화성의 중력

Gravity of Mars

화성의 중력은 중력의 법칙, 즉 중력에 의해 화성의 질량을 가진 모든 물체가 화성으로 옮겨지는 자연스러운 현상이다.그것은 행성의 작은 질량 때문에 지구의 중력보다 약하다.화성의 평균 중력가속도는 3.72076ms−2(지구 중력가속도의 약 38%)로 [1]다양합니다.일반적으로 지형적으로 제어되는 등각성은 단파장 자유공기중력 [2]이상을 일으킨다.동시에, 맨틀의 대류 흐름과 유한한 강도로 인해 [3][4]행성 전체에 장파장 행성 규모의 자유 공기 중력 이상이 발생합니다.지각 두께의 변화, 마그마 및 화산 활동, 충격에 의한 Moho-uplift, 극지방 만년설의 계절적 변화, 대기 질량의 변화 및 지각의 다공성 변화도 측면 [5][6][7][8][9]변화와 관련이 있을 수 있다.수년간 증가하지만 제한된 수의 구형 고조파로 구성된 모델이 생산되었습니다.만들어진 지도에는 자유중력 이상, 부게르 중력 이상, 지각 두께 등이 포함되어 있다.화성의 일부 지역에서는 중력 이상과 지형 사이에 상관관계가 있다.알려진 지형을 통해 고해상도 중력장을 추정할 수 있습니다.태양이나 포보스에 의한 화성의 조석변형은 그 중력으로 측정할 수 있다.이는 내부가 얼마나 뻣뻣한지를 보여주고 코어가 부분적으로 액체 상태임을 나타냅니다.따라서 화성의 표면 중력에 대한 연구는 다양한 특징에 대한 정보를 제공하고 미래의 착륙에 유익한 정보를 제공할 수 있다.

측정.

구면 고조파, 수직은 ~(\ ~ 은 m ~ ~이다.화성20 C와30 C의 경우 극지방 만년설의 질량이 연간 이산화탄소의 승화-응축 주기에 따라 계절적으로 변화하기 때문에 시간에 따라 변화한다.

화성의 중력을 이해하기 위해 화성의 중력장 강도 g와 중력 퍼텐셜 U가 종종 측정된다.간단히, 만약 화성이 반지름M R의 정적인 완벽한 구면체라고 가정한다면, 만약 원형 궤도에서 화성 주위를 회전하는 위성이 하나뿐이고 그러한 중력 상호작용이 시스템에서 작용하는 유일한 힘이라면, 방정식은 다음과 같을 것입니다.

이 위성의 인력 어디 G가 보편적인 상수 화성의(일반적으로 G로=6.674×120010−11 m3kg−1 s−2)[10]M는 대량(가장 업데이트된 값:6.41693 × 1023년 kg)[11]m무게를 더한 것이며, 화성과 위성 사이의 r은 거리, 그것은 또한 equ은 위성의 ω{\displaystyle \omega}은 각 속도.에ivalent 2 T위성의 공전 주기

g M 2 R 2 2 2（ \ g = { GM } {_ { }{2} = frac { } { { r r } { _ { { M } } } = { r r r r r r r _ { r _ { r } { r _ { r _ { r } { r } { r } } }2 여기서 R은M 화성의 반지름입니다.적절한 측정을 통해 r, T 및M R은 지구에서 얻을 수 있는 파라미터입니다.

그러나 화성은 일반적인 비구면 행성체이며 복잡한 지질학적 과정에 의해 영향을 받기 때문에, 보다 정확하게는 측지학의 관례에 따라 중력 퍼텐셜이 구면 조화 함수로 설명된다.

[12]

서r , , { r , \, \ 는 테스트 포인트의 [12]구면 좌표입니다. { \ scda는 이고 { \ \psi }는 입니다.m과 정도 나는{나는\displaystyle}도 나는{나는\displaystyle}과 질서 mCℓ m{\displaystyle C_{\ell m}}과 S)m{\displaystyle S_{\ell m}}이 무차원 조화 계수{m\displaystyle}.[12]Pℓ m{\displaystyle P_{\ell}^{m}}은 르장드르 다항식)0{년.경멸하다 m이며 m>0 { m > 과 된 Legendre 다항식입니다.이것들은 라플라스 [12]방정식의 해법을 설명하는 데 사용됩니다.은의 [12]평균 반지름입니다 C 0 { C _ { \ 0} ℓ 、 J \ J _ { n} j j j j j j j j j j j j j j j j j j j j j j j j j

  1. 도수(\와 m(\ m이 낮을수록 이상 파장이 길어집니다.반대로, 장파장 중력 이상은 지구 물리 구조에 의해 영향을 받습니다.
  2. 이상 파장은 와 m m의 차수가 높을수록 짧아집니다.도수가 50을 넘으면 이러한 변화가 [13]지형과 높은 상관관계를 갖는 것으로 나타났습니다.지표면 특징의 지구물리학적 해석은 화성의 중력장에 대한 보다 완전한 그림을 도출하는 데 도움이 될 수 있다. 그러나 잘못된 결과가 [13]나올 수 있다.

