Gravitace Marsu - Gravity of Mars

Gravitace Marsu je přirozený jev, vzhledem k zákonu gravitace nebo gravitace, podle níž jsou všechny věci s hmotností kolem planety Mars přivedou k ní. Je menší než gravitace Země kvůli menší hmotnosti planety. Průměrné gravitační zrychlení na Marsu je 3,72076 ms −2 (asi 38% Země ) a mění se. Obecně platí, že topografií řízená izostasy pohání anomálie gravitace na volném vzduchu s krátkou vlnovou délkou . Ve stejné době, konvekční proudění a konečné pevnosti pláště vedou k dlouhé vlnové délky planetární měřítku bez vzduchu tíhové anomálie v celém světě. Variace v tloušťce kůry, magmatické a vulkanické aktivity, nárazem vyvolaný Moho -uplift, sezónní variace polárních ledových čepic, kolísání hmotnosti atmosféry a variabilita pórovitosti kůry mohou také korelovat s bočními variacemi. V průběhu let byly vyráběny modely sestávající z rostoucího, ale omezeného počtu sférických harmonických . Mapy vyráběné zahrnovaly volnovzdušný gravitace anomálií , Bouguer gravitaci anomálií a crustal tloušťku. V některých oblastech Marsu existuje korelace mezi gravitačními anomáliemi a topografií. Vzhledem ke známé topografii lze odvodit gravitační pole s vyšším rozlišením. Přílivovou deformaci Marsu Sluncem nebo Phobosem lze měřit její gravitací. To odhaluje, jak je vnitřek tuhý, a ukazuje, že jádro je částečně tekuté. Studium povrchové gravitace Marsu proto může poskytnout informace o různých vlastnostech a poskytnout užitečné informace pro budoucí přistávací projekty.

Měření

Rotující sférická harmonická, s = 0 až 4 pro vertikální a = 0 až 4 pro horizontální. U marťanských C 20 a C 30 se mění s časem kvůli sezónním změnám hmotnosti polárních ledových čepic během ročního cyklu sublimace a kondenzace oxidu uhličitého.

Abychom pochopili gravitaci Marsu, často se měří jeho síla gravitačního pole g a gravitační potenciál U. Jednoduše, pokud se předpokládá, že Mars je statické dokonale kulovité těleso o poloměru R M , za předpokladu, že kolem Marsu na kruhové dráze obíhá pouze jeden satelit a taková gravitační interakce je jedinou silou působící v systému, rovnice by byla,

,

kde G je univerzální gravitační konstanta (běžně se bere jako G = 6,674 x 10 −11 m 3 kg −1 s −2 ), M je hmotnost Marsu (nejaktuálnější hodnota: 6,41693 x 10 23 kg), m je hmotnost satelitu, r je vzdálenost mezi Marsem a satelitem a je úhlová rychlost satelitu, která je také ekvivalentní (T je oběžná doba satelitu).

Proto kde R M je poloměr Marsu. Při správném měření jsou r, T a R M získatelné parametry ze Země.

Protože je však Mars generické, nesférické planetární těleso a je ovlivněno složitými geologickými procesy, přesněji je gravitační potenciál popsán pomocí sférických harmonických funkcí , podle konvence v geodézii, viz Geopotential_model .

,

kde jsou sférické souřadnice testovacího bodu. je zeměpisná délka a je zeměpisná šířka. a jsou bezrozměrnými harmonickými koeficienty stupně a řádu . je Legendreův polynom stupně s a je přidružený Legendreův polynom s . Ty se používají k popisu řešení Laplaceovy rovnice . je střední poloměr planety. Koeficient je někdy zapsán jako .

  1. Čím nižší je stupeň a řád , tím delší vlnovou délku anomálie představuje. Gravitační anomálie s dlouhou vlnovou délkou je zase ovlivněna globálními geofyzikálními strukturami.
  2. Čím vyšší je stupeň a řád , tím kratší vlnovou délku anomálie představuje. U stupně nad 50 se ukázalo, že tyto variace mají vysokou korelaci s topografií. Geofyzikální interpretace povrchových prvků by mohla dále pomoci odvodit úplnější obraz gravitačního pole na Marsu, i když by mohly být získány zavádějící výsledky.

Nejstarší technikou určování gravitace Marsu je pozorování na Zemi. Později s příchodem bezpilotních kosmických lodí byly z dat rádiového sledování vyvinuty následné gravitační modely.

