ФИЗИКА ЗЕМЛИ, 2Û15, № 1, с. 148-16Û
УДК 523.42:551
ДИАГНОСТИЧЕСКИЕ ВОЗМОЖНОСТИ ОБЪЕМНЫХ ВОЛН ДЛЯ ИССЛЕДОВАНИЯ ВНУТРЕННЕГО СТРОЕНИЯ МАРСА
© 2015 г. С. Н. Раевский, Т. В. Гудкова, В. Н. Жарков
Институт физики Земли им. О.Ю. Шмидта РАН, г. Москва E-mail: rs1989@rambler.ru Поступила в редакцию 21.04.2014 г.
Изучаются диагностические возможности объемных волн для уточнения моделей внутреннего строения Марса. Для определения теоретического годографа и оценки амплитуд Р- и ¿-волн для прогнозируемых значений сейсмических моментов марсотрясений разработано программное обеспечение на языке MATLAB. Проведено сравнение времен пробега Р- и ¿-волн, а также фаз волн, отраженных и прошедших через ядро, в зависимости от эпицентрального расстояния для различных пробных моделей внутреннего строения Марса.
Ключевые слова: Марс, внутреннее строение, объемные волны. DOI: 10.7868/S0002333715010111
1. ВВЕДЕНИЕ
Одной из основных задач сейсмического эксперимента на Марсе (проект "InSight", планируемый NASA [Banerdt и др., 2010; Lognonné и др., 2012] в 2016 году и проект "MISS" (Martian Interior Structure by Seismology) [Гудкова и др., 2014], разрабатываемый сейчас в международной кооперации Российского Космического Агенства и ESA (European Space Agency) (Европейское Космическое Агенство), является уточнение реальной модели внутреннего строения Марса. Широкополосный сейсмометр (VBB сейсмометр) [Schibler и др., 2011; Robert и др., 2012] позволяет записать полный спектр сейсмических сигналов как от ожидаемых марсотрясений, вызванных охлаждением литосферы, так и от метеоритных ударов. Прибор состоит из сейсмометра с двумя или тремя широкополосными сенсорами и электронного блока сбора данных. Чувствительность прибора составляет <10-9 м с-2 Гц1/2 в диапазоне от 10-3 до 10 Гц, частота регистраций 20 измерений/с.
Модель внутреннего строения Земли построена на основе сейсмических данных. Для Марса сейсмические данные отсутствуют, и в настоящее время построение моделей внутреннего строения Марса основывается на данных геохимического анализа, результатов изучения поведения материалов при высоких давлениях и температуре, информации о гравитационном поле планеты: моменте инерции и данных по приливам (числе Ля-ва k2). Несмотря на существенный прогресс за последние годы в данных о гравитационном поле
планеты, которые используются как граничные условия при отборе моделей, остаются неопределенности в распределении плотности и скоростей сейсмических волн, а также толщины коры, глубины фазовых переходов и радиуса ядра планеты.
Первая сейсмическая модель Марса была построена в работе [Okal, Anderson, 1978]. С тех пор был разработан ряд моделей внутреннего строения Марса [Жарков и др., 1991; Кусков, Панферов, 1993; Sohl, Spohn, 1997; Yoder, Standish, 1997; Bertka, Fei, 1998; Zharkov, Gudkova, 2000; Жарков, Гудкова, 2005; Yoder и др., 2003; Gudkova, Zharkov, 2004; Sohl и др., 2005; Verhoeven и др., 2005; Khan и др., 2008; Zharkov и др., 2009; Rivoldini и др., 2011]. Последние модели внутреннего строения Марса [Konopliv и др., 2006; 2011; Zharkov и др., 2009; Rivoldini и др., 2011] качественно похожи, отличие состоит в используемых подходах построения модели. Построенные в настоящее время модели внутреннего строения Марса используются как отсчетные модели нулевого приближения. Задачей марсианской сейсмологии является коррекция этих моделей.
Определение размера ядра — ключевая задача сейсмологии. Знание массы планеты и момента инерции совместно со знанием радиуса ядра позволят наложить ограничения на содержание легких элементов в ядре (возможно серы, водорода, а также примеси кислорода, углерода и кремния), наличие которых предполагается в моделях образования планет.
Задачей физики недр Марса является определение содержания железа в его мантии, то есть значение параметра Fe# (Fe# = Fe/(Fe + Mg) x 100) или Mg# (Mg# = 1 — Fe#). От содержания железа почти не зависит объемный модуль сжатия К, но существенно зависит модуль сдвига ц. Железистое число мантии Fe# является варьируемым параметром при построении моделей внутреннего строения: 20—30 [Dreibus, Wänke, 1985; Sanloup и др., 1999; Gudkova, Zharkov, 2004]; 10-40 [Moc-quet и др., 1996]; 10-45 [Rivoldini и др., 2011].
Представляет интерес количество воды в мантийных минералах. В работе (Жарков, Гудкова, 1
2015) приводятся аргументы, согласно которым содержание следов воды в мантии Марса больше, чем в мантии Земли. В этой работе отмечено, что прямым указанием на наличие следов воды в мантии Марса может быть эффект заметного расширения зоны фазового перехода от оливина к вадслеиту, тем более, что этот эффект не "зашум-лен", например, таким эффектом, как неупругость среды. Получить ответ о величине содержания воды в мантии Марса является одной из задач будущих сейсмических исследований Марса. Можно предположить, что как и для Луны, большая часть информации о мантии Марса, будет получена из времен пробега P- и ¿-волн, а также от фаз, отраженных от ядра и поверхности (PKP, PcP, ScS, PP и др.) [Dehant и др., 2012; Гудкова и др., 2014].
