Mars'ın Yerçekimi - Gravity of Mars

Mars yerçekimi nedeniyle, doğal bir olgudur yerçekimi kanunu gezegen etrafında kütle ile her şeyin hangi veya yerçekimi, Mars ona doğru getirilir. Gezegenin daha küçük kütlesi nedeniyle Dünya'nın yerçekiminden daha zayıftır . Mars'taki ortalama yerçekimi ivmesi 3.72076 ms ^-2'dir ( Dünya'nınkinin yaklaşık %38'i ) ve değişir. Genel olarak, topografya kontrollü izostazi , kısa dalga boylu serbest hava yerçekimi anomalilerini yönlendirir . Aynı zamanda, mantonun konvektif akışı ve sınırlı gücü , tüm gezegen üzerinde uzun dalga boylu, gezegen ölçeğinde serbest hava yerçekimi anomalilerine yol açar . Kabuk kalınlığı, magmatik ve volkanik faaliyetler, darbe kaynaklı Moho yükselmesi, kutup buzullarının mevsimsel değişimi, atmosferik kütle değişimi ve kabuğun gözenekliliği değişimi de yanal değişimlerle ilişkili olabilir. Yıllar içinde artan ancak sınırlı sayıda küresel harmoniklerden oluşan modeller üretilmiştir. Üretilen haritalar, serbest hava yerçekimi anomalisi , Bouguer yerçekimi anomalisi ve kabuk kalınlığını içermektedir. Mars'ın bazı bölgelerinde yerçekimi anomalileri ile topografya arasında bir ilişki vardır. Bilinen topografya göz önüne alındığında, daha yüksek çözünürlüklü yerçekimi alanı çıkarılabilir. Mars'ın Güneş veya Phobos tarafından gelgit deformasyonu yerçekimi ile ölçülebilir. Bu, iç kısmın ne kadar sert olduğunu ve çekirdeğin kısmen sıvı olduğunu gösterir. Mars'ın yüzey yerçekimi çalışması bu nedenle farklı özellikler hakkında bilgi verebilir ve gelecekteki iniş projeleri için faydalı bilgiler sağlayabilir.

Ölçüm

Dikey için = 0 ila 4 ve yatay için = 0 ila 4 olan dönen küresel harmonik . Marslı C ₂₀ ve C _{30 için} , karbondioksitin yıllık süblimleşme-yoğunlaşma döngüsü boyunca kutuplardaki buzulların kütlesinin mevsimsel değişimi nedeniyle zamanla değişirler.${\görüntüleme stili l}$${\görüntüleme stili m}$

Mars'ın yerçekimini anlamak için, yerçekimi alan kuvveti g ve yerçekimi potansiyeli U genellikle ölçülür. Basitçe, Mars'ın yarıçapı R _M olan statik mükemmel küresel bir gövde olduğu varsayılırsa, Mars'ın etrafında dairesel bir yörüngede dönen yalnızca bir uydu olması ve bu tür yerçekimi etkileşiminin sisteme etki eden tek kuvvet olması koşuluyla, denklem şöyle olur:

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

G evrensel yerçekimi sabitidir (genellikle G = 6.674 x 10 ⁻¹¹ m ³ kg ⁻¹ s ^{−2 olarak alınır} ), M Mars'ın kütlesidir (en güncellenen değer: 6.41693 x 10 ²³ kg), m uydu kütlesi, r Mars uydu arasındaki mesafedir, ve bir açısal hız , aynı zamanda eşdeğer uydunun (T uydu yörüngede süre). ${\görüntüleme stili\omega }$${\displaystyle {\frac {2\pi }{T}}}$

Bu nedenle, , burada R _K Mars yarıçapıdır. Uygun ölçüler, r ile, T ve R, _M Dünya elde edilebilen parametrelerdir. ${\displaystyle g={\frac {GM}{R_{M}^{2}}}={\frac {r^{3}\omega ^{2}}{R_{M}^{2}}} ={\frac {4r^{3}\pi ^{2}}{T^{2}R_{M}^{2}}}}$

Bununla birlikte, Mars genel, küresel olmayan bir gezegen gövdesi olduğundan ve karmaşık jeolojik süreçlerden etkilendiğinden, daha doğru bir şekilde, yerçekimi potansiyeli , jeodezideki konvansiyonu takiben küresel harmonik fonksiyonlarla tanımlanır , bkz. Geopotential_model .

