Гравитация Марса

Гравитация Марса является естественным явлением, благодаря закону гравитации , или гравитации, с помощью которого все вещи с массой вокруг планеты Марс доводятся к нему. Он слабее гравитации Земли из-за меньшей массы планеты. Среднее ускорение силы тяжести на Марсе 3.72076 мс ^-2 (около 38% от массы Земли ) и изменяется в поперечном направлении . ^[1] В общем, изостазия, управляемая топографией, вызывает коротковолновые аномалии силы тяжести в свободном воздухе . ^[2] В то же время конвективный потоки конечная прочность мантии приводят к длинноволновым планетарным аномалиям силы тяжести в свободном воздухе над всей планетой. ^{[3] [4]} Изменение толщины земной коры, магматическая и вулканическая деятельность, вызванный ударами подъем Мохо , сезонные колебания полярных ледяных шапок, изменение массы атмосферы и изменение пористости коры также могут быть связаны с латеральными колебаниями. ^{[5] [6] [7] [8] [9]} С годами были созданы модели, состоящие из увеличивающегося, но ограниченного числа сферических гармоник . Карты производства включали Фая аномалии , Бугера аномалии силы тяжести, и мощность коры. В некоторых областях Марса существует корреляция между гравитационными аномалиями и топографией. Учитывая известную топографию, можно сделать вывод о гравитационном поле с более высоким разрешением. Приливную деформацию Марса Солнцем или Фобосом можно измерить по его гравитации. Это показывает, насколько жестка внутренняя часть, и показывает, что ядро ​​частично жидкое. Таким образом, изучение поверхностной гравитации Марса может дать информацию о различных особенностях и предоставить полезную информацию для будущих проектов посадки.

Измерение [ править ]

Вращающаяся сферическая гармоника с = от 0 до 4 по вертикали и от 0 до 4 по горизонтали. Для марсианских C ₂₀ и C ₃₀ они меняются со временем из-за сезонных колебаний массы полярных ледяных шапок в течение годового цикла сублимации-конденсации углекислого газа.${\ displaystyle l}$${\ displaystyle m}$

Чтобы понять гравитацию Марса, часто измеряют напряженность его гравитационного поля g и гравитационный потенциал U. Проще говоря, если предположить, что Марс является статическим идеально сферическим телом радиуса R _M , при условии, что вокруг Марса по круговой орбите вращается только один спутник, и такое гравитационное взаимодействие является единственной силой, действующей в системе, уравнение будет выглядеть следующим образом:

${\displaystyle {\frac {GMm}{r^{2}}}=mr\omega ^{2}}$,

где G - универсальная гравитационная постоянная (обычно принимаемая как G = 6,674 x 10 ⁻¹¹ м ³ кг ⁻¹ с ⁻² ), ^[10] M - масса Марса (самое обновленное значение: 6,41693 x 10 ²³ кг), ^[11] m - масса спутника, r - расстояние между Марсом и спутником, и - угловая скорость спутника, что также эквивалентно (T - период обращения спутника по орбите).${\displaystyle \omega }$${\displaystyle {\frac {2\pi }{T}}}$

Следовательно, где R _M - радиус Марса. При правильном измерении параметры r, T и R _M можно получить с Земли.${\displaystyle g={\frac {GM}{R_{M}^{2}}}={\frac {r^{3}\omega ^{2}}{R_{M}^{2}}}={\frac {4r^{3}\pi ^{2}}{T^{2}R_{M}^{2}}}}$

Однако, поскольку Марс - это обычное несферическое планетное тело, на которое влияют сложные геологические процессы, точнее, гравитационный потенциал описывается с помощью сферических гармонических функций в соответствии с соглашением в геодезии, см. Geopotential_model .

