Vnitřní struktura Marsu

Vnitřní struktura a složení Marsu je předmětem studia v geologii Marsu .

Studijní metody

• Údaje ze studie marťanských meteoritů [1] [2] .
• Výzkum pomocí kosmických lodí  – orbiterů a roverů  – na různých frekvencích. V první řadě se jedná o měření hustoty a bezrozměrného momentu setrvačnosti planety [3] [4] [5] , které dává informaci o přítomnosti hustého jádra v planetě . To zahrnuje všechny druhy spektroskopických studií, stejně jako měření gravitačního [6] [5] a magnetického pole [7] .
• Laboratorní modelování podmínek, které napodobují ty existující uvnitř Marsu [8] [9] .
• Nejúčinnější metodou je seismologický průzkum [10] . Pokrok v této oblasti je spojen s americkou misí InSight [11] . Registrace otřesů seismometrem SEIS tedy umožnila zpřesnit rozměry pláště a jádra Marsu [12] .

Vnitřní struktura Marsu

Průměrná hustota Marsu je 3933 kg/m 3 [3] [13] , což naznačuje, že se jedná o terestrickou planetu a skládá se z kamenitých hornin (jejich hustota je asi 3000 kg/m 3 ) s příměsí železa . Přesný poměr Fe/Si však nebyl stanoven; odhady jsou uvedeny od 1,2 [14] do 1,78 [15] (pro chondrity je typická hodnota 1,71 [1] [2] ). Je nižší než u Země, proto je nižší i celková hustota [10] .

Hodnota bezrozměrného momentu setrvačnosti je 0,366 [13] , zpřesněno - 0,3645 [4] , což se liší směrem dolů od hodnoty 0,4, která charakterizuje homogenní kouli, to znamená, že to naznačuje přítomnost hustší oblasti ve středu - jádro. To je však více než odpovídající hodnota pro Zemi - 0,3315 - to znamená, že zvýšená koncentrace hmoty ve středové oblasti není tak silná [10] .

Podle moderních modelů vnitřní struktury Marsu se skládá z následujících vrstev:

• Kůra je v průměru 50 km tlustá (maximální odhad není větší než 125 km ) [9] a tvoří až 4,4 % objemu celého Marsu. Struktura kůry se vyznačuje dichotomií mezi andezitovou severní a čedičovou jižní částí, která se však zcela neshoduje s globální geologickou dichotomií polokoulí. Tenčí kůra je pod impaktními pánvemi a podél údolí Mariner a velké vulkanické oblasti ( Tharsis , Elysium ) se vyznačují silnější kůrou v důsledku produktů sopečné činnosti [17] . Některé teorie nevylučují, že se kůra skládá z neporézních čedičových hornin a má mocnost řádově 100 km i více [18] , nicméně v souhrnu geofyzikální a geochemické důkazy stále hovoří spíše ve prospěch vrstevnatého tenká kůra s nečedičovými a/nebo porézními materiály ve složení [16] . Průměrná hustota kůry je asi 3100 kg/m 3 [18] .

V některých oblastech byla zaznamenána zbytková magnetizace horních vrstev, řádově silnější než magnetické anomálie na Zemi. Nejvýraznější anomálie jsou v zemi Cimmerian a zemi Sirén v jižních oblastech Noe na obou stranách poledníku 180° západní délky. Jsou to paralelní pásy se střídavou polaritou, připomínající pruhované magnetické anomálie na Zemi, vzniklé při šíření [20] . To naznačuje, že ve starověkém časovém období, kterému tento povrch odpovídá, mohla na Marsu také probíhat desková tektonika a magnetické pole tvořené magnetohydrodynamickým dynamo mechanismem [7] [19] . Existují však i bodové zdroje pole, které tvoří složitější rozdělení. Intenzita tohoto účinku ukazuje na pravděpodobnou přítomnost magnetitu , ilmenitu , hematitu , pyrhotitu a dalších magnetických minerálů bohatých na železo v kůře. Zejména vznik některých z nich naznačuje oxidační reakce a kyselejší prostředí než v plášti znamená přítomnost vody na povrchu [16] .