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

test noktasının küresel koordinatları nerede . boylam ve enlemdir. ve boyutsuz harmonik derece ve düzen katsayılarıdır . ile derecenin Legendre polinomudur ve ile ilişkili Legendre polinomudur . Bunlar Laplace denkleminin çözümlerini tanımlamak için kullanılır . gezegenin ortalama yarıçapıdır. Katsayı bazen olarak yazılır . ${\displaystyle r,\psi ,\lambda }$${\ Displaystyle \ lambda }$${\görüntüleme stili\psi }$${\displaystyle C_{lm}}$${\displaystyle S_{lm}}$${\görüntüleme stili l}$${\görüntüleme stili m}$${\ Displaystyle P_{l}^{m}}$${\görüntüleme stili l}$${\görüntüleme stili m=0}$${\görüntüleme stili m>0}$${\görüntüleme stili R}$${\ Displaystyle C_{l0}}$${\görüntüleme stili J_{n}}$

1. Derece ve sıra ne kadar düşükse, temsil ettiği anomalinin dalga boyu o kadar uzun olur. Buna karşılık, uzun dalga boylu yerçekimi anomalisi, küresel jeofizik yapılardan etkilenir.${\görüntüleme stili l}$${\görüntüleme stili m}$
2. Derece ve düzen ne kadar yüksek olursa, temsil ettiği anomalinin dalga boyu o kadar kısa olur. 50'nin üzerindeki dereceler için, bu varyasyonların topografya ile yüksek korelasyona sahip olduğu gösterilmiştir. Yüzey özelliklerinin jeofizik yorumu, yanıltıcı sonuçlar üretilebilmesine rağmen, Mars yerçekimi alanının daha eksiksiz bir resmini elde etmeye yardımcı olabilir.${\görüntüleme stili l}$${\görüntüleme stili m}$

Mars'ın yerçekimini belirlemedeki en eski teknik, Dünya tabanlı gözlemdir. Daha sonra insansız uzay aracının gelişiyle, radyo izleme verilerinden müteakip yerçekimi modelleri geliştirildi.

Medya oynat

Bilim adamları , 1971'de insansız uzay aracı Mariner 9'un ilk gelişinden bu yana, farklı yerçekimi modelleri geliştirmek için Doppler ve mesafe izleme yöntemleri aracılığıyla farklı uzay araçlarının tedirginliğini ölçtüler . (Kredi: NASA'nın Bilimsel Görselleştirme Stüdyosu)

Dünya tabanlı gözlem

Mariner 9 ve Viking yörünge uzay aracının Mars'a varmasından önce, Mars yerçekimi alanının özelliklerini çıkarmak için yalnızca Mars yerçekimi sabiti GM'nin bir tahmini, yani evrensel yerçekimi sabiti çarpı Mars kütlesi mevcuttu. GM, Mars'ın doğal uydularının ( Phobos ve Deimos ) ve Mars'ın uzay aracı uçuşlarının ( Mariner 4 ve Mariner 6 ) hareketlerinin gözlemlenmesi yoluyla elde edilebilir .

Phobos ve Deimos'un hareketlerinin uzun vadeli Dünya tabanlı gözlemleri , güneş kütlesinin Mars kütlesine oranının hesaplanmasına izin veren yarı ana eksen , eksantriklik , Laplacian düzlemine eğim açısı vb. dahil olmak üzere fiziksel parametreler sağlar . Mars'ın yerçekimi potansiyelinin atalet ve katsayısı ve Mars'ın yerçekimi alanının ilk tahminlerini verir.

Radyo izleme verilerinden çıkarsanan

Üç yollu Doppler, sinyal vericisi ve alıcısı ayrılmış

Yerçekimi modelleri, uzay aracının küçük düzensizliklerini, yani hız ve irtifadaki küçük değişimleri gözlemleyerek geliştirildiğinden, uzay aracının hassas takibi, doğru yerçekimi modellemesi için birinci derecede önemlidir. İzleme, temel olarak Derin Uzay Ağının (DSN) antenleri tarafından tek yönlü, iki yönlü ve üç yönlü Doppler ve menzil takibi uygulanarak yapılır. Tek yönlü izleme, verilerin uzay aracından DSN'ye tek bir şekilde iletilmesi anlamına gelirken, iki yönlü ve üç yönlü, Dünya'dan uzay aracına (uplink) sinyallerin iletilmesini içerir ve daha sonra tutarlı bir şekilde Dünya'ya aktarılır (downlink) . İki yönlü ve üç yönlü izleme arasındaki fark, birincisinin Dünya üzerinde aynı sinyal verici ve alıcıya sahip olması, ikincisinin ise verici ve alıcının Dünya üzerinde farklı konumlarda bulunmasıdır. Bu üç tür izleme verisinin kullanılması, bir diğerinin veri boşluğunu doldurabileceğinden, verilerin kapsamını ve kalitesini artırır.

Doppler izleme, Doppler kaymalarının tespitini içeren radyal hız yöntemini kullanan uzay aracını izlemede yaygın bir tekniktir. Uzay aracı görüş hattı boyunca bizden uzaklaştıkça, sinyal kırmızıya kayma olurken, tersi için maviye kayma olacaktır. Bu teknik, ötegezegenlerin hareketinin gözlemlenmesi için de uygulanmıştır. Menzil takibi için ise sinyalin gidiş-dönüş yayılma süresinin ölçülmesi ile yapılır. Doppler kayması ve menzil gözleminin kombinasyonu , uzay aracının daha yüksek izleme doğruluğunu destekler.