${\displaystyle U(r,\lambda ,\psi )=-{\frac {GM}{r}}\left(1+\textstyle \sum _{l=2}^{l=L}\displaystyle \left({\frac {R}{r}}\right)^{l}\left(C_{l0}P_{l}^{0}(\sin \ \psi )+\sum _{m=1}^{+l}(C_{lm}\cos \ m\lambda +S_{lm}\sin \ m\lambda )P_{l}^{m}(\sin \ \psi )\right)\right)}$, ^[12]

где - сферические координаты контрольной точки. ^[12] - это долгота и широта. и - безразмерные гармонические коэффициенты степени и порядка . ^[12] является многочленом Лежандра степени с и является ассоциированным многочленом Лежандра с . Они используются для описания решений уравнения Лапласа . ^[12] - средний радиус планеты. ^[12] Коэффициент иногда записывается как .${\displaystyle r,\psi ,\lambda }$ ${\displaystyle \lambda }$${\displaystyle \psi }$${\displaystyle C_{lm}}$${\displaystyle S_{lm}}$${\displaystyle l}$${\displaystyle m}$ ${\displaystyle P_{l}^{m}}$${\displaystyle l}$${\displaystyle m=0}$${\displaystyle m>0}$ ${\displaystyle R}$${\displaystyle C_{l0}}$${\displaystyle J_{n}}$

1. Чем ниже степень и порядок , тем большую длину волны аномалии она представляет. В свою очередь, длинноволновая гравитационная аномалия находится под влиянием глобальных геофизических структур.${\displaystyle l}$${\displaystyle m}$
2. Чем выше степень и порядок , тем короче длина волны аномалии, которую она представляет. Для степени выше 50 было показано, что эти вариации имеют высокую корреляцию с топографией. ^[13] Геофизическая интерпретация особенностей поверхности могла бы в дальнейшем помочь в получении более полной картины гравитационного поля Марса, хотя результаты могут вводить в заблуждение. ^[13]${\displaystyle l}$${\displaystyle m}$

Самый старый метод определения гравитации Марса - это наблюдение с Земли. Позже, с появлением беспилотных космических аппаратов, на основе данных радиосопровождения были разработаны последующие гравитационные модели.

Наблюдение с Земли [ править ]

До прибытия на Марс космических кораблей « Маринер 9» и « Викинг» для определения свойств марсианского гравитационного поля была доступна только оценка марсианской гравитационной постоянной GM, то есть универсальной постоянной гравитации, умноженной на массу Марса. ^[14] GM может быть получен путем наблюдений за движением естественных спутников Марса ( Фобос и Деймос ) и пролетов космических аппаратов над Марсом ( Маринер 4 и Маринер 6 ). ^[14]

Долгосрочные наземные наблюдения за движением Фобоса и Деймоса обеспечивают физические параметры, включая большую полуось , эксцентриситет , угол наклона к плоскости Лапласа и т. Д. ^[15], которые позволяют рассчитать отношение массы Солнца к массе Марса. , момент инерции и коэффициент гравитационного потенциала Марса, и дают начальные оценки гравитационного поля Марса. ^[15]

На основе данных радиообнаружения [ править ]

Точное слежение за космическим аппаратом имеет первостепенное значение для точного моделирования гравитации, поскольку гравитационные модели разрабатываются на основе наблюдения крошечных возмущений космического аппарата, то есть небольших изменений скорости и высоты. Отслеживание выполняется в основном антеннами сети дальнего космоса (DSN) с применением одностороннего, двустороннего и трехстороннего доплеровского режима и отслеживания дальности. ^[16] Одностороннее отслеживание означает, что данные передаются односторонним образом в DSN с космического корабля, а двустороннее и трехстороннее включают передачу сигналов с Земли на космический корабль (восходящая линия связи), а затем когерентно ретранслируются обратно на Землю (нисходящая линия связи). ^[16]Разница между двухсторонним и трехсторонним слежением состоит в том, что у первого из них один и тот же передатчик и приемник сигнала на Земле, а у второго - передатчик и приемник в разных местах на Земле. ^[16] Использование этих трех типов данных отслеживания увеличивает охват и качество данных, поскольку один может заполнить пробел в данных другого. ^[16]

Доплеровское слежение - это распространенный метод слежения за космическим кораблем с использованием метода радиальной скорости, который включает обнаружение доплеровских сдвигов. ^[13] По мере того, как космический корабль удаляется от нас по линии прямой видимости, сигнал будет смещаться в красную область, а в обратном направлении - в синюю. Такой метод также применялся для наблюдения за движением экзопланет. ^[17] В то время как для отслеживания дальности это выполняется путем измерения времени прохождения сигнала туда и обратно. ^[13] Сочетание доплеровского сдвига и наблюдения за дальностью способствует более высокой точности отслеживания космического корабля.

