af Mars fra detektion af soltidevandet: [ eng. ] // Videnskab. - 2003. - T. 300, no. 5617 (11. april). - S. 299-303. - doi : 10.1126/science.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. Mars højopløsnings-tyngdekraftsfelter fra MRO, Mars sæsonbestemt tyngdekraft og andre dynamiske parametre: [ eng. ] // Ikaros. - 2011. - T. 211, no. 1 (januar). - 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. The Gravity Field of Mars: Resultater fra Mars Global Surveyor: [ eng. ] // Videnskab. - 1999. - T. 286, udg. 5437 (1. oktober). - S. 94-97. - doi : 10.1126/science.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. Cloutier. Global distribution af skorpemagnetisering opdaget af Mars Global Surveyor MAG/ER-eksperiment: [ eng. ] // Videnskab. - 1999. - T. 284, udg. 5415 (30. april). - S. 790-793. - doi : 10.1126/science.284.5415.790 .
8. ↑ Bertka, CM og Y. Fei. Mineralogi af Mars indre op til kerne-kappe grænsetryk: [ eng. ] // J. Geophys. Res. - 1997. - T. 102, udg. B3 (10. marts). - S. 5251-5264. - doi : 10.1029/96JB03270 .
9. ↑ 1 2 3 APS X-rays Reveal Secrets Of The Martian Core , MarsDaily , Argonne: SpaceDaily (12. januar 2004). Arkiveret fra originalen den 11. august 2014. Hentet 2. september 2017.
10. ↑ 1 2 3 4 Det Nationale Forskningsråd. 2. Indvendig og skorpestruktur og aktivitet NUVÆRENDE VIDENSTAD // Vurdering af Mars Science and Mission Priorities  : [ eng. ] . — Konsensusundersøgelsesrapport. - Washington, DC: The National Academies Press, 2003. - 144 s. - ISBN 978-0-309-08917-3 .
11. ↑ Indsigt... i den tidlige udvikling af jordiske planeter.  (engelsk)  (utilgængeligt link) . NASA. Hentet 16. september 2017. Arkiveret fra originalen 3. november 2017.
12. ↑ 1 2 3 Alexandra Witze . Mars' kerne er blevet målt - og den er overraskende stor , Nature (17. marts 2021). Arkiveret fra originalen den 21. marts 2021. Hentet 25. marts 2021.
13. ↑ 1 2 Williams, David R. Mars-faktaark . National Space Science Data Center . NASA (1. september 2004). Hentet 20. august 2017. Arkiveret fra originalen 12. juni 2010. (ubestemt)
14. ↑ 1 2 3 4 Khan, A. og JAD Connolly. Begrænsning af Mars' sammensætning og termiske tilstand fra inversion af geofysiske data: [ eng. ] // J. Geophys. Res. - 2008. - T. 113, udg. E7 (juli). — C. E07003. - doi : 10.1029/2007JE002996 .
15. ↑ 1 2 3 4 A. Rivoldini, T. Van Hoolst, O. Verhoeven, A. Mocquet, V. Dehant. Geodæsi-begrænsninger på Mars' indre struktur og sammensætning: [ eng. ] // Ikaros. - 2011. - T. 213, no. 2 (juni). - 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: en  lille jordisk planet ] // The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24, nr. 1 (16. december). - S. 15. - doi : 10.1007/s00159-016-0099-5 .
17. ↑ 1 2 Maria T. Zuber. Mars ' skorpe og  kappe ] // Natur. - 2001. - T. 412 (12. juli). - 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 og K. Kurita. Petrologiske begrænsninger på tætheden af ​​Mars-skorpen: [ eng. ] // J. Geophys. Res. planeter. - 2014. - T. 119, no. 7 (juli). - 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. Magnetiske linier i den gamle skorpe på Mars ] // Videnskab. - 1999. - T. 84, no. 5415. - S. 794-798. - doi : 10.1126/science.284.5415.794 .
20. ↑ MGS pressemeddelelse 99-56 . nasa.gov . Hentet 7. september 2017. Arkiveret fra originalen 18. november 2016. (ubestemt)
21. ↑ 1 2 T. V. Gudkova, V. N. Zharkov. Modeller af Mars' indre struktur (Rapport). Konference Sagitov-læsninger - 2010. "Solsystemet og Jorden: oprindelse, struktur og dynamik" . Statens Astronomiske Institut. PC. Sternberg (2010). Hentet 12. september 2017. Arkiveret fra originalen 12. september 2017. (ubestemt)
22. ↑ Intern struktur . Hentet 27. marts 2011. Arkiveret fra originalen 21. august 2011. (ubestemt)
23. ↑ InSight Mission Mars afsløret Arkiveret 23. juli 2021 på Wayback Machine // INSTITUT DE PHYSIQUE DU GLOBE DE PARIS, 21. juli 2021
24. ↑ N. Dauphas & A. Pourmand. Hf–W–Th beviser for hurtig vækst af Mars og dens status som planetarisk embryo: [ eng. ] // Natur. - 2011. - T. 473 (26. maj). - S. 489-492. - doi : 10.1038/nature10077 .
25. ↑ 1 2 Stevenson, David J. Mars' kerne og magnetisme: [ eng. ] // Natur. - 2001. - T. 412, udg. 6843 (12. juli). - S. 214-219. - doi : 10.1038/35084155 .
26. ↑ Richard J. Walker. Meget siderofile elementer i Jorden, Månen og Mars: Opdatering og implikationer for planetarisk tilvækst og differentiering: [ eng. ] // Chemie der Erde - Geokemi. - 2009. - T. 69, no. 2. - S. 101-125. - doi : 10.1016/j.chemer.2008.10.001 .
27. ↑ William Kremer . Kommer guld fra det ydre rum?  (engelsk) , BBC News Magazine  (19. september 2013). Arkiveret fra originalen den 12. september 2017. Hentet 10. september 2017.
28. ↑ Brandon AD, Puchtel IS, Walker RJ, Day JMD, Irving AJ, Taylor LA Udviklingen af ​​Mars-kappen udledt af 187Re-187Os isotop- og stærkt siderofile elementoverflodssystematik af shergottitmeteoritter: [ eng. ] // Geochim Cosmochim Acta. - 2012. - T. 76 (1. januar). - S. 206-235. - doi : 10.1016/j.gca.2011.09.047 .
29. ↑ Borg, Lars E.; Brennecka, Gregory A.; Symes, Steven JK Tilvækst tidsskala og nedslagshistorie for Mars udledt af Mars-meteoritters isotopiske systematik: [ eng. ] // Geochimica et Cosmochimica Acta. - 2016. - T. 175 (februar). - S. 150-167. — ISSN 0016-7037 . - doi : 10.1016/j.gca.2015.12.002 .
30. ↑ Elkins-Tanton LT, Hess PC, Parmentier EM Mulig dannelse af gammel skorpe på Mars gennem magma -havprocesser  : [ eng. ] // J Geophys Res. - 2005. - T. 110, udg. E12 (12. oktober). — C. E12S01. - doi : 10.1029/2005/E002480 .
31. ↑ 5-15 volumenprocent i det overfladenære lag med en dybde på 80-150 km og op til 20% i et dybere lag - 100-200 km
32. ↑ Grott M. et al. Langsigtet udvikling af Mars-skorpe-kappesystemet: [ eng. ] // Rumvidenskabsanmeldelser. - 2013. - T. 174, no. 1-4 (januar). - S. 49-111. - doi : 10.1007/s11214-012-9948-3 .
33. ↑ Morschhauser A, Grott M, Breuer D. Crustal recirculation, manteldehydrering og den termiske udvikling af Mars: [ eng. ] // Ikaros. - 2011. - T. 212, no. 2 (april). - S. 541-558. - doi : 10.1016/j.icarus.2010.12.028 .

