火星の重力

高度における地球と火星と月の 重力

火星の重力は、万有引力の法則、すなわち重力による自然現象です。この法則により、火星の周囲にある質量を持つすべての物体は火星に引き寄せられます。火星の質量が地球より小さいため、火星の重力は地球の重力よりも弱くなります。火星の平均重力加速度は3.728 m/s ^{2 （}地球の重力の約38% ）で、変動します。^[1]

一般的に、地形に支配されるアイソスタシーが短波長の自由大気重力異常を引き起こします。^[2]同時に、対流とマントルの有限な強度は、惑星全体にわたって長波長の惑星規模の自由大気重力異常をもたらします。 ^{[3] [4]}地殻の厚さの変化、マグマ活動と火山活動、衝突によるモホ面隆起、極地氷床の季節変動、大気質量の変動、地殻の多孔度の変化も横方向の変動と相関している可能性があります。 ^{[5] [6] [7] [8] [9]}

長年にわたり、球面調和関数の数は増えているものの、その数は限られているモデルが構築されてきました。作成された地図には、自由大気重力異常、ブーゲ重力異常、地殻の厚さなどが含まれています。火星の一部の地域では、重力異常と地形の間に相関関係が見られます。地形が既知の場合、より高解像度の重力場を推測することができます。太陽やフォボスによる火星の潮汐変形は、その重力によって測定できます。これは、火星内部の硬さを明らかにし、核が部分的に液体であることを示します。したがって、火星の表面重力の研究は、さまざまな特徴に関する情報を提供し、将来の火星着陸に役立つ情報を提供します。

測定

回転球面調和関数。垂直方向は 、水平方向は 。火星の C ₂₀と C ₃₀の場合、二酸化炭素の昇華・凝縮の年周期による極地氷床の質量の季節変動により、時間とともに変化します。${\displaystyle \ell =0{\text{ to }}4}$ ${\displaystyle m=0{\text{ to }}4}$

火星の重力を理解するために、その重力場の強度 gと重力ポテンシャルUがしばしば測定されます。簡単に言えば、火星が半径R _Mの静的な完全な球体であり、火星の周りを円軌道で周回する衛星が1つだけあり、この重力相互作用が系に作用する唯一の力であると仮定すると、式は次のようになります。

${\displaystyle {\frac {GMm}{r^{2}}}=mr\omega ^{2},}$

ここで、Gは万有引力定数（一般的にはG = 6.674 × 10 ⁻¹¹ m ³ kg ⁻¹ s ⁻²とされる）、^[10] Mは火星の質量（最新の値：6.41693 × 10 ²³ kg）、^[11] mは衛星の質量、rは火星と衛星の距離、は衛星の角速度（Tは衛星の公転周期） でもある。${\displaystyle \omega }$ ${\displaystyle {\frac {2\pi }{T}}}$

したがって、 となります。ここで、R _Mは火星の半径です。適切な測定により、r、T、R _Mは地球から得られるパラメータです。 ${\displaystyle g={\frac {GM}{R_{M}^{2}}}={\frac {r^{3}\omega ^{2}}{R_{M}^{2}}}={\frac {4r^{3}\pi ^{2}}{T^{2}R_{M}^{2}}}}$

しかし、火星は一般的な非球形の惑星であり、複雑な地質学的プロセスの影響を受けるため、より正確には、重力ポテンシャルは測地学の慣例に従って球面調和関数で記述されます。ジオポテンシャル モデルを参照してください。

${\displaystyle U(r,\lambda ,\psi )=-{\frac {GM}{r}}\left(1+\sum _{\ell =2}^{\ell =L}\left({\frac {R}{r}}\right)^{\ell }\left(C_{\ell 0}P_{\ell }^{0}(\sin \psi )+\sum _{m=1}^{+\ell }(C_{\ell m}\cos m\lambda +S_{\ell m}\sin m\lambda )P_{\ell }^{m}(\sin \psi )\right)\right),}$ ^[12]