Vědci změřili poruchu různých kosmických lodí pomocí Dopplerových a metod sledování dosahu, aby vyvinuli různé gravitační modely od prvního příletu bezpilotní vesmírné sondy Mariner 9 v roce 1971. (Zápočet: Vědecké vizualizační studio NASA)

Pozorování na Zemi

Před příchodem kosmické lodi Mariner 9 a Viking orbiter na Mars byl k odvození vlastností marťanského gravitačního pole k dispozici pouze odhad gravitační konstanty Marsu GM, tj. Univerzální gravitační konstanta krát hmotnost Marsu. GM bylo možné získat pozorováním pohybů přírodních satelitů Marsu ( Phobos a Deimos ) a průletů vesmírných lodí na Marsu ( Mariner 4 a Mariner 6 ).

Dlouhodobá pozemská pozorování pohybů Phobos a Deimos poskytují fyzikální parametry včetně hlavní osy , excentricity , úhlu sklonu k Laplacianově rovině atd., Které umožňují výpočet poměru sluneční hmotnosti k hmotnosti Marsu, moment setrvačnost a koeficient gravitačního potenciálu Marsu a poskytují počáteční odhady gravitačního pole Marsu.

Vyvozeno z údajů o rádiovém sledování

Třícestný doppler s odděleným vysílačem signálu a přijímačem

Přesné sledování kosmických lodí má zásadní význam pro přesné gravitační modelování, protože gravitační modely jsou vyvíjeny z pozorování drobných poruch kosmických lodí, tj. Malých variací rychlosti a nadmořské výšky. Sledování se v zásadě provádí pomocí antén Deep Space Network (DSN), přičemž je použito jednosměrné, dvoucestné a třícestné dopplerovské sledování a sledování dosahu. Jednosměrné sledování znamená, že data jsou přenášena jedním způsobem do DSN z kosmické lodi, zatímco dvoucestné a třícestné zahrnují přenos signálů ze Země do kosmické lodi (uplink) a poté souvisle transponovány zpět na Zemi (downlink) . Rozdíl mezi obousměrným a třícestným sledováním spočívá v tom, že první má stejný vysílač a přijímač signálu na Zemi, zatímco druhý má vysílač a přijímač na různých místech na Zemi. Použití těchto tří typů sledovacích dat zvyšuje pokrytí a kvalitu dat, protože jeden by mohl vyplnit datovou mezeru jiného.

Dopplerovo sledování je běžnou technikou při sledování kosmické lodi s využitím metody radiální rychlosti, která zahrnuje detekci dopplerovských posunů. Jak se kosmická loď vzdaluje od nás podél přímé viditelnosti, došlo by k červenému posunu signálu, zatímco pro zpětný chod by došlo k modrému posunu signálu. Tato technika byla také použita pro pozorování pohybu exoplanet. Zatímco pro sledování rozsahu se provádí měřením doby šíření signálu zpáteční cesty. Kombinace dopplerovského posunu a pozorování dosahu podporuje vyšší přesnost sledování kosmické lodi.

Sledovací data by pak byla převedena na vývoj globálních gravitačních modelů pomocí sférické harmonické rovnice zobrazené výše. Musí však být provedena další eliminace účinků vlivem vlivu přílivu a odlivu , různé relativistické efekty způsobené Sluncem, Jupiterem a Saturnem, nekonzervativní síly (např. Desaturace momentu hybnosti (AMD), atmosférický odpor a tlak slunečního záření ) , jinak dojde ke značným chybám.

Dějiny

Nejnovějším gravitačním modelem pro Mars je Goddard Mars Model 3 (GMM-3), vyrobený v roce 2016, s řešením sférických harmonických až do stupně a řádu 120. Tento model je vyvinut na základě 16letých dat rádiového sledování od společnosti Mars Global Surveyor (MGS) ), Mars Odyssey a Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), stejně jako topografický model MOLA a poskytuje globální rozlišení 115 km. Spolu s tímto modelem byla vytvořena samostatná mapa gravitačních anomálií na volném vzduchu, mapa gravitační anomálie Bouguer a mapa tloušťky kůry. Ve srovnání s modelem MRO110C a dalšími předchozími modely přináší zásadní zlepšení odhadu gravitačního pole pečlivější modelování nekonzervativních sil působících na kosmickou loď.

