научная статья по теме О НАУЧНЫХ ЗАДАЧАХ СЕЙСМИЧЕСКОГО ЭКСПЕРИМЕНТА MISS (MARS INTERIOR STRUCTURE BY SEISMOLOGY) Астрономия

Текст научной статьи на тему «О НАУЧНЫХ ЗАДАЧАХ СЕЙСМИЧЕСКОГО ЭКСПЕРИМЕНТА MISS (MARS INTERIOR STRUCTURE BY SEISMOLOGY)»

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2014, том 48, № 1, с. 13-23

УДК 523.42:551

О НАУЧНЫХ ЗАДАЧАХ СЕЙСМИЧЕСКОГО ЭКСПЕРИМЕНТА MISS (MARS INTERIOR STRUCTURE BY SEISMOLOGY)

© 2014 г. Т. В. Гудкова1, P. Lognonné2, В. Н. Жарков1, С. Н. Раевский1

Институт физики земли им. О.Ю. Шмидта РАН, Москва, Россия 2Institut de Physique du Globe de Paris, Sorbonne Paris Cité, Univ. Paris, France Поступила в редакцию 19.12.2012 г.

Рассматривается вопрос, каким образом информация о строении приповерхностных слоев и внутреннего строения планеты в целом может быть получена по данным одного широкополосного сейсмометра, планируемого для сейсмического эксперимента "MISS". Для этого используются как традиционные, так и нетрадиционные сейсмические методы зондирования недр: обработка данных метеоритных ударов, сейсмический шум метеорологического воздействия, а также данные сильных литосферных марсотрясений.

DOI: 10.7868/S0320930X14010046

ВВЕДЕНИЕ

В настоящее время мы находимся в преддверии сейсмических экспериментов на Марсе: широкополосный сейсмометр является основным инструментом в проекте InSight, планируемом NASA (Banerdt и др., 2010; Lognonné и др., 2012); проект, разрабатываемый сейчас в международной кооперации Российского космического аген-ства и ESA, также предполагает проведение сейсмического эксперимента "MISS" с установкой одного широкополосного сейсмометра.

Сейсмический эксперимент на Марсе проводился на посадочных станциях КА Viking-1 и -2 (Anderson и др., 1976). Но работал только сейсмометр на Viking-2 — трехкомпонентный коротко-периодный инструмент (собственный период 0.25 с, масса 2.2 кг, размер 12 х 15 х 12 см, номинальное энергопотребление 3.5 Вт). Чувствительность этого сейсмометра была на один порядок выше, чем у короткопериодного прибора в миссии Apollo для периодов меньше 1 с, и на пять порядков ниже длиннопериодного сейсмометра для периодов больше 10 с. Ни одного события, идентифицированного как марсотрясение, не было зарегистрировано в течение 19 месяцев почти непрерывной работы сейсмометра на Viking Lander 2 (Anderson и др., 1977).

Сейсмометр предполагалось доставить на Марс в ходе российской миссии Марс-96, которая имела две небольшие автономные станции и два пенетратора, но, к сожалению, миссия оказалась неудачной.

Сейсмометры были установлены на Луне в ходе миссий Apollo в конце 60-х—начале 70-х годов прошлого века. Полученные данные анализируются до сих пор с применением новейших мето-

дов обработки. Это позволило выделить отраженные от ядра волны и определить радиус ядра Луны, обнаружить твердое внутреннее ядро Луны и построить новые сейсмические модели (Garsia и др., 2011; Weber и др., 2011).

Идея разместить несколько одинаковых небольших станций на поверхности Марса и провести сейсмические измерения в течение по крайней мере одного марсианского года разрабатывалась в Европе в 90-е годы: проект ESA Marsnet (Chicarro и др., 1993) и проект ESA/NASA Inter-Marsnet (Chicarro и др., 1994; Banerdt и др., 1996; Lognonne и др. 1996), проект для миссии Netlander (Lognonne и др., 1999; 2000; Harri и др., 1999; Chicarro и др., 2004). По разным причинам ни один из этих сейсмических экспериментов не был реализован (более подробно см. Lognonne и др., 1998; Lognonne, 2005).

Статья написана по следующему плану. Сначала приводятся данные, которые накладывают ограничения на модели внутреннего строения планеты и описываются сейсмические модели, построенные, исходя из современных знаний о Марсе. Далее приводятся имеющиеся теоретические оценки сейсмической активности Марса и обсуждаются возможные причины ослабления сигнала из-за затухания, рассеяния из-за неодно-родностей среды и микросейсмического шума. Затем показано, каким образом информацию о строении приповерхностных слоев и внутреннего строения планеты в целом можно получить по данным об объемных волнах, поверхностных волнах и собственным колебаниям планеты при их регистрации одним широкополосным сейсмометром.

СОВРЕМЕННЫЕ МОДЕЛИ ВНУТРЕННЕГО СТРОЕНИЯ МАРСА

Со времен пролета аппаратов Viking был разработан ряд моделей внутреннего строения Марса (Okal, Anderson, 1978; 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; Verhoeven и др., 2005; Sohl и др., 2005; Khan, Connolly, 2008; Zharkov и др., 2009; Rivoldini и др., 2011).