ここで、はテストポイントの球座標です。^[12]は経度、は緯度です。およびは次数およびの無次元調和係数です。^[12]は次数 のルジャンドル多項式 で 、は のルジャンドル准多項式です。これらはラプラス方程式の解を記述するために使用されます。^[12]は惑星の平均半径です。^[12] 係数はと表記されることもあります。 ${\displaystyle r,\psi ,\lambda }$ ${\displaystyle \lambda }$ ${\displaystyle \psi }$ ${\displaystyle C_{\ell m}}$ ${\displaystyle S_{\ell m}}$ ${\displaystyle l}$ ${\displaystyle m}$ ${\displaystyle P_{\ell }^{m}}$ ${\displaystyle l}$ ${\displaystyle m=0}$ ${\displaystyle m>0}$ ${\displaystyle R}$ ${\displaystyle C_{\ell 0}}$ ${\displaystyle J_{n}}$

1. 次数と次数が低いほど、異常の波長は長くなります。また、長波長重力異常は地球規模の地球物理構造の影響を受けます。${\displaystyle \ell }$ ${\displaystyle m}$
2. 次数とオーダーが高いほど、異常の波長は短くなります。次数が50を超える場合、これらの変動は地形と高い相関関係にあることが示されています。^[13]地表の特徴を地球物理学的に解釈することで、火星の重力場のより完全な全体像を導き出すことができますが、誤解を招く結果が生じる可能性もあります。^[13]${\displaystyle \ell }$ ${\displaystyle m}$

火星の重力を決定する最も古い手法は、地球からの観測です。その後、無人宇宙船の到着に伴い、無線追跡データから新たな重力モデルが開発されました。

1971年に無人宇宙探査機マリナー9号が初めて地球に着陸して以来、科学者たちはドップラー法や距離追跡法を用いてさまざまな宇宙船の摂動を測定し、さまざまな重力モデルを開発してきた。（クレジット：NASAの科学視覚化スタジオ）

地球観測

マリナー9号とバイキング探査機が火星に到着する前は、火星の重力場の特性を推測するためには、火星の重力定数GM（万有引力定数と火星の質量の積）の推定値しか利用できませんでした。 ^{[14] GMは、火星の天然衛星（}フォボスとデイモス）の運動の観測と、火星への探査機フライバイ（マリナー4号とマリナー6号）を通じて得ることができました。^[14]

フォボスとデイモスの運動に関する地球からの長期観測により、太陽の長半径、離心率、ラプラシアン面に対する傾斜角などの物理的パラメータが得られ、^[15]太陽質量と火星質量の比、火星の慣性モーメントと重力ポテンシャル係数を計算し、火星の重力場の初期推定値を得ることができます。^[15]

無線追跡データから推測

信号送信機と受信機が分離された3方向ドップラー

宇宙船の正確な追跡は、正確な重力モデル化にとって極めて重要です。重力モデルは、宇宙船の微小な摂動、すなわち速度と高度の微小な変化を観測することで開発されるからです。追跡は基本的に深宇宙ネットワーク（DSN）のアンテナによって行われ、一方向、双方向、三方向のドップラーおよび距離追跡が適用されます。^[16]一方向追跡とは、宇宙船からDSNへデータが一方向に送信されることを意味します。一方、双方向追跡と三方向追跡とは、地球から宇宙船へ信号を送信し（アップリンク）、その後、コヒーレントに地球へ送信（ダウンリンク）することを意味します。^[16]双方向追跡と三方向追跡の違いは、前者は地球上に同じ信号送信機と受信機を持つのに対し、後者は送信機と受信機が地球上の異なる場所にあることです。^[16]これら3種類の追跡データを使用することで、あるデータのギャップを別のデータのギャップとして埋めることができるため、データのカバレッジと品質が向上します。^[16]