İzleme verileri daha sonra yukarıda gösterilen küresel harmonik denklemi kullanarak küresel yerçekimi modellerini geliştirmek için dönüştürülür. Bununla birlikte, katı gelgit etkisinden kaynaklanan etkilerin, Güneş, Jüpiter ve Satürn'den kaynaklanan çeşitli göreli etkiler, korunumlu olmayan kuvvetler (örneğin, açısal momentum desatürasyonları (AMD), atmosferik sürüklenme ve güneş radyasyon basıncı ) daha fazla ortadan kaldırılmalıdır. , aksi takdirde, önemli hatalar ortaya çıkar.

Tarih

Mars için en son yerçekimi modeli, 2016 yılında üretilen, 120 dereceye kadar küresel harmonik çözümü olan Goddard Mars Model 3'tür (GMM-3). Bu model, Mars Global Surveyor'dan (MGS) 16 yıllık radyo izleme verilerinden geliştirilmiştir. ), Mars Odyssey ve Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), MOLA topografya modelinin yanı sıra 115 km'lik küresel bir çözünürlük sağlar. Bu modelle birlikte ayrı bir serbest hava gravite anomali haritası, Bouguer gravite anomali haritası ve kabuk kalınlığı haritası üretilmiştir. MRO110C ve diğer önceki modellerle karşılaştırıldığında, yerçekimi alanı tahminindeki büyük gelişme, uzay aracına uygulanan muhafazakar olmayan kuvvetlerin daha dikkatli modellenmesinden kaynaklanmaktadır.

Uzay aracını izleme teknikleri ve yüzey özelliklerinin jeofizik yorumlanması, yerçekimi alanının gücünün çözünürlüğünü etkileyebilir. Daha iyi teknik, küresel harmonik çözümleri daha yüksek derece ve sıralara tercih eder. Mariner 9 ve Viking Orbiter izleme verilerinin bağımsız analizi, 6 küresel harmonik çözüm derecesi ve sırası verdi. ) görüntü verilerinin yardımıyla 18 derecelik bir küresel harmonik çözüm üretilmesine izin verir. Kaula güç yasası kısıtlamasını çözmede topografyayı hesaba katan uzamsal a priori kısıtlama yönteminin daha fazla kullanımı, küresel çözünürlükte 50 dereceye kadar küresel harmonik çözüm modelini tercih etmişti ( Goddard Mars Model-1 veya GMM-1) daha sonra daha yüksek eksiksizliğe ve dereceye sahip sonraki modeller ve en son GMM-3 için 120'ye kadar sipariş verin.

GMM-3 yerçekimi çözümü ile birlikte üretilen Mars serbest hava yerçekimi haritası (Kırmızı: yerçekimi yüksek; Mavi: yerçekimi düşük) (Kredi: NASA'nın Bilimsel Görselleştirme Stüdyosu)

Bu nedenle günümüzde gravite modelleri, ölçülen gravite verilerinin herhangi bir konumsal bilgi sistemine aktarılması yoluyla doğrudan üretilmemektedir, çünkü yeterince yüksek çözünürlüklü model üretme zorluğu vardır. Mars Global Surveyor'daki MOLA cihazından elde edilen topografya verileri , kısa dalga boyunda yerçekimi-topografya korelasyonunu kullanarak daha ayrıntılı bir kısa ölçekli yerçekimi modeli üretmede yararlı bir araç haline gelir. Ancak, Mars'taki tüm bölgeler, özellikle kuzey ovaları ve kutuplar, böyle bir korelasyon göstermez. Yanlış jeofizik yorumuna yol açabilecek yanıltıcı sonuçlar kolaylıkla üretilebilir.

Yerçekimi modelinin sonraki modifikasyonları, atmosferik sürükleme , güneş radyasyon basıncı , Mars'tan yansıyan güneş radyasyonu basıncı , Mars termal emisyonu ve açısal moment tekerleklerini bozan veya doygunluğunu azaltan uzay aracı itmesi dahil olmak üzere uzay aracına etki eden diğer koruyucu olmayan kuvvetlerin alınmasını içerir . Ayrıca uzay aracı yörüngesini etkileyebilecek Güneş , Ay ve gezegenler nedeniyle Mars'ın devinimi ve üçüncü cisim çekiminin yanı sıra ölçümler üzerindeki relavistik etkiler de düzeltilmelidir. Bu faktörler gerçek yerçekimi alanının kaymasına neden olabilir. Bu nedenle ofseti ortadan kaldırmak için doğru modelleme gereklidir. Bu tür çalışmalar halen devam etmektedir.

Statik yerçekimi alanı

Birçok araştırmacı, kısa dalga boylu (yerel olarak değişen) serbest hava yerçekimi anomalileri ile topografya arasındaki ilişkiyi özetlemiştir. Daha yüksek korelasyona sahip bölgeler için, yerçekimi haritasının daha yüksek çözünürlük sunabilmesi için, yüzey özelliklerinin jeofiziksel yorumlanması yoluyla serbest hava yerçekimi anomalileri daha yüksek derecede mukavemete genişletilebilir. Güneydeki yaylanın yüksek yerçekimi/topoğrafya korelasyonuna sahip olduğu, ancak kuzey ovası için olmadığı tespit edilmiştir. Bu nedenle, serbest hava yerçekimi anomali modelinin çözünürlüğü tipik olarak güney yarımkürede 100 km'nin üzerinde daha yüksek çözünürlüğe sahiptir.