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 Лява k2). Вторая гармоника разложения гравитационного поля по сферическим функциям и постоянная прецессии дают возможность определить величину среднего момента инерции. Независимым ограничением является число Лява k2, определяемое по отклику гравитационного поля на прилив. Число k2, так же как и значение среднего момента инерции, накладывает новое сильное ограничение на модель планеты.

За последние годы произошел существенный прогресс в данных о гравитационном поле. Для Марса анализ данных гравитационного поля, полученных слежением MGS и Допплеровским зондированием Mars Рathfinder и Viking Lander, привел к точной оценке полярного момента инерции C/MR2 = 0.3650 ± 0.0012 (Yoder и др., 2003). Дополнительные три года данных слежения с КА Odyssey к данным MGS позволили Konopliv и др. (2006) определить число Лява k2 = 0.148 ± 0.009 и соответствующую добротность Q ~ 91 ± 6. Это значение было увеличено в последующей работе k2 = = 0.156 ± 0.009 и Q ~ 109 ± 6, и уточнен полярный момент инерции C/MR2 = 0.3644 ± 0.0005 (Kono-pliv и др., 2011). Обработка данных по другой методике привела к значительно меньшему значению числа Лява k2 = 0.120 ± 0.003 (Marty и др., 2009).

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. Модельное значение радиуса ядра Марса заметно увеличилось и находится в пределах 1700-1850 км (Konopliv и др., 2006, 2011; Zharkov и др. 2009; Rivoldini и др., 2011). В работе (Rivoldini и др., 2011) показано, что если у Марса есть перовскитовый слой, то он должен быть очень тонким. Увеличение радиуса ядра привело к уменьшению его плотности, и ясно, что ядро Марса, состоящее из смеси Fe-FeS, должно содержать значительную примесь легких элементов.

Легким элементом в ядре Марса может быть водород (Жарков, 1996). Эта идея приводит к важному выводу: водород сильно понижает тем-

пературу плавления, и, следовательно, это ставит под вопрос наличие внутреннего твердого ядра у Марса. Из этого следует, что механизм магнитного поля в раннюю эпоху на Марсе должен был быть связан не с ростом внутреннего ядра, а с охлаждением ядра с поверхности.

Важным моментом является критерий: имеет ли Марс хондритовый состав. Это проверяется по отношению Fe/Si, и в некоторых работах этот параметр используется как граничное условие. Хон-дритовая DW-модель (Dreibus, Wänke, 1985, 1989) дает для весового отношения Fe/Si значение 1.71.

Построение модели внутреннего строения Марса имеет космогонический аспект. Космохи-мическая модель DW (Dreibus, Wänke, 1985, 1989; Wänke, Dreibus, 1994) исходит из предположения, согласно которому Марс сформировался в основном из двух компонент: из восстановленного первичного вещества, заполнявшего зону питания растущей Земли (компонента A), и окисленных прототел (хондритов С1), типа тех, которые находятся в поясе астероидов (компонента Б). В модели DW компоненты А и Б в Марсе смешаны в отношении 60 : 40, а для Земли — 85 : 15. Было сделано предположение, что аккреция Марса происходила почти однородно, в противоположность химически неоднородной аккреции Земли. Перемешивание материала из различных зон питания при образовании планет земной группы обусловлено эффектом Юпитера — планеты, образовавшейся первой в Солнечной системе и оказавшей большое влияние на формирование остальных планет (Zharkov, 1993). В работе Жаркова (1996) было показано, что при образовании Марса ядро планеты могло вобрать ~(10—30) мол. % водорода и некоторое количество других примесей, например углерода. Новые, более полные данные (Lodders, Fegley, 1998) заметно повысили оценку содержания воды до 20 вес. % в углистых хондритах, а это увеличивает приведенное выше содержание водорода в ядре Марса примерно в три раза. Это весьма существенно, так как легкие примеси не только заметно понижают плотность, но и температуру плавления ядра планеты.

Одна из последних пробных моделей внутреннего строения Марса (Zharkov и др., 2009) показана на рис. 1. Модель построена на основе химической модели DW (Dreibus, Wänke, 1989). Модель включает четыре подмодели — двухслойная модель коры (внешний пористый слой, по аналогии с моделями Луны, и консолидированная кора), модель силикатной мантии и модель ядра. Толщина коры принималась равной 50 и 100 км. Интервал толщин брался по оценкам, полученным при совместной интерпретации данных топографии и гравитационного поля планеты (Smith и др., 2002; Wieczorek, Zuber, 2004; Neumann и др., 2004). Минералогические и сейсмические модели марсианской коры были построены методом численного термодинамического моделирования (Ба-бейко и др., 1993; Бабейко, Жарков, 1997; 1998;

Babeiko, Zharkov, 2000). Эти модели имеют сложное строение и зависят как от состава, так и от градиента температуры в коре, который варьировался от 2 до 21 К/км. Модель силикатной мантии строилась на основе лабораторных данных о свойствах материалов при высоких давлениях и температуре (Bertka, Fei, 1997; 1998). Содержание серы в ядре 14% соответствует модели DW, а содержание водорода подбиралось так, чтобы модель удовлетворяла хондритовому отношению. Пробная модель имеет параметры: Fe# = 0.22; мол. % водорода в ядре = 70; радиус ядра равен 1766 км; давление на границе мантии и ядра — 19.6 ГПа; толщина коры 50 км; вес. % Fe в планете

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.

Показать целиком