Магнитное поле Марса
Магнитное поле Марса — это магнитное поле, генерируемое изнутри Марса . Сегодня Марс не имеет глобального магнитного поля . Тем не менее, Марс приводил в действие раннюю динамо-машину, которая 4 миллиарда лет назад создавала сильное магнитное поле, сравнимое с нынешним поверхностным полем Земли . После того, как раннее динамо прекратилось, слабое позднее динамо было реактивировано (или сохранялось до) ~3,8 миллиардов лет назад. Распределение магнетизма марсианской коры аналогично марсианской дихотомии . В то время как северные низменности Марса в основном не намагничены, южное полушарие обладает сильной остаточной намагниченностью , на которой видны чередующиеся полосы. Научное понимание эволюции магнитного поля Марса основано на сочетании спутниковых измерений и марсианских наземных магнитных данных .
Коровый магнетизм
[ редактировать ]Спутниковые данные
[ редактировать ]
Реконструкция глобального магнетизма марсианской коры в основном основана на измерениях магнитного поля на основе эксперимента по магнитному полю Mars Global Surveyor (MGS)/электронного рефлектометра (MAG/ER) и атмосферы Марса и нестабильной эволюции данных магнитного поля (MAVEN). Однако эти спутники расположены на высотах 90–6000 км и имеют пространственное разрешение ≥160 км. [1] поэтому измеренная намагниченность не может наблюдать магнитные поля земной коры на более коротких масштабах длины. [2]
На Марсе в настоящее время нет активной динамо-машины, согласно Mars Global Surveyor (MGS) и Марсианской атмосферы и нестабильной эволюции (MAVEN) измерениям магнитного поля . Спутниковые данные показывают, что более старая (~ 4,2–4,3 миллиарда лет , млрд лет ) кора южного полушария имеет сильную остаточную намагниченность (~ 22 нТл ), но более молодые северные низменности имеют гораздо более слабую или нулевую остаточную намагниченность. [3] Крупные бассейны, образовавшиеся во время поздней тяжелой бомбардировки (LHB) (~ 4,1–3,9 млрд лет назад) (например, Аргир , Эллада и Исидис ) и вулканические провинции (например, Элизиум , Олимп Монс , Тарсис Монтес и Альба Патера ) не имеют магнитных сигнатур. , но более молодые нойские и гесперийские вулканы (например, Тирренский Монс и Большой Сиртис ) имеют остаточную кору. [4]
Наблюдение с помощью спускаемого аппарата на Марс
[ редактировать ]Миссия «Внутреннее исследование с использованием сейсмических исследований, геодезии и переноса тепла » ( InSight ) измерила поле земной коры на месте посадки Insight, расположенное в Elysium Planitia, равное ~2 мкТл . [2] Эти подробные наземные данные на порядок превышают спутниковые оценки в ~200 нТл на месте посадки InSight . Предполагается, что источником такой высокой намагниченности является нойский фундамент (~3,9 млрд лет) под раннеамазонскими и гесперианскими потоками (~3,6 и 1,5 млрд лет). [2]
Палеомагнетизм
[ редактировать ]Палеомагнитные свидетельства
[ редактировать ]Марсианские метеориты позволяют оценить палеополе Марса на основе тепловой остаточной намагниченности (или TRM) (т.е. остаточной намагниченности, приобретаемой, когда метеорит охлаждался ниже температуры Кюри в присутствии окружающего магнитного поля ). Термическая остаточная намагниченность карбонатов в метеорите ALH84001 [5] выявили, что раннее (4,1–3,9 млрд лет назад) марсианское магнитное поле составляло ~ 50 мкТл, что намного выше, чем современное поле, что позволяет предположить, что марсианское динамо существовало, по крайней мере, до этого времени. Более молодой (~ 1,4 млрд лет назад) марсианский нахлитовый метеорит Miller Range (MIL) 03346 зафиксировал палеополе величиной всего ~5 мкТл. [6] [7] Однако, учитывая возможные местоположения источника метеорита Нахлит, эта палеонапряженность все же предполагает, что поверхностная намагниченность сильнее, чем магнитные поля, оцененные по спутниковым измерениям. [7] Палеополе ~5 мкТл этого метеорита можно объяснить либо поздним активным динамо [6] [7] или поле, созданное потоками лавы, возникшими в отсутствие позднемарсианского динамо. [7]