Topoğrafya verileri mevcut olduğu sürece, serbest hava yerçekimi anomalilerinin ölçülmesi Bouguer anomalilerinden nispeten daha kolaydır, çünkü kütle fazlalığının veya yerçekimi denize indirildikten sonra arazinin eksikliğinin etkisinden kaynaklanan yerçekimi etkisini ortadan kaldırması gerekmez. seviye. Bununla birlikte, kabuk yapısını yorumlamak için, bu tür yerçekimi etkisinin daha fazla ortadan kaldırılması gereklidir, böylece azaltılmış yerçekimi yalnızca referans noktasının altındaki çekirdek, manto ve kabuğun sonucu olacaktır. Elemeden sonraki ürün Bouguer anomalileridir. Bununla birlikte, araziyi oluştururken malzemenin yoğunluğu, gezegende yanal olarak değişebilen ve kayanın gözenekliliği ve jeokimyasından etkilenen hesaplamadaki en önemli kısıtlama olacaktır. İlgili bilgiler Mars meteorlarından ve yerinde analizlerden elde edilebilir.

Yerel gravite anomalileri

Kabuk-manto sınır değişimi, intrüzyon, volkanizma ve topografya, manto ve volkanik malzemenin daha yüksek yoğunluğu ve kabuğun daha düşük yoğunluğu nedeniyle uzay aracının yörüngesine etki edebilir. (Ölçekli değil) +ve: Pozitif anomali; -ve: Negatif anomali

Bouguer gravite anomalileri, kabuk-manto sınırının derinliği ile güçlü bir bağlantıya sahip olduğundan, pozitif Bouguer anomalileri olan biri, daha düşük yoğunluklu malzemeden oluşan daha ince bir kabuğa sahip olduğu ve daha yoğun mantodan daha güçlü bir şekilde etkilendiği veya bunun tersi anlamına gelebilir. Bununla birlikte, püsküren volkanik yükün ve tortul yükün yoğunluğundaki farkın yanı sıra yüzey altı müdahalesi ve malzemenin çıkarılması da buna katkıda bulunabilir. Bu anomalilerin çoğu ya jeolojik ya da topografik özelliklerle ilişkilidir. Birkaç istisna, 600 km'den fazla büyük bir gömülü yapıyı temsil edebilen 63°D, 71°K anomalisini içerir, erken Noachian gömülü yüzeyinden önceydi.

Topografya anomalileri

Topografya ile kısa dalga boylu serbest hava yerçekimi anomalileri arasında güçlü bir korelasyon, Dünya ve Ay'ın yerçekimi alanının her iki çalışması için de gösterilmiştir ve bu, geniş izostaz oluşumu ile açıklanabilir. Mars'ta 50'nin üzerinde derece (kısa dalga boyu anomalisi) için yüksek korelasyon bekleniyor. 70 ile 85 arasındaki dereceler için 0,9 kadar yüksek olabilir. Bu tür bir korelasyon, topografik yüklerin eğilme kompanzasyonu ile açıklanabilir. Genç bölge genellikle sadece kısmen telafi edildiğinde, Mars'taki daha eski bölgelerin izostatik olarak telafi edildiği belirtilmektedir.

Volkanik yapılardan kaynaklanan anomaliler

2016 yılında GMM-3 yerçekimi çözümü ile birlikte üretilen Mars Bouguer yerçekimi haritası (Kırmızı: yerçekimi yüksek; Mavi: yerçekimi düşük) (Kredi: NASA'nın Bilimsel Görselleştirme Stüdyosu)

Farklı volkanik yapılar, yerçekimi anomalileri açısından farklı davranabilir. küçük volkanlar Olympus Mons ve Tharsis Montes , güneş sistemindeki en küçük pozitif serbest hava yerçekimi anomalilerini üretir. Yine de Tharsis Montes'in kuzeyinde volkanik bir yükseliş olan Alba Patera , uzantısı Olympus Mons'unkine benzer olsa da, negatif Bouguer anomalisi üretir. Ve Elysium Mons için , merkezinin Elysium yükselişindeki genel bir geniş negatif anomali bağlamında Bouguer anomalilerinde hafif bir artış olduğu bulundu.

Volkanik malzemenin yoğunluğu ile birlikte volkan anomalisi bilgisi, farklı volkanik yapıların litosferik bileşimini ve kabuk evrimini belirlemede faydalı olacaktır. Ekstrüde lavın andezit (düşük yoğunluk) ile bazaltik (yüksek yoğunluk) arasında değişebileceği ve kompozisyonun, anomaliye katkıda bulunan volkanik kalkanın inşası sırasında değişebileceği öne sürülmüştür . Başka bir senaryo, yanardağın altına izinsiz giren yüksek yoğunluklu malzeme için mümkündür. Bu ayar, daha önce bir sönmüş olabileceği düşünülmektedir olmuştur ünlü Syrtis eksen üzerinde gözlenmiştir magma odası 3300 kg m ile ³ anomalisi pozitif Bouguer'in anlaşılacağı volkan, altta yatan.