Gravitační řešení Autoři Rok Stupeň (m) a řád (l) sférického harmonického řešení

[Rozlišení povrchu (km)]

Zdroj dat
- JP Gapcynski, RH Tolson a WH Michael Jr. 1977 6 Sledovací data kosmické lodi Mariner 9, Viking 1 a 2
Geoide martien G Balmino, B Moynot a N Vales 1982 18

[¬ 600 km]

Sledovací data kosmické lodi Mariner 9, Viking 1 a 2
GMM-1 DE Smith, FJ Lerch, RS Nerem, MT Zuber, GB Patel, SK Fricke a FG Lemoine 1993 50

[200–300 km]

Sledovací data kosmické lodi Mariner 9, Viking 1 a 2
Mars50c AS Konopliv, WL Sjogren 1995 50 Sledovací data kosmické lodi Mariner 9, Viking 1 a 2
GMM-2B FG Lemoine, DE Smith, DD Rowlands, MT Zuber, GA Neumann, DS Chinn a DE Pavlis 2001 80 Sledovací data Mars Global Surveyor (MGS) a topografická data odvozená od MOLA
GGM1041C FG Lemoine 2001 90 Sledovací data Mars Global Surveyor (MGS) a Mars Odyssey a topografická data odvozená od MOLA
MGS95J AS Konopliv, CF Yoder, EM Standish, DN Yuan, WL Sjogren 2006 95

[~ 112 km]

Sledovací data Mars Global Surveyor (MGS) a Mars Odyssey a topografická data odvozená od MOLA
MGGM08A JC Marty, G Balmino, J Duron, P Rosenblatt, S Le Maistre, A Rivoldini, V Dehant, T. Van Hoolst 2009 95

[~ 112 km]

Sledovací data Mars Global Surveyor (MGS) a Mars Odyssey a topografická data odvozená od MOLA
MRO110B2 AS Konopliv, SW Asmar, WM Folkner, Ö Karatekin, DC Nunes, SE Smrekar, CF Yoder, MT Zuber 2011 110 Sledovací data Mars Global Surveyor (MGS), Mars Odyssey a Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) a topografická data odvozená od MOLA
MGM2011 C Hirt, SJ Claessens, M Kuhn, WE Featherstone 2012 [3 km (rovník) - 125 km] Gravitační řešení MRO110B2 a topografická data odvozená od MOLA
GMM-3 A Genova, S Goossens, FG Lemoine, E Mazarico, GA Neumann, DE Smith, MT Zuber 2016 120

[115 km]

Mars Global Surveyor (MGS), Mars Odyssey a Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)
  • MGS (SPO-1, SPO-2, GCO, MAP)
  • ODY (ODYT, ODYM)
  • MRO (MROT, MROM)

Techniky sledování kosmické lodi a geofyzikální interpretace povrchových prvků mohou ovlivnit rozlišení síly gravitačního pole. Lepší technika upřednostňuje sférická harmonická řešení ve vyšších stupních a řádech. Nezávislá analýza sledovacích dat Mariner 9 a Viking Orbiter poskytla stupeň a pořadí 6 sférických harmonických řešení. ) za pomoci obrazových dat umožňuje stupeň a pořadí 18 vytvořených sférických harmonických řešení. Další použití prostorové a priori omezující metody, která vzala v úvahu topografii při řešení omezení mocninského zákona Kaula, upřednostňovalo model sférického harmonického řešení až do stupně 50 v globálním rozlišení ( Goddard Mars Model-1 nebo GMM-1) pak následující modely s vyšší úplností a stupněm a objednávají až 120 pro nejnovější GMM-3.

Marsova gravitační mapa na volném vzduchu vytvořená společně s gravitačním řešením GMM-3 (červená: vysoká gravitace; modrá: nízká gravitace) (Kredit: Vědecké vizualizační studio NASA)

Gravitační modely se proto v dnešní době nevyrábějí přímo přenosem naměřených gravitačních dat do jakéhokoli prostorového informačního systému, protože je obtížné vytvořit model s dostatečně vysokým rozlišením. Topografická data získaná z přístroje MOLA na palubě Mars Global Surveyor se tak stávají užitečným nástrojem při tvorbě podrobnějšího gravitačního modelu v krátkém měřítku s využitím korelace gravitační topografie v krátkých vlnových délkách. Ne všechny oblasti na Marsu však vykazují takovou korelaci, zejména severní nížina a póly. Mohly by být snadno vytvořeny zavádějící výsledky, což by mohlo vést k nesprávné interpretaci geofyziky.