Марсианские метеориты как палеомагнитные регистраторы
[ редактировать ]Марсианские метеориты содержат широкий спектр магнитных минералов, которые могут фиксировать древний остаточный магнетизм, включая магнетит , титаномагнетит , пирротин и гематит . Магнитная минералогия включает однодоменные (SD), псевдооднодоменные (PSD)-подобные, многодоменные (MD) состояния. Однако для реконструкции марсианского палеополя доступно лишь ограниченное количество марсианских метеоритов из-за водных, тепловых и ударных отпечатков, которые делают многие марсианские метеориты непригодными для этих исследований. [7] Палеомагнитные исследования марсианских метеоритов приведены в таблице ниже:
| Тип | Возраст кристаллизации | Шокирующие события | Палеонапряженность | Источники | Ссылки |
|---|---|---|---|---|---|
| Шерготиты (Шерготи) | ~343 млн лет назад | множественные шоковые события | 2 мкТл, 0,25–1 мкТл | ударное размагничивание | [8] |
| Шерготиты (Тиссинт) | ~600 млн лет назад | множественные шоковые события | 2 мкТл | перемагничивается в результате ударных событий | [9] |
| Нахлит | ~ 1,3–1,4 млрд лет назад | - | 4 мкТл | позднее динамо? | [6] |
| Нахлит | ~ 1,4 млрд лет | нет значительного шокового события | 5 мкТл | старый исходный рок или позднее динамо? | [7] |
| ALH84001 | ~4,5 млрд лет назад | ~ 4,0 млрд лет назад (сильное воздействие) | 50 мкТл | активное раннее динамо | [5] |
| ALH84001 | ~4,5 млрд лет назад | ~ 4,0 млрд лет назад (сильное воздействие) | [10] |
Марсианское динамо
[ редактировать ]Хронология марсианского динамо
[ редактировать ]Точное время и продолжительность марсианского динамо остаются неизвестными, но есть несколько ограничений, основанных на спутниковых наблюдениях и палеомагнитных исследованиях. Сильная намагниченность коры в южном полушарии и палеомагнитные свидетельства ALH84001 указывают на то, что Марс поддерживал сильное магнитное поле в период ~ 4,2–4,3 млрд лет назад. Отсутствие магнитных сигнатур коры в верхних низменностях и крупных ударных бассейнах предполагает прекращение работы динамо до образования. этих бассейнов (~4,0–3,9 млрд лет). Магнитные аномалии двух молодых вулканов (например, Тиррен Монс , Большой Сиртис ) могут отражать наличие марсианского магнитного поля с возможными инверсиями магнитного поля в течение позднего нойского и гесперианского периодов. [4]
Магнитная дихотомия полушарий
[ редактировать ]полушарий марсианской коры Один нерешенный вопрос заключается в том, почему дихотомия коррелирует с магнитной дихотомией (и является ли происхождение этой дихотомии экзогенным или эндогенным процессом). Одно из экзогенных объяснений состоит в том, что Borealis удар привел к тепловому размагничиванию первоначально намагниченного северного полушария. [11] но предполагаемый возраст этого события (~ 4,5 млрд лет) задолго до прекращения разрушения марсианского динамо (~ 4,0–4,1 млрд лет). [11] [12] Альтернативная модель предполагает, что мантийная конвекция 1-й степени (т.е. конвективная структура, в которой мантийный апвеллинг доминирует в одном полушарии, а нисходящий - в другом полушарии) может привести к образованию однополушарного динамо. [13]
Чередование полос