Depresyondan kaynaklanan anomaliler

Bouguer anomalisinde farklı depresyonlar da farklı davranır. Argyre , Isidis , Hellas ve Utopia havzaları gibi dev çarpma havzaları da dairesel şekilde çok güçlü pozitif Bouguer anomalileri sergiler. Bu havzalar, çarpma krater kökenleri için tartışılmıştır. Eğer öyleyse, pozitif anomaliler çarpma sonrası sedimanter ve volkanik yüzey yükleri ile Moho'nun yükselmesi, kabuk incelmesi ve modifikasyon olayları nedeniyle olabilir.

Ancak aynı zamanda , kuzey ova ovasının altında olduğuna inanılan Daedalia , kuzey Tharsis ve Elysium gibi bu tür pozitif Bouguer anomalisi ile ilişkili olmayan bazı büyük havzalar da vardır .

Ayrıca, Coprates , Eos Chasma ve Kasei Valles'in belirli kısımlarının , topografik çöküntüler olmalarına rağmen, pozitif Bouguer anomalilerine sahip oldukları bulunmuştur. Bu, bu çöküntülerin altında sığ yoğun intrüzyon cisimciğinin bulunduğunu düşündürebilir.

Küresel yerçekimi anomalileri

Uzun dalga boyu gravite anomalileri olarak da adlandırılan global gravite anomalileri, yerçekimi alanının düşük dereceli harmonikleridir ve lokal izostaziye atfedilemez, daha çok mantonun sonlu kuvveti ve konveksiyon akımındaki yoğunluk farklılıklarıdır. Mars için, Bouguer anomalisinin en büyük bileşeni, güney yarımkürede kütle açığını ve kuzey yarımkürede fazlalığı temsil eden birinci derece harmoniktir. İkinci en büyük bileşen, gezegenin düzleşmesine ve Tharsis şişkinliğine karşılık gelir .

1950'lerde ve 1960'larda jeoidin ilk çalışmaları, iç yapısını anlamak için Dünya'nın yerçekimi alanının düşük dereceli harmoniklerine odaklandı. Yeryüzündeki bu tür uzun dalga boyu anomalilerinin, örneğin zamanla gelişen konveksiyon akımının sürülmesindeki yoğunluk farklılıklarından kaynaklanan, kabukta değil, derin mantoda bulunan kaynaklardan kaynaklanabileceği öne sürülmüştür . Okyanus tabanında topoğrafya yüksek ve yerçekimi yüksek olan Atlantik ortası sırtı ve Carlsberg sırtı gibi belirli topografya anomalileri ile uzun dalga boyu yerçekimi anomalileri arasındaki korelasyon , böylece Dünya'daki konveksiyon akımı fikrinin argümanı haline geldi. 1970'lerde, bu tür korelasyonlar küresel resimde zayıf olsa da.

Küresel ölçekteki anomaliler için bir başka olası açıklama , yerçekimini hidrostatik dengeden saptıran mantonun (sıfır stresin aksine) sonlu gücüdür . Bu teori için, sonlu mukavemet nedeniyle, düşük gerilimli bölgelerin çoğu için akış mevcut olmayabilir. Ve derin mantodaki yoğunluk değişimleri, kıtaların ayrılmasıyla bağlantılı kimyasal homojensizliklerin ve Ay'ın parçalanmasından sonra Dünya'da kalan izlerin sonucu olabilir. Bunlar, belirli koşullar altında yavaş akışın olmasına izin verildiğinde çalışması önerilen durumlardır. Bununla birlikte, teorinin fiziksel olarak uygulanabilir olmayabileceği iddia edilmiştir.

Zamana göre değişen yerçekimi alanı

Mars'ta süblimleşme-yoğunlaşma döngüsü meydana gelir ve bu da kriyosfer ve atmosfer arasında karbondioksit değişimi ile sonuçlanır. Buna karşılık, iki küre arasında, yerçekiminin mevsimsel değişimini veren kütle alışverişi vardır. (NASA/JPL-Caltech'in izniyle)

Kutuplarda yerçekimi alanının mevsimsel değişimi

Süblimasyon - yoğunlaşma döngüsü karbon dioksit arasında Mars atmosferi ve kriyosferle (kutup buz kapak) mevsimsel çalışır. Bu döngü, Mars'taki yerçekimi alanındaki değişiklikleri hesaba katan neredeyse tek değişken olarak katkıda bulunur. Mars'ın yörüngelerden ölçülen yerçekimi potansiyeli aşağıdaki denklem olarak genelleştirilebilir,

${\displaystyle V(Mars)=V({Katı\,gezegen})+V(Mevsimsel\,büyük harf+Atmosphere)}$

Buna karşılık, atmosferdeki karbondioksitin daha fazla yoğunlaşması nedeniyle mevsimsel kapaklarda daha fazla kütle olduğunda, atmosferin kütlesi düşecektir. Birbirleriyle ters ilişki vardır. Ve kütledeki değişimin ölçülen yerçekimi potansiyeline doğrudan etkisi vardır.

