Structura internă a lui Marte

Structura internă și compoziția lui Marte este un subiect de studiu în geologia lui Marte .

Metode de studiu

• Date dintr-un studiu al meteoriților marțieni [1] [2] .
• Cercetări cu ajutorul navelor spațiale  - orbitere și rover  - la diferite frecvențe. În primul rând, aceasta este măsurarea densității și a momentului de inerție adimensional al planetei [3] [4] [5] , care oferă informații despre prezența unui nucleu dens pe planetă . Aceasta include tot felul de studii spectroscopice , precum și măsurarea câmpurilor gravitaționale [6] [5] și magnetice [7] .
• Modelarea în laborator a condițiilor care le imită pe cele existente în interiorul lui Marte [8] [9] .
• Cea mai eficientă metodă este cercetarea seismologică [10] . Progresul în acest domeniu este asociat cu misiunea americană InSight [11] . Astfel, înregistrarea cutremurelor cu seismometrul SEIS a făcut posibilă rafinarea dimensiunilor mantalei și nucleului lui Marte [12] .

Structura internă a lui Marte

Densitatea medie a lui Marte este de 3933 kg/m 3 [3] [13] , ceea ce indică faptul că este o planetă terestră și este formată din roci pietroase (densitatea lor este de aproximativ 3000 kg/m 3 ) cu un amestec de fier . Cu toate acestea, raportul exact Fe/Si nu a fost stabilit; estimările sunt date de la 1,2 [14] la 1,78 [15] (pentru condrite , o valoare de 1,71 [1] [2] este tipică ). Este mai mică decât pentru Pământ, motiv pentru care densitatea totală este și mai mică [10] .

Valoarea momentului de inerție adimensional este 0,366 [13] , rafinat - 0,3645 [4] , care diferă în jos de valoarea de 0,4, care caracterizează o bilă omogenă, adică aceasta indică prezența unei regiuni mai dense în centru - miezul. Cu toate acestea, aceasta este mai mult decât valoarea corespunzătoare pentru Pământ - 0,3315 - adică, concentrația crescută de masă în regiunea centrală nu este atât de puternică [10] .

Conform modelelor moderne ale structurii interne a lui Marte, acesta constă din următoarele straturi:

• Scoarta are în medie 50 km grosime (estimarea maximă nu este mai mare de 125 km ) [9] și reprezintă până la 4,4% din volumul întregului Marte. Structura scoarței este caracterizată printr-o dihotomie între părțile nordice andezitice și sudice bazaltice , care, totuși, nu coincide complet cu dihotomia geologică globală a emisferelor. O crustă mai subțire se află sub bazinele de impact și de-a lungul văilor Mariner , iar zonele vulcanice mari ( Tharsis , Elysium ) se caracterizează printr-o crustă mai groasă datorită produselor activității vulcanice [17] . Unele teorii nu exclud ca scoarța să fie formată din roci bazaltice neporoase și să aibă o grosime de ordinul a 100 km sau chiar mai mult [18] , cu toate acestea, dovezile agregate, geofizice și geochimice vorbesc în continuare mai degrabă în favoarea unui strat stratificat. crusta subtire cu materiale nebazaltice si/sau poroase in compozitie. [16] . Densitatea medie a crustei este de aproximativ 3100 kg/m 3 [18] .

În unele zone s-a înregistrat magnetizarea reziduală a straturilor superioare, un ordin de mărime mai puternic decât anomaliile magnetice de pe Pământ. Cele mai pronunțate anomalii sunt în ținutul Cimmerian și ținutul Sirenelor în regiunile sudice Noe de ambele părți ale meridianului de 180° longitudine vestică. Sunt benzi paralele de polaritate alternativă, asemănătoare cu anomalii magnetice cu benzi de pe Pământ, formate în timpul răspândirii [20] . Acest lucru sugerează că, în perioada antică căreia îi corespunde această suprafață, pe Marte ar fi putut avea loc și tectonica plăcilor și un câmp magnetic format prin mecanismul dinamului magnetohidrodinamic [7] [19] . Cu toate acestea, există și surse punctuale ale câmpului care formează o distribuție mai complexă. Intensitatea acestui efect indică prezența probabilă a magnetitului , ilmenitului , hematitului , pirotitului și a altor minerale magnetice bogate în fier în crustă. Formarea unora dintre ele, în special, sugerează reacții de oxidare , iar un mediu mai acid decât în ​​manta înseamnă prezența apei la suprafață [16] .