Links

• GMM-3 Mars Gravity Map

Mars
Areografi	Generel information Stemning Intern struktur Vulkanisme Ionosfære Geologi Hydrosfære Liv Klima marsskælv Kanaler Kaos Regioner Liste over kvadranter af Mars Argir-sletten Acidalian slette perleland Landet Xanth Store nordlige slette Isis-sletten Utopia-sletten Rhys Plain Hellas Slette Ares-dalen Maadim-dalen Ladons dale Moor Valley Mariner Valleys Uzboy-dalen Canyon nord Kydonia Patera Orc Meridian Plateau Tharsis Hill Matievich Elysium højlandet Eridania søen Bjergene Echo Mountains aeolis Mount Harith Nereidbjergene Vulkaner Olympen Mount Arsia Bjergpåfugl Askrian-bjerget Fantastisk Sirte Dome Albor Byblidas kuppel Hekates kuppel Patera Alba Uranus kuppel Keravsky Dome Uranus-bjerget Uranus vulkangruppe Jupiters kuppel Tharsis' kuppel Ulysses' kuppel Patera Pitsunda Bjerg Adriaterhavet Patera amfitrit Mount Elysius kratere Antoniadi Aram Argo Ber Beagle Bonneville Victoria Øst Halle Gale Gusev Huygens Sø Ibragimov Ørn bestræbelse Korolev Cassini Lahonten Medler Missoula Santa Maria Schiaparelli Tikhonravov fram Heinlein Holden Eberswalde Luftigt Luftig-0 Emma Dean udholdenhed Erebus Gletschere Mars polære hætter nordlige Syd Glacier af krateret Korolev tidligere floder Kanal med delta i Eberswalde-krateret
satellitter	Phobos Deimos
Undersøgelse	Liste over kunstige genstande på Mars Liste over mineralogiske objekter på Mars
Mars i kulturen	mars bøger film om mars mars spil
Andet	Astronomi på Mars Tidtagning på Mars Mars kolonisering Terraforming Mars
solsystem {{ AMC Mars-udforskning }} Liste over asteroider, der krydser Mars' kredsløb