• Plášť , ve kterém se rozlišuje horní, střední a (možná) spodní část. Kvůli nižší gravitační síle na Marsu je rozsah tlaku v plášti Marsu mnohem menší než na Zemi, což znamená, že má méně fázových přechodů . Svrchní plášť o tloušťce 700–800 km [12] se skládá z olivínu , pyroxenů ( ortopyroxen a pod klinopyroxenem ) a granátu při tlacích do 9 GPa. Fázový přechod olivínu na spinelovou modifikaci (nejprve γ- a poté při 13,5 GPa - β - fáze) začíná při tlacích nad 9 GPa v poměrně velkých hloubkách - asi 1000 km , zatímco pro Zemi je to také 400 km . kvůli rozdílům v gravitaci. Po 13,5 GPa koexistuje γ-spinel s β-fází, klinopyroxenem a mejoritem Při tlacích nad 17 GPa začíná převažovat γ-spinel a mejorit. Existence spodního pláště, stejně jako rozsah tlaků nezbytných pro stabilitu perovskitu a ferroperiklasu , které spolu s mejoritem tvoří spodní plášť, nebyly přesně stanoveny a závisí na stavu pláště a poloha hranice s jádrem [14] [15] [17 ] [16] [21] . Poslední parametr, stejně jako tloušťka kůry, určuje hustotu pláště; to by mělo být v průměru nižší než pro Zemi, založený na velikosti momentu setrvačnosti, a je odhadován u 3450-3550 kg/m³ [10] . Povaha reliéfu a další znaky naznačují přítomnost astenosféry , sestávající ze zón částečně roztavené hmoty [22] .

• Jádro o poloměru zhruba poloviny poloměru celého Marsu – podle různých odhadů od 1480 [9] do 1840 km [4] [15] ; aktualizovaná hodnota na základě výsledků práce seismometru SEIS  je od 1810 do 1860 km [12] . Průměrná hustota jádra Marsu je od 5,7 do 6,3 g/cm³ [23] . Hustota ve středu planety dosahuje 6700 kg/m³ [14] . Jádro je s největší pravděpodobností v kapalném stavu (alespoň částečně [4] ) a skládá se převážně ze železa s příměsí 16 % (podle jiných odhadů - až 20 % a více [14] ) (hmotnostně) síry , stejně jako asi 7,6 % niklu a obsah lehkých prvků je dvakrát vyšší než v zemském jádru. Čím více síry, tím pravděpodobnější je, že jádro je zcela kapalné [15] . Obsah vodíku, který není přesně znám, určuje poměr Fe/Si: čím je vyšší, tím větší je tento poměr, stejně jako obsah železa v plášti Fe# v důsledku zvětšení poloměru jádra [21 ] .

Historie

Vznik Marsu, stejně jako jiných planet sluneční soustavy , začal kondenzací drobných pevných částic (prach) z chladícího plynu přibližně stejného složení jako Slunce ; tyto shluky prachu se pak shlukly do planetesimál o průměru 1-1000 km, které pak rostly a staly se z nich protoplanety . Podle odhadů by tento proces na Marsu mohl být dokončen za několik milionů let, což je mnohem kratší doba než u jiných vnitřních planet [24] [25] . Zřejmě zhruba ve stejnou dobu došlo k oddělení kovového jádra od silikátového pláště. To bylo možné díky skutečnosti, že byly v roztaveném stavu („oceán magmatu“) a zahřívání bylo prováděno díky kinetické energii částic , které se srazily s povrchem planety Země během akrece , a také, možná rozpad krátkodobých radioaktivních zdrojů, jako je 26 Al uvnitř ní. Podle jiných teorií však tyto paralelní procesy (narůstání a diferenciace jádra) mohou trvat až 60 milionů let, případně mohou rychle skončit, ale být doprovázeny nějakou pozdější impaktní událostí , která způsobila zahřátí a roztavení již vychladlého pláště. . To je podporováno nadbytečným (ve srovnání s tím, který se očekává při rovnovážné frakcionaci mezi silikátovou a kovovou fází) obsahem siderofilních prvků a tento rozpor je také charakteristický pro Zemi [26] . K vyřešení tohoto problému byla navržena zejména hypotéza pozdního přídavku meteoritového materiálu ( Primitive mantle ) [27] , která však měla být realizována ještě před ztuhnutím magmatického oceánu [28] [29] . Mechanismus posledně jmenovaného není dosud plně objasněn. Rychlá krystalizace vrstev s různou hustotou zřejmě vedla k pozorovaným nehomogenitám vnitřní struktury, které lze vysledovat podle složení meteoritů [30] . Tento scénář však předpokládá absenci sopečné aktivity a konvektivního promíchávání hmoty, což je v rozporu s pozorovanými důkazy lokálního [31] tání pláště a kůry a aktivního vulkanismu, raného i pozdního. Jedním z důležitých faktorů nejistoty je obsah vody v útrobách planety, a to jak v této fázi, tak v současné době; a obecně není známo, které geologické období odráží obsah H 2 O v shergottitech , protože jejich stáří nebylo přesně stanoveno [32] . Je však známo, že během procesu akrece se na Marsu nahromadilo více těkavých materiálů než na Zemi, konkrétně asi 100 ppm vody, ačkoli přesná hodnota není známa a odhady jsou uváděny v řádu několika milióntin. až 200 ppm. Pak se postupně stáhli z pláště; tak bylo odstraněno asi 40 % vody tam obsažené a asi 10 % tohoto objemu prošlo do kůry. Navíc i tak malý zlomek, jako je 10 % ze 100 ppm v kůře, odpovídá 14 m silné vrstvě vody pokrývající povrch Marsu [33] .