화성의 중력을 측정하는 가장 오래된 기술은 지구에 기반한 관측을 통해서이다.이후 무인 우주선이 도착하면서 무선 추적 데이터로부터 후속 중력 모델이 개발되었습니다.

과학자들은 1971년 무인우주탐사선 마리너9호가 처음 도착한 이후 도플러와 거리추적 방법을 통해 다른 중력모델을 개발하기 위해 여러 우주선의 섭동을 측정했다.

지구 관측

Mariner 9호와 Viking 궤도선이 화성에 도착하기 전에는 [14]화성 중력장의 특성을 추론하기 위해 화성 중력 상수 GM의 추정치만 사용할 수 있었다.GM은 화성의 자연 위성(포보스와 데이모스)과 화성의 우주선 비행(매리너 4, 마리너 6)[14]의 움직임을 관찰함으로써 얻을 수 있다.

포보스와 데이모스의 움직임의 장기뿐만 아니라 관찰 semi-major 축, 편심, init을 태양 질량. 화성의 질량에 비율의 화성의 중력 잠재력의 계산, 관성의 순간과 계수 허용하는Laplacian 비행기 etc.,[15]에 물매를 포함한 물리적 파라미터들을 제공한다.ial화성의 [15]중력장 추정치

무선 추적 데이터로부터 추론됩니다.

신호 송신기와 수신기가 분리된 3방향 도플러

중력 모델은 우주선, 즉 속도와 고도의 작은 변화를 관찰함으로써 개발되기 때문에 정확한 중력 모델링을 위해 우주선의 정확한 추적은 가장 중요하다.추적은 기본적으로 Deep Space Network(DSN; 딥 스페이스 네트워크)의 안테나에 의해 이루어지며, 단방향, 양방향 및 3방향 도플러와 범위 추적 [16]기능이 적용됩니다.단방향 추적은 데이터가 우주선에서 DSN으로 단방향으로 전송되는 것을 의미하며, 양방향과 3방향은 지구에서 우주선(업링크)으로 신호를 전송한 후 일관되게 지구로 변환(다운링크)[16]됩니다.양방향 추적과 3방향 추적의 차이점은 전자는 지구에서 동일한 신호 송신기와 수신기를 가지고 있는 반면 후자는 지구에서 [16]다른 위치에 송신기와 수신기를 가지고 있다는 것입니다.이러한 세 가지 유형의 추적 데이터를 사용하면 다른 [16]유형의 데이터 공백을 메울 수 있으므로 데이터의 적용 범위와 품질이 향상됩니다.

도플러 트래킹은 도플러의 [13]변화를 감지하는 반경속도법을 이용해 우주선을 추적하는 일반적인 기술이다.우주선이 시야를 따라 우리로부터 멀어질 때, 빨간 신호가 있을 것이고, 반대로, 파란 신호가 있을 것이다.이 기술은 외계행성의 [17]운동 관측에도 적용되고 있다.범위 추적의 경우 신호의 라운드 [13]트립 전파 시간 측정을 통해 수행됩니다.도플러 시프트와 거리 관측의 조합은 우주선의 추적 정확도를 높인다.

추적 데이터는 위에 표시된 구면 조화 방정식을 사용하여 지구 중력 모델을 개발하기 위해 변환됩니다.그러나 고체 조수의 영향, 태양, 목성 및 토성의 다양한 상대론적 영향, 비보수적 힘([13]예: 각운동량 소실(AMD), 대기 항력 및 태양 복사 압력)으로 인한 영향을 추가로 제거해야 하며 그렇지 않으면 상당한 오류가 발생한다.

역사

가장 최근의 화성 중력 모델은 2016년 제작된 고다드 화성 모델 3(GMM-3)로, 구형 고조파 용액이 최대 [13]도수 120까지 나온다.이 모델은 화성글로벌서베이어(MGS), 화성오딧세이, 화성정찰궤도선(MRO)의 16년간 무선추적 데이터와 MOLA 지형모델을 바탕으로 개발됐으며 115km의 [13]글로벌 해상도를 제공한다.이 모델과 [13]함께 별도의 자유공중력 이상 지도, Bouguer 중력 이상 지도 및 지각 두께 지도가 제작되었습니다.MRO110C 및 기타 이전 모델과 비교하여 중력장 추정의 주요 개선점은 우주선에 [13]가해지는 비보수력을 보다 세심하게 모델링하는 것이다.