Успех сейсмического эксперимента зависит от естественной сейсмичности и вероятности метеоритных ударов о поверхность планеты. Теоретические оценки сейсмичности приведены в работах [Phillips, Grimm, 1991; Solomon и др., 1991; Golombek и др., 1992; 2002; Knapmeyer и др., 2006].
По оценкам [Phillips, Grimm, 1991; Solomon и др., 1991], которые предполагали, что марсотря-сения связаны с термоупругими напряжениями из-за охлаждения литосферы, в год можно ожидать более 10 событий с значением сейсмического момента более чем 1016 Н м, и более 250 событий с сейсмическим моментом больше чем 1014 Нм. Несколько (2-3) марсотрясений в год могут иметь сейсмический момент более чем 1017 Нм. Марсотрясения с значением сейсмического момента 1018 Н м принимают за верхний предел сейсмической активности планеты. Эти оценки сейсмичности согласуются с оценками [Golombek и др., 1992; 2002], которые определяли сейсмичность Марса по разломам, видимым на его поверхности, прокалибровав их по аналогичным расчетам для Луны. На поверхности Марса существуют гигантские разломы (в районе поднятия Фарсида, Земли Темпе, Долине Маринеров, зоны вулкана
1 Жарков В.Н., Гудкова Т.В. Сейсмическая модель Марса: эффекты гидратации оливина, вадслеита и рингвудита в мантии Марса. 2015. В печати.
Олимп), поэтому не стоит априори исключать и более сильные сейсмические события. В работе [Knapmeyer и др., 2006] построена модель сейсмичности Марса, которая предсказывает 25 сейсмических событий в год с магнитудой больше 4, что соответствует событиям с сейсмическим моментом >1.26 x 1015 Н м. Большая часть из этих событий ожидается в зоне поднятия Фарсида, а другие находятся к югу от равнины Эллада и к северу от равнины Утопия.
Литосфера Марса очень мощная, толщиной в несколько сотен километров. Толщина упругой литосферы оценивается как 100-180 км [Robert, Zhong, 2004] и 300 км [Phillips et al., 2008]. Поэтому в данной работе источник сейсмического события располагался на глубине 200 км для предполагаемых литосферных марсотрясений.
Эффективным источником сейсмичности могут быть также удары метеоритов. Прогнозируется число падений в 2-4 раза больше, чем это имеет место для Луны [Lognonne, Johnson, 2007; Le Feu-vre, Wieczorek, 2008; 2011; Lognonne et al., 2009].
Возможности уточнения модели внутреннего строения Марса с помощью объемных волн обсуждались в работе [Гудкова и др., 2014]. Поскольку на Марсе в ближайшее время планируется работа только одного сейсмометра, то для идентификации на сейсмограммах вступлений различных фаз волн, важно иметь теоретические годографы для серии предполагаемых моделей внутреннего строения Марса. Ниже мы проведем оценку вероятного сейсмического отклика планеты: для этого рассчитаем теоретический годограф для тестовой модели внутреннего строения Марса и проведем оценку амплитуд ускорения почвы, зарегистрированных на вертикальной (Р-волна) или горизонтальной (£#-волна) компонентах для заданного значения сейсмического момента марсотря-сения, а также рассмотрим вопрос — можно ли выявить различие в имеющихся моделях Марса по данным для объемных волн.
2. РАСЧЕТ ТЕОРЕТИЧЕСКОГО ГОДОГРАФА
И АМПЛИТУДЫ УСКОРЕНИЯ ПОЧВЫ
ДЛЯ ТЕСТОВОЙ МОДЕЛИ ВНУТРЕННЕГО СТРОЕНИЯ МАРСА
2.1. Тестовая модель внутреннего строения Марса
Стандартная модель внутреннего строения Марса имеет слоистое строение: кора, мантия и ядро (рис. 1). В качестве тестовой модели используется модель M14_3 из работы [Zharkov et al., 2009], которая удовлетворяет всем имеющимся на сегодняшний день геофизическим и геохимическим данным. Модель состоит из четырех подмоделей — двухслойной модели коры, модели силикатной мантии и модели ядра. В тестовой модели M14_3 средняя толщина коры - 50 км и средняя плот-
Радиус, км
3390 3340
Давление, ГПа 0.0 0.56
2198 \ Вадслеит + клинопироксен/
1955 ^^^-17-25
1915 \Рингвудит + майжорит/ 17-75
19.21
0 V 36.78
Рис. 1. Схематическое изображение тестовой модели М14_3 (Ля = 1800 км, ЛкОра = 50 км) из |^Иагкоу е! а1., 2009]. Слева приведен радиус границ раздела, справа — давление. Показан состав оболочек.
ность коры равна 3000 кг м-3. Профиль плотности и скоростей сейсмических волн в коре соответствует модели коры [Babeiko, Zharkov, 2000], полученной методом численного термодинамического моделирования. При моделировании мантии Марса используются экспериментальные данные, полученные в [Bertka, Fei, 1997; 1998]. Bertka и Fei исследовали поведение образцов с составом, соответствующим геохимической модели DW [Dreibus, Wänke, 1985], вдоль ареотермы до давлений, соответствующих значениям на границе мантия-ядро, при этом определялся минералогический состав образцов при различных давлениях и соответствующие пропорции минералогических ансамблей. В мантии имеется зона фазовых переходов оливин а ^ вадслеит ß и вадслеит ß ^ рингвудит у,
перовскитовый слой (нижняя мантия) отсутствует. Из-за большого радиуса ядра (1798 км), давление для перехода в перовскит не достигается. Ядро Марса состоит из железа—никеля с добав
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.