Mars-Dynamo. Schematische Darstellung des alten dipolaren Magnetfelds des Mars, das durch einen Kerndynamo-Prozess erzeugt wurde.

Das Magnetfeld des Mars entsteht im Inneren des Planeten . Heute besitzt der Mars kein globales Magnetfeld . Vor vier Milliarden Jahren trieb jedoch ein früher Dynamo den Planeten an und erzeugte ein starkes Magnetfeld, vergleichbar mit dem heutigen Oberflächenmagnetfeld der Erde . Nachdem dieser frühe Dynamo erloschen war, wurde ein schwacher später Dynamo vor etwa 3,8 Milliarden Jahren reaktiviert (oder bestand bis zu diesem Zeitpunkt fort). Die Verteilung des Magnetfelds in der Marskruste ähnelt der typischen Mars-Dichotomie . Während die nördlichen Tiefebenen des Mars weitgehend unmagnetisiert sind, weist die südliche Hemisphäre eine starke remanente Magnetisierung mit abwechselnden Streifen auf. Das wissenschaftliche Verständnis der Entwicklung des Mars-Magnetfelds basiert auf der Kombination von Satellitenmessungen und bodengebundenen Magnetfeldmessungen auf dem Mars .

Krustenmagnetismus

Satellitendaten

Karte des Krustenmagnetismus auf dem Mars. Zylindrische Projektionskarte des Krustenmagnetismus auf dem Mars, aufgenommen vom MGS-Satelliten in 400 km Höhe. Die Farben repräsentieren die Intensitäten des Medianwerts der radialen Magnetfeldkomponenten über einen Variationsbereich von zwei Größenordnungen.

Die Rekonstruktion des globalen Krustenmagnetismus des Mars basiert hauptsächlich auf Magnetfeldmessungen des Mars Global Surveyor (MGS) Magnetic Field Experiment/Electron Reflectometer (MAG/ER) und der Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN)-Sonde. Diese Satelliten befinden sich jedoch in Höhen von 90–6000 km und weisen eine räumliche Auflösung von ≥160 km auf [ 1 ] , sodass die gemessene Magnetisierung keine Informationen über Krustenmagnetfelder auf kürzeren Längenskalen liefert [ 2 ] .

Auf Grundlage der Magnetfeldmessungen des Mars Global Surveyor (MGS) und des Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) existiert derzeit kein aktiver Dynamo auf dem Mars . Die Satellitendaten zeigen, dass die ältere (~4,2–4,3 Milliarden Jahre , Ga ) Kruste der Südhalbkugel eine starke remanente Magnetisierung (~22  nT ) aufweist, während die jüngeren nördlichen Tiefebenen eine deutlich schwächere oder gar keine remanente Magnetisierung besitzen. [ 3 ] Die großen Becken, die während des späten schweren Bombardements (LHB) (~4,1–3,9 Ga) entstanden (z. B. Argyre , Hellas und Isidis ), sowie die Vulkanprovinzen (z. B. Elysium , Olympus Mons , Tharsis Montes und Alba Patera ) weisen keine magnetischen Signaturen auf, wohingegen die jüngeren noachischen und hesperischen Vulkane (z. B. Tyrrhenus Mons und Syrtis Major ) Krustenremanenz besitzen. [ 4 ]

Marslander-Beobachtungen

Die Mission „Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport “ ( InSight ) maß am Landeplatz in Elysium Planitia ein Krustenfeld von etwa 2  μT . [ 2 ] Diese detaillierten Bodenmessdaten liegen um eine Größenordnung höher als die satellitengestützten Schätzungen von etwa 200 nT am InSight- Landeplatz. Als Ursprung dieser hohen Magnetisierung wird das noachische Grundgebirge (ca. 3,9 Ga) unterhalb der frühamazonischen und hesperischen Lavaströme (ca. 3,6 und 1,5 Ga) vermutet. [ 2 ]

Paläomagnetismus

Paläomagnetische Belege

Marsmeteoriten ermöglichen die Abschätzung des Paläomagnetfelds des Mars anhand der thermischen Remanenzmagnetisierung (TRM) (d. h. der Remanenzmagnetisierung, die der Meteorit beim Abkühlen unter die Curie-Temperatur im umgebenden Magnetfeld erwirbt ). Die thermische Remanenzmagnetisierung von Karbonaten im Meteoriten ALH84001 [ 5 ] ergab, dass das frühe (4,1–3,9 Ga) Marsmagnetfeld bei etwa 50 μT lag und damit deutlich höher war als das heutige Feld. Dies deutet darauf hin, dass zumindest bis zu diesem Zeitpunkt ein Marsdynamo existierte. Der jüngere (~1,4 Ga) Marsmeteorit Nakhlit Miller Range (MIL) 03346 wies ein Paläomagnetfeld von nur etwa 5 μT auf. [ 6 ] [ 7 ] Angesichts der möglichen Herkunftsorte des Nakhlit-Meteoriten lässt diese Paläointensität jedoch vermuten, dass die Oberflächenmagnetisierung stärker ist als die aus Satellitenmessungen abgeschätzten Magnetfelder. [ 7 ] Das etwa 5 μT große Paläofeld dieses Meteoriten lässt sich entweder durch einen späten aktiven Dynamo [ 6 ] [ 7 ] oder durch das Feld erklären, das durch Lavaströme entstand, die in Abwesenheit eines späten Marsdynamos abgelagert wurden. [ 7 ]

