Бесплатный автореферат и диссертация по геологии на тему

Анализ неравновесного гравитационного поля и топографии Марса и напряженное состояние марсианской литосферы

ВАК РФ 04.00.22, Геофизика

Автореферат диссертации по теме "Анализ неравновесного гравитационного поля и топографии Марса и напряженное состояние марсианской литосферы"

РГО од

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК . ! 1 •■-'^'•ИНСТИТУТ ФИЗИКИ ЗЕМЛИ им. О.Ю. ШМИДТА

На правах рукописи УДК 523.4

К01Ш1ЯК0В ЕВГЕНИЙ МИХАЙЛОВИЧ

АНАЛИЗ НЕРАВНОВЕСНОГО ГРАВИТАЦИОННОГО ПОЛЯ И ТОПОГРАФИИ МАРСА И НАПРЯЖЕННОЕ СОСТОЯНИЕ МАРСИАНСКОЙ ЛИТОСФЕРЫ

(специальность 04.00.22 - геофизика)

АВТОРЕФЕРАТ ДИССЕРТАЦИИ на соискание ученой степени ■ кандидата физико-математических наук

Москва, 1993

РАБОТА ВЫПОЛНЕНА Б ИНСТИТУТЕ ФИЗИКИ ЗЕМЛИ им. О.Ю. ШМИДТА РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК

1

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук, профессор В.Н. Жарков

Официальные оппоненты:

Ведущая организация:

Институт океанологии им. П.П. Ширшова (РАН)

К пог.ов.ог при Институте физики Земли им О.Ю. Млидта РАН по адресу: 123810, Москва Д-242, Б.Грузинская, Ю.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИФЗ РАН.

доктор физико-математических наук В.О. Михайлов

доктор физико-математических наук М.С. Красс

Защита диссертации состоится

часов на заседании Специализированного Совета

Автореферат разослан

Ученый секретарь Специализированного Совета доктор физико-математических наук

В.А. Дубровский

Актуальность тепы. Исследования Марса представляют собой существенную и постоянно развивающуюся область сравнительной планетологии. Среди планет земной группы Марс занимает особое место. При формировании он не добрал значительное количество материала из-за возмущающего действия гравитационного поля Юпитера и по своим размерам занимает промежуточное место между Землей и Венерой с одной стороны и Меркурием и Луной с другой. На Марсе не видно следов характерной для Земли тектоники плит, однако наличие на поверхности таких топографических структур, как например поднятие Фарсида или гигантские щитовые вулканы, говорит об имевших место в прошлом интенсивном вулканизме и активных динамических процессах в недрах планеты. Возраст наиболее молодых марсианских структур оценивается как не менее нескольких сотен миллионов лет, и можно предположить, что в настоящее время тектоника Марса это тектоника одноплитовой планеты, находящейся в стадии остывания, где внутри-мантийная конвекция носит второстепенный характер, а длинноволновый рельеф упруго поддерживается холодной монолитной литосферой.

Первый прорыв в направлении исследования Марса был совершен в начале 70-х годов с облета Марса космическим аппаратом "Мари-нер-9". На основании данных полученных с помощью радарной съемки, произведенной "Маринером-9", была получена информация о геологической структуре и вулканизме на Марсе, исследована глобальная структура гравитационного поля и топографии планеты, сделаны важные выводы о строении марсианской коры. Новые данные, полученные с космических аппаратов "Викинг-1,2", позволили более детально изучить строение отдельных топографических структур Марса, оценить по кратерной хронологии их возраст, определить присущие им мелкомасштабные гравитационные аномалии. На основании наблюдаемого распространения по марсианской поверхности систем разломов, каньонов и

грабенов Сыли сделаны выводы о тектонической "жизни" планеты, произведены оценки толщины и строения коры и литосферы Марса, рассчитано напряженное состояние марсианских недр. Дальнейшие перспективы исследования Марса видятся в реализации ряда международных марсианских проектов, в частности "Марс-94", включающих в себя доставку на планету измерительную аппаратуру, проведение сейсмического эксперимента и, возможно, в итоге высадку человека на Марс.

Целью настоящей работы является интерпретация неравновесных гравитационного поля и топографии Марса с целью получения информации о строении основных марсианских топографических структур, расчета напряженного состояния планетной литосферы и выявление областей концентрации высоких сдвиговых и растягивающих напряжений как наиболее вероятных очагов марсотрясений. Также в свете реальной реологии горных пород исследуется вопрос о строении упругой литосферы Марса в зависимости от толщины коры -и распределения температуры в верхних горизонтах планеты.