Kuzey kutup başlığı ile güney kutup başlığı arasındaki mevsimsel kütle değişimi, zamanla uzun dalga boylu yerçekimi değişimi sergiler. Uzun yıllar süren sürekli gözlemler, çift bölgeli, normalleştirilmiş yerçekimi katsayısı C _{l=2, m=0} ve tek bölgeli, normalleştirilmiş yerçekimi katsayısı C _{l=3, m=} 0'nın belirlenmesinin zamana göre değişen yerçekiminin ana hatlarını belirlemek için çok önemli olduğunu bulmuştur. böyle bir toplu değişim nedeniyle , derece nerede ise sıra. Daha yaygın olarak, araştırma makalelerinde C _lm biçiminde temsil edilirler . ${\görüntüleme stili l}$${\görüntüleme stili m}$

İki kutbu iki ayrı nokta kütlesi olarak kabul edersek, o zaman kütleleri şu şekilde tanımlanır:

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

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

Veriler, sonbahar ekinoksunun yakınında meydana gelen güney kutup başlığının maksimum kütle değişiminin yaklaşık 8,4 x 10 ¹⁵ kg olduğunu, kuzey kutup için ise kış gündönümü ile ilkbahar arasında meydana gelen yaklaşık 6,2 x 10 ¹⁵ kg olduğunu göstermiştir. ekinoks .

Uzun vadede, Kuzey Kutbu'nda depolanan buz kütlesinin (1,4 ± 0,5) x 10 ¹¹ kg artacağı, Güney Kutbu'nda ise (0,8 ± 0,6) x 10 ¹¹ kg azalacağı bulunmuştur . Ayrıca atmosfer, karbondioksitin kütlesi açısından da uzun vadede (0,6 ± 0,6) x 10 ¹¹ kg azalacaktı . Belirsizliklerin varlığı nedeniyle, Güney Kutbu'ndan Kuzey Kutbu'na malzeme göçünün devam edip etmediği belirsizdir, ancak böyle bir olasılık göz ardı edilemez.

Gelgit

Mars'ta etkili olan iki büyük gelgit kuvveti , güneş gelgiti ve Phobos gelgitidir. Aşk sayısı k ₂ , vücuda etki eden gelgit alanı ile cismin kütle dağılımından kaynaklanan çok kutuplu momenti ilişkilendiren önemli bir orantısal boyutsuz sabittir. Genellikle k ₂ , dört kutuplu deformasyonu söyleyebilir. k _2'yi bulmak , Mars'taki iç yapıyı anlamada yardımcı olur. Genova ekibi tarafından elde edilen en güncel k ₂ , 0.1697 ± 0.0009'dur. Sanki k ₂ , 0.10'dan küçük bir katı çekirdek belirtilecekmiş gibi, bu, Mars'ta en azından dış çekirdeğin sıvı olduğunu ve tahmini çekirdek yarıçapının 1520-1840 km olduğunu söyler.

Bununla birlikte, MGS, ODY ve MRO'dan gelen mevcut radyo izleme verileri, faz gecikmesinin gelgitler üzerindeki etkisinin tespit edilmesine izin vermez, çünkü çok zayıftır ve gelecekte uzay aracının bozulması üzerinde daha kesin ölçüme ihtiyaç duyar.

Jeofiziksel çıkarımlar

kabuk kalınlığı

Şu anda Mars'ta doğrudan kabuk kalınlığı ölçümü mevcut değil. SNC göktaşları ve ortopiroksenit göktaşı ALH84001'in jeokimyasal sonuçları , Mars'ın ortalama kabuk kalınlığının 100-250 km olduğunu öne sürdü. Viskoz gevşeme analizi, maksimum kalınlığın 50-100 km olduğunu gösterdi. Bu kalınlık, hemisferik kabuk varyasyonlarının korunmasında ve kanal akışının önlenmesinde kritik öneme sahiptir. Jeofizik ve jeokimya üzerine yapılan kombinasyon çalışmaları, ortalama kabuk kalınlığının 50 ± 12 km'ye kadar inebileceğini göstermiştir.

Yerçekimi alanının farklı yörüngeler tarafından ölçülmesi, daha yüksek çözünürlüklü küresel Bouguer potansiyel modelinin üretilmesine olanak tanır . Yerel sığ yoğunluk anomalileri ve çekirdek düzleşmesinin etkisi ortadan kaldırıldığında, aşağıdaki denklemde gösterildiği gibi artık Bouguer potansiyeli üretilir,

${\displaystyle U_{RB}=U_{B}-U_{çekirdek}-U_{yerel}}$

Mars'ın kabuk kalınlığına karşı yüzde alan histogramı: 32 km ve 58 km, histogramın iki ana zirvesidir.

