Внутреннее строение Марса: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Следующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
← Новая страница: «'''Внутренняя структура и состав Марса''' являются предметом изучения Геолог…»
(нет различий)

Версия от 18:28, 7 сентября 2017

Внутренняя структура и состав Марса являются предметом изучения геологии Марса.

Методы изучения

Внутренняя структура Марса

Средняя плотность Марса составляет 3933 кг/м3[3][10], что говорит о том, что он является планетой земного типа и состоит из каменистых пород (их плотность — порядка 3000 кг/м3) с примесью железа. Однако точное соотношение Fe/Si не установлено; даются оценки от 1,2[11] до 1,78[12] (для хондритов характерно значение 1,71[1][2]).

Значение безразмерного момента инерции составляет 0,366[10], уточнённое — 0,3645[4], что отличается в меньшую сторону от величины 0,4, характеризующей однородный шар, то есть это свидетельствует о наличии более плотной области в центре — ядра.

Внутреннее строение и состав Марса: структура слоёв, изменение параметров (температуры, давления, плотности) с глубиной[13].

Согласно современным моделям внутреннего строения Марса, он состоит из следующих слоёв:

Топография высот, гравитационное поле и толщина коры различных областей поверхности Марса.
  • Кора толщиной в среднем 50 км (максимальная оценка — не более 125 км)[9] и составляющая по объёму до 4,4 % всего Марса. Для структуры коры характерна дихотомия между андезитовой северной и базальтовой южной частью, не полностью совпадающая, однако, с глобальной геологической дихотомией полушарий. Более тонкая кора — под ударными бассейнами и вдоль долин Маринера, а крупные вулканические области (Фарсида, Элизий) характеризуются более толстой корой за счёт продуктов вулканической активности[14]. Некоторые теории не исключают, что кора состоит из непористых базальтовых пород и имеет толщину порядка 100 км и даже более[15], однако в совокупности геофизические и геохимические свидетельства всё же говорят скорее в пользу слоистой тонкой коры с небазальтовыми и/или пористыми материалами в составе[13]. Средняя плотность коры — порядка 3100 кг/м3[15].
Намагниченность коры Марса.

На отдельных участках была зафиксирована остаточная намагниченность верхних слоёв, на порядок более сильная, чем магнитные аномалии на Земле. Наиболее ярко выраженные аномалии находятся в Киммерийской земле[англ.] и земле Сирен[англ.] в южных нойских областях по обе стороны от меридиана 180° западной долготы. Они представляют собой параллельные полосы чередующейся полярности, напоминающие полосовые магнитные аномалии на Земле, образующиеся при спрединге[16]. Это говорит о том, что в древний период времени, которому соответствует эта поверхность, на Марсе, возможно, также имела место тектоника плит и магнитное поле, сформированное по механизму магнитогидродинамического динамо[7][17]. Однако имеются и точечные источники поля, формирующие более сложное распределение. Интенсивность данного эффекта свидетельствует о вероятном наличии в коре магнетита, ильменита, гематита, пирротина и других богатых железом магнитных минералов. Формирование некоторые из них, в частности, предполагает реакции окисления, а более кислая, чем в мантии, среда означает присутствие на поверхности воды[13].

  • Мантия, в которой выделяют верхнюю, среднюю и (возможно) нижнюю часть. Из-за меньшей силы гравитации на Марсе диапазон давлений в мантии Марса гораздо меньше, чем на Земле, а значит, в ней меньше фазовых переходов. Верхняя мантия состоит из оливина, пироксенов (ортопироксена, а ниже клинопироксена) и граната при давлении до 9 ГПа. Фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию (сперва γ-, а затем β?!-фазу) начинается при давлениях свыше 9 ГПа на довольно больших глубинах — около 1000 км, тогда как для Земли это 400 км, также из-за разницы интенсивности гравитации. При давлениях выше 17 ГПа начинают преобладать γ-шпинель и меджорит[англ.]. Существование нижней мантии, как и диапазон давлений, необходимых для стабильности перовскита и ферропериклаза[англ.], точно не установлены и зависят от состояния мантии и положения границы с ядром[англ.][11][12][14][13]. Характер рельефа и другие признаки позволяют предположить наличие астеносферы, состоящей из зон частично расплавленного вещества[18].
  • Ядро радиусом порядка половины радиуса всего Марса — по разным оценкам, от 1480[9] до 1840 км[4][12]. Плотность в центре планеты достигает 6700 кг/м³[11]. Ядро, скорее всего, находится в жидком состоянии (по крайней мере частично[4] и состоит в основном из железа с примесью 16 % (по другим оценкам — до 20 % и выше[11]) (по массе) серы[12], причём содержание лёгких элементов вдвое выше, чем в ядре Земли.