ドップラー追跡は、ドップラーシフトの検出を伴う視線速度法を用いた、宇宙船の追跡における一般的な技術です。^[13]宇宙船が視線に沿って私たちから遠ざかると、信号は赤方偏移し、視線方向が逆になると青方偏移します。この技術は、太陽系外惑星の運動の観測にも応用されています。^[17]一方、距離追跡は、信号の往復伝播時間を測定することで行われます。^[13]ドップラーシフトと距離観測を組み合わせることで、宇宙船の追跡精度が向上します。

追跡データは、上記の球面調和方程式を用いて全球重力モデルを作成するために変換されます。しかし、固体潮汐の影響、太陽、木星、土星による様々な相対論的効果、非保存力（例えば、角運動量飽和度低下（AMD）、大気抵抗、太陽放射圧）の影響をさらに除去する必要があります^[13]。そうしないと、かなりの誤差が生じます。

歴史

火星の最新の重力モデルは、2016年に作成されたゴダード火星モデル3（GMM-3）で、球面調和関数解が120次までである。^[13]このモデルは、マーズ・グローバル・サーベイヤー（MGS）、マーズ・オデッセイ、マーズ・リコネッサンス・オービター（MRO）の16年間の無線追跡データとMOLA地形モデルから開発され、115 kmの全球解像度を提供する。^[13]このモデルと同時に、別の自由空気重力異常マップ、ブーゲ重力異常マップ、地殻の厚さマップも作成された。^[13] MRO110Cや他の以前のモデルと比較して、重力場の推定の大きな改善は、宇宙船に加えられる非保存力をより慎重にモデル化することでもたらされる。^[13]

宇宙船の追跡技術や地表地物の地球物理学的解釈は、重力場の強度の解像度に影響を与える可能性がある。より優れた技術は、より高次の球面調和関数解を好む。マリナー9号とバイキング・オービターの追跡データに対する独立した分析では、6次・6次の球面調和関数解が得られた。 [ ^18] 2つのデータセットをさらに組み合わせ、火山性地形（正の異常）と深い窪み（負の異常）の相関関係を画像データで支援することで、18次・18次の球面調和関数解が得られる。^[19]カウラべき法則制約を解く際に地形を考慮した空間事前制約法をさらに用いることで、全球解像度で最大50次の球面調和関数解のモデル（ゴダード火星モデル1、GMM-1）が好まれた^[20]。その後、最新のGMM-3では、より完全で最大120次の次数・次数を持つ後継モデルが採用された。^[13]

^{GMM-3重力解析[13]}とともに作成された火星の自由大気重力マップ（赤：高重力、青：低重力）（クレジット：NASAのScientific Visualization Studio）

そのため、今日では、測定された重力データを空間情報システムに直接転送することで重力モデルを作成することはできません。これは、十分な解像度を持つモデルを作成することが困難であるためです。したがって、マーズ・グローバル・サーベイヤーに搭載されたMOLA装置から得られる地形データは、短波長における重力と地形の相関関係を利用して、より詳細な短スケールの重力モデルを作成するための有用なツールとなります。^[13]しかし、火星のすべての地域、特に北部低地と極地でこのような相関関係が見られるわけではありません。^[13]誤った結果が容易に生じ、誤った地球物理学的解釈につながる可能性があります。^[13]

重力モデルのその後の修正には、大気抵抗、太陽放射圧、火星からの反射太陽放射圧、火星の熱放射、そして角モーメントホイールの回転を減少または飽和度を減少させる宇宙船の推進力など、宇宙船に作用する他の非保存力を考慮することが含まれる。^[14]さらに、宇宙船の軌道に影響を与える可能性のある火星の歳差運動と太陽、月、惑星による第三天体の引力、そして測定値に対する相対論的効果も修正する必要がある。^[7]これらの要因は真の重力場のオフセットにつながる可能性がある。したがって、オフセットを排除するには正確なモデリングが必要である。そのような作業は現在も進行中である。