Затем данные отслеживания будут преобразованы для разработки глобальных моделей гравитации с использованием приведенного выше уравнения сферической гармоники. Однако необходимо дальнейшее устранение эффектов, связанных с влиянием твердого прилива , различных релятивистских эффектов, связанных с Солнцем, Юпитером и Сатурном, неконсервативными силами (например, десатурация углового момента (AMD), атмосферное сопротивление и давление солнечного излучения ). , ^{[13] в} противном случае возникают значительные ошибки.

История [ править ]

Последней моделью гравитации для Марса является модель Годдарда Марса 3 (GMM-3), выпущенная в 2016 году, с решением для сферических гармоник до степени и порядка 120. ^[13] Эта модель разработана на основе 16-летних данных радиотрекинга, полученных от Mars Global. Surveyor (MGS), Mars Odyssey и Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), а также модель топографии MOLA и обеспечивает глобальное разрешение 115 км. ^[13] Вместе с этой моделью были составлены отдельная карта гравитационных аномалий в свободном воздухе, карта гравитационных аномалий Бугера и карта толщины земной коры. ^[13] По сравнению с MRO110C и другими предыдущими моделями, значительное улучшение оценки гравитационного поля происходит за счет более тщательного моделирования неконсервативных сил, действующих на космический корабль. ^[13]

Методы отслеживания космических аппаратов и геофизическая интерпретация особенностей поверхности могут влиять на разрешение силы гравитационного поля. Лучшая методика отдает предпочтение сферическим гармоническим решениям более высоких степеней и порядков. Независимый анализ данных слежения за Mariner 9 и Viking Orbiter дал решение сферической гармоники со степенью и порядком 6 ^[18]. Дальнейшая комбинация двух наборов данных, наряду с корреляцией аномалий с вулканическими особенностями (положительная аномалия) и глубоко отпечатанной депрессией. (отрицательная аномалия) с помощью данных изображения позволяет получить решение со сферическими гармониками со степенью и порядком 18. ^[19]Дальнейшее использование метода пространственных априорных ограничений, в котором учитывалась топография при решении степенного закона Каулы, способствовало модели решения сферической гармоники до 50 степени с глобальным разрешением ( Годдард Марс Модель-1 или GMM-1) ^[20] затем последующие модели с большей полнотой и степенью и порядком до 120 для новейшего GMM-3. ^[13]

Поэтому в настоящее время гравитационные модели не создаются напрямую путем передачи измеренных гравитационных данных в какую-либо пространственную информационную систему, поскольку создание модели с достаточно высоким разрешением затруднено. Таким образом, данные топографии, полученные с помощью инструмента MOLA на борту Mars Global Surveyor, становятся полезным инструментом для создания более подробной мелкомасштабной модели гравитации с использованием корреляции гравитационной топографии в коротковолновой области. ^[13] Однако не все регионы Марса демонстрируют такую ​​корреляцию, особенно северная низменность и полюса. ^[13] Можно легко получить вводящие в заблуждение результаты, которые могут привести к неверной геофизической интерпретации. ^[13]

Более поздние модификации гравитационной модели включают в себя учет других неконсервативных сил, действующих на космический аппарат, включая сопротивление атмосферы , давление солнечного излучения, давление отраженного Марса солнечного излучения , тепловое излучение Марса и тягу космического корабля, которая ослабляет или обесцвечивает колеса углового момента . ^[14] Кроме того, следует скорректировать марсианскую прецессию и притяжение третьего тела из-за Солнца , Луны и планет, которые могут повлиять на орбиту космического корабля, а также влияние относительности на измерения. ^[7]Эти факторы могут привести к смещению истинного гравитационного поля. Таким образом, для устранения смещения требуется точное моделирование. Такая работа все еще продолжается.