중력 용액 작가들 연도 구면 고조파 용액의 정도(m)와 순서(l)

[표면 해상도(km)]

 데이터 원본
– JP Gapcynski, RH 톨슨, WH 마이클 주니어 1977 6개[18] 마리너 9, 바이킹 1, 2호[18] 우주선의 추적 데이터
지오이데마티엔[19] G발미노, B모이노트 및 N베일 1982 열여덟[19] 살

[106600km]

 마리너 9, 바이킹 1, 2호[19] 우주선의 추적 데이터
GMM-1[20] DE Smith, FJ Lerch, RS Nerem, MT Zuber, GB Patel, SK Fricke 및 FG Lemoine 1993 오십[20]

[200~300km]

 마리너 9, 바이킹 1, 2호[20] 우주선의 추적 데이터
Mars50c[21] AS Konopliv, WL 쇼그렌 1995 오십[21] 마리너 9, 바이킹 1, 2호[21] 우주선의 추적 데이터
GMM-2B[14] FG Lemoine, DE Smith, DD Rowlands, MT Zuber, GA Neumann, DS Chinn 및 DE Pavlis 2001 팔십[14] Mars Global Survey(MGS)의 추적 데이터 및 MOLA에서 파생된 지형 데이터
GGM1041C[22] FG 레모인 2001 90[22] Mars Global Surveyor(MGS)와 Mars Odyssey의 추적 데이터 및 MOLA에서 파생된 지형 데이터[22]
MGS95J[23] AS Konopliv, CF Yoder, EM Standish, DN Yuan, WL 쇼그렌 2006 95[23]

[~112km]

 Mars Global Surveyor(MGS)와 Mars Odyssey의 추적 데이터 및 MOLA에서 파생된 지형 데이터
MGGM08A[7] JC Marty, G Balmino, J Duron, P Rosenblatt, S Le Maistre, A Rivoldini, V Dehant, T. V. Van Hoolst 2009 95[7]

[~112km]

 Mars Global Surveyor(MGS)와 Mars Odyssey의 추적 데이터 및 MOLA에서 파생된 지형 데이터[7]
MRO110B2[24] AS Konopliv, SW Asmar, WM Folkner, O 가라데킨, DC 누네스, SE Smrekar, CF Yoder, MT Zuber 2011 110[24] Mars Global Surveyor(MGS), Mars Odyssey and Mars Reconnaissance Orbiter(MRO) 추적 데이터 및 MOLA 유래 지형 데이터[24]
MGM2011[1] C Hirt, SJ Claessens, M Khun, WE Featherstone 2012 [3km(수직)~125km][1] 중력용액 MRO110B2 및 MOLA 유래 지형 데이터[1]
GMM-3[13] A Genova, S Goossens, FG Lemoine, E Mazarico, GA Neumann, DE Smith, MT Zuber 2016 120[13]

[115km]

 화성 글로벌 서베이어(MGS), 화성 오디세이 및 화성 정찰 궤도선(MRO)[13]
  • MGS(SPO-1, SPO-2, GCO, MAP)[13]
  • ODY(ODYT, ODYM)[13]
  • MRO(MROT, MROM)[13]

우주선을 추적하는 기법과 표면 특징의 지구물리학적 해석은 중력장 강도의 분해능에 영향을 미칠 수 있다.더 나은 기술은 더 높은 차수와 차수의 구형 고조파 해법을 선호합니다.(이상 부정적인)이미지 데이터의 도움을 받는 학위와 질서 o. 수 있게 매리 너 9호, 바이킹 탐사선 추적 데이터에 독립적인 분석, 비정상적인 화산의 특징과 우울증 deep-printed(이상 긍정적인)와의 상관 관계와 함께 두 데이터 세트의 6구면 조화 solution.,[18]추가 조합의 학위와 질서를f18개의 구면 고조파 용액이 생성됩니다.[19]고려 Kaula 힘의 법칙 제약 조건 해결을 위한 지형을 찍고 있던 공간적 선험적 제약 조건 방법에 대한 더 많은 사용 국제적 해결책(Goddard화성 Model-1, 또는 GMM-1)[20]에 학위 50구면 조화 해법의 모델이 하고 싶어 했던 그보다 더 높은 완전성과 학위와 번째에 대해 120개까지와 후속 모델이다.나는 eatest GMM-3.[13]

GMM-3 중력[13] 솔루션과 함께 제작된 화성 자유 중력 지도(빨간색: 중력 높음, 파란색: 중력 낮음) (크레디트: NASA의 과학 시각화 스튜디오)

따라서 현재 중력모델은 충분히 고해상도 모델을 제작하기 어렵기 때문에 측정된 중력데이터를 공간정보시스템에 전송하여 직접 제작하지 않는다.따라서 화성 글로벌 서베이어에 탑재된 MOLA 계측기로 얻은 지형 데이터는 [13]단파장에서의 중력-지형 상관관계를 이용하여 보다 상세한 단척 중력 모델을 제작하는 데 유용한 도구가 된다.하지만, 화성의 모든 지역, 특히 북쪽 저지대와 [13]극지방이 이러한 상관관계를 보이는 것은 아니다.잘못된 결과가 쉽게 생성되어 잘못된 지구물리학 [13]해석으로 이어질 수 있다.