静的重力場

多くの研究者が、短波長（局所的に変化する）自由大気重力異常と地形との相関関係を明らかにしている。相関が高い地域では、地表地形の地質学的解釈を通じて自由大気重力異常をより高度に拡張することができ、^[13]、重力マップの解像度を向上させることができる。南部高地では重力と地形の相関が高いが、北部低地では相関が低いことが分かっている^[13] 。したがって、自由大気重力異常モデルの解像度は、南半球では一般的に100kmを超える高い解像度となる。^[13]

地形データがあれば、自由大気重力異常はブーゲ異常よりも比較的容易に測定できる。これは、重力が海面まで減少した後の地形の質量過多または質量不足の影響による重力効果を除去する必要がないためである。しかし、地殻構造を解釈するには、そのような重力効果をさらに除去して、減少した重力が基準面下の核、マントル、地殻の結果のみになるようにする必要がある。^[5]除去後の産物がブーゲ異常である。しかし、地形を構築する物質の密度が計算において最も重要な制約であり、これは惑星上で横方向に変化する可能性があり、岩石の多孔性や地球化学によって影響を受ける。^{[5] [9]}関連情報は、火星隕石とその場分析から得られる可能性がある。

局所的な重力異常

マントルと火山物質の密度が高く、地殻の密度が低いため、地殻マントル境界の変化、貫入、火山活動、地形は宇宙船の軌道に影響を及ぼす可能性があります。（縮尺は不変です）+ve：正の異常、-ve：負の異常

ブーゲー重力異常は地殻マントル境界の深さと強い関連があるため、正のブーゲー異常を示す地殻は、密度の低い物質で構成された薄い地殻を持ち、密度の高いマントルの影響をより強く受けている可能性があり、その逆もまた同様である。しかし、噴火した火山性負荷と堆積性負荷の密度差、および地下への物質の侵入と除去が原因となっている可能性もある。^{[5] [6] [25]}これらの異常の多くは、地質学的または地形学的特徴に関連している。^[5]例外はわずかで、東経63度、北緯71度の異常^[5]は、初期ノアキアンの埋没面よりも前の、600 km以上にも及ぶ広大な埋没構造を表している可能性がある。^[5]

地形異常

地形と短波長自由大気重力異常の間には強い相関関係があることが、地球と月の重力場の研究の両方で示されており^[2]、これはアイソスタシーの広範な発生によって説明できます。^{[2] [26]}火星では、50度を超える度数（短波長異常）で高い相関が期待されます。^[13]また、70度から85度の間では、相関は0.9まで高くなる可能性があります。^[13]このような相関は、地形荷重の曲げ補償によって説明できます。^{[2] [26]}火星の古い領域はアイソスタシー的に補償されているのに対し、新しい領域は通常は部分的にしか補償されていないことに注意してください。^[13]

火山構造による異常現象

火星ブーゲ重力マップ、2016年にGMM-3重力ソリューションとともに作成された^[13]（赤：重力が高い、青：重力が低い）（クレジット：NASAのScientific Visualization Studio）

異なる火山構造は、重力異常に関して異なる挙動を示す可能性があります。オリンポス山とタルシス山は、太陽系で最も小さい正の自由大気重力異常を生み出します。^[5]一方、 タルシス山の北に位置する同じく火山丘であるアルバ・パテラは、負のブーゲー異常を生み出しますが、その広がりはオリンポス山のものと似ています。^[5]また、エリシウム山については、エリシウム山の丘全体に広がる広範な負の異常の中で、その中心部でブーゲー異常がわずかに増加していることが確認されています。^[5]

火山の異常に関する知識は、火山性物質の密度とともに、様々な火山体のリソスフェアの構成と地殻の進化を決定するのに役立つだろう。^[27]噴出した溶岩は安山岩（低密度）から玄武岩（高密度）までの範囲にわたる可能性があり、その構成が火山盾の構築中に変化し、異常に寄与している可能性が示唆されている。^[27]別のシナリオでは、火山の下に高密度物質が侵入した可能性がある。^{[27] [6]}このような状況は、有名なシルティス・マジョールですでに観測されており、正のブーゲー異常から明らかなように、火山の地下には3300 kg m ^3の死マグマだまりがあると推定されている。 ^[6]