Статическое гравитационное поле [ править ]

Многие исследователи выявили корреляцию между коротковолновыми (локально изменяющимися) гравитационными аномалиями в свободном воздухе и топографией. Для регионов с более высокой корреляцией аномалии силы тяжести в свободном воздухе могут быть расширены до более высокой степени за счет геофизической интерпретации поверхностных особенностей ^[13], чтобы карта гравитации могла иметь более высокое разрешение. Было обнаружено, что южное нагорье имеет высокую корреляцию силы тяжести / топографии, но не северную низменность. ^[13] Следовательно, разрешение модели гравитационной аномалии в свободном воздухе обычно имеет более высокое разрешение для южного полушария, достигающее более 100 км. ^[13]

Аномалии силы тяжести в свободном воздухе относительно легче измерить, чем аномалии Бугера, пока доступны данные топографии, поскольку нет необходимости устранять гравитационный эффект из-за эффекта избытка массы или дефицита местности после того, как сила тяжести снижается до уровня моря. уровень. Однако, чтобы интерпретировать структуру земной коры, необходимо дальнейшее устранение такого гравитационного эффекта, чтобы уменьшенная гравитация была только результатом ядра, мантии и коры ниже точки отсчета. ^[5] Продукт после устранения - аномалии Буге. Однако плотность материала при застройке местности будет наиболее важным ограничением в расчетах, которое может варьироваться по горизонтали на планете и зависит от пористости и геохимии породы. ^[5][9] Соответствующая информация может быть получена из марсианских метеоритов и анализа на месте.

Местные гравитационные аномалии [ править ]

Поскольку гравитационные аномалии Буге имеют сильную связь с глубиной границы кора-мантия, одна с положительными аномалиями Буге может означать, что она имеет более тонкую кору, состоящую из материала более низкой плотности, и на нее сильнее влияет более плотная мантия, и наоборот. Однако этому также может способствовать разница в плотности извергнутой вулканической нагрузки и осадочной нагрузки, а также подземное проникновение и удаление материала. ^{[5] [6] [25]} Многие из этих аномалий связаны либо с геологическими, либо с топографическими особенностями. ^[5] Немногочисленные исключения включают аномалию 63 ° в.д., 71 ° с.ш. ^[5], которая может представлять собой обширную погребенную структуру размером более 600 км, возникшую до захоронения поверхности раннего ноаха. ^[5]

Аномалии топографии [ править ]

Сильная корреляция между топографией и коротковолновыми гравитационными аномалиями в свободном воздухе была показана как при исследовании гравитационного поля Земли, так и Луны ^[2], и ее можно объяснить широким распространением изостазии. ^{[2] [26]} Высокая корреляция ожидается для степени выше 50 (коротковолновая аномалия) на Марсе. ^[13] И оно может достигать 0,9 для градусов между 70 и 85. ^[13] Такая корреляция может быть объяснена компенсацией изгиба топографических нагрузок. ^{[2] [26]} Следует отметить, что более старые области на Марсе изостатически компенсируются, тогда как более молодые области обычно компенсируются только частично. ^[13]

Аномалии вулканических построек [ править ]

Различные вулканические сооружения могут вести себя по-разному с точки зрения гравитационных аномалий. Большие вулканы Олимп Монс и Фарсис Монтес создают самые большие положительные аномалии силы тяжести в открытом воздухе в Солнечной системе. ^[5] Альба Патера , также вулканическое поднятие, к северу от Фарсис-Монтес , однако, создает отрицательную аномалию Буге, хотя ее протяженность аналогична таковой у Олимпа Монс. ^[5] А для Элизиум-Монса обнаружено, что его центр имеет небольшое увеличение аномалий Буге в общем широком контексте отрицательных аномалий в подъеме Элизиума. ^[5]