Научная новизна. По данным о гравитационном поле произведена оценка эффективной плотности щитового вулкана Олимп и приведена качественная модель вулкана и его компенсационной структуры. Выполнены расчеты напряженного состояния литосферы Марса используя разложение гравитации и рельефа до 18-й степени и порядка, на поверхности планеты выявлены области, представляющие собой наиболее вероятные источники марсотрясений. Построена модель упругой литосферы Марса, определены ее изотермические границы, а также исследована возможность "экранирования" границы Мохо от смещений поверхности претерпевшим вязкую релаксацию нижним слоем коры.

Практическая ценность работы заключается в том, что полученные результаты могут быть использованы при планировании космических исследований, в частности сейсмического эксперимента на Марсе,

а также представляют собой базу для дальнейших. Солее углубленных и комплексных теоретических моделей напряженного состояния, структуры и эволюции марсианской литосферы.

Аппробация работы. Основные результаты работы докладывались и обсуждались на Генеральных Ассамблеях Европейского Геофизического Общества (апрель 1990 г.. Копенгаген; апрель 1991 г., Виесбаден; май 1993 г., Виесбаден), 12-й советско-американской рабочей встрече по планетологии ( июль 1990 г., Москва ), семинарах лаборатории Теоретической физики (лаб. 303) отдела Физики недр Земли и планет ИФЗ РАН.

Публикации. По теме диссертации опубликовано 8 работ.

Объем и структура диссертации. Диссертация, общий объем которой составляет 96 машинописных страниц, включает введение, 4 главы, заключение и библиографию из 124 наименований. Работа содержит 33 рисунка и 1 таблицу.

Автор выражает глубокую благодарность своему научному руководителю доктору физ.-мат. наук, профессору В.Н. Жаркову, а также кандидату физ.-мат. наук К.И. Марченкову за неизменное внимание и поддержку в процессе выполнения работы. Автор благодарит доктора физ.-мат. наук Б.И. Биргера за полезное обсуждение полученных результатов.

ОСНОВНОЕ СОДЕРВДНИЕ РАБОТЫ

Во введении формулируются цели исследования, актуальность, научная новизна и построение диссертационной работы.

В первой главе кратко обсуждается проблема внутреннего строения Марса, приводятся данные о гравитационном поле и топографии планеты и их анализ, исследуется вопрос об эффективной плотности и структуре гигантского щитового вулкана Олимп.

¡зи^ти гопографш ,7,ирга ошш получены как с- помощью спектральных и оптических съемок с космических аппаратов "Маринер-у" и "Викинг-1,2", так и на основании радарных измерений с поверхности Земли. В работе использовались данные, которые представляют собой измерение высот рельефа относительно изобарического уровня 6.1 мбар в 4504 точках, достаточно равномерно распределенных по по-верхлости планеты. При анализе топографии, равно как и других планетных физических полей, удобно использовать разложение в ряд по сферическим функциям. Разложение топографии было проведено относительно среднего радиуса до 18 степени и порядка:

ИО.ф) = Ш1 + £ £ Р^Ссоэе) (С1гтООс(тф) + Б(гч-г15 3.п(тф)) I, (1)

где гг -- 3390 км - средний радиус Марса, 0 и ф - сферические координаты, Р^Ыпв) - нормированные функции Лежандра. Коэффициенты с и Б1пт вычислялись по формулам

ной поверхности 6.1 мбар.

Гравитационное поле Марса определялось по данным о траекториях космических аппаратов "Маринер-9" и "Викинг-1,2" за 1971-1978 гг. Разложение до 50-й степени и порядка в сферической системе координат с началом в центре масс имеет стандартный вид:

I

(2)

где ь(е,ф) - измеренные высоты рельефа, кг(8,ф) - высоты референц-

У(г,9,ф)

(3)

= ™ [ 1 * Г i

1 trt-O

Р (cos0)(С Гссв(шф) +S з1п(шф)) I,

где г - расстояние от точки наблюдения до начала координат, м -масса планеты, G - гравитационная постоянная, с и s - норма-

1 gnm <jnrn г

лизовашше гравитационные моменты.