Je vysoká pravděpodobnost, že na Marsu v raném období probíhala desková tektonika, která zajišťovala zejména konvektivní toky v jádře nezbytné pro generování magnetického pole. Je však možné, že konvekce byla čistě tepelná a probíhala ve zcela kapalném jádře v důsledku postupného ochlazování pláště [25] .

Viz také

• planetární geologie

Poznámky

1. ↑ 1 2 Dreibus, G.; Wanke, H. Mars, planeta bohatá na těkavé látky  : [ eng. ] // Meteoritika. - 1985. - T. 20, č. 2 (30. června). - S. 367-381. — ISSN 0026-1114 .
2. ↑ 1 2 Sohl, F. a T. Spohn. ), Vnitřní struktura Marsu: Důsledky meteoritů SNC  : [ eng. ] // J. Geophys. Res. - 1997. - T. 102, vydání. E1 (25. ledna). - 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. Struktura interiéru a sezónní hromadná redistribuce Marsu z rádiového sledování Marsu Pathfinder : [ eng. ] // Věda. - 1997. - T. 278, vydání. 5344 (5. prosince). - 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. Velikost tekutého jádra Marsu z detekce slunečního přílivu: [ eng. ] // Věda. - 2003. - T. 300, č.p. 5617 (11. dubna). - 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 gravitační pole s vysokým rozlišením z MRO, sezónní gravitace Marsu a další dynamické parametry: [ eng. ] // Ikarus. - 2011. - T. 211, č.p. 1 (leden). - 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. Gravitační pole Marsu: Výsledky z Mars Global Surveyor: [ eng. ] // Věda. - 1999. - T. 286, vydání. 5437 (1. října). - S. 94-97. - doi : 10.1126/science.286.5437.94 .
7. ↑ 12 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. Clou. Globální distribuce magnetizace kůry objevená sondou Mars Global Surveyor MAG/ER Experiment : [ eng. ] // Věda. - 1999. - T. 284, vydání. 5415 (30. dubna). - S. 790-793. - doi : 10.1126/science.284.5415.790 .
8. ↑ Bertka, CM a Y. Fei. Mineralogie nitra Marsu až po hraniční tlaky jádro-plášť: [ eng. ] // J. Geophys. Res. - 1997. - T. 102, vydání. B3 (10. března). - S. 5251-5264. - doi : 10.1029/96JB03270 .
9. ↑ 1 2 3 APS rentgenové paprsky odhalují tajemství marťanského jádra , MarsDaily , Argonne: SpaceDaily (12. ledna 2004). Archivováno z originálu 11. srpna 2014. Staženo 2. září 2017.
10. ↑ 1 2 3 4 Národní rada pro výzkum. 2. Struktura a činnost interiéru a zemské kůry SOUČASNÝ STAV ZNALOSTÍ // Hodnocení priorit vědy a mise Marsu  : [ eng. ] . — Zpráva o studii konsensu. - Washington, DC: The National Academies Press, 2003. - 144 s. - ISBN 978-0-309-08917-3 .
11. ↑ Pohled... do raného vývoje pozemských planet.  (anglicky)  (nedostupný odkaz) . NASA. Získáno 16. září 2017. Archivováno z originálu 3. listopadu 2017.
12. ↑ 1 2 3 Alexandra Witzeová . Jádro Marsu bylo změřeno – a je překvapivě velké , Příroda (17. března 2021). Archivováno z originálu 21. března 2021. Staženo 25. března 2021.
13. ↑ 1 2 Williams, David R. Přehled o Marsu . Národní datové centrum pro vesmírnou vědu . NASA (1. září 2004). Získáno 20. srpna 2017. Archivováno z originálu 12. června 2010. (neurčitý)
14. ↑ 1 2 3 4 Khan, A. a JAD Connolly. Omezení složení a tepelného stavu Marsu z inverze geofyzikálních dat: [ eng. ] // J. Geophys. Res. - 2008. - T. 113, vydání. E7 (červenec). — C. E07003. - doi : 10.1029/2007JE002996 .
15. ↑ 1 2 3 4 A. Rivoldini, T. Van Hoolst, O. Verhoeven, A. Mocquet, V. Dehant. Geodetické omezení vnitřní struktury a složení Marsu: [ eng. ] // Ikarus. - 2011. - T. 213, č.p. 2 (červen). - 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:  malá terestrická planeta ] // The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24, č. 1 (16. prosince). - S. 15. - doi : 10.1007/s00159-016-0099-5 .