Знание аномалии вулканов, наряду с плотностью вулканического материала, было бы полезно для определения состава литосферы и эволюции земной коры различных вулканических построек. ^[27] Было высказано предположение, что экструдированная лава может варьироваться от андезита (низкая плотность) до базальта (высокая плотность), а состав может изменяться во время строительства вулканического щита, что способствует аномалии. ^[27] Другой сценарий - это возможно для материала высокой плотности, проникшего под вулкан. ^{[27] [6]} Такая обстановка уже наблюдалась над знаменитым Syrtis major, который, как предполагалось, имел потухший магматический очаг с 3300 кг м^3, лежащая под вулканом, очевидно по положительной аномалии Буге. ^[6]

Аномалии от депрессий [ править ]

Различные впадины также по-разному ведут себя при аномалии Буге. Гигантские ударные бассейны, такие как бассейны Аргир , Исидис , Эллада и Утопия, также демонстрируют очень сильные положительные аномалии Буге в форме круга. ^[5] Эти бассейны обсуждались из-за их происхождения от ударных кратеров. Если да, то положительные аномалии могут быть связаны с поднятием Мохо, истончением земной коры и модификациями под воздействием осадочных и вулканических поверхностных нагрузок после удара. ^{[5] [25]}

Но в то же время есть также несколько крупных бассейнов, которые не связаны с такой положительной аномалией Буге, например, Дедалия , северная Фарсида и Элизиум , которые, как полагают, лежат в основе северной низменной равнины. ^[5]

Кроме того, в некоторых частях Копрат , Эос- Часма и Касей-Валлес также обнаружены положительные аномалии Буге ^[5], хотя они являются топографическими депрессиями. Это может свидетельствовать о том, что эти депрессии подстилаются неглубоким плотным телом интрузии. ^[5]

Глобальные гравитационные аномалии [ править ]

Глобальные гравитационные аномалии, также называемые длинноволновыми гравитационными аномалиями, представляют собой низкоуровневые гармоники гравитационного поля ^[4], которые нельзя отнести к локальной изостазии, а скорее к конечной силе мантии и различиям плотности конвективного тока. ^{[13] [3] [4]} Для Марса крупнейшим компонентом аномалии Бугера является гармоника первой степени, которая представляет дефицит массы в южном полушарии и избыток в северном полушарии. ^[5] Второй по величине компонент соответствует уплощению планеты и выпуклости Фарсиды . ^[5]

Ранние исследования геоида в 1950-х и 1960-х годах были сосредоточены на низкоуровневых гармониках гравитационного поля Земли, чтобы понять его внутреннюю структуру. ^[4] Было высказано предположение, что такие длинноволновые аномалии на Земле могут быть вызваны источниками, расположенными в глубокой мантии, а не в коре, например, вызванными разницей плотности в движущем потоке конвекции , ^{[4] [28 ],} который со временем эволюционировал. Корреляция между некоторыми аномалиями топографии и длинноволновыми аномалиями силы тяжести, например, Срединно-Атлантический хребет и хребет Карлсберг., которые имеют высокий рельеф и высокую гравитацию на дне океана, таким образом, стали аргументом в пользу нынешней идеи конвекции на Земле в 1970-х годах ^{[29] [30],} хотя такие корреляции слабы в глобальной картине.

Другое возможное объяснение аномалий глобального масштаба - конечная прочность мантии (в отличие от нулевого напряжения), которая заставляет гравитацию отклоняться от гидростатического равновесия . ^[3] Согласно этой теории, из-за конечной прочности, поток может не существовать для большей части недонагруженных областей. ^[3] И изменения плотности глубокой мантии могли быть результатом химических неоднородностей, связанных с разделением континентов, ^[3] и шрамов, оставшихся на Земле после того, как Луна оторвалась. ^[3] Это случаи, которые рекомендуется использовать, когда при определенных обстоятельствах допускается медленный поток. ^[3]Однако утверждалось, что теория может быть физически невыполнимой. ^[4]

Поле силы тяжести, изменяющееся во времени [ править ]

Сезонное изменение гравитационного поля на полюсах [ править ]