나중에 변경된 중력 모델에는 대기 항력, 태양 복사 압력, 화성 반사 태양 복사 압력, 화성 열 방출, 그리고 각 모멘트 [14]바퀴를 소멸시키거나 불포화시키는 우주선 추력을 포함한 우주선에 작용하는 다른 비 보존적 힘을 고려하는 것이 포함됩니다.또 우주선 궤도에 영향을 미칠 수 있는 태양, 달, 행성으로 인한 화성 세차운동과 제3의 물체의 흡인력, 측정값에 대한 상대적 영향 등도 [7]수정해야 한다.이러한 요인에 의해 실제 중력장이 상쇄될 수 있습니다.따라서 오프셋을 없애려면 정확한 모델링이 필요합니다.그런 일은 아직 진행 중이다.

정적 중력장

많은 연구자들이 단파장(국소적으로 변화하는) 자유공기중력 이상과 지형 사이의 상관관계를 설명했다.상관관계가 높은 영역의 경우 지표면 [13]특성의 지구물리학적 해석을 통해 자유공기 중력 이상을 더 높은 강도로 확장하여 중력 지도가 더 높은 분해능을 제공할 수 있다.남부 고지대는 높은 중력/지형 상관관계를 가지지만 북부 [13]저지대는 그렇지 않은 것으로 밝혀졌다.따라서 자유 공기 중력 이상 모델의 분해능은 일반적으로 남반구에서 100km [13]이상 높은 분해능을 가진다.

자유공기중력 이상은 지형이 해수면으로 낮아진 후 대량 잉여나 부족의 영향으로 인한 중력 효과를 제거할 필요가 없기 때문에 지형 데이터를 이용할 수 있는 한 Bouguer 이상보다 상대적으로 측정이 쉽다.그러나 지각구조를 해석하기 위해서는 중력의 감소가 중심핵, 맨틀 및 기준점 [5]아래의 지각의 결과일 수 있도록 이러한 중력효과를 추가로 제거해야 한다.제거 후의 제품은 Bouguer 이상입니다.그러나 지형을 형성하는 데 있어 물질의 밀도는 계산에서 가장 중요한 제약사항이 될 것이며, 이는 행성에 따라 좌우로 다를 수 있으며 [5][9]암석의 다공성과 지구 화학에 의해 영향을 받는다.화성 운석과 현장 분석을 통해 관련 정보를 얻을 수 있다.

국소 중력 이상

맨틀과 화산 물질의 밀도가 높고 지각의 밀도가 낮기 때문에 지각-망틀 경계 변화, 침입, 화산 활동 및 지형은 우주선 궤도에 영향을 미칠 수 있다.(규모에 맞지 않음) +ve: 양의 이상, -ve: 음의 이상

Bouguer 중력 이상은 지각-망틀 경계 깊이와 강한 연관성을 가지고 있기 때문에, Bouguer 이상 양수는 낮은 밀도의 물질로 구성된 얇은 지각을 가지고 있으며, 더 밀도가 높은 맨틀의 영향을 더 강하게 받는다는 것을 의미할 수 있으며, 그 반대도 마찬가지입니다.그러나 분출된 화산 하중과 퇴적 하중의 밀도 차이뿐만 아니라 지표면 침입 및 물질의 [5][6][25]제거에도 영향을 미칠 수 있다.이러한 이상 징후의 대부분은 지리적 또는 지형적 [5]특징과 관련되어 있습니다.63°E,[5] 71°N의 예외는 거의 없으며, 이는 초기 노키아 매립 표면보다 [5]600km 이상 큰 광범위한 매립 구조를 나타낼 수 있다.

지형 이상

지구와 [2]달의 중력장 연구 모두 지형과 단파장 자유공중력 이상 사이의 강한 상관관계가 나타났으며,[2][26] 이는 등각성의 광범위한 발생으로 설명될 수 있다.화성의 [13]50도 이상(단파장 이상)에 높은 상관관계가 예상된다.그리고 70도에서 [13]85도 사이에서는 0.9도까지 올라갈 수 있습니다.이러한 상관관계는 지형하중의 [2][26]휨보정에 의해 설명될 수 있다.화성의 오래된 지역은 일반적으로 부분적인 [13]보상만 받을 때 등정적으로 보상된다는 점에 주목한다.