История

См. также

Примечания

  1. ↑ 1 2 Dreibus, G.; Wanke, H. Mars, a volatile-rich planet : [англ.] // Meteoritics. — 1985. — Т. 20, № 2 (2 June). — С. 367-381. — ISSN 0026-1114.
  2. ↑ 1 2 Sohl, F., and T. Spohn. ), The interior structure of Mars: Implications from SNC meteorites : [англ.] // J. Geophys. Res.. — 1997. — Т. 102, вып. E1 (25 January). — С. 1613–1635. — doi:10.1029/96JE03419..
  3. ↑ 1 2 W. M. Folkner, C. F. Yoder, D. N. Yuan, E. M. Standish, R. A. Preston. Interior Structure and Seasonal Mass Redistribution of Mars from Radio Tracking of Mars Pathfinder : [англ.] // Science. — 1997. — Т. 278, вып. 5344 (5 December). — С. 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. Fluid Core Size of Mars from Detection of the Solar Tide : [англ.] // Science. — 2003. — Т. 300, вып. 5617 (11 April). — С. 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 high resolution gravity fields from MRO, Mars seasonal gravity, and other dynamical parameters : [англ.] // Icarus. — 2011. — Т. 211, вып. 1 (January). — С. 401-428. — doi:10.1016/j.icarus.2010.10.004.
  6. ↑ David E. Smith, William L. Sjogren, G. Leonard Tyler, Georges Balmino, Frank G. Lemoine, Alex S. Konopliv. The Gravity Field of Mars: Results from Mars Global Surveyor : [англ.] // Science. — 1999. — Т. 286, вып. 5437 (1 October). — С. 94-97. — doi:10.1126/science.286.5437.94.
  7. ↑ 1 2 M. H. Acuña, J. E. P. Connerney, N. F. , Ness, R. P. Lin, D. Mitchell, C. W. Carlson, J. McFadden, K. A. Anderson, H. Rème, C. Mazelle, D. Vignes, P. Wasilewski, P. Cloutier. Global Distribution of Crustal Magnetization Discovered by the Mars Global Surveyor MAG/ER Experiment : [англ.] // Science. — 1999. — Т. 284, вып. 5415 (30 April). — С. 790-793. — doi:10.1126/science.284.5415.790.
  8. ↑ Bertka, C. M., and Y. Fei. Mineralogy of the Martian interior up to core-mantle boundary pressures : [англ.] // J. Geophys. Res.. — 1997. — Т. 102, вып. B3 (10 March). — С. 5251–5264. — doi:10.1029/96JB03270.
  9. ↑ 1 2 3 "APS X-rays Reveal Secrets Of The Martian Core". MarsDaily. Argonne: SpaceDaily. Jan 12, 2004. Дата обращения: 2 сентября 2017.
  10. ↑ 1 2 Williams, David R. Mars Fact Sheet. National Space Science Data Center. NASA (1 сентября 2004). Дата обращения: 20 августа 2017.
  11. ↑ 1 2 3 4 Khan, A., and J. A. D. Connolly. Constraining the composition and thermal state of Mars from inversion of geophysical data : [англ.] // J. Geophys. Res.. — 2008. — Т. 113, вып. E7 (July). — С. E07003. — doi:10.1029/2007JE002996.
  12. ↑ 1 2 3 4 A. Rivoldini, T. Van Hoolst, O. Verhoeven, A. Mocquet, V. Dehant. Geodesy constraints on the interior structure and composition of Mars : [англ.] // Icarus. — 2011. — Т. 213, вып. 2 (June). — С. 451–472. — doi:10.1016/j.icarus.2011.03.024.
  13. ↑ 1 2 3 4 N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: a small terrestrial planet : [англ.] // The Astronomy and Astrophysics Review. — 2016. — Т. 24, № 1 (16 December). — С. 15. — doi:10.1007/s00159-016-0099-5.
  14. ↑ 1 2 Maria T. Zuber. The crust and mantle of Mars : [англ.] // Nature. — 2001. — Т. 412 (12 July). — С. 237–244. — doi:10.1038/35084163.
  15. ↑ 1 2 Baratoux, D., H. Samuel, C. Michaut, M. J. Toplis, M. Monnereau, M. Wieczorek, R. Garcia, and K. Kurita. Petrological constraints on the density of the Martian crust : [англ.] // J. Geophys. Res. Planets. — 2014. — Т. 119, вып. 7 (July). — С. 1707–1727. — doi:10.1002/2014JE004642.
  16. ↑ MGS Press Release 99-56. nasa.gov. Дата обращения: 7 сентября 2017.
  17. ↑ 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. Magnetic lineations in the ancient crust of Mars : [англ.] // Science. — 1999. — Т. 84, вып. 5415. — С. 794–798. — doi:10.1126/science.284.5415.794.
  18. ↑ Внутреннее строение. Дата обращения: 27 марта 2011. Архивировано 21 августа 2011 года.

Ссылки

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Внутреннее_строение_Марса&oldid=87500164