• Manta , în care se disting părțile superioare, mijlocii și (eventual) inferioare. Datorită forței gravitaționale mai scăzute pe Marte, intervalul de presiune din mantaua lui Marte este mult mai mic decât pe Pământ, ceea ce înseamnă că are mai puține tranziții de fază . Mantaua superioară, cu o grosime de 700–800 km [12] , este formată din olivină , piroxeni ( ortopiroxen , iar sub clinopiroxen ) și granat la presiuni de până la 9 GPa. Tranziția de fază a olivinei la modificarea spinelului (mai întâi γ- , și apoi, la 13,5 GPa - β -faza) începe la presiuni de peste 9 GPa la adâncimi destul de mari - aproximativ 1000 km , în timp ce pentru Pământ este de 400 km , de asemenea datorita pentru diferentele de gravitatie. După 13,5 GPa, γ-spinelul coexistă cu faza β, clinopiroxenul și mejorita La presiuni de peste 17 GPa, γ-spinelul și mejoritul încep să predomine. Existența mantalei inferioare, precum și intervalul de presiuni necesare pentru stabilitatea perovskitei și feropericlazei , care împreună cu mejorita alcătuiesc mantaua inferioară, nu au fost stabilite cu precizie și depind de starea mantalei și poziţia limitei cu miezul [14] [15] [17 ] [16] [21] . Ultimul parametru, ca și grosimea crustei, determină densitatea mantalei; ar trebui să fie în medie mai mic decât pentru Pământ, pe baza mărimii momentului de inerție, și este estimat la 3450-3550 kg/m³ [10] . Natura reliefului și alte semne sugerează prezența unei astenosfere , formată din zone de materie parțial topită [22] .

• Miezul cu o rază de aproximativ jumătate din raza întregului Marte - după diverse estimări, de la 1480 [9] la 1840 km [4] [15] ; valoarea actualizată pe baza rezultatelor lucrării seismometrului SEIS  este de la 1810 la 1860 km [12] . Densitatea medie a nucleului lui Marte este de la 5,7 la 6,3 g/cm³ [23] . Densitatea în centrul planetei ajunge la 6700 kg/m³ [14] . Miezul, cel mai probabil, este în stare lichidă (cel puțin parțial [4] ) și constă în principal din fier cu un amestec de 16% (conform altor estimări - până la 20% și mai mult [14] ) (în masă) sulf , precum și aproximativ 7,6% nichel , iar conținutul de elemente ușoare este de două ori mai mare decât în ​​nucleul Pământului. Cu cât este mai mult sulf, cu atât este mai probabil ca miezul să fie complet lichid [15] . Conținutul de hidrogen, care nu este exact cunoscut, determină raportul Fe/Si: cu cât este mai mare, cu atât acest raport este mai mare, precum și conținutul de fier al mantalei Fe# datorită creșterii razei miezului [21]. ] .