Pozdější modifikace gravitačního modelu zahrnují zohlednění dalších nekonzervativních sil působících na kosmické lodě, včetně atmosférického odporu , tlaku slunečního záření, tlaku odraženého slunečního záření na Marsu, tepelné emise Marsu a vhánění kosmických lodí, které despinsuje nebo desaturuje kola s momentovým momentem . Kromě toho by měla být také opravena marťanská precese a přitažlivost třetího těla v důsledku Slunce , Měsíce a planet, které by mohly ovlivnit oběžnou dráhu kosmické lodi, a také relavistické efekty na měření. Tyto faktory by mohly vést ke kompenzaci skutečného gravitačního pole. K eliminaci ofsetu je tedy nutné přesné modelování. Taková práce stále probíhá.

Statické gravitační pole

Mnoho vědců nastínilo korelaci mezi anomáliemi gravitace na volném vzduchu s krátkou vlnovou délkou (místně se měnícími) a topografií. V oblastech s vyšší korelací by gravitační anomálie volného vzduchu mohly být rozšířeny na vyšší stupeň pevnosti pomocí geofyzikální interpretace povrchových prvků, aby gravitační mapa mohla nabídnout vyšší rozlišení. Bylo zjištěno, že jižní vysočina má vysokou gravitační/topografickou korelaci, ale ne pro severní nížinu. Rozlišení modelu gravitační anomálie volného vzduchu má tedy obvykle vyšší rozlišení pro jižní polokouli, a to až přes 100 km.

Gravitační anomálie volného vzduchu je relativně jednodušší měřit než Bouguerovy anomálie, pokud jsou k dispozici topografická data, protože nepotřebují eliminovat gravitační účinek v důsledku účinku přebytku hmotnosti nebo deficitu terénu poté, co je gravitace snížena na moře úroveň. K interpretaci struktury kůry je však nutná další eliminace takového gravitačního účinku, aby snížená gravitace byla pouze výsledkem jádra, pláště a kůry pod vztažným bodem. Produktem po odstranění jsou Bouguerovy anomálie. Hustota materiálu při budování terénu by však byla nejdůležitějším omezením při výpočtu, které se může na planetě laterálně lišit a je ovlivněno pórovitostí a geochemií horniny. Relevantní informace lze získat z marťanských meteoritů a analýzy in situ.

Místní gravitační anomálie

Variace na hranici kůry a pláště, vniknutí, vulkanismus a topografie mohou přinést účinek na oběžnou dráhu kosmických lodí díky vyšší hustotě pláště a vulkanického materiálu a nižší hustotě kůry. (Není v měřítku) +ve: Pozitivní anomálie; -ve: Negativní anomálie

Jelikož Bouguerovy gravitační anomálie mají silné spojení s hranicí hloubky pláště kůry, jedna s pozitivními Bouguerovými anomáliemi může znamenat, že má tenčí kůru složenou z materiálu s nižší hustotou a je silněji ovlivňována hustším pláštěm a naopak. Přispět k tomu však může také rozdíl v hustotě erupčního vulkanického zatížení a sedimentárního zatížení, jakož i podpovrchová vniknutí a odstraňování materiálu. Mnoho z těchto anomálií je spojeno s geologickými nebo topografickými rysy. Několik výjimek zahrnuje anomálii 63 ° východní délky a 71 ° severní šířky, která může představovat rozsáhlou podzemní strukturu o velikosti více než 600 km, která předcházela časně noachianskému povrchu.

Topografické anomálie

Silná korelace mezi topografií a gravitačními anomáliemi volného vzduchu na krátkých vlnách byla prokázána jak pro studium gravitačního pole Země, tak pro Měsíc, a lze to vysvětlit širokým výskytem izostasy. Vysoká korelace se očekává na stupni nad 50 (anomálie krátkých vlnových délek) na Marsu. A mohlo by to být až 0,9 pro stupně mezi 70 a 85. Takovou korelaci lze vysvětlit ohybovou kompenzací topografických zatížení. Je třeba poznamenat, že starší oblasti na Marsu jsou izostaticky kompenzovány, když jsou mladší oblasti obvykle kompenzovány pouze částečně.