[ редактировать ]Одной из поразительных особенностей магнетизма марсианской коры являются длинные чередующиеся полосы, простирающиеся с востока на запад в южном полушарии ( Terra Cimmeria и Terra Sirenum ). [14] Было высказано предположение, что эти полосы образованы тектонической активностью плит, аналогичной переменной магнитной полярности, вызванной распространением коры морского дна на Земле. [14] или результаты неоднократных вторжений даек . [15] Однако для интерпретации этих чередующихся полос требуется тщательный выбор метода анализа данных. [16] Использование разреженных решений (например, регуляризации L1 ) измерений поля коры вместо сглаживающих решений (например, регуляризации L2 ) показывает сильно намагниченные локальные участки (при этом остальная часть коры не намагничена) вместо полос. [16] Эти пятна могут быть образованы локальными событиями, такими как вулканизм или нагрев в результате ударных событий. [16] которые могут не требовать непрерывных полей (например, прерывистого динамо). [11]
Динамо механизмы
[ редактировать ]Механизм динамо Марса плохо изучен, но ожидается, что он будет похож на механизм динамо Земли. [17] [18] Тепловая конвекция из-за высоких температурных градиентов в горячем первоначальном ядре, вероятно, была основным механизмом приведения в движение динамо-машины в начале истории Марса. [17] [18] Поскольку мантия и ядро со временем остыли, кристаллизация внутри ядра (которая обеспечивала бы скрытое тепло) и химическая конвекция, возможно, сыграли важную роль в приведении в движение динамо. После формирования внутреннего ядра легкие элементы мигрировали от границы внутреннего ядра в жидкое внешнее ядро и вызывали конвекцию за счет плавучести. [18] Однако даже данные спускаемого аппарата InSight не смогли подтвердить наличие твердого внутреннего ядра Марса. [19] и мы не можем исключить возможность того, что кристаллизации ядра не было (только тепловая конвекция без химической конвекции). [17] [18] возможность того, что магнитные поля могли быть созданы океаном магмы . Кроме того, нельзя исключать [17]
Также неясно, когда и по какому механизму отключилось марсианское динамо. Возможно, изменение скорости охлаждения мантии могло стать причиной прекращения работы марсианского динамо. [17] Одна из теорий состоит в том, что гигантские удары в ранний и средний нойский периоды остановили динамо-машину из-за уменьшения глобального теплового потока на границе ядра и мантии. [20]
Сейсмические измерения с посадочного модуля InSight показали, что внешнее ядро Марса находится в жидком состоянии и больше, чем ожидалось. [19] В одной модели частично кристаллизованное марсианское ядро объясняет текущее состояние Марса (т.е. отсутствие магнитного поля, несмотря на жидкое внешнее ядро), и эта модель предсказывает, что магнитное поле может быть реактивировано в будущем. [18]
| Динамовские источники | Динамо механизмы | Примечания | Ссылки |
|---|---|---|---|
| Термальный | Тепловая конвекция | - требует высокой температуры, высокого серы содержания - нет твердого внутреннего ядра | [17] [18] |
| Магматический океан | - требует проводящих расплавов с преобладанием силиката | [17] | |
| Термокомпозиционный | Химическая конвекция (Кристаллизация сверху вниз) | - требует низкой температуры, низкого теплового расширения , низкого содержания серы. - возможная реактивация динамо в будущем | [18] |
| Химическая конвекция (Кристаллизация снизу вверх или железный снег ) | - требует низкой температуры, высокого температурного расширения , высокого содержания серы. легких элементов - мощность динамо-машины на основе коэффициента разделения | [18] | |
| Механический | Влияние событий | - уменьшает глобальный тепловой поток на границе ядра мантии и останавливает динамо | [20] |
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Лангле, Бенуа; Тебо, Эрван; Улье, Эмерик; Пурукер, Майкл Э.; Лиллис, Роберт Дж. (2019). «Новая модель магнитного поля коры Марса с использованием MGS и MAVEN» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 124 (6): 1542–1569. Бибкод : 2019JGRE..124.1542L . дои : 10.1029/2018JE005854 . ISSN 2169-9100 . ПМЦ 8793354 . ПМИД 35096494 .