화산 구조물 이상

2016년[13] GMM-3 중력용액과 함께 제작된 Mars Bouguer 중력지도(빨간색: 중력고, 파란색: 중력저) (크레디트: NASA 과학시각화 스튜디오)

화산 구조마다 중력 이상과 관련하여 다르게 행동할 수 있다.올림푸스 몬스와 타르시스 몬테스 화산은 태양계에서 [5]가장 작은 양의 자유중력 이상을 일으킨다.그러나 타르시스몬테스의 북쪽에 있는 알바파테라 화산도 올림푸스몬스의 [5]화산과 비슷하지만 부게르 화산 이상은 음의 부게르 이상을 일으킨다.그리고 엘리시움 몬의 경우, 엘리시움 [5]상승의 전반적인 음의 이상 맥락에서 부게르 이상 징후가 약간 증가한 것으로 밝혀졌다.

화산 물질의 밀도와 함께 화산 이상에 대한 지식은 다양한 [27]화산 구조의 암석권 구성과 지각 진화를 결정하는 데 유용할 것이다.분출된 용암은 안데스석(저밀도)에서 현무암(고밀도)까지 다양할 수 있으며, 화산 차폐물 건설 과정에서 성분이 변할 수 있어 [27]이상현상의 원인이 될 수 있다.또 다른 시나리오는 [27][6]화산 아래에 침입한 고밀도 물질이 존재할 수 있다는 것이다.이러한 설정은 이미 유명한 Syrtis major에 대해 관측되었으며, 이는 화산 밑바닥에 3300kg의3 마그마 챔버가 있는 것으로 추정되었으며, Bouguer의 이상 [6]징후에서 명백하다.

우울증으로 인한 이상

다른 우울증은 또한 Bouguer 이상에서 다르게 작용한다.아르기레, 이시디스, 헬라스, 유토피아 분지와 같은 거대 충격 분지도 원형으로 [5]매우 강한 부게르 이상 징후를 보입니다.이 분지들은 분화구 기원에 대해 논란이 되어왔다.만약 그렇다면, 양성 이상은 충격 [5][25]후 퇴적물 및 화산 표면 하중에 의한 Moho의 융기, 지각 박막 및 변형 사건 때문일 수 있다.

그러나 이와 동시에 대달리아, 북부 타르시스, 엘리시움 등 북 저지대 [5]평야에서 지배되고 있는 것으로 생각되는 부게르 이상과는 관련이 없는 대형 분지도 있다.

또한, 코프라테스, 에오스 차즈마, 카세이 계곡의 특정 지역에서도 지형적인 함몰이지만 부게르 이상 [5]징후가 있는 것으로 밝혀졌다.이것은 이러한 우울증이 얕은 밀도의 침입 [5]기구에 의해 뒷받침되고 있다는 것을 암시할 수 있다.

지구 중력 이상

장파장 중력 이상이라고도 불리는 지구 중력 이상은 중력장의 [4]저차 고조파로서 국소 등각성에 기인하지 않고 오히려 맨틀의 강도와 대류 [13][3][4]전류의 밀도 차이에 기인한다.화성의 경우, 부게르 기형의 가장 큰 요소는 남반구의 질량 결핍과 [5]북반구의 과잉을 나타내는 1차 고조파입니다.두 번째로 큰 성분은 행성의 평탄화와 타르시스의 [5]팽창에 해당합니다.

1950년대와 1960년대의 지오이드에 대한 초기 연구는 지구의 [4]내부 구조를 이해하기 위해 지구 중력장의 저차 고조파에 초점을 맞췄다.지구에서의 이러한 긴 파장 이상은 지각이 아닌 깊은 맨틀에 위치한 근원에 의해, 예를 들어 시간에 따라 진화하고 있는 대류 전류를 [4][28]구동하는 밀도 차이로 인해 발생할 수 있다는 주장이 제기되어 왔다.예를 들어 지구상에서 가장 1970s,[29][30]의 대류 현재 아이디어 확실한 지형 변칙과 장파장 중력 이상 사이의 상관 관계는,, 지형과 중력이 바다의 바닥 부분에서 높으며는 대서양 중앙산령과 칼스버그 등성이, 이와 같이 논쟁 그런 상관 관계 세계 파이에 약하다.cture.

전지구적 규모 이상에 대한 또 다른 가능한 설명은 맨틀의 유한 강도이다(응력 제로와는 대조적으로). 이는 중력을 정수적 [3]평형에서 이탈하게 만든다.이 이론의 경우, 유한한 강도 때문에,[3] 스트레스가 적은 대부분의 영역에는 흐름이 존재하지 않을 수 있습니다.그리고 깊은 맨틀의 밀도의 변화는 대륙 [3]분리와 관련된 화학적 불균일성과 달이 [3]찢어진 후 지구에 남겨진 흉터의 결과일 수 있다.이것들은,[3] 특정의 상황에서 저속 플로우가 발생하는 것을 허가했을 경우에 기능하도록 권장되는 케이스입니다.그러나, 그 이론이 물리적으로 [4]실현 가능하지 않을 수도 있다는 주장이 제기되었다.