Anomálie vulkanických konstrukcí

Gravitační mapa Mars Bouguer, vytvořená společně s gravitačním řešením GMM-3 v roce 2016 (červená: vysoká gravitace; modrá: nízká gravitace) (Kredit: Vědecké vizualizační studio NASA)

Různé vulkanické konstrukce se mohly chovat odlišně, pokud jde o gravitační anomálie. malé sopky Olympus Mons a Tharsis Montes produkují nejmenší pozitivní anomálie gravitace na volném vzduchu ve sluneční soustavě. Alba Patera , také sopečný vzestup, severně od Tharsis Montes , však produkuje negativní Bouguerovu anomálii, ačkoli její rozšíření je podobné jako u Olympu Mons. A pro Elysium Mons bylo zjištěno, že jeho střed má mírný nárůst Bouguerových anomálií v celkovém širokém kontextu negativních anomálií při vzestupu Elysium.

Znalost anomálie sopek spolu s hustotou vulkanického materiálu by byla užitečná při určování litosférického složení a vývoje kůry různých sopečných staveb. Bylo navrženo, že extrudovaná láva se může pohybovat od andezitu (nízká hustota) po čedičovou (vysoká hustota) a složení se může během stavby sopečného štítu měnit, což přispívá k anomálii. Další scénář je, že je možné, aby materiál s vysokou hustotou pronikl pod sopku. Takové nastavení již bylo pozorováno u slavného Syrtis major, o kterém se předpokládá, že má zaniklou magmatickou komoru s 3300 kg m 3 ležící pod sopkou, což je patrné z pozitivní Bouguerovy anomálie.

Anomálie z depresí

Různé deprese se také chovají odlišně v Bouguerově anomálii. Obří impaktní pánve, jako jsou pánve Argyre , Isidis , Hellas a Utopia, také vykazují velmi silné kruhové Bouguerovy anomálie. O těchto pánvích se diskutovalo kvůli původu impaktních kráterů. Pokud ano, pozitivní anomálie mohou být způsobeny zvýšením Moho, řídnutím kůry a událostmi modifikace sedimentárními a vulkanickými povrchovými zatíženími po nárazu.

Ale současně existuje také několik velkých pánví, které nejsou spojeny s tak pozitivní Bouguerovou anomálií, například Daedalia , severní Tharsis a Elysium , o nichž se věří, že jsou podloženy severní nížinnou nížinou.

Kromě toho bylo zjištěno , že určité části Coprates , Eos Chasma a Kasei Valles mají také pozitivní Bouguerovy anomálie, ačkoli se jedná o topografické deprese. To může naznačovat, že tyto deprese jsou podloženy mělkým hustým vnikajícím tělem.

Globální gravitační anomálie

Globální gravitační anomálie, také nazývané gravitační anomálie s dlouhou vlnovou délkou, jsou nízkostupňové harmonické gravitačního pole, které nelze přičítat lokální izostaze, ale spíše konečnou sílu pláště a rozdíly v hustotě v konvekčním proudu. U Marsu je největší složkou Bouguerovy anomálie stupeň jedna harmonická, což představuje hmotnostní deficit na jižní polokouli a přebytek na severní polokouli. Druhá největší složka odpovídá zploštění planety a vyboulení Tharsis .

Počáteční studie geoidu v 50. a 60. letech se zaměřila na nízkostupňové harmonické zemského gravitačního pole, aby bylo možné porozumět jeho vnitřní struktuře. Bylo navrženo, že k takovým anomáliím dlouhých vlnových délek na Zemi mohou přispívat zdroje umístěné v hlubokém plášti a ne v kůře, například způsobené rozdíly v hustotě při řízení konvekčního proudu, který se vyvíjí s časem. Korelace mezi určitými topografickými anomáliemi a gravitačními anomáliemi s dlouhou vlnovou délkou, například středoatlantickým hřebenem a hřebenem Carlsberg , které jsou topograficky vysoké a gravitačně vysoko na dně oceánu, se tak stala argumentem pro konvekční současnou myšlenku na Zemi v 70. léta, přestože takové korelace jsou v globálním obraze slabé.

Dalším možným vysvětlením anomálií globálního měřítka je konečná pevnost pláště (na rozdíl od nulového napětí), díky čemuž se gravitace odchyluje od hydrostatické rovnováhy . Pro tuto teorii kvůli konečné síle nemusí tok existovat pro většinu oblasti, která je pod napětím. A kolísání hustoty hlubokého pláště může být důsledkem chemických nehomogenit spojených s oddělením kontinentů a jizev zanechaných na Zemi po odtržení Měsíce. Toto jsou případy, které jsou navrženy tak, aby fungovaly, když je za určitých okolností povolen pomalý tok. Nicméně, to bylo argumentoval, že teorie nemusí být fyzicky proveditelné.