不況による異常

ブーゲ異常は、窪地によっても異なる挙動を示す。アルギュレ盆地、イシディス盆地、ヘラス盆地、ユートピア盆地といった巨大衝突盆地も、円形に非常に強い正のブーゲ異常を示す。^[5]これらの盆地は、衝突クレーター起源かどうかが議論されている。もし衝突クレーター起源であれば、正のブーゲ異常は、モホ面の隆起、地殻の薄化、そして衝突後の堆積性および火山性地表荷重による変質作用に起因する可能性がある。^{[5] [25]}

しかし同時に、正のブーゲ異常と関連しない大きな盆地もいくつかある。例えば、ダイダリア、タルシス北部、エリシウムは、北部低地平野の下にあると考えられている。^[5]

さらに、コプラテス、エオス・カズマ、カセイ・ヴァレスの一部にも正のブーゲ異常が認められますが、これらは地形的な窪地であるにもかかわらず、その下には浅い高密度の貫入体が存在している可能性が示唆されています。^{[5 ]}

地球規模の重力異常

長波長重力異常とも呼ばれる全球重力異常は、重力場の低次高調波であり^[4]、局所的なアイソスタシーではなく、マントルの有限の強度と対流の密度差に起因すると考えられる。^{[13] [3] [4]}火星の場合、ブーゲ異常の最大の成分は1次高調波であり、南半球の質量不足と北半球の質量過剰を表している。^[5] 2番目に大きい成分は、惑星の平坦化とタルシス隆起に対応している。^[5]

1950年代と1960年代の初期のジオイド研究では、地球の内部構造を理解するために、地球の重力場の低次高調波に焦点が当てられてきました。^[4]地球上のそのような長波長異常は、例えば、対流を駆動する密度差によって引き起こされる、地殻ではなく深部マントルにある発生源に起因している可能性が示唆されており、 [ ^{4] [28]}時間とともに進化しています。特定の地形異常と長波長重力異常、例えば、海底で地形が高く重力も高い大西洋中央海嶺とカールスバーグ海嶺との相関関係は、1970年代に地球上の対流説の議論となりましたが、^{[29] [30]}このような相関関係は地球全体で見ると弱いものです。

地球規模の異常現象に対するもう一つの説明として、マントルの強度が有限であること（応力がゼロの場合とは対照的）が挙げられます。このため、重力が静水力平衡から外れます。^[3]この理論では、強度が有限であるため、応力が不足している領域のほとんどでは流れが存在しない可能性があります。^[3]また、マントル深部の密度の変化は、大陸の分離に伴う化学的不均一性や、月が引き裂かれた後に地球に残された傷跡が原因である可能性があります。^{[ 3]}これらは、特定の状況下でゆっくりとした流れが発生する場合に機能すると示唆されているケースです。^[3]しかし、この理論は物理的に実現可能ではないという議論もあります。^[4]

時間変動重力場

火星では昇華・凝縮サイクルが発生し、その結果、氷圏と大気圏の間で二酸化炭素の交換が起こります。その結果、両圏の間で質量の交換が起こり、重力の季節変動が生じます。(NASA/JPL-Caltech提供)

極における重力場の季節変化

火星の大気圏と氷圏（極地氷冠）の間では、二酸化炭素の昇華・凝縮サイクルが季節的に作用している。 ^[8]このサイクルは、火星の重力場の変化を説明するほぼ唯一の変数として寄与している。^[8]火星の周回衛星から測定された重力ポテンシャルは、以下の式のように一般化できる。