시간 가변 중력장

화성에서 승화-응축 주기가 일어나 극저온권과 대기 사이의 이산화탄소 교환이 일어난다.차례로, 두 구간에 질량의 교환이 있어 중력의 계절적 변화를 일으킨다. (Courtesy NASA/JPL-Caltech)

극지에서의 계절적 중력장 변화

대기권과 극저온권(극지방 만년설) 사이의 화성의 이산화탄소의 승화-축합 주기는 계절적으로 [8]작용한다.이 주기는 [8]화성의 중력장 변화를 설명하는 거의 유일한 변수로서 기여한다.궤도선으로부터 측정된 화성의 중력 전위는 아래의 방정식으로 일반화 될 수 있다.

[8]

다시, 대기 중의 이산화탄소가 더 많이 응축되어 계절적 상한에 더 많은 질량이 있을 때, 대기의 질량은 감소할 것이다.그들은 서로 반비례 관계에 있다.그리고 질량의 변화는 측정된 중력 전위에 직접적인 영향을 미칩니다.

북극점과 남극점 사이의 계절적 질량 교환은 시간에 [8][13]따라 장파장 중력 변화를 보인다.지속적 관찰의 긴 몇년 동안은 심지어 동서, 일상화 된 중력 계수의 결정 Cl=2, m=0, 특이하며 대상, 일상화 된 중력 계수 Cl=3을 발견했다고 m=0 나는 내가 어디에{나는\displaystyle}를는 동안 m{\displayst 이렇게 대규모 exchange,[24][8][31일][32]로 인해time-variable 중력의 윤곽을 그리기 위해 중요하다.핀란드 국영 방송 m}이다.더 일반적으로, 그것들은 연구 논문에서 C의 형태로lm 표현된다.

두 극을 두 개의 서로 다른 점 질량으로 간주할 경우, 그 질량은 다음과 같이 정의된다.

[32]
[32]

데이터는 남극의 최대 질량 변동은 약 8.4 × 1015 [13]kg으로 추분점 [13]근처에서 발생하는 반면, 북극의 경우 약 6.2 × 1015 [13]kg으로 동지와 [13]춘분점 사이에서 발생한다.

장기적으로 볼 때, 북극에 저장된 얼음의 질량은 (1.4 ± 011.5) × 10 [8]kg 증가하는 반면, 남극에서는 (0.8 ± 0.611) × [8]10 kg 감소하는 것으로 밝혀졌다.또한, 대기는 장기적으로 이산화탄소 질량 측면에서 [8](0.6 ± 0.6) × 1011 kg 감소했을 것이다.불확실성의 존재로 인해 남극에서 북극으로의 물질 이동이 진행 중인지 여부는 불확실하지만 그러한 가능성을 배제할 [8]수는 없다.

밀물

화성에 작용하는 두 가지 주요 조력력은 태양조와 [13]포보스조력이다.사랑 숫자2 k는 신체에 작용하는 조장과 신체의 대량 분포로 인한 다극성 모멘트를 관련짓는 중요한 비례적인 무차원 상수이다.보통2 k는 사극성 [13]변형을 구별할 수 있다.k를 찾는 것은2 [13]화성의 내부 구조를 이해하는 데 도움이 된다.제노바 팀이 얻은 최신2 k는 0.1697 ± 0.0009이다.[13]k가 0.10보다 작으면2 고체핵이 나타나는데,[31] 이는 적어도 화성에서 외핵은 액체이며, 예측핵 반지름은 1520~1840km이다.[31]

그러나 MGS, ODY, MRO의 현재 무선 추적 데이터는 조수에 대한 위상 지연의 영향을 감지하는 것을 허용하지 않는다. 왜냐하면 그것은 너무 약하고 미래에 [13]우주선의 섭동에 대한 보다 정밀한 측정이 필요하기 때문이다.

지구물리학적 의미

지각 두께

화성의 지각 두께에 대한 면적 백분율 히스토그램: 32km와 58km가 히스토그램의 두 가지 주요 피크입니다.
지형도, 자유공기중력 이상 및 지각밀도도 비교– 빨강 : 중력고, 파랑 : 중력저

화성의 지각 두께에 대한 직접적인 측정은 현재 제공되지 않는다.SNC 운석과 오르토피록세나이트 운석 ALH84001의 지구 화학적 영향에 따르면 화성의 평균 지각 두께는 100-250km이다.[33]점성 완화 분석에 따르면 최대 두께는 50-100km이다.이러한 두께는 반구 지각 변화를 유지하고 채널 [34]흐름을 막는 데 매우 중요합니다.지구물리학과 지구화학의 결합연구에 따르면 평균 지각 두께는 50 ±[35] 12km까지 낮아질 수 있다.