17. ↑ 1 2 Maria T. Zuber. Kůra a plášť  Marsu ] // Příroda. - 2001. - T. 412 (12. července). - 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 a K. Kurita. Petrologická omezení hustoty marťanské kůry: [ eng. ] // J. Geophys. Res. planety. - 2014. - T. 119, č.p. 7 (červenec). - 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. Magnetické linie ve starověké kůře Marsu ] // Věda. - 1999. - T. 84, č.p. 5415. - S. 794-798. - doi : 10.1126/science.284.5415.794 .
20. ↑ Tisková zpráva MGS 99-56 . nasa.gov . Získáno 7. září 2017. Archivováno z originálu 18. listopadu 2016. (neurčitý)
21. ↑ 1 2 T. V. Gudková, V. N. Žarkov. Modely vnitřní struktury Marsu (Zpráva). Konference Sagitovovy četby - 2010. "Sluneční soustava a Země: původ, struktura a dynamika" . Státní astronomický ústav. PC. Šternberka (2010). Získáno 12. září 2017. Archivováno z originálu 12. září 2017. (neurčitý)
22. ↑ Vnitřní struktura . Získáno 27. března 2011. Archivováno z originálu dne 21. srpna 2011. (neurčitý)
23. ↑ InSight Mission Mars odhalen Archivováno 23. července 2021 na Wayback Machine // INSTITUT DE PHYSIQUE DU GLOBE DE PARIS, 21. července 2021
24. ↑ N. Dauphas & A. Pourmand. Hf–W–Th důkaz rychlého růstu Marsu a jeho postavení jako planetárního embrya: [ eng. ] // Příroda. - 2011. - T. 473 (26. května). - S. 489-492. - doi : 10.1038/příroda10077 .
25. ↑ 1 2 Stevenson, David J. Marsovo jádro a magnetismus : [ ang. ] // Příroda. - 2001. - T. 412, vydání. 6843 (12. července). - S. 214-219. - doi : 10.1038/35084155 .
26. ↑ Richard J. Walker. Vysoce siderofilní prvky na Zemi, Měsíci a Marsu: Aktualizace a důsledky pro planetární narůstání a diferenciaci: [ eng. ] // Chemie der Erde - Geochemie. - 2009. - T. 69, č.p. 2. - S. 101-125. - doi : 10.1016/j.chemer.2008.10.001 .
27. ↑ William Kremer . Pochází zlato z vesmíru?  (anglicky) , BBC News Magazine  (19. září 2013). Archivováno z originálu 12. září 2017. Staženo 10. září 2017.
28. ↑ Brandon AD, Puchtel IS, Walker RJ, Day JMD, Irving AJ, Taylor LA Evoluce marťanského pláště odvozená ze systematiky výskytu izotopu 187Re-187Os a vysoce siderofilních prvků v meteoritech shergottitů: [ eng. ] // Geochim Cosmochim Acta. - 2012. - T. 76 (1. ledna). - S. 206-235. - doi : 10.1016/j.gca.2011.09.047 .
29. ↑ Borg, Lars E.; Brennecka, Gregory A.; Symes, Steven JK Časová osa akrece a historie dopadu Marsu odvozená z izotopové systematiky marťanských meteoritů: [ eng. ] // Geochimica et Cosmochimica Acta. - 2016. - T. 175 (únor). - S. 150-167. — ISSN 0016-7037 . - doi : 10.1016/j.gca.2015.12.002 .
30. ↑ Elkins-Tanton LT, Hess PC, Parmentier EM Možný vznik starověké kůry na Marsu prostřednictvím procesů magmatického oceánu  : [ eng. ] // J Geophys Res. - 2005. - T. 110, vydání. E12 (12. října). — C. E12S01. - doi : 10.1029/2005/E002480 .
31. ↑ 5-15 % objemu v připovrchové vrstvě s hloubkou 80-150 km a až 20 % v hlubší - 100-200 km
32. ↑ Grott M. a kol. Dlouhodobý vývoj systému kůra-plášť Marsu: [ eng. ] // Recenze vesmírné vědy. - 2013. - T. 174, č.p. 1-4 (leden). - S. 49-111. - doi : 10.1007/s11214-012-9948-3 .
33. ↑ Morschhauser A, Grott M, Breuer D. Recyklace kůry, dehydratace pláště a tepelný vývoj Marsu: [ eng. ] // Ikarus. - 2011. - T. 212, č.p. 2 (duben). - S. 541-558. - doi : 10.1016/j.icarus.2010.12.028 .