Gravitační pole s časově proměnnou gravitací

Na Marsu probíhá sublimačně-kondenzační cyklus, který má za následek výměnu oxidu uhličitého mezi kryosférou a atmosférou. Na druhé straně dochází k výměně hmoty mezi oběma sférami, což dává sezónní výkyvy gravitace. (S laskavým svolením NASA/JPL-Caltech)

Sezónní změna gravitačního pole na pólech

Sublimace - kondenzační cyklus oxidu uhličitého na Marsu mezi atmosférou a kryosféře (polárního ledu cap) provozuje sezónně. Tento cyklus přispívá jako téměř jediná proměnná, která odpovídá za změny gravitačního pole na Marsu. Naměřený gravitační potenciál Marsu z oběžných drah by mohl být zobecněn jako níže uvedená rovnice,

Na druhé straně, když je v sezónních čepičkách více hmoty kvůli větší kondenzaci oxidu uhličitého z atmosféry, hmotnost atmosféry by klesla. Mají mezi sebou inverzní vztah. A změna hmotnosti má přímý účinek na měřený gravitační potenciál.

Sezónní výměna hmoty mezi severní polární čepicí a jižní polární čepicí vykazuje variabilitu gravitace s dlouhou vlnovou délkou s časem. Dlouhé roky nepřetržitého pozorování zjistily, že stanovení sudého zónového, normalizovaného gravitačního koeficientu C l = 2, m = 0 a lichého zónového, normalizovaného gravitačního koeficientu C l = 3, m = 0 je klíčové pro vymezení časově proměnné gravitace kvůli takové hromadné výměně, kde je stupeň while je řád. Běžněji jsou ve formě příspěvků zastoupeny ve formě C lm .

Pokud tyto dva póly považujeme za dvě odlišné bodové hmotnosti, pak jsou jejich hmotnosti definovány jako,

Data naznačují, že maximální hmotnostní variace jižní polární čepice je přibližně 8,4 x 10 15 kg, což se vyskytuje v blízkosti podzimní rovnodennosti , zatímco u severní polární je přibližně 6,2 x 10 15 kg, což se vyskytuje mezi zimním slunovratem a jarem rovnodennost .

Z dlouhodobého hlediska bylo zjištěno, že hmotnost ledu uloženého na severním pólu by se zvýšila o (1,4 ± 0,5) x 10 11 kg, zatímco na jižním pólu by se snížila o (0,8 ± 0,6) x 10 11 kg. Kromě toho by atmosféra také dlouhodobě klesala z hlediska hmotnosti oxidu uhličitého o (0,6 ± 0,6) x 10 11 kg. Vzhledem k existenci nejistot není jasné, zda migrace materiálu z jižního pólu na severní pól probíhá, i když takovou možnost nelze vyloučit.

Slapy

Dvě hlavní slapové síly působící na Marsu jsou sluneční příliv a Phobosův příliv. Láska číslo k 2 je důležitá proporcionální bezrozměrná konstanta související s přílivovým polem působícím na tělo s multipolárním momentem vyplývajícím z rozložení hmotnosti těla. Obvykle k 2 rozezná kvadrupolární deformaci. Nalezení k 2 je užitečné pro pochopení vnitřní struktury na Marsu. Nejaktuálnější k 2 získaná týmem Janovy je 0,1697 ± 0,0009. Jako by k 2 bylo menší než 0,10, bylo by naznačeno pevné jádro, to říká, že alespoň vnější jádro je na Marsu tekuté a předpokládaný poloměr jádra je 1520–1840 km.

Současná rádiová sledovací data z MGS, ODY a MRO však nedovolují detekovat účinek fázového zpoždění na příliv a odliv, protože je příliš slabý a v budoucnu potřebuje přesnější měření na poruchu kosmické lodi.

Geofyzikální důsledky

Tloušťka kůry

V současné době není k dispozici žádné přímé měření tloušťky kůry na Marsu. Geochemické důsledky meteoritů SNC a ortopyroxenitového meteoritu ALH84001 naznačují, že průměrná tloušťka kůry Marsu je 100–250 km. Viskózní relaxační analýza naznačuje, že maximální tloušťka je 50–100 km. Taková tloušťka je kritická pro udržení hemisférických variet kůry a zabránění toku kanálu. Kombinované studie geofyziky a geochemie naznačují, že průměrná tloušťka kůry může být až 50 ± 12 km.