Сублимации - конденсации цикл углекислого газа на Марсе между атмосферой и криосферы (полярная шапка) работает сезонно. ^[8] Этот цикл является почти единственной переменной, учитывающей изменения гравитационного поля на Марсе. ^[8] Измеренный гравитационный потенциал Марса с орбитальных аппаратов можно обобщить следующим образом:

${\displaystyle V(Mars)=V({Solid\,planet})+V(Seasonal\,caps+Atmosphere)}$^[8]

В свою очередь, когда в сезонных шапках больше массы из-за большей конденсации углекислого газа из атмосферы, масса атмосферы падает. У них обратные отношения друг с другом. И изменение массы имеет прямое влияние на измеренный гравитационный потенциал.

Сезонный массообмен между северной полярной шапкой и южной полярной шапкой демонстрирует длинноволновое изменение силы тяжести со временем. ^{[8] [13]} Долгие годы непрерывных наблюдений показали, что определение четного зонального нормированного коэффициента гравитации C _{l = 2, m = 0} и нечетного зонального нормализованного коэффициента гравитации C _{l = 3, m = 0} имеет решающее значение для описывая переменную во времени гравитацию из-за такого массообмена, ^{[24] [8] [31] [32]} где - степень, а - порядок. Чаще в исследовательских работах они представлены в виде C _lm .${\displaystyle l}$${\displaystyle m}$

Если рассматривать два полюса как две различные точечные массы, то их массы определяются как

${\displaystyle M_{NP}={\frac {C_{20}+C_{30}}{2}}\,M_{Mars}}$^[32]

${\displaystyle M_{SP}={\frac {C_{20}-C_{30}}{2}}\,M_{Mars}}$^[32]

Данные показали , что максимальное изменение массы южной полярной шапки составляет примерно 8,4 · 10 ¹⁵ кг, ^[13] происходит вблизи осеннего равноденствия , ^[13] в то время как для этого из северной полярной составляет приблизительно 6,2 × 10 ¹⁵ кг, ^{[13 ]} между зимним солнцестоянием и весенним равноденствием . ^[13]

В долгосрочной перспективе было обнаружено, что масса льда, хранящегося на Северном полюсе, увеличится на (1,4 ± 0,5) x 10 ¹¹ кг ^{[8], в} то время как на Южном полюсе она уменьшится на (0,8 ± 0,6) x 10 ¹¹ кг. ^[8] Кроме того, в долгосрочной перспективе масса углекислого газа в атмосфере уменьшится на (0,6 ± 0,6) x 10 ¹¹ кг. ^[8] Из-за наличия неопределенностей неясно, продолжается ли миграция материала с Южного полюса на Северный полюс, хотя такую ​​возможность нельзя исключать. ^[8]

Прилив [ править ]

Две основные приливные силы, действующие на Марс, - это солнечный прилив и прилив Фобоса. ^[13] Число Лява k ₂ - важная пропорциональная безразмерная константа, связывающая приливное поле, действующее на тело, с мультиполярным моментом, возникающим в результате распределения массы тела. Обычно k ₂ может указывать на квадрупольную деформацию. ^[13] Обнаружение k ₂ помогает понять внутреннюю структуру Марса. ^[13] Последнее значение k _2, полученное группой Генуи, составляет 0,1697 ± 0,0009. ^[13] Как будто k ₂меньше 0,10, будет указано твердое ядро, это говорит о том, что, по крайней мере, внешнее ядро ​​на Марсе жидкое, ^[31] и прогнозируемый радиус ядра составляет 1520–1840 км. ^[31]

Однако текущие данные радиотрекинга от MGS, ODY и MRO не позволяют обнаружить эффект запаздывания по фазе на приливы, поскольку он слишком слаб и требует более точных измерений возмущений космических аппаратов в будущем. ^[13]

Геофизические последствия [ править ]

Толщина коры [ править ]

