В.Н. Жарков - Внутреннее строение Земли и планет (1119250), страница 66
Текст из файла (страница 66)
Результаты расчетовтакже приведены на рис. 84 и 85. Из этих рисунков следует, что касательные напряжения в упругих литосферах Марса и Меркурия могут достигать сотен бар.9.4.Распределение эффективной вязкости в недрахВенеры, Марса и МеркурияВопрос о распределении эффективной вязкости в недрах мантии Земли былподробно рассмотрен в §7.6. Ясно, что эта важная проблема планетологии становится еще более неопределенной при переходе к планетам земной группы.Оценим эффективные вязкости в силикатных мантиях Венеры, Марса и Меркурия с помощью формул для вязкости перидотитов, рассмотренных в §7.6.Результаты этих расчетов вместе с соответствующими распределениями температур показаны на рис.
86–88.Упрощенная формула для вязкости мантии Венеры, с помощью которой былирассчитаны кривые η1 = η (T1 , τ = 1 бар) и η2 = η (Tад , τ = 1 бар) на рис. 86,имеет вид)(()1 бар 2 68053 ( ρ )2T3η = 1.1 ⋅ 10e T 3.365 пуаз,(186)1460 Kτгде T — в градусах Кельвина, τ — в барах, ρ — в г/см3 . На рис. 86 показанораспределение вязкости в мантии Венеры глубже ее литосферы (l ≳ 200 км) для300T, °Cη, пуаз1027η21026τ110251024τ2350030002500102320001022η110211020η1η11500100010191018400200 6001000 1400 1800 2200 2600 l, кмРис.
86. Распределение температуры и вязкости в мантии ВенерыT1 — пробное распределение температур, T2 — адиабатические температуры, η1 = η (T1 ,τ = 1 бар), η2 = η (T2 , τ = 1 бар)адиабатических температур T2 (l) = Tад (l) и некоторого «разумного» распределения температуры T1 (l). В соответствии с оценкой касательных напряженийв недрах планеты (см. §9.3) при расчете η1 (l) и η2 (l) величина τ принималасьравной одному бару. Мы видим, что для адиабатических температур T2 (l) эффективные вязкости η2 (l) становятся больше чем 1027 пуаз на глубинах l ≳ 1800 км.Такие большие вязкости означали бы, что нижняя мантия Венеры не обладаетсвойством текучести, что представляется неправдоподобным.
В связи с этим длянедр Венеры было «сконструировано» более реалистическое распределение температур T1 (l). Соответствующее распределение вязкости η1 (l) также представлено на рис. 86. Распределение η1 (l) показывает, что под литосферой Венеры наглубинах от ∼ 200 до ∼ 770 км расположена глубокая астеносфера с вязкостью∼ 1020 –1021 пуаз, а вязкости нижней мантии Венеры ∼ 1022 –1024 пуаз. С учетом имеющихся больших неопределенностей можно считать, что распределениетемператур T1 (l) приводит к «разумному» распределению вязкости η1 (l).Для Марса эффективная вязкость рассчитывалась по формуле)(()1 бар 2 61250 ( ρ )2.15T3η = 1.1 ⋅ 10e T 3.382пуаз(187)1423 Kτ301η, пуазT, °C10232а102210212аT12500T220001а210201а10191а10161000210181017150021 1а500100050011500 2000 2500 3000 l, кмРис. 87.
Распределения температуры и вязкости в мантии МарсаT1 — температура в варианте высоких температур, T2 — температура в варианте низких температур, 1 — η (T1 , τ = 30 бар), 1а — η (T1 , τ = 1 бар); 2 — η (T2 , τ = 30 бар), 2а — η (T2 , τ = 1 бар)для варианта «высоких» температур (МВТ — модель высоких температур) T1 (l)и варианта «низких» температур (МНТ — модель низких температур) T2 (l).Для каждого из распределений T1 (l) и T2 (l) даны два распределения η — приη = 30 бар и τ = 1 бар. Соответствующие кривые для η на рис. 87 обозначеныкак 1 и 1а, 2 и 2а.
Для T1 (l) вязкости в мантии Марса оказались неприемлемонизкими. Это и послужило основанием для «конструирования» МНТ = T2 (l).В модели низких температур толщина марсианской литосферы принималасьравной ∼ 500 км (T2 (l = 500 км) ≈ 1200∘ C). Распределения вязкости для МНТ —кривые 2 (τ = 30 бар) и 2а (τ = 1 бар) на рис. 87 — указывают на то, чтовязкость нижней мантии Марса слишком мала, чтобы выдерживать большиенегидростатические касательные напряжения на протяжении космических интервалов времени.