Istorie

Formarea lui Marte, ca și alte planete ale sistemului solar , a început cu condensarea particulelor solide minuscule (praf) dintr-un gaz de răcire de aproximativ aceeași compoziție cu Soarele ; aceste aglomerări de praf s-au adunat apoi în planetezimale cu diametrul de 1-1000 km, care apoi au crescut și au devenit protoplanete . Potrivit estimărilor, acest proces pentru Marte ar putea fi finalizat în câteva milioane de ani, un timp mult mai scurt decât pentru alte planete interioare [24] [25] . Aparent, separarea miezului metalic de mantaua de silicat a avut loc cam în același timp. Acest lucru a fost posibil datorită faptului că se aflau într-o stare topită („un ocean de magmă”), iar încălzirea a fost efectuată datorită energiei cinetice a particulelor care se ciocnesc cu suprafața planetei Pământ în timpul acreției și, de asemenea, posibil, dezintegrarea surselor radioactive de scurtă durată, cum ar fi 26 Al din interiorul acesteia. Cu toate acestea, conform altor teorii, aceste procese paralele (acreția și diferențierea miezului) ar putea dura până la 60 de milioane de ani, sau s-ar putea termina rapid, dar să fie însoțite de un eveniment de impact ulterioară care a provocat încălzirea și topirea mantalei deja răcite. . Acest lucru este susținut de conținutul în exces (comparativ cu cel așteptat cu fracționarea de echilibru între fazele de silicat și metal) al elementelor siderofile , iar această discrepanță este, de asemenea, caracteristică Pământului [26] . Pentru a rezolva această problemă, în special, a fost propusă ipoteza unei adăugări târzii de material meteorit ( Manta primitivă ) [27] , care, totuși, ar fi trebuit implementată înainte ca oceanul de magmă să se solidifice [28] [29] . Mecanismul acestuia din urmă nu este încă pe deplin înțeles. Cristalizarea rapidă a straturilor cu densități diferite a condus aparent la neomogenitățile observate ale structurii interne, care pot fi urmărite prin compoziția meteoriților [30] . Cu toate acestea, acest scenariu presupune absența activității vulcanice și amestecarea convectivă a materiei, ceea ce contrazice dovezile observate de topire locală [31] a mantalei și scoarței și a vulcanismului activ, atât timpuriu cât și târziu. Unul dintre factorii importanți ai incertitudinii este conținutul de apă din intestinele planetei, atât în ​​acest stadiu, cât și în momentul actual; și în general nu se știe care perioadă geologică reflectă conținutul de H 2 O în shergotite , deoarece vârsta lor nu a fost stabilită cu precizie [32] . Se știe, însă, că în timpul procesului de acumulare, pe Marte s-au acumulat mai multe materiale volatile decât pe Pământ, în special, aproximativ 100 ppm de apă, deși valoarea exactă este necunoscută, iar estimările sunt date de la câteva milionimi. la 200 ppm. Apoi s-au retras treptat de pe manta; astfel, aproximativ 40% din apa conținută acolo a fost îndepărtată și aproximativ 10% din acest volum a trecut în crustă. Mai mult, chiar și o fracție atât de mică, precum 10% din 100 ppm în crustă este echivalentă cu un strat de apă de 14 m grosime care acoperă suprafața lui Marte [33] .

Există o mare probabilitate ca tectonica plăcilor să aibă loc pe Marte în perioada timpurie, furnizând, în special, fluxurile convective în miez necesare pentru a genera câmpul magnetic. Este posibil, totuși, ca convecția să fi fost pur termică și să se fi produs într-un miez complet lichid datorită răcirii treptate a mantalei [25] .