${\displaystyle V({\text{Mars}})=V({\text{solid planet}})+V({\text{seasonal caps}}+{\text{atmosphere}})}$ ^[8]

逆に、大気中の二酸化炭素の凝縮により季節冠の質量が増加すると、大気の質量は減少します。これらは互いに反比例関係にあり、質量の変化は測定される重力ポテンシャルに直接的な影響を与えます。

北極冠と南極冠の間の季節的な質量交換は、時間とともに長波長の重力変動を示す。^{[8] [13]}長年にわたる継続的な観測により、偶数帯状の正規化重力係数C _{l=2, m=0}と奇数帯状の正規化重力係数C _{l=3, m=0}の決定は、このような質量交換による時間変動重力を概説する上で重要であることが明らかになっている。^{[24] [8] [31] [32]}ここでは次数、は順序である。より一般的には、研究論文ではC _lmの形で表される。 ${\displaystyle l}$ ${\displaystyle m}$

二つの極を二つの異なる質点とみなすと、それらの質量は次のように定義される。

${\displaystyle M_{NP}={\frac {C_{20}+C_{30}}{2}}\,M_{\text{Mars}}}$ ^[32]

${\displaystyle M_{SP}={\frac {C_{20}-C_{30}}{2}}\,M_{\text{Mars}}}$ ^[32]

データによれば、南極冠の最大質量変動は約8.4 × 10 ¹⁵ kg ^[13]で、秋分点付近で発生する。[ ^13]一方、北極冠の最大質量変動は約6.2 × 10 ¹⁵ kg ^[13]で、冬至と春分点の間で発生する。^[13]

長期的には、北極に蓄えられる氷の質量は(1.4 ± 0.5) × 10 ¹¹ kg増加する一方^[8] 、南極では(0.8 ± 0.6) × 10 11 kg減少することが分かっています。^[8]さらに、大気中の二酸化炭素の質量も長期的には(0.6 ± 0.6) × 10 11 kg減少するでしょう。^{[ 8 ]}不確実性があるため、南極から北極への物質の移動が現在も行われているかどうかは不明ですが、その可能性は否定できません。^[8]

潮

火星に作用する2つの主要な潮汐力は、太陽潮汐とフォボス潮汐である。^[13] ラブ数k ₂は、天体に作用する潮汐力と天体の質量分布から生じる多極モーメントを関連付ける重要な比例無次元定数である。通常、k ₂は四極子変形を示す。^[13] k ₂を見つけることは、火星の内部構造を理解するのに役立つ。^[13]ジェノバのチームが得た最新の k _{2は 0.1697 ± 0.0009 である。} ^{[13] k} ₂が 0.10 より小さい場合、固体の核が存在することを示しているため、火星では少なくとも外核は液体であり、^[31]予測される核の半径は 1520～1840 km である。^[31]

しかし、MGS、ODY、MROからの現在の電波追跡データでは、位相遅れが潮汐に与える影響を検出することができません。これはデータが弱すぎるためであり、将来的には宇宙船の摂動に関するより正確な測定が必要になります。^[13]

地球物理学的影響

地殻の厚さ

火星の地殻の厚さに対する面積の割合のヒストグラム。ヒストグラムの 2 つの主要なピークは 32 km と 58 km です。

地形、自由大気重力異常、地殻密度マップの比較– 赤：重力が高い、青：重力が低い

火星の地殻の厚さを直接測定したデータは現在のところ存在しません。SNC隕石と斜方輝石隕石ALH84001の地球化学的知見から、火星の地殻の平均厚さは100～250kmと示唆されています。^[33]粘性緩和解析から、最大厚さは50～100kmと示唆されています。この厚さは、半球地殻の変動を維持し、チャネルの流れを防ぐ上で重要です。^[34]地球物理学と地球化学の複合研究から、地殻の平均厚さは50±12km程度まで低下する可能性があることが示唆されています。 ^[35]