- ^ Jump up to: а б с Джонсон, Кэтрин Л.; Миттельхольц, Анна; Лангле, Бенуа; Рассел, Кристофер Т.; Ансан, Вероника; Банфилд, Дон; Чи, Питер Дж.; Филлингим, Мэтью О.; Забудь, Франсуа; Хэвиленд, Хайди Фукуа; Голомбек, Мэтью (март 2020 г.). «Земля земной коры и изменяющиеся во времени магнитные поля на месте посадки InSight на Марсе» . Природа Геонауки . 13 (3): 199–204. Бибкод : 2020NatGe..13..199J . дои : 10.1038/s41561-020-0537-x . ISSN 1752-0908 . S2CID 211265951 .
- ^ Акунья, Миннесота; Коннерни, JEP; Ф, Н.; Несс; Лин, Р.П.; Митчелл, Д.; Карлсон, CW; Макфадден, Дж.; Андерсон, Калифорния; Реме, Х.; Мазель, К. (30 апреля 1999 г.). «Глобальное распределение намагниченности земной коры, обнаруженное в ходе эксперимента Mars Global Surveyor MAG/ER» . Наука . 284 (5415): 790–793. Бибкод : 1999Sci...284..790A . дои : 10.1126/science.284.5415.790 . ПМИД 10221908 .
- ^ Jump up to: а б Милбери, К.; Шуберт, Г.; Раймонд, Калифорния; Смрекар, ГП; Лангле, Б. (2012). «История марсианского динамо, выявленная путем моделирования магнитных аномалий вблизи Тиррена Монса и Большого Сиртиса» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 117 (Е10). Бибкод : 2012JGRE..11710007M . дои : 10.1029/2012JE004099 . ISSN 2156-2202 .
- ^ Jump up to: а б Вайс, Бенджамин П.; Вали, Ходжатолла; Бауденбахер, Франц Дж.; Киршвинк, Джозеф Л.; Стюарт, Сара Т.; Шустер, Дэвид Л. (15 августа 2002 г.). «Записи древнего марсианского магнитного поля в ALH84001» . Письма о Земле и планетологии . 201 (3): 449–463. Бибкод : 2002E&PSL.201..449W . дои : 10.1016/S0012-821X(02)00728-8 . ISSN 0012-821X .
- ^ Jump up to: а б с Шоу, Джон; Хилл, Мими Дж; Опеншоу, Стивен Дж (15 августа 2001 г.). «Исследование древнего магнитного поля Марса с помощью микроволн» . Письма о Земле и планетологии . 190 (3): 103–109. Бибкод : 2001E&PSL.190..103S . дои : 10.1016/S0012-821X(01)00381-8 . ISSN 0012-821X .
- ^ Jump up to: а б с д и ж Волк, Майкл В.Р.; Фу, Роджер Р.; Миттельхольц, Анна; Дэй, Джеймс, доктор медицины (2021). «Палеонапряженность и магнетизм горных пород марсианского нахлитового метеорита Миллер, диапазон 03346: свидетельства интенсивной мелкомасштабной намагниченности коры Марса» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (5): e2021JE006856. Бибкод : 2021JGRE..12606856V . дои : 10.1029/2021JE006856 . ISSN 2169-9100 . S2CID 236613272 .
- ^ Цисовски, С.М. (1 июня 1986 г.). «Магнитные исследования Шерготти и других метеоритов SNC» . Geochimica et Cosmochimica Acta . 50 (6): 1043–1048. Бибкод : 1986GeCoA..50.1043C . дои : 10.1016/0016-7037(86)90386-8 . ISSN 0016-7037 .
- ^ Гаттачека, Джером; Хьюинс, Роджер Х.; Лоранд, Жан-Пьер; Рошетт, Пьер; Лагруа, Франция; Курнед, Сесиль; Уэхара, Минору; Понт, Сильвен; Сауттер, Виолен ; Скорцелли, Роза Б.; Хомбургер, Кристель (2013). «Непрозрачные минералы, магнитные свойства и палеомагнетизм марсианского метеорита Тиссинт» . Метеоритика и планетология . 48 (10): 1919–1936. Бибкод : 2013M&PS...48.1919G . дои : 10.1111/maps.12172 . ISSN 1945-5100 . S2CID 6599459 .