Marsmeteoriten als paläomagnetische Speicher

Marsmeteoriten enthalten eine Vielzahl magnetischer Minerale, die den remanenten Magnetismus der Vergangenheit dokumentieren können, darunter Magnetit , Titanomagnetit , Pyrrhotin und Hämatit . Die magnetische Mineralogie umfasst Eindomänen- (SD), pseudo-Eindomänen- (PSD) und Mehrdomänenzustände (MD). Aufgrund von Überprägungen durch Wasser, thermische Einflüsse und Schockwellen sind jedoch nur wenige Marsmeteoriten für die Rekonstruktion des paläomagnetischen Feldes des Mars geeignet . [ 7 ] Paläomagnetische Untersuchungen an Marsmeteoriten sind in der folgenden Tabelle aufgeführt:

Typ Kristallisationsalter SchockereignissePaläointensitätQuellen Referenzen
Shergottiten (Shergotty) ~343 Mio. Jahre mehrere Schockereignisse 2 μT, 0,25–1 μT Schockentmagnetisierung​[ 8 ]
Shergottiten (Tissint) vor etwa 600 Millionen Jahren mehrere Schockereignisse 2 μT durch Impaktereignisse remagnetisiert [ 9 ]
Nachlit~1,3–1,4 Ga - 4 μT Späte Dynamomaschine? [ 6 ]
Nachlit~1,4 Ga kein signifikantes Schockereignis 5 μT Altes Muttergestein oder später Dynamo? [ 7 ]
ALH84001~4,5 Ga ~4,0 Ga (großer Einschlag) 50 μT aktiver Frühdynamo [ 5 ]
ALH84001~4,5 Ga ~4,0 Ga (großer Einschlag) [ 10 ]

Marsdynamo

Zeitleiste des Marsdynamos

Der genaue Zeitpunkt und die Dauer des Mars -Dynamos sind weiterhin unbekannt, jedoch liefern Satellitenbeobachtungen und paläomagnetische Studien einige Anhaltspunkte. Die starke Krustenmagnetisierung in der südlichen Hemisphäre und die paläomagnetischen Spuren von ALH84001 deuten darauf hin, dass der Mars zwischen etwa 4,2 und 4,3 Milliarden Jahren vor heute ein starkes Magnetfeld aufwies. Das Fehlen magnetischer Signaturen in der Kruste der oberen Tiefebenen und der großen Einschlagbecken lässt vermuten, dass der Dynamo vor der Entstehung dieser Becken (etwa 4,0–3,9 Milliarden Jahre vor heute) erlosch. Magnetische Anomalien zweier junger Vulkane (z. B. Tyrrhenus Mons und Syrtis Major ) könnten auf ein Mars-Magnetfeld mit möglichen magnetischen Umpolungen im späten Noachium und Hesperium hindeuten . [ 4 ]

Zeitliche Abfolge des Mars-Dynamos. Die graue Schattierung stellt mögliche Altersangaben (in Milliarden Jahren) für den frühen und späten Dynamo dar. Sterne kennzeichnen neue Altersangaben aus MAVEN-Daten. [a] Früher Dynamo vor der Entstehung von Hellas, Isidis und Argyre. [b] Das Ende des frühen Dynamos, basierend auf der großen Beckenpopulation. [c] Das Alter von ALH84001. [d] Später Dynamo nach der Entstehung der großen Becken.

Hemisphärische magnetische Dichotomie

Eine ungeklärte Frage ist, warum die Dichotomie der Marskruste in zwei Hemisphären mit der magnetischen Dichotomie korreliert (und ob deren Ursprung exogen oder endogen ist ). Eine exogene Erklärung besagt, dass der Borealis -Einschlag zu einer thermischen Entmagnetisierung der ursprünglich magnetisierten Nordhalbkugel führte [ 11 ]. Das vorgeschlagene Alter dieses Ereignisses (~4,5 Ga) liegt jedoch weit vor dem Ende des Mars-Dynamos (~4,0–4,1 Ga) [ 11 ] [ 12 ] . Ein alternatives Modell legt nahe, dass Mantelkonvektion 1. Grades (d. h. eine Konvektionsstruktur, bei der Mantelaufstieg in einer Hemisphäre dominiert, während in der anderen Hemisphäre Abstieg stattfindet) einen einhemisphärischen Dynamo erzeugen kann [ 13 ] .