В работе построены карты высот ареоида N и аномалий ускорения силы тяжести ßg на поверхности согласно формулам ( go = gm/r2 ):

SO гч

N = R Е I Pnrriicos0)(G пгпсоз(тф) + S ^sinimp)), (4)

n = 2 т = 0 ПГГ> 9ПГП 9ПГТ>

SO г»

eS = S E Г (п + 1)P (cosGMC cos(nxp) + S sin(rпф)), (5)

О ™ n m enw 1 qnn

r.= 2 m = 0

причем отсчет производился от гидростатически равновесной фигуры планеты, соответствующей значению момента инерции I = 0.365 MR2. Карта высот ареоида разделена на две крупные диаметрально противоположные положительные аномалии в районе экватора, западная из которых связана с поднятием Фарсида. Более мелкомасштабные аномалии подавлены длинноволновой компонентой и для их выявления использовались аномалии ареоида после удаления первых четырех гармоник из разложения потенциала. Наиболее четко как крупно- так и мелкомасштабные детали марсианского гравитационного поля проявляются на карте аномалий ускорения силы тяжести. К интересным особенностям относятся гигантские масконные структуры Утопия, Исида и, возможно, Эллада. Заметно большие отрицательные аномалии в северной полярной зоне, чем в южной, связаны с известной топографической дихотомией Марса. Обнаружена кольцевая отрицательная аномалия вокруг

щитового вулкана Олимп.

В работе проведена интерпретация положительной гравитационной аномалии непосредственно над Олимпом. Показано, что фарсидская аномалия дает вклад в основном в виде гармоник степеней 2 * п * 6. После отбрасывания гармоник этих степеней вычисленные с помощью формул (4) и (5) аномалии высот ареоида и ускорения силы тяжести непосредственно от Олимпа имеют над его вершиной следующие значения: = 660 м. б§о = 1250 мГал.

Распределение топографических высот Олимпа выбиралось в виде функции Гаусса

11 (х) = ¡1 ехр(-:(г/гг), (6)

где х - расстояние от центра вулкана, Ьо = 25 км, го = (\-о/1Шо) = ¿22 км, = 3.9 ю° км3 - объем вулкана. Тогда для и 6go имеют место соотношения

N = и аг р ь

о О О О и

= 21ШреЬе

ГО (8)

которые дают практически совпадающие оценки эффективной плотности Олимпа: ро = 1.2 г/см®. Плотность марсианской коры рс оценивается как 3.0-3.2 г/см3. Сравнение ро и рс говорит о значительней, возможно полной, скомпенсированности Олимпа, что подтверждается отсутствием зоны разломов вокруг вулкана. Источником самого вулкана и его компенсационной структуры могло быть выплавление базальтовых магм из гигантского мантийного гшома, располагавшегося на границе коры. Изливание магм происходило в ограниченном районе, где лито-

сфера оказалась наиболее слабой, и в ней образовались разломы, по которым лава поднималась к поверхности. В тоже время горячий плт мог растечься по границе Мохо и выплавление той части магмы, которая не уходила к поверхности, а располагалась вдоль этой границы по типу андерплейтинга, происходило на значительно больших горизонтальных масштабах и привело к образованию протяженной коровой "подушки" под Олимпом, которая распространяется за пределы вулкана и вызывает на его периферии упомянавшуюся выше отрицательную гравитационную аномалию.

Во второй главе приводится обзор известных способов интерпретации неравновесного гравитационного поля планет, а также предлагается и аргументируется простой метод применительно к Марсу.

Суть метода состоит в следующем:

Уравнения равновесия деформированного тела при наличии объемных сил ? в общем случае имеют вид (по повторяющимся индексам производится суммирование):

+ Р^ * <9)

где о1к - тензор напряжений, ^ - координаты, р - плотность. Обозначим через и^ компоненты вектора смещения. Симметричный тензор

. . аи эиь

называется тензором деформаций. Для идеально упругой изотропной среды тензоры напряжений и деформаций связаны между собой обобщенным законом Гука:

= ке,Ак+ М - \ ^к8,. ) = ^Ак+ (11)

где К - модуль сжатия, ц - модуль сдвига, X = к - 2/зц - постоянная Лямэ, - символ Кронекера.