Kalan Bouguer potansiyeli manto tarafından sağlanır. Kabuk-manto sınırının veya Moho yüzeyinin, düzeltilmiş arazi kütlesi ile dalgalanması, değişen artık anomali ile sonuçlanmış olmalıdır. Buna karşılık, dalgalı sınır gözlemleniyorsa, kabuk kalınlığında değişiklikler olmalıdır.

Artık Bouguer anomali verilerinin küresel çalışması, Mars'ın kabuk kalınlığının 5,8 km ile 102 km arasında değiştiğini göstermektedir. 32 km ve 58 km'deki iki ana zirve, eşit alanlı bir kabuk kalınlığı histogramından tanımlanır. Bu iki tepe, Mars'ın kabuksal ikilemi ile bağlantılıdır . 60 km'den daha kalın olan kabuğun hemen hemen tamamı, genellikle tek tip kalınlıkta olan güney yaylaları tarafından sağlanır. Ve kuzey ovaları genel olarak daha ince bir kabuğa sahiptir. Arabia Terra bölgesinin ve kuzey yarımkürenin kabuk kalınlığının enlem bağımlı olduğu bulunmuştur. Sina Planum ve Lunae Planum'a doğru güneye doğru ne kadar fazlaysa , kabuk o kadar kalınlaşır.

Karşılaştırılması topografya , serbest hava gravite anomalisi ve kabuk içindeki yoğunluk haritası - Kırmızı: yerçekimi yükseği; Mavi: yerçekimi düşük

Tüm bölgeler arasında, Thaumasia ve Claritis , > 70 km histogramı açıklayan Mars'taki en kalın kabuk bölümünü içerir. Hellas ve Argyre havzaları güney yarımkürede derece ince alanıdır 30 km, daha kabuk inceltici olduğu gözlenmektedir. Isidis ve Utopia'nın ayrıca, Mars'taki en ince kabuğa sahip olduğuna inanılan Isidis havzalarının merkezi ile önemli ölçüde kabuk incelmesi olduğu gözlemlenmiştir.

Darbe ve viskoz gevşeme ile kabuk yeniden dağılımı

İlk darbeden sonra, yüksek ısı akışı ve yüksek su içeriği, viskoz gevşemenin gerçekleşmesini destekleyecektir. Kabuk daha sünek hale gelir. Kraterlerin havza topografyası, bu nedenle, kabuk akışını ve kabartmanın bozulmasını daha da artıran kendi kendine yerçekimi nedeniyle daha fazla strese maruz kalır . Ancak bu analiz Hellas , Utopia , Argyre ve Isidis havzaları gibi dev çarpma kraterleri için çalışmayabilir .

Kabuk incelmesinin neredeyse tüm büyük çarpma kraterlerinin altında gerçekleştiğine inanılıyor. Kabuk kazısı, volkanik malzemenin yerleştirilmesi yoluyla modifikasyon ve zayıf litosferde meydana gelen kabuk akışı olası nedenlerdir. Çarpma öncesi kabuğun kazılmasıyla, yerçekimi restorasyonu, merkezi manto yükselişi yoluyla gerçekleşecek, böylece boşluğun kütle açığı, yükseltilmiş daha yoğun malzemenin kütlesi tarafından telafi edilebilecektir.

Dev çarpma havzaları Utopia, Hellas, Argyre ve Isidis en belirgin örneklerden bazılarıdır. Kuzey ovada bulunan bir çarpma havzası olan Ütopya , hafif ve su birikintili tortul malzeme ile doldurulur ve merkezde hafif kalınlaşmış bir kabuğa sahiptir. Bu, potansiyel olarak kuzey ovasındaki büyük yüzey yenileme sürecinden kaynaklanmaktadır. İçin ise Hellas , Argyre ve Isidis havzalarının, sahip oldukları büyük bir Moho kabuk kenarının ötesine yayılmış kalınlaşmış kabuğunun kabartma ve sergi halkalarının yükselmiş.

Ancak tam tersine, 275 km < D < 1000 km çapındaki hemen hemen tüm Mars havzaları , düşük genlikli yüzey ve düşük genlikli Moho kabartması ile ilişkilidir. Kanıtların hepsinin yüksek yerçekimi (pozitif serbest hava yerçekimi anomalisi) yaşaması gerektiğini göstermesine rağmen, birçoğunun negatif serbest hava yerçekimi anomalisine sahip olduğu bile bulunmuştur . Bunların sadece erozyon ve gömmeden kaynaklanmadığı ileri sürülmüştür, çünkü havzaya malzeme eklenmesi aslında yerçekimi kuvvetini azaltmaktan ziyade artıracaktır. Böylece viskoz gevşeme gerçekleşmiş olmalıdır. Erken Mars kabuğundaki yüksek ısı akışı ve yüksek su içeriği, viskoz gevşemeyi destekledi. Bu iki faktör, kabuğu daha sünek hale getirdi. Kraterlerin havza topografyası, kendi kendine yerçekimi nedeniyle daha fazla strese maruz kalacaktır. Bu tür bir stres, kabuk akışını ve dolayısıyla kabartmanın bozulmasını sağlar. Kabuk incelmesi, kabuğu katı altı kabuk akışını sürdürmek için çok ince yaptığından, dev çarpma havzaları viskoz gevşeme yaşamamış istisnalardır.