Прямые измерения толщины земной коры на Марсе в настоящее время недоступны. Геохимические последствия метеоритов SNC и ортопироксенитового метеорита ALH84001 показали, что средняя толщина земной коры Марса составляет 100–250 км. ^[33] Анализ вязкой релаксации показал, что максимальная толщина составляет 50–100 км. Такая толщина имеет решающее значение для поддержания изменений земной коры полушария и предотвращения руслового потока. ^[34] Комбинированные исследования геофизики и геохимии показали, что средняя толщина земной коры может быть до 50 ± 12 км. ^[35]

Измерение гравитационного поля различными орбитальными аппаратами позволяет создать глобальную модель потенциала Бугера с более высоким разрешением . ^[5] С устранением локальных аномалий плотности и эффекта сплющивания керна ^[5] создается остаточный потенциал Бугера, как показано в следующем уравнении:

${\displaystyle U_{RB}=U_{B}-U_{core}-U_{local}}$^[5]

Остаточный потенциал Бугера вносит мантия. ^[5] Волнистость на границе кора-мантия или поверхности Мохо с поправкой на массу местности должна была привести к различной остаточной аномалии. ^[5] В свою очередь, если наблюдается волнистая граница, должны быть изменения в толщине земной коры.

Глобальное исследование данных об остаточной аномалии Буге показывает, что толщина коры Марса варьируется от 5,8 км до 102 км. ^[5] Два основных пика на 32 км и 58 км идентифицированы на гистограмме равной площади толщины земной коры. ^[5] Эти два пика связаны с дихотомией земной коры Марса. ^[5] Почти вся кора толщиной более 60 км представлена ​​южным высокогорьем, в целом однородной по толщине. ^[5] А северная низменность в целом имеет более тонкую корку. Было обнаружено, что мощность земной коры региона Аравия Терра и северного полушария зависит от широты. ^[5] Чем дальше на юг к Синайскому плану иLunae Planum , тем более толстая корка. ^[5]

Среди всех регионов Таумазия и Кларитис содержат самую толстую часть коры на Марсе, которая составляет гистограмму> 70 км. ^[5] Hellas и Argyre бассейны наблюдаются у корочки тоньше , чем на 30 км, ^[5] , которые являются исключительно тонкая область в южном полушарии. ^[5] Исидис и Утопия также имеют значительное истончение коры ^[5], при этом в центре бассейнов Исидиса, как полагают, самая тонкая кора на Марсе. ^[5]

Перераспределение корки за счет удара и вязкой релаксации [ править ]

Считается, что истончение коры произошло под почти всеми основными ударными кратерами. ^[5] Возможными причинами являются выемка земной коры, модификация за счет внедрения вулканического материала и течения земной коры в слабой литосфере. ^[5] После раскопки коры до удара гравитационное восстановление будет происходить за счет поднятия центральной мантии, так что дефицит массы полости может быть компенсирован массой поднятого более плотного материала. ^[5]

Гигантские ударные бассейны Утопия, Эллада, Аргире и Исидис являются одними из наиболее ярких примеров. ^[5] Утопия , ударный бассейн, расположенный в северной низменности, заполнен легкими и водными отложениями осадочного материала и имеет слегка утолщенную корку в центре. ^[5] Это потенциально связано с большим процессом шлифования в северной низменности. ^[5] В то время как для бассейнов Эллада , Аргире и Исидиса они имеют большой рельеф, приподнятый Мохо, и демонстрируют кольца диффузной утолщенной коры за краем земной коры. ^[5]

Напротив, почти все марсианские бассейны диаметром 275 км < D < 1000 км связаны с низкоамплитудной поверхностью и низкоамплитудным рельефом Мохо. ^[25] Многие из них даже имеют отрицательную аномалию силы тяжести в свободном воздухе , хотя данные показали, что все они должны были испытать высокую гравитацию (положительная аномалия силы тяжести в свободном воздухе). ^[25] Было высказано предположение, что они вызваны не только эрозией и захоронением, поскольку добавление материала в бассейн на самом деле увеличивает силу тяжести, а не уменьшает ее. ^[25] Таким образом, должна была происходить вязкая релаксация . ^[25]Высокий тепловой поток и высокое содержание воды в ранней марсианской коре способствовали вязкой релаксации. ^[25] Эти два фактора сделали кору более пластичной. Топография бассейна кратеров будет подвергаться большему напряжению из-за самогравитации. Такое напряжение будет стимулировать течение земной коры и, следовательно, разрушение рельефа. Исключение составляют гигантские ударные бассейны, которые не испытали вязкой релаксации, поскольку истончение коры сделало кору слишком тонкой для поддержания субсолидусного потока коры. ^{[5] [25]}