Vezi și

• geologie planetară

Note

1. ↑ 1 2 Dreibus, G.; Wanke, H. Marte, o planetă bogată în volatile  : [ ing. ] // Meteoritică. - 1985. - T. 20, nr 2 (30 iunie). - S. 367-381. — ISSN 0026-1114 .
2. ↑ 1 2 Sohl, F. și T. Spohn. ), Structura interioară a lui Marte: Implicații din meteoriții SNC  : [ ing. ] // J. Geophys. Res. - 1997. - T. 102, nr. E1 (25 ianuarie). - 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. Structura interioară și redistribuirea sezonieră în masă a lui Marte din urmărirea radio a lui Mars Pathfinder : [ ing. ] // Știință. - 1997. - T. 278, nr. 5344 (5 decembrie). - 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. Dimensiunea miezului de fluid al lui Marte de la detectarea mareei solare : [ ing. ] // Știință. - 2003. - T. 300, nr. 5617 (11 aprilie). - 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. Câmpurile gravitaționale de înaltă rezoluție ale lui Marte de la MRO, gravitația sezonieră Marte și alți parametri dinamici: [ ing. ] // Icar. - 2011. - T. 211, nr. 1 (ianuarie). - 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. Câmpul gravitațional al lui Marte: Rezultate de la Mars Global Surveyor : [ ing. ] // Știință. - 1999. - T. 286, nr. 5437 (1 octombrie). - 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. Distribuția globală a magnetizării crustale descoperită de experimentul Mars Global Surveyor MAG/ER : [ ing. ] // Știință. - 1999. - T. 284, nr. 5415 (30 aprilie). - S. 790-793. - doi : 10.1126/science.284.5415.790 .
8. ↑ Bertka, CM și Y. Fei. Mineralogia interiorului marțian până la presiunile la limită nucleu-manta : [ ing. ] // J. Geophys. Res. - 1997. - T. 102, nr. B3 (10 martie). - S. 5251-5264. - doi : 10.1029/96JB03270 .
9. ↑ 1 2 3 APS X-rays Reveal Secrets Of The Martian Core , MarsDaily , Argonne: SpaceDaily (12 ianuarie 2004). Arhivat din original pe 11 august 2014. Preluat la 2 septembrie 2017.
10. ↑ 1 2 3 4 Consiliul Național de Cercetare. 2. Structura și activitatea interioară și crustală STARE PREZENTĂ A CUNOAȘTERII // Evaluarea științei și priorităților misiunii pe Marte  : [ ing. ] . — Raport de studiu de consens. - Washington, DC: The National Academies Press, 2003. - 144 p. - ISBN 978-0-309-08917-3 .
11. ↑ Perspectivă... asupra evoluției timpurii a planetelor terestre.  (engleză)  (link inaccesibil) . NASA. Consultat la 16 septembrie 2017. Arhivat din original la 3 noiembrie 2017.
12. ↑ 1 2 3 Alexandra Witze . Miezul lui Marte a fost măsurat - și este surprinzător de mare , Nature (17 martie 2021). Arhivat din original pe 21 martie 2021. Preluat la 25 martie 2021.
13. ↑ 1 2 Williams, David R. Mars Fact Sheet . Centrul Național de Date pentru Știința Spațială . NASA (1 septembrie 2004). Preluat la 20 august 2017. Arhivat din original la 12 iunie 2010. (nedefinit)
14. ↑ 1 2 3 4 Khan, A. și JAD Connolly. Constrângerea compoziției și a stării termice a lui Marte din inversarea datelor geofizice : [ ing. ] // J. Geophys. Res. - 2008. - T. 113, nr. E7 (iulie). — C. E07003. - doi : 10.1029/2007JE002996 .
15. ↑ 1 2 3 4 A. Rivoldini, T. Van Hoolst, O. Verhoeven, A. Mocquet, V. Dehant. Constrângeri geodezie asupra structurii interioare și compoziției lui Marte : [ ing. ] // Icar. - 2011. - T. 213, nr. 2 (iunie). - 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. Marte: o  mică planetă terestră ] // Revista de astronomie și astrofizică. - 2016. - V. 24, Nr. 1 (16 decembrie). - S. 15. - doi : 10.1007/s00159-016-0099-5 .
17. ↑ 1 2 Maria T. Zuber. Crusta și mantaua  lui Marte ] // Natura. - 2001. - T. 412 (12 iulie). - 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 și K. Kurita. Constrângeri petrologice privind densitatea crustei marțiane : [ ing. ] // J. Geophys. Res. planete. - 2014. - T. 119, nr. 7 (iulie). - 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. Liniații magnetice în crusta antică a lui Marte ] // Știință. - 1999. - T. 84, nr. 5415. - S. 794-798. - doi : 10.1126/science.284.5415.794 .
20. ↑ Comunicat de presă MGS 99-56 . nasa.gov . Preluat la 7 septembrie 2017. Arhivat din original la 18 noiembrie 2016. (nedefinit)
21. ↑ 1 2 T. V. Gudkova, V. N. Zharkov. Modele ale structurii interne a lui Marte (Raport). Conferința lecturi Sagitov - 2010. „Sistemul solar și Pământul: origine, structură și dinamică” . Institutul Astronomic de Stat. PC. Sternberg (2010). Preluat la 12 septembrie 2017. Arhivat din original la 12 septembrie 2017. (nedefinit)
22. ↑ Structura internă . Preluat la 27 martie 2011. Arhivat din original la 21 august 2011. (nedefinit)
23. ↑ Misiunea InSight Mars dezvăluită Arhivată 23 iulie 2021 la Wayback Machine // INSTITUT DE PHYSIQUE DU GLOBE DE PARIS, 21 iulie 2021
24. ↑ N. Dauphas & A. Pourmand. Dovezi Hf–W–Th pentru creșterea rapidă a lui Marte și statutul său ca embrion planetar: [ ing. ] // Natura. - 2011. - T. 473 (26 mai). - S. 489-492. - doi : 10.1038/nature10077 .
25. ↑ 1 2 Stevenson, David J. Miezul și magnetismul lui Marte : [ ing. ] // Natura. - 2001. - T. 412, nr. 6843 (12 iulie). - S. 214-219. - doi : 10.1038/35084155 .
26. ↑ Richard J. Walker. Elemente extrem de siderofile în Pământ, Lună și Marte: Actualizare și implicații pentru acumularea și diferențierea planetară : [ ing. ] // Chemie der Erde - Geochimie. - 2009. - T. 69, nr. 2. - S. 101-125. - doi : 10.1016/j.chemer.2008.10.001 .
27. ↑ William Kremer . Aurul vine din spațiul cosmic?  (engleză) , BBC News Magazine  (19 septembrie 2013). Arhivat din original pe 12 septembrie 2017. Preluat la 10 septembrie 2017.
28. ↑ Brandon AD, Puchtel IS, Walker RJ, Day JMD, Irving AJ, Taylor LA Evoluția mantalei marțiane dedusă din izotopul 187Re-187Os și sistematica abundenței elementelor extrem de siderofile a meteoriților shergotiți: [ ing. ] // Geochim Cosmochim Acta. - 2012. - T. 76 (1 ianuarie). - S. 206-235. - doi : 10.1016/j.gca.2011.09.047 .
29. ↑ Borg, Lars E.; Brennecka, Gregory A.; Symes, Steven JK Scala de timp de acreție și istoria impactului lui Marte deduse din sistematica izotopică a meteoriților marțieni : [ ing. ] // Geochimica et Cosmochimica Acta. - 2016. - T. 175 (februarie). - S. 150-167. — ISSN 0016-7037 . - doi : 10.1016/j.gca.2015.12.002 .
30. ↑ Elkins-Tanton LT, Hess PC, Parmentier EM Posibilă formare a crustei antice pe Marte prin procese de magmă oceanică  : [ ing. ] // J Geophys Res. - 2005. - T. 110, nr. E12 (12 octombrie). — C. E12S01. - doi : 10.1029/2005/E002480 .
31. ↑ 5-15% din volum în stratul apropiat de suprafață cu o adâncime de 80-150 km și până la 20% în unul mai adânc - 100-200 km
32. ↑ Grott M. și colab. Evoluția pe termen lung a sistemului crust-manta marțian : [ ing. ] // Recenzii de știință spațială. - 2013. - T. 174, nr. 1-4 (ianuarie). - S. 49-111. - doi : 10.1007/s11214-012-9948-3 .
33. ↑ Morschhauser A, Grott M, Breuer D. Reciclarea crustei, deshidratarea mantalei și evoluția termică a lui Marte : [ ing. ] // Icar. - 2011. - T. 212, nr. 2 (aprilie). - S. 541-558. - doi : 10.1016/j.icarus.2010.12.028 .