서로 다른 궤도에 의한 중력장 측정을 통해 고해상도 글로벌 Bouguer 전위 모델을 [5]제작할 수 있습니다.국소적인 얕은 밀도 이상과 코어 평탄화 효과가 [5]제거된 상태에서 다음 방정식으로 나타내듯이 잔류 Bouguer 전위가 생성된다.

[5]

잔류 Bouguer 전위는 [5]맨틀에 의해 기여됩니다.지형의 질량이 보정된 지각-망틀 경계 또는 Moho 표면의 변동은 다양한 잔류 이상을 [5]초래해야 한다.또한 기복이 있는 경계가 관찰되면 지각 두께에 변화가 있어야 한다.

Bouguer의 잔여 이상 데이터에 대한 세계적인 연구는 화성의 지각 두께가 5.8km에서 [5]102km까지 다양함을 보여준다.지각 [5]두께의 등면적 히스토그램에서 32km와 58km에 있는 두 개의 주요 피크가 식별된다.이 두 봉우리는 [5]화성의 지각 이분법과 연결되어 있다.60km보다 두꺼운 거의 모든 지각은 일반적으로 균일한 [5]두께의 남부 고지대에서 기인한다.북쪽 저지대는 일반적으로 얇은 지각입니다.아라비아 테라 지역과 북반구의 지각 두께는 위도에 의존하는 것으로 밝혀졌다.[5]시나이 평원과 루나에 평원을 향해 남쪽으로 갈수록 지각이 두꺼워진다.[5]

모든 지역 중에서, 타우마시아와 클라라티스는 화성의 가장 두꺼운 지각 부분을 포함하고 있으며, 이는 히스토그램 > 70 [5]km를 차지한다.헬라스 분지와 아가르 분지는 남반구에서 [5]유난히 얇은 지역인 30km보다 [5]얇은 지각이 있는 것으로 관측된다.이시디스와 유토피아는 또한 화성에서 [5]가장 얇은 지각으로 추정되는 이시디스 분지의 중심에서 지각이 상당히 [5]얇아지는 것으로 관측된다.

충격 및 점성이완에 의한 지각재분배

초기 충격 후 높은 열 유속과 높은 수분 함량이 점성 이완을 선호했을 것이다.지각은 연성이 더 강해진다.따라서 분화구의 분지 지형은 자기 중력으로 인해 더 큰 응력을 받게 되고, 이는 지각 흐름과 부식을 더욱 촉진시킨다.하지만, 이 분석은 헬라스, 유토피아, 아르기레, 이시디스 [25]분지와 같은 거대 충돌 분화구에는 적용되지 않을 수 있다.

지각의 얇아지는 것은 거의 모든 주요 충돌 [5]크레이터 아래에서 일어난 것으로 여겨진다.지각 굴착, 화산 물질의 배치를 통한 변형, 약한 암석권에서 일어나는 지각 흐름이 가능한 [5]원인이다.충돌 전 지각이 발굴되면 중심 맨틀 융기를 통해 중력 복원이 이루어지기 때문에 융기된 밀도가 높은 [5]물질의 질량에 의해 공동 결손이 보상될 수 있다.

거대한 충격이 유토피아, 헬라스, 아가이어, 이시디스를 분지로 하는 것이 가장 두드러진 [5]예들이다.북부 저지대에 위치한 충격 분지인 유토피아는 빛과 수분이 퇴적된 퇴적 물질로 채워져 있고 [5]중심부는 약간 두꺼운 지각이 있다.이는 북부 [5]저지대의 대규모 재포장 과정 때문일 수 있다.Hellas, Argyre 및 Isidis 분지의 경우 Moho가 크게 융기되어 지각 테두리 [5]너머로 확산된 두꺼운 지각의 고리를 나타냅니다.

그러나 반대로 지름이 275km < D < 1000km인 화성 분지의 대부분은 저진폭 표면과 저진폭 모호 릴리프와 [25]관련이 있다.그들 모두가 높은 중력을 경험했을 것이라는 증거가 있음에도 불구하고, 많은 사람들은 음의 자유 공기 중력 [25]이상을 가지고 있는 것으로 밝혀졌다.이것들은 침식과 매장만으로 야기되는 것이 아니라, 실제로 분지에 물질을 추가하는 것은 [25]중력 강도를 감소시키는 것이 아니라 증가시키기 때문이다.따라서 점도의 이완이 [25]이루어졌어야 했다.초기 화성 지각의 높은 열 유속과 높은 수분 함량은 점성 완화를 [25]선호했다.이 두 가지 요인이 지각의 연성을 더 높였습니다.분화구의 분지 지형은 자기중력으로 인해 더 큰 스트레스를 받게 된다.그러한 스트레스는 지각의 흐름을 촉진하고 그에 따라 부식의 붕괴를 초래할 것이다.거대 충돌 분지는 점성이완을 경험하지 못한 예외로 지각의 얇은 두께로 인해 지각이 고체 이하의 [5][25]흐름을 유지하기에 너무 얇아졌습니다.