異なる探査機による重力場の測定により、より高解像度の地球全体のブーゲポテンシャルモデルを作成することができます。^[5]局所的な浅い密度異常とコアの平坦化の影響を除去すると、^[5]次の式で示されるように、残差ブーゲポテンシャルが生成されます。

${\displaystyle U_{RB}=U_{B}-U_{\text{core}}-U_{\text{local}}}$ ^[5]

残留ブーゲポテンシャルはマントルによって寄与される。^[5]地殻マントル境界、あるいは地形質量を補正したモホ面の起伏は、残留異常の変化をもたらすはずである。^[5]逆に、起伏のある境界が観測される場合、地殻の厚さに変化があるはずである。

残留ブーゲ異常データの地球規模の研究によると、火星の地殻の厚さは5.8kmから102kmまで変化しています。^[5]地殻の厚さの等面積ヒストグラムから、32kmと58kmの2つの主要なピークが特定されています。^[5]これらの2つのピークは、火星の地殻の二分性に関連しています。^[5] 60kmを超える地殻のほぼすべては、一般的に均一な厚さを持つ南部の高地によって占められています。^{[5]また、北部の低地は一般に地殻が薄くなっています。}アラビアテラ地域と北半球の地殻の厚さは緯度に依存していることがわかっています。 ^[5]シナイ平原とルナエ平原に向かって南に行くほど、地殻は厚くなっています。^[5]

すべての地域の中で、タウマシアとクラリティスは火星上で最も厚い地殻部分を有し、ヒストグラムでは70 kmを超えています。^[5]ヘラス盆地とアルギュレ盆地は地殻が30 km未満であることが観測されており、^[5]南半球で例外的に薄い地域です。^[5] イシディスとユートピアでも地殻の著しい薄化が観測されており、^[5]イシディス盆地の中心部は火星上で最も地殻が薄いと考えられています。^[5]

衝突と粘性緩和による地殻の再分布

最初の衝突後、高い熱流束と高い水分含有量は粘性緩和を促進したと考えられる。地殻はより延性化する。その結果、クレーターの盆地地形は自己重力によるより大きな応力を受け、地殻流動と地形の崩壊がさらに促進される。しかし、この分析はヘラス盆地、ユートピア盆地、アルギュレ盆地、イシディス盆地のような巨大衝突クレーターには当てはまらない可能性がある。^[25]

ほぼすべての主要な衝突クレーターの下では、地殻の薄化が起こったと考えられています。^[5]地殻の掘削、火山物質の定置による変化、そして弱いリソスフェアで起こる地殻流動が原因として考えられます。^[5]衝突前の地殻が掘削されると、中央マントルの隆起によって重力による回復が起こり、隆起した密度の高い物質の質量によって空洞の質量不足が補われると考えられます。^[5]

巨大衝突盆地であるユートピア、ヘラス、アルギュレ、イシディスはその最も顕著な例である。^[5] ユートピアは北部低地に位置する衝突盆地で、軽い水沈殿堆積物で満たされており、中央部で地殻がわずかに厚くなっている。^[5]これは北部低地での大規模な地表再形成プロセスによるものと考えられる。^[5]一方、ヘラス、アルギュレ、イシディス盆地ではモホ面が大きく隆起しており、地殻縁を越えて拡散した地殻の環状部が見られる。^[5]

しかしそれとは逆に、直径 275 km < D < 1000 km の火星盆地のほぼすべては、低振幅の表面および低振幅のモホ面起伏と​​関連している。^[25]多くは負の自由大気重力異常を持つことがわかっているが、証拠によれば、それらはすべて高重力（正の自由大気重力異常）を経験したはずである。^[25]これらは侵食と埋没だけによって引き起こされたのではないと示唆されており、盆地に物質を追加すると、実際には重力の強度が減少するよりも増加するからである。 [ ^{25 ]}したがって、粘性緩和が起こっていたはずである。 ^[25]火星の初期地殻の高い熱流束と高い水分含有量は、粘性緩和を促した。 [25] これら 2 つの要因によって地殻の延性が高まった。クレーターの盆地地形は、自己重力による大きな応力を受ける巨大衝突盆地は、地殻の薄化により地殻が薄すぎて固相線下の地殻流動を維持できないため、粘性緩和を経験していない例外的な場所です。^{[5] [25]}