Link -uri

• Harta gravitațională a lui Marte GMM-3

Marte
Areografie	Informatii generale Atmosfera Structura interna Vulcanismul ionosferă Geologie Hidrosferă Viaţă Climat marsquake Canale Haos Regiuni Lista cadranelor lui Marte Câmpia Argirului Câmpia Acidaliană pământ de perle Țara lui Xanth Marea Câmpie Nordică Câmpia lui Isis Câmpia Utopiei Rhys Plain Câmpia Hellas Valea Aresului Valea Maadim Văile Ladonului Valea Moor Văile Marinare Valea Uzboy Canionul de Nord Kydonia Patera Orc Podișul Meridianului Tharsis Dealul Matievici Elysium Highlands Lacul Eridania Muntii Munții Eco eolia Muntele Harith Munții Nereide Vulcanii Muntele Olimp Muntele Arsia Păun de munte Muntele Askrian Mare Sirte Domul Albor Domul Byblidei Domul lui Hekate Patera Alba Domul lui Uranus Domul Keravsky Muntele Uranus Grupul de vulcani Uranus Domul lui Jupiter Domul lui Tharsis Domul lui Ulise Patera Pitsunda Muntele Adriatic Patera Amphitrite Muntele Elysius cratere Antoniadi Aram Argo Ber Beagle Bonneville Victoria Est Halle Vânt puternic Gusev Huygens Lac Ibragimov Vultur efort Korolev Cassini Lahonten Medler Missoula Sfanta Maria Schiaparelli Tihonravov fram Heinlein Holden Eberswalde Aerisit Aerisit-0 Emma Dean rezistenta Erebus Ghetarii Calotele polare ale Marte De Nord Sud Ghețarul craterului Korolev foste râuri Canal cu deltă în craterul Eberswalde
sateliți	Fobos Deimos
Studiu	Lista obiectelor artificiale de pe Marte Lista obiectelor mineralogice de pe Marte
Marte în cultură	cărțile de Marte filme despre Marte jocuri mars
Alte	Astronomie pe Marte Cronometrarea pe Marte Colonizarea lui Marte Terraformarea lui Marte
sistem solar {{ Explorarea AMC Marte }} Lista asteroizilor care traversează orbita lui Marte