Отсюда можно сделать вывод о концентрации этих напряжений в мощной литосфере планеты. На рис. 87 распределения вязкости доведеныдо глубины l = 1700 км, где силикатная мантия граничит с ядром из Fe–FeS.Идея о том, что ядро Марса состоит не из Fe, а из сплава Fe–FeS, являетсяочень важной. Дело в том, что температура плавления сплава Fe–FeS можетбыть достаточно низкой (∼ 1000∘ C и слабо зависеть от давления. Поэтому МНТдля Марса приводит к жидкому ядру лишь в случае, если последнее состоит изсплава Fe—FeS, и ядро должно быть твердым, если оно состоит из Fe. Такимобразом, МНТ согласуется с наличием у планеты жидкого ядра из Fe–FeS, чтонеобходимо для объяснения собственного магнитного поля у Марса.302η, пуазT, °C30001022η3η210211020авсплаFe р2500T2η12000T3101915001018T11017100010165002005001000140018002200 l, кмРис.
88. Распределения температуры и вязкости в мантии МеркурияT1 , T2 , T3 — распределения температур η1 = η (T1 , τ = 1 бар), η2 = η (T2 , τ = 1 бар),η3 = η (T3 , τ = 1 бар)Для Меркурия эффективная вязкость рассчитывалась но формуле(η = 1.1 ⋅ 103T1473 K)(1 барτ)2e61250Tρ( 3.29)2.15пуаз(188)для трех вариантов распределения температур: T2 (l) (МВТ), T3 (l) (МНТ) и T1 (l);ход значения T1 (l) в ядре совпадает с кривой плавления железа. Силикатнаямантия Меркурия на глубине ∼ 700 км граничит с железным ядром планеты.Температурные распределения T1 (l) и T2 (l) приводят к неприемлемо низким вязкостям. В связи с этим было построено низкотемпературное распределение T3 (l),которое основано на гипотезе мощной литосферы у Меркурия (Δl1 ≈ 500 км), такчто T3 (l = 500 км) = 1200∘ C.
Соответствующее распределение вязкости η3 (l)вполне приемлемо. В рассматриваемой модели большие негидростатические касательные напряжения, о которых шла речь в предыдущем параграфе, должныконцентрироваться в мощной литосфере. Однако МНТ = T3 (l) делает проблематичным существование у планеты жидкого железного ядра, которое можнобыло бы привлечь для объяснения собственного магнитного поля. Поэтому воз303никает дилемма: или Меркурий имеет твердое железное ядро, а его магнитноеполе имеет реликтовую природу, или же ядро Меркурия содержит, так же каки ядро Марса, заметное количество FeS, что понижает температуру плавленияи позволяет построить модель планеты с жидким ядром для МНТ = T3 (l).Таким образом, в настоящее время встречаются серьезные трудности припопытке построить модель Меркурия, которая позволяла бы согласовать распределение температуры с распределениями вязкости и напряжений в недрахпланеты и в то же время приводила к существованию жидкого ядра из расплавленного железа — для объяснения собственного магнитного поля Меркурия.Глава 10ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ1«Сейчас уже является общепризнанным, чтомалая средняя плотность планет-гигантов объясняется тем, что они состоят из плотного ядра, окруженного несравненно менее плотнойоболочкой.
Нет оснований считать, что составядер планет-гигантов отличается от составаЗемли, кроме еще большей плотности этихядер из-за большего давления в глубине».О.Ю. Шмидт,«Четыре лекции о теории происхождения Земли».В настоящее время космическая эра «коснулась» и планет-гигантов: 4 декабря 1973 г. впервые космический аппарат «Пионер-10» пролетел мимо Юпитераи передал на Землю результаты измерений различных физических полей Юпитера и его фотографии.
Ровно через год (2 декабря 1974 г.) аппарат «Пионер-11»прошел на еще более близком расстоянии от планеты, выполнил детальные измерения и, развернутый мощным гравитационным полем Юпитера, направилсяв сторону Сатурна. Траектория «Пионера-11» такова, что по дороге к Сатурнуон вышел из плоскости эклиптики на полторы астрономические единицы2 . Этопозволило исследовать космическое пространство вдали от планетных орбит.В 1979 г. «Пионер-11» прошел между поверхностью Сатурна и его кольцами1 Нашеизложение основано на работах, выполненных в Институте физики Земли АН СССРим. О.Ю. Шмидта автором совместно с В.П.
Трубицыным, А.Б. Макалкиным и И.А. Царевским.2 Астрономическая единица (а. е.) равна среднему расстоянию Земли от Солнца: 1 а. е. =149.6 млн км. В плоскости эклиптики расположена орбита Земли, а орбиты всех остальныхпланет близки к этой плоскости.305и передал научную информацию на Землю. Если Юпитер находится на расстоянии 5.2 а. е. от Солнца, Сатурн — 9.5 а.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