Düşük toplu kabuk yoğunluğu

2017 yılında geliştirilen en son kabuk yoğunluğu modeli RM1 , Mars için kütlesel kabuk yoğunluğunun 2582 ± 209 kg m ^-3 olduğunu ve bu da küresel bir ortalama değeri temsil etmektedir. Kabuk yoğunluğunun yanal değişimi mevcut olmalıdır. Örneğin, volkanik kompleksler üzerinde yerel yoğunluğun, göktaşı verileri ve önceki tahminlerle eşleşen 3231 ± 95 kg m ^-3 kadar yüksek olması beklenmektedir . Ek olarak, kuzey yarımkürenin yoğunluğu genel olarak güney yarımkürenin yoğunluğundan daha yüksektir, bu da ikincisinin birincisinden daha gözenekli olduğu anlamına gelebilir.

Hacim değerine ulaşmak için gözeneklilik önemli bir rol oynayabilir. Mineral tane yoğunluğu 3100 kg m- ³ olarak seçilirse , %10 ila %23 gözeneklilik , yığın yoğunluğunda 200 kg m- ³ düşüşe neden olabilir . Gözenek boşlukları su veya buz ile doldurulursa, kütle yoğunluğunun da azalması beklenir. Yığın yoğunluğundaki bir başka düşüş, yüzey tabakasının daha derin Mars'tan daha gözenekli olduğu ve derinlikle yoğunluğun artmasıyla açıklanabilir ve derinlikle yoğunluğun artması da coğrafi farklılıklara sahiptir.

Mühendislik ve bilimsel uygulamalar

Areoid

MEDGR'lerin topografya modeli, MOLA 2 cihazı tarafından yapılan menzil (mesafe) ölçümü ve Mars Global Surveyor'ın (MGS) radyo izleme verileriyle geliştirildi. En yüksek nokta Olympus Dağı'nda, en derin nokta ise Hellas Havzası'nda yer almaktadır.(Kahverengi-Kırmızı: Topografi yüksek; Yeşil-Mavi: Topografya düşük) (Kredi: NASA/JPL-Caltech)

Areoid bir gezegen geoit kavramına benzer Mars yerçekimsel ve rotasyonel eşpotansiyel figürü, temsil ettiği Jeoit ( " deniz seviyesinden yeryüzünde"). Bu, küresel bir topografya modeli olan MOLA Görev Deneyi Izgaralı Veri Kayıtlarını (MEGDR'ler) geliştirmek için referans çerçevesi olarak belirlenmiştir . Topografya modeli, jeomorfolojik özelliklerin haritalanmasında ve Mars'taki farklı türdeki süreçlerin anlaşılmasında önemlidir.

Areoidi türetmek için iki parça çalışma gereklidir. Birincisi, yerçekimi verileri, büyük ölçüde iç kütle dağılımından etkilenen gezegenin kütle merkezinin konumunu belirlemek için gerekli olduğundan, uzay aracının radyo izleme verileri gereklidir. Bu büyük ölçüde Mars Global Surveyor (MGS) tarafından yapıldı. Ardından, 400 km yükseklikteki yörüngede çalışan MGS'de bulunan MOLA 2 cihazı , cihazdan gelen darbenin gidiş-dönüş uçuş süresini sayarak uzay aracı ile yer yüzeyi arasındaki menzili (mesafeyi) ölçebilir. Bu iki çalışmanın kombinasyonu, areoidin yanı sıra MEGDR'lerin inşa edilmesini sağlar. Yukarıdakilere dayanarak, areoid, ekvatordaki gezegenin ortalama yarıçapı olarak yarıçapı 3396 km olarak almıştır.

Yüzey inişi

Mars ve Dünya arasında büyük bir mesafe olduğu için, iniş yapan kişiye anında komuta neredeyse imkansızdır ve iniş büyük ölçüde özerk sistemine bağlıdır. Başarısızlığı önlemek için, iniş projeleri için Mars'ın yerçekimi alanının kesin olarak anlaşılmasının gerekli olduğu kabul edilmiştir, böylece dengeleme faktörleri ve yerçekimi etkilerinin belirsizlikleri en aza indirilebilir ve böylece düzgün bir iniş ilerlemesi sağlanır. Mars'a inen ilk insan yapımı nesne olan Mars 2 iniş aracı, bilinmeyen bir nedenle düştü. Mars'ın yüzey ortamı, yanal olarak değişen morfolojik modellerden oluşan karmaşık olduğundan, kaya tehlikesini önlemek için iniş ilerlemesi , tam iniş konumunun ve diğer koruyucu önlemlerin belirlenmesinde LIDAR'ın sahada kullanılmasıyla daha fazla desteklenmelidir .

Referanslar