Odkazy

• Gravitační mapa Marsu GMM-3

Mars
Areografie	Obecná informace Atmosféra Vnitřní struktura Vulkanismus Ionosféra Geologie Hydrosféra Život Podnebí marquake Kanály Chaos Regiony Seznam kvadrantů Marsu Rovina Argir Acidální rovina perlová země Země Xanth Velká severní rovina Planina Isis Utopická rovina Rhys Plain Hellas Plain Údolí Ares Údolí Maadim Ladonská údolí Moorské údolí Mariner Valleys Uzboyské údolí Severní kaňon Kydonia Patera Orc Meridian Plateau Tharsis Vrch Matievič Elysium Highlands Jezero Eridania Hory Echo hory aeolis Hora Harit Pohoří Nereid Sopky hora Olymp Mount Arsia Horský páv Hora Askrian Velká Sirte Dome Albor Dóm Byblida Dóm Hekate Patera Alba Uranův dóm Keravský dóm Hora Uran Skupina vulkánů Uran Jupiterova kupole Dóm Tharsis Odysseova kupole Patera Pitsunda Horský Jadran Patera amfitrit hora Elysius krátery Antoniadi Aram Argo Ber Beagle Bonneville Viktorie Východní Halle Vichřice Gusev Huygens jezero Ibragimov Orel usilovat Koroljov Cassini Lahonten Medler Missoula Santa Maria Schiaparelli Tichonravov rám Heinlein Holden Eberswalde Vzdušný Airy-0 Emma Deanová vytrvalost Erebus ledovce Mars polární čepičky Severní Jižní Ledovec kráteru Korolev bývalé řeky Kanál s deltou v kráteru Eberswalde
satelity	Phobos Deimos
Studie	Seznam umělých objektů na Marsu Seznam mineralogických objektů na Marsu
Mars v kultuře	mars knihy filmy o Marsu hry na Marsu
jiný	Astronomie na Marsu Měření času na Marsu kolonizace Marsu Teraformování Marsu
Sluneční Soustava {{ AMC průzkum Marsu }} Seznam asteroidů, které protínají oběžnou dráhu Marsu