Měření gravitačního pole různými orbitery umožňuje vytvoření globálního Bouguerova potenciálního modelu s vyšším rozlišením . Při vyloučení lokálních anomálií malé hustoty a účinku zploštění jádra se vytvoří zbytkový Bouguerův potenciál, jak ukazuje následující rovnice,

Histogram procentuální plochy proti tloušťce kůry Marsu: 32 km a 58 km jsou dva hlavní vrcholy histogramu.

Ke zbytkovému Bouguerovu potenciálu přispívá plášť. Zvlnění hranice kůry a pláště nebo povrchu Moho s hmotností terénu opravenou mělo mít za následek měnící se zbytkovou anomálii. Na druhé straně, pokud je pozorována zvlněná hranice, měly by dojít ke změnám tloušťky kůry.

Globální studie zbytkových dat o Bouguerových anomáliích naznačuje, že tloušťka kůry Marsu se pohybuje od 5,8 km do 102 km. Dva hlavní vrcholy na 32 km a 58 km jsou identifikovány z histogramu stejné plochy o tloušťce kůry. Tyto dva vrcholy jsou spojeny s kůrovou dichotomií Marsu. Téměř veškerá kůra silnější než 60 km pochází z jižní vysočiny s obecně jednotnou tloušťkou. A severní nížina má obecně tenčí kůru. Bylo zjištěno, že tloušťka kůry oblasti Arabia Terra a severní polokoule závisí na zeměpisné šířce. Čím více na jih směrem k Sinai Planum a Lunae Planum , tím je kůra zesílená.

Porovnání topografie , gravitační anomálie volného vzduchu a mapy hustoty kůry-červená: vysoká gravitace; Modrá: nízká gravitace

Ze všech regionů obsahuje Thaumasia a Claritis nejsilnější část kůry na Marsu, která odpovídá histogramu> 70 km. Bylo zjištěno, že pánve Hellas a Argyre mají kůru tenčí než 30 km, což jsou výjimečně tenké oblasti na jižní polokouli. Isidis a Utopia jsou také pozorovány, že mají výrazné ztenčení kůry, přičemž střed povodí Isidis je považován za nejtenčí kůru na Marsu.

Redistribuce kůry nárazovou a viskózní relaxací

Po počátečním nárazu by vysoký tepelný tok a vysoký obsah vody přispěly k viskózní relaxaci . Kůra se stává tvárnější. Topografie kráterů v pánvi je tak vystavena většímu namáhání v důsledku samospádové gravitace, což dále pohání kůrový tok a rozpad úlevy. Tato analýza však nemusí fungovat u obrovských impaktních kráterů, jako jsou pánve Hellas , Utopia , Argyre a Isidis .

Předpokládá se, že ztenčení kůry proběhlo pod téměř všemi hlavními impaktními krátery. Možnými příčinami jsou hloubení kůry, modifikace vytlačováním vulkanického materiálu a proudění kůry ve slabé litosféře. S vytěženou kůrou před nárazem by gravitační obnova probíhala prostřednictvím centrálního zvedání pláště, takže hmotnostní deficit dutiny by mohl být kompenzován hmotností pozvednutého hustšího materiálu.

Obří nárazové pánve Utopia, Hellas, Argyre a Isidis jsou jedny z nejvýznamnějších příkladů. Utopie , nárazová pánev nacházející se v severní nížině, je vyplněna lehkým a vodou uloženým sedimentárním materiálem a ve středu má mírně zesílenou kůru. To je potenciálně způsobeno velkým procesem obnovy povrchu v severní nížině. Zatímco pro pánve Hellas , Argyre a Isidis mají velký Moho povznesený reliéf a vykazují letničky difúzní zesílené kůry za okrajem kůry.

Ale naopak téměř všechny marťanské pánve o průměru 275 km < D < 1000 km jsou spojeny s povrchem s nízkou amplitudou a reliéfem Moho s nízkou amplitudou. U mnoha se dokonce zjistilo, že mají negativní anomálii gravitace ve volném vzduchu , ačkoli důkazy ukázaly, že u všech by měla dojít k vysoké gravitaci (pozitivní anomálie gravitace ve volném vzduchu). Ty byly navrženy nejsou způsobeny erozí a samotným pohřbením, protože přidání materiálu do pánve by ve skutečnosti sílu gravitace spíše zvýšilo než snížilo. Mělo tedy docházet k viskózní relaxaci . Vysoký tepelný tok a vysoký obsah vody v rané marťanské kůře podporovaly viskózní relaxaci. Díky těmto dvěma faktorům je kůra tvárnější. Topografie kráterů v pánvi by byla vystavena většímu napětí v důsledku gravitace. Takové napětí by vedlo k proudění kůry, a tím i úlevě od úlevy. Obří nárazové pánve jsou výjimky, které nezažily viskózní relaxaci, protože ztenčení kůry způsobilo, že kůra byla příliš tenká, aby udržela tok kůry sub-solidus.