地殻全体の密度が低い

2017年に開発された最新の地殻密度モデルRM1によると、火星の地殻全体の密度は2582 ± 209 kg m ^{−3とされており[9]} 、これは地球全体の平均値を表しています。^[9]地殻密度には横方向の変動が存在するはずです。^{[9]例えば、火山体群の上空では、局所的な密度は3231 ± 95 kg m −3}にも達すると予想されており^[9]、これは隕石データやこれまでの推定値と一致しています。さらに、北半球の密度は一般的に南半球よりも高く^[9] 、これは後者が前者よりも多孔質であることを示唆している可能性があります。

嵩密度を達成するには、多孔度が重要な役割を果たす可能性がある。鉱物粒子の密度を3100 kg m ^{−3とした場合[9]}、多孔度が10%から23%になると、嵩密度が200 kg m ⁻³低下する可能性がある。^[9]空隙空間が水や氷で満たされている場合、嵩密度の低下も予想される。^[9]嵩密度のさらなる低下は、深さとともに密度が増加することで説明できる。^[9]火星の表層は深部よりも多孔質であり、深さとともに密度が増加する傾向には地理的なばらつきもある。^[9]

工学および科学アプリケーション

アレオイド

アレオイドは、火星の重力と自転の等位図を表す惑星ジオイドであり、地球のジオイド（「海面」）の概念に類似しています。 ^{[5] [36] [37]}これは、MOLAミッション実験グリッドデータレコード（MEGDR）^{[5] [36]}の開発基準として設定されており、これは全球地形モデルです。この地形モデルは、火星の地形学的特徴をマッピングし、様々なプロセスを理解する上で重要です。

楕円体を導くには、2つの作業が必要である。まず、惑星の重心の位置を特定するには重力データが不可欠であり^[36] 、これは内部の質量分布に大きく影響されるため、探査機の無線追跡データが必要となる。^{[36]これは主に}マーズ・グローバル・サーベイヤー（MGS）によって行われた。 ^{[5] [36]}次に、 MGSに搭載された400 kmの仰角軌道で動作するMOLA 2機器は、機器からのパルスの往復飛行時間をカウントすることにより、探査機と地表間の距離を測定することができる。^[36]これら2つの作業を組み合わせることで、楕円体とMEGDRを構築することができる。上記に基づき、楕円体の半径は惑星の赤道における平均半径3396 kmとされている。^{[5] [36]}

地形モデルMEDGRsは、MOLA 2の機器による距離測定と、火星探査機MGSの無線追跡データに基づいて開発されました。^[36]最高地点はオリンポス山にあり、最深地点はヘラス盆地内にあります。^[36]（茶赤：高地形、緑青：低地形）（クレジット：NASA/JPL-Caltech）

地上着陸

火星と地球の距離は遠いため、着陸機への即時の指示はほぼ不可能である。着陸は着陸機の自律システムに大きく依存する。失敗を避けるためには、火星の重力場を正確に理解することが着陸プロジェクトにとって不可欠であり、重力の影響による相殺要因と不確実性を最小限に抑え、スムーズな着陸プロセスを可能にする必要がある。^{[38] [39]}火星に着陸した最初の人工物である火星2号着陸機は、原因不明の理由で墜落した。火星の表面環境は複雑で、水平方向に変化する地形パターンで構成されているため、岩石による危険を回避するために、正確な着陸位置の決定やその他の保護対策に現場でLIDARを使用することで、着陸プロセスをさらに支援する必要がある。^{[38] [39]}

参照

• 火星の地質学
• 火星の炭酸塩災害

参考文献

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