- ^ Антреттер, Мария; Фуллер, Майк; Скотт, Эдвард; Джексон, Майк; Московиц, Брюс; Солхейд, Питер (2003). «Палеомагнитная запись марсианского метеорита ALH84001» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 108 (E6): 5049. Бибкод : 2003JGRE..108.5049A . дои : 10.1029/2002JE001979 . ISSN 2156-2202 .
- ^ Jump up to: а б с Тику, Соня М.; Эванс, Александр Дж. (30 мая 2022 г.). «Динамо-машины во внутренней Солнечной системе» . Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 50 (1): аннурев–земля–032320-102418. doi : 10.1146/annurev-earth-032320-102418 . ISSN 0084-6597 . S2CID 245082591 .
- ^ Боттке, Уильям Ф.; Эндрюс-Ханна, Джеффри С. (май 2017 г.). «Постаккреционное затишье в крупных ударах по раннему Марсу» . Природа Геонауки . 10 (5): 344–348. Бибкод : 2017NatGe..10..344B . дои : 10.1038/ngeo2937 . ISSN 1752-0908 .
- ^ Стэнли, Сабина; Элкинс-Тантон, Линда; Зубер, Мария Т.; Пармантье, Э. Марк (26 сентября 2008 г.). «Палеомагнитное поле Марса как результат однополушарного динамо» . Наука . 321 (5897): 1822–1825. Бибкод : 2008Sci...321.1822S . дои : 10.1126/science.1161119 . ISSN 0036-8075 . ПМИД 18818355 . S2CID 206514329 .
- ^ Jump up to: а б Коннерни, JEP; Акунья, Миннесота; Несс, штат Северная Каролина; Клетечка, Г.; Митчелл, Д.Л.; Лин, Р.П.; Реме, Х. (18 октября 2005 г.). «Тектонические последствия магнетизма марсианской коры» . Труды Национальной академии наук . 102 (42): 14970–14975. Бибкод : 2005PNAS..10214970C . дои : 10.1073/pnas.0507469102 . ISSN 0027-8424 . ПМК 1250232 . ПМИД 16217034 .
- ^ Ниммо, Фрэнсис (1 мая 2000 г.). «Внедрение дамбы как возможная причина линейных марсианских магнитных аномалий» . Геология . 28 (5): 391–394. Бибкод : 2000Geo....28..391N . doi : 10.1130/0091-7613(2000)28<391:DIAAPC>2.0.CO;2 . ISSN 0091-7613 .
- ^ Jump up to: а б с Мур, Кимберли М.; Блоксэм, Джереми (2017). «Построение разреженных моделей магнитного поля коры Марса» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 122 (7): 1443–1457. Бибкод : 2017JGRE..122.1443M . дои : 10.1002/2016JE005238 . ISSN 2169-9100 . S2CID 125144097 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г Стивенсон, Дэвид Дж. (июль 2001 г.). «Ядро Марса и магнетизм» . Природа . 412 (6843): 214–219. Бибкод : 2001Natur.412..214S . дои : 10.1038/35084155 . ISSN 1476-4687 . ПМИД 11449282 . S2CID 4391025 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час Хемингуэй, Дуглас Дж.; Дрисколл, Питер Э. (2021). «История и будущее марсианского динамо и последствия гипотетического твердого внутреннего ядра» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (4): e2020JE006663. Бибкод : 2021JGRE..12606663H . дои : 10.1029/2020JE006663 . ISSN 2169-9100 . S2CID 233738133 .
- ^ Jump up to: а б Коттаар, Санне; Келемейер, Паула (23 июля 2021 г.). «Раскрыто внутреннее пространство Марса» . Наука . 373 (6553): 388–389. Бибкод : 2021Sci...373..388C . дои : 10.1126/science.abj8914 . ПМИД 34437103 . S2CID 236179559 .
- ^ Jump up to: а б Робертс, Дж. Х.; Лиллис, Р.Дж.; Манга, М. (2009). «Гигантские удары по раннему Марсу и прекращение марсианского динамо» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 114 (Е4). Бибкод : 2009JGRE..114.4009R . дои : 10.1029/2008JE003287 . ISSN 2156-2202 .