Nízká sypná hustota kůry

Nejnovější model hustoty kůry RM1 vyvinutý v roce 2017 udává, že sypná hustota kůry je 2582 ± 209 kg m −3 pro Mars, což představuje globální průměrnou hodnotu. Měla by existovat boční variace hustoty kůry. Například u vulkanických komplexů se očekává, že místní hustota bude až 3231 ± 95 kg m −3 , což odpovídá datům meteoritu a předchozím odhadům. Hustota severní polokoule je navíc obecně vyšší než hustota jižní polokoule, což může znamenat, že ta druhá je poréznější než ta první.

K dosažení objemové hodnoty by mohla hrát důležitou roli pórovitost . Pokud je hustota zrna zvolena na 3 100 kg m −3 , 10% až 23% pórovitost by mohla způsobit pokles sypné hmotnosti o 200 kg m −3 . Pokud jsou póry naplněny vodou nebo ledem, očekává se také snížení objemové hmotnosti. Další pokles sypné hustoty lze vysvětlit zvýšením hustoty s hloubkou, přičemž povrchová vrstva je poréznější než hlubší Mars a nárůst hustoty s hloubkou má také geografické variace.

Inženýrské a vědecké aplikace

Areoid

Topografický model MEDGRs byl vyvinut pomocí měření dosahu (vzdálenosti) prováděného přístrojem MOLA 2 a rádiových sledovacích dat Mars Global Surveyor (MGS). Nejvyšší bod se nachází na Olympu Mons, zatímco nejhlubší bod se nachází v pánvi Hellas. (Hnědo-červená: vysoká topografie; zeleno-modrá: topografie nízká) (Kredit: NASA/JPL-Caltech)

Areoid je planetární geoidu , který představuje gravitační a rotační vyrovnání postavu Marsu, analogický s pojmem geoidu ( „ nm “) na Zemi. Toto bylo nastaveno jako referenční rámec pro vývoj MEGA Mission Experiment Gridded Data Records (MEGDR), což je globální model topografie. Topografický model je důležitý pro mapování geomorfologických rysů a porozumění různým druhům procesů na Marsu.

K odvození izoidu jsou nutné dvě části prací. Za prvé, protože údaje o gravitaci jsou zásadní pro identifikaci polohy těžiště planety, která je do značné míry ovlivněna rozdělením hmotnosti interiéru, jsou nutná rádiová sledovací data kosmických lodí. To z velké části provedl Mars Global Surveyor (MGS). Poté by nástroj MOLA 2 na palubě MGS, který operuje na orbitální dráze s výškou 400 km, mohl změřit rozsah (vzdálenost) mezi kosmickou lodí a povrchem země spočítáním doby zpátečky letu pulsu z přístroje. Kombinace těchto dvou děl umožňuje sestrojit MOST a MHD. Na základě výše uvedených skutečností vzali areoid poloměr jako průměrný poloměr planety na rovníku jako 3396 km.

Přistání na hladině

Jelikož je mezi Marsem a Zemí velká vzdálenost, je okamžité velení přistávacího modulu téměř nemožné a přistání velmi závisí na jeho autonomním systému. Bylo uznáno, že aby se předešlo selhání, přesné pochopení gravitačního pole Marsu je zásadní pro přistávací projekty, takže vyrovnávací faktory a nejistoty gravitačních efektů by mohly být minimalizovány, což by umožnilo plynulý postup přistání. Vůbec první člověkem vyrobený předmět přistávající na Marsu, přistávací modul Mars 2 , se z neznámého důvodu zřítil. Vzhledem k tomu, že povrchové prostředí Marsu je složité a skládá se z příčně se měnících morfologických vzorců, aby se zabránilo nebezpečí skály, mělo by postupu přistání dále napomoci použití LIDAR na místě při určování přesné polohy přistání a dalších ochranných opatření.

Reference