낮은 부피 지각 밀도

2017년에 개발된 가장 최근의 지각 밀도 모델 RM1은 화성의 [9]부피 지각 밀도를 2582 ± 209 kg−3 m로 나타내며, 이는 전지구 [9]평균값을 나타낸다.지각 밀도의 측면 변화가 [9]존재해야 한다.예를 들어, 화산 복합체의 국소 밀도는 운석 데이터와 이전 추정치와 일치하는 3231 ± 95 kg−3 [9]m까지 높을 것으로 예상된다.게다가, 북반구의 밀도는 일반적으로 남반구보다 높으며, 이것은 후자가 전자보다 [9]더 다공성이 있다는 것을 의미할 수 있다.

큰 값을 얻기 위해서는 다공성이 중요한 역할을 할 수 있다.광물 입자 밀도를 3100 kg−3 [9]m로 선택할 경우, 10%에서 23% 다공성이 200 kg−3 m의 부피 [9]밀도를 감소시킬 수 있다.모공 공간이 물이나 얼음으로 채워지면 부피 밀도 감소도 예상된다.[9]부피 밀도의 추가 하락은 [9]깊이가 있는 밀도로 설명할 수 있으며, 표면층은 깊이가 깊은 화성보다 다공성이 높고, 깊이가 있는 밀도의 증가도 지리적 변화를 [9]일으킨다.

엔지니어링 및 과학 응용 프로그램

아레로이드

다음 항목도 참조하십시오.화성의 지리 zero표고 제로, 화성의 지리
상세 정보:수직 기준

아레오이드는 화성의 중력 및 회전 등전위상을 나타내는 유성 지오이드로,[5][36][37] 지구상의 지오이드(해면)의 개념과 유사합니다.이는 글로벌 지형 모델인 MOLA Mission Experiment Gridded Data Records([5][36]MEGDR) 개발을 위한 참조 프레임으로 설정되었습니다.지형 모형은 화성의 지형학적 특징을 지도화하고 다양한 종류의 과정을 이해하는 데 중요하다.

유륜을 도출하기 위해서는 두 가지 작업이 필요합니다.우선 내부 질량 분포에 크게 영향을 받는 행성의 [36]질량 중심 위치를 파악하는 데 중력 데이터가 필수적이기 때문에 우주선의 무선 추적 데이터가 필요하다.[36]이것은 주로 Mars Global Surveyor(MGS;[5][36] 화성 글로벌 서베이어)에 의해 이루어졌다.이후 고도 400km 궤도에서 작동하는 MGS에 탑재된 MOLA2 계측기는 이 [36]계측기에서 펄스의 왕복 비행 시간을 계산해 우주선과 지상 사이의 거리(거리)를 측정할 수 있다.이 두 가지 작업을 조합하면 영역 및 MEGDR을 구성할 수 있습니다.이를 바탕으로 적도에 있는 행성의 평균 반지름은 3396km이다.[5][36]

지형 모델 MEDGRs는 MOLA 2 계측기로 수행한 범위(거리) 측정과 화성 글로벌 서베이어(MGS)의 [36]무선 추적 데이터를 통해 개발되었습니다.가장 높은 지점은 올림푸스 몬스에 있고 가장 깊은 지점은 헬라스 [36]분지에 있습니다.(갈색-빨간색: 지형 높음, 녹색-파란색:지형도 낮음)(신용: NASA/JPL-Caltech)

지상 착륙

화성과 지구 사이는 거리가 멀기 때문에 착륙선에 대한 즉각적인 지시는 거의 불가능하고 착륙은 화성의 자율 시스템에 크게 의존하고 있다.실패를 피하기 위해서는 화성 중력장에 대한 정확한 이해가 필수적이어서 중력 효과의 상쇄요인과 불확실성을 최소화해 원활한 [38][39]착륙이 가능하다는 인식이 작용했다.화성에 착륙한 최초의 인공 물체인 Mars 2호가 알 수 없는 이유로 추락했다.화성의 표면 환경은 측면으로 다양한 형태학적 패턴으로 구성되어 복잡하기 때문에 암석 위험을 피하기 위해 정확한 착륙 위치 및 기타 보호 [38][39]조치를 결정할 때 현장에서 LIDAR를 사용하여 착륙 진행을 추가로 지원해야 한다.

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