Abwechselnde Streifen

Ein auffälliges Merkmal des Krustenmagnetismus auf dem Mars sind die langen, in Ost-West-Richtung verlaufenden, alternierenden Streifen auf der Südhalbkugel ( Terra Cimmeria und Terra Sirenum ). [ 14 ] Es wird vermutet, dass diese Streifen durch plattentektonische Aktivität entstehen, ähnlich der alternierenden magnetischen Polarität, die durch die Ausbreitung der ozeanischen Kruste auf der Erde verursacht wird [ 14 ] , oder durch wiederholte Gangintrusionen . [ 15 ] Für die Interpretation dieser alternierenden Streifen ist jedoch eine sorgfältige Auswahl der Datenanalysemethode erforderlich. [ 16 ] Die Verwendung von spärlichen Lösungen (z. B. L1-Regularisierung ) für Krustenfeldmessungen anstelle von Glättungslösungen (z. B. L2-Regularisierung ) zeigt anstelle von Streifen stark magnetisierte lokale Bereiche (während der Rest der Kruste unmagnetisiert bleibt). [ 16 ] Diese Bereiche könnten durch lokale Ereignisse wie Vulkanismus oder Erhitzung durch Einschläge entstanden sein, [ 16 ] die möglicherweise keine kontinuierlichen Felder erfordern (z. B. intermittierende Dynamos). [ 11 ]

Dynamomechanismen

Der Dynamomechanismus des Mars ist noch nicht vollständig verstanden, dürfte aber dem der Erde ähneln. [ 17 ] [ 18 ] Thermische Konvektion aufgrund der hohen Temperaturgradienten im heißen, ursprünglichen Kern war wahrscheinlich der Hauptmechanismus für den Dynamo in der Frühzeit des Mars. [ 17 ] [ 18 ] Mit der Abkühlung von Mantel und Kern spielten Kristallisation im inneren Kern (die latente Wärme freisetzte) und chemische Konvektion möglicherweise eine wichtige Rolle für den Dynamo. Nach der Bildung des inneren Kerns wanderten leichte Elemente von der Grenze des inneren Kerns in den flüssigen äußeren Kern und trieben durch Auftrieb Konvektion an. [ 18 ] Allerdings konnten selbst die Daten der InSight- Sonde die Existenz eines festen inneren Kerns auf dem Mars nicht bestätigen, [ 19 ] und es kann nicht ausgeschlossen werden, dass keine Kernkristallisation stattfand (sondern nur thermische Konvektion ohne chemische Konvektion). [ 17 ] [ 18 ] Auch die Möglichkeit, dass Magnetfelder durch einen Magmaozean erzeugt wurden, kann nicht ausgeschlossen werden. [ 17 ]

Es ist außerdem unklar, wann und durch welchen Mechanismus der Marsdynamo zum Erliegen kam. Möglicherweise führte eine Veränderung der Abkühlungsrate des Mantels zum Erlöschen des Marsdynamos. [ 17 ] Eine Theorie besagt, dass gewaltige Einschläge im frühen und mittleren Noachium den Dynamo durch die Verringerung des globalen Wärmeflusses an der Kern-Mantel-Grenze zum Erliegen brachten. [ 20 ]

Die seismischen Messungen der Sonde InSight zeigten, dass der äußere Kern des Mars flüssig und größer als erwartet ist. [ 19 ] Einem Modell zufolge erklärt ein teilweise kristallisierter Marskern den aktuellen Zustand des Mars (d. h. das Fehlen eines Magnetfelds trotz flüssigem äußeren Kerns). Dieses Modell sagt voraus, dass das Magnetfeld in Zukunft möglicherweise reaktiviert werden kann. [ 18 ]

Mögliche Dynamomechanismen
Dynamo-Quellen Dynamomechanismen Anmerkungen Referenzen
Thermal Thermische Konvektion - erfordert hohe Temperatur, hoher Schwefelgehalt

- kein fester innerer Kern

[ 17 ] [ 18 ]
Magma-Ozean - erfordert leitfähige , silikatreiche Schmelzen [ 17 ]
Thermokomposition Chemische Konvektion

(Kristallisation von oben nach unten)

- erfordert niedrige Temperatur, geringe Wärmeausdehnung , niedriger Schwefelgehalt

- mögliche zukünftige Reaktivierung des Dynamos

[ 18 ]
Chemische Konvektion

(Kristallisation von unten nach oben oder Eisenschnee )

- erfordert niedrige Temperatur, hohe Wärmeausdehnung , hoher Schwefelgehalt

- Stromversorgung des Dynamos basierend auf dem Aufteilungskoeffizienten des Lichtelements

[ 18 ]
Mechanisch Aufprallereignisse - reduziert den globalen Wärmefluss an der Kern-Mantel-Grenze und stoppt den Dynamo [ 20 ]

Siehe auch

Referenzen

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