Авторы
Кулик Е.А. (1, 2)
Организации
(1) Московский физико-технический институт (национальный исследовательский университет)
(2) Институт физики Земли им. О.Ю. Шмидта
(2) Институт физики Земли им. О.Ю. Шмидта
Сессия
Исследование планет
Форма представления
Устный
Научный руководитель
Гудкова Т.В.
Место работы научного руководителя
Институт физики Земли им. О.Ю. Шмидта
Текст тезисов
Одна из целей построения модели внутреннего строения Марса носит космогонический характер: можно ли построить модель Марса, чтобы выполнялась фундаментальная гипотеза о хондритовом составе планет земной группы.
Измеряемые геодезические параметры накладывают ограничения на модели внутреннего строения Марса. Это момент инерции и число Лява k2.
Модели внутреннего строения Марса построены по методу, описанному в [1], и основаны на минералогической модели Wanke-Dreibus [2]. В указанных моделях мы используем приближение постоянной плотности коры и ядра.
Используя данные о минералогическом составе мантии Марса из [3] и [4], мы находим зависимость плотности мантии от давления. Далее, из решения уравнения гидростатического равновесия строим зависимость давления от глубины. Мы находим радиус ядра из требования удовлетворить наблюдаемому значению массы Марса. Для моделей рассчитываем скорости сейсмических волн в недрах Марса, применяя формулы теории конечных деформаций третьего порядка и данные об упругих свойствах минералов мантии из [4], и строим их распределение в зависимости от глубины и давления. По полученным данным находим момент инерции Марса и число Лява k2. Для расчета числа Лява k2 используются система дифференциальных уравнений из [5].
Используя наблюдаемые значения геодезических параметров, мы отбираем те модели, которые удовлетворяют им. Наблюдаемые упругие значения k2e=0.163-0.170 (соответствующие им неупругие значения k2=0.168-0.175) взяты из [6].
Работа выполнена в рамках госзадания ИФЗ РАН.
Литература
[1] Zharkov V.N., Gudkova T.V. Construction of Martian interior model // Solar Syst. Res. 2005. V. 39. P. 343-373.
[2] Dreibus G., Wanke H. Mars, a volatile-rich planet // Meteoritics. 1985. V. 20. P. 367-381
[3] Bertka C.M., Fei Y. Mineralogy of the Martian interior up to core-mantle boundary pressures // J. Geophys. Res. 1997. V. 102. N 3. P. 5251-5264.
[4] Bertka C.M., Fei Y. Density profile of an SNC model Martian interior and the moment-of-inertia factor of Mars // Earth and Planet. Sci. Lett. 1998. V. 157. P. 79-88.
[5] Alterman Z., Jarosch H., Pekeris C.L. Oscillations of the Earth // Proceedings of the Royal Society of London. Serias A. Mathematical and Physical Sciences. 1959. V. 252 (1268). P. 80-95.
[6] Konopliv A.S., Park R.S., Rivoldini A., Baland R.-M., Le Maistre S., Van Hoolst T. et al. Detection of the Chandler wobble of Mars from orbiting spacecraft // Geophysical Research Letters. 2020. V. 47. I. 21, e2020GL090568.
Измеряемые геодезические параметры накладывают ограничения на модели внутреннего строения Марса. Это момент инерции и число Лява k2.
Модели внутреннего строения Марса построены по методу, описанному в [1], и основаны на минералогической модели Wanke-Dreibus [2]. В указанных моделях мы используем приближение постоянной плотности коры и ядра.
Используя данные о минералогическом составе мантии Марса из [3] и [4], мы находим зависимость плотности мантии от давления. Далее, из решения уравнения гидростатического равновесия строим зависимость давления от глубины. Мы находим радиус ядра из требования удовлетворить наблюдаемому значению массы Марса. Для моделей рассчитываем скорости сейсмических волн в недрах Марса, применяя формулы теории конечных деформаций третьего порядка и данные об упругих свойствах минералов мантии из [4], и строим их распределение в зависимости от глубины и давления. По полученным данным находим момент инерции Марса и число Лява k2. Для расчета числа Лява k2 используются система дифференциальных уравнений из [5].
Используя наблюдаемые значения геодезических параметров, мы отбираем те модели, которые удовлетворяют им. Наблюдаемые упругие значения k2e=0.163-0.170 (соответствующие им неупругие значения k2=0.168-0.175) взяты из [6].
Работа выполнена в рамках госзадания ИФЗ РАН.
Литература
[1] Zharkov V.N., Gudkova T.V. Construction of Martian interior model // Solar Syst. Res. 2005. V. 39. P. 343-373.
[2] Dreibus G., Wanke H. Mars, a volatile-rich planet // Meteoritics. 1985. V. 20. P. 367-381
[3] Bertka C.M., Fei Y. Mineralogy of the Martian interior up to core-mantle boundary pressures // J. Geophys. Res. 1997. V. 102. N 3. P. 5251-5264.
[4] Bertka C.M., Fei Y. Density profile of an SNC model Martian interior and the moment-of-inertia factor of Mars // Earth and Planet. Sci. Lett. 1998. V. 157. P. 79-88.
[5] Alterman Z., Jarosch H., Pekeris C.L. Oscillations of the Earth // Proceedings of the Royal Society of London. Serias A. Mathematical and Physical Sciences. 1959. V. 252 (1268). P. 80-95.
[6] Konopliv A.S., Park R.S., Rivoldini A., Baland R.-M., Le Maistre S., Van Hoolst T. et al. Detection of the Chandler wobble of Mars from orbiting spacecraft // Geophysical Research Letters. 2020. V. 47. I. 21, e2020GL090568.