Низкая объемная плотность земной коры [ править ]

Последняя земная кора плотность модель RM1 разработана в 2017 году дает объемной плотность земной коры , чтобы быть 2582 ± 209 кг · м ^-3 для Марса, ^[9] , которая представляет собой глобальное среднее значение. ^[9] Боковое изменение плотности земной коры должно существовать. ^[9] Так , например, в течение вулканических комплексов, локальная плотность , как ожидается , будет столь же высоко , как 3231 ± 95 кг · м ^-3 , ^[9] , которые соответствуют данные метеоритных и предыдущие оценки. Кроме того, плотность северного полушария в целом выше, чем плотность южного полушария ^[9], что может означать, что последнее более пористое, чем первое.

Для достижения объемного значения важную роль может сыграть пористость . Если плотность минерального зерна выбрана равной 3100 кг м ^-3 , ^[9] пористость от 10% до 23% может привести к падению насыпной плотности на 200 кг м ^-3 . ^[9] Если поровые пространства заполнены водой или льдом, также ожидается снижение объемной плотности. ^[9] Дальнейшее падение объемной плотности можно объяснить увеличением плотности с глубиной, ^[9] поверхностным слоем более пористым, чем более глубокий Марс, а увеличение плотности с глубиной также имеет географические вариации. ^[9]

Технические и научные приложения [ править ]

Ареоид [ править ]

Areoid представляет собой гравитационную и вращательную эквипотенциальную фигуру Марса, аналогичную концепции геоида ( « уровня моря ») на Земле. ^{[5] [36] [37]} Это было установлено в качестве системы отсчета для разработки MOLA Mission Experiment Gridded Data Records (MEGDR), ^{[5] [36],} которая является глобальной моделью топографии. Модель топографии важна для картирования геоморфологических особенностей и понимания различных процессов на Марсе.

Для получения ареоида необходимы две части работ. Во-первых, поскольку данные о гравитации важны для определения положения центра масс планеты ^{[36], на} которое в значительной степени влияет распределение массы внутри, необходимы данные радиосопровождения космических аппаратов. ^[36] В основном это было сделано Mars Global Surveyor (MGS). ^{[5] [36]} Затем прибор MOLA 2 на борту MGS, который работает на орбите возвышения 400 км, мог бы измерить дальность (расстояние) между космическим кораблем и поверхностью земли путем подсчета времени полета туда и обратно. пульс от прибора. ^[36]Комбинация этих двух работ позволяет построить ареоид, а также MEGDR. На основании вышеизложенного, радиус ареоида был принят за средний радиус планеты на экваторе, равный 3396 км. ^{[5] [36]}

Посадка на поверхность [ править ]

Поскольку между Марсом и Землей большое расстояние, немедленное управление посадочным модулем практически невозможно, а посадка в значительной степени зависит от его автономной системы. Было признано, что во избежание неудач точное понимание гравитационного поля Марса необходимо для проектов посадки, так что компенсирующие факторы и неопределенности гравитационных эффектов могут быть минимизированы, обеспечивая плавный процесс посадки. ^{[38] [39]} Первый в истории искусственный объект, приземлившийся на Марс, посадочный модуль « Марс-2 » разбился по неизвестной причине. Поскольку поверхностная среда Марса сложна и состоит из изменяющихся по горизонтали морфологических структур, во избежание каменной опасности прогрессу приземления следует дополнительно способствовать за счет использования LIDAR.на месте для определения точного положения приземления и других защитных мер. ^{[38] [39]}

Ссылки [ править ]