В уравнении (9) объемной силой является гравитационное воздействие, и таким образом

? = Уф , (12)

где гравитационный потенциал ф удовлетворяет уравнению Пуассона

= -«яр . (13)

Если рассматривать только негидростатические напряжения, т.е. напряжения, возникающие в следствии отклонения планеты от состояния гидростатического равновесия, то в сферической системе координат компоненты массовой силы в уравнении (9) будут выглядеть следующим образом:

ар

Рр, = -«Фа^ " ^ ■ Рре = Ррф = (14)

где рс(г) и ^(г) - радиально симметричные равновесные распределения плотности и ускорения силы тяжести, а Ср и 5ф - аномалии плотности и потенциала.

Предположим далее, что ро(г) является кусочно-постоянной функцией, т. е. равновесная планета состоит из слоев постоянной плотности, границы которых проходят по уровням г = гк. На каждой из границ равновесная плотность испытывает скачки Дрк, которые счита-

ются положительными при росте к центру планеты. При отклонении от равновесного состояния эти поверхности раздела будут претерпевать вертикальные смещения ^(В.ф). Предположим также, что находящиеся в недрах планеты аномалии плотности бр(г,е,ф) могут быть представлены в виде расположенных на уровнях г = бесконечно тонких слоев с поверхностными плотностями ба^б.ф). Тогда легко видеть, что система уравнений для напряжений (9) будет однородна во всем пространстве за исключением уровней г = гь , при переходе через которые напряжение огг будет испытывать скачки

оГ'" = К^-Мв'Ф) - 5ф(гк,9,ф))Лрк ,

агТ1*0 = ^(г^-ба^е.ф). (15)

В свою очередь при г * гк1 аномальный потенциал бф будет удовлетворять однородному уравнению Лапласа, тогда как на границах г = гЬ1 производная эбф/эг будет иметь разрывы, а именно:

Эг

гк

= -4тсаик(9.ф)Дрк , I 1 = -41Й5ба1 (9,ф) . (16)

\ г -О

Эбф Эг

Решение системы (9-16) удобно искать после разложения в ряд по сферическим функциям и вычисления в каздом слое радиальных составляющих в разложении поля напряжений. Далее в заданных точках гармонические ряды суммируются, путем преобразования координат симметричный тензор напряжений приводится к диагональному виду с главными значениями { аэ * а2 л а1 } и вычисляются напряжения

всестороннего сжатия р и максимальные сдвиговые напряжения т по формулам:

и + о, + о а - о Р = -J-. -с = -i-5-^- . (17)

В третьей главе исследуется напряженное состояние литосферы Марса в зависимости от реологического разреза недр планеты, исследуется возможный вклад температурных напряжений и выявляются наиболее вероятные потенциальные очаги марсотрясений.

В работе предполагалось, что в Марсе существуют два уровня сосредоточения аномальных масс - поверхность и граница Мохо. Эти массы представляют собой утолщение или утончение коры на указанных уровнях. Тогда можно считать, что на уровнях r = R и r = Rc = = к - hc (h. - толщина коры) расположены аномальные поверхностные

S и __

весовые нагрузки q и q , определяемые как:

qS = -p.gaUr5 - if) . (18а)

qM = -Ap^tH* - N*4) . (180)

где Н55 и IIs - высоты рельефа и ареоида на поверхности, Нм и IIм -аналогичные параметры на границе Мохо, рс и Ар - плотность коры и скачек плотности при переходе в мантию. Как видно из (18). нагрузка представляет собой вес соответствующего рельефа, отсчитанного от эквипотенциальной поверхности, т.е. определяется отклонением от состояния гидростатического равновесия (совпадение изопикн и экви-потенциалей означает гидростатическое равновесие планеты).

Для замыкания системы будем использовать разложение аномальных полей по сферическим функциям. Коэффициенты и N®nm являются известными из наблюдений согласно формулам:

Н3 = ^ """ * (19а)

=н( " 1 =

""" I ^ .1 = 2.

( С , ¡И,

I Бв„™ .1=2.

(190)

Значения коэффициентов и определяются из соотношений: Ри н3 = р Н* + Др н" Ы 2. ' (2.

} Г«Л1 \ г»т г с V пт г V пт IК I

^ р„ IIм = Ар Н" + р Н5 Ы , (21

^ 1пт ' 1П1П гс тт 1К I

Рд - средняя плотность Марса. В такой постановке задача является полностью определенной. Исходя из известных величин н^га и можно вычислить амплитуды нагрузок и для выбранной модели

Марса получить все интересующие характеристики напряженного состояния марсианских недр.

На рис.1а приведены карты максимальных сдвиговых напряжений т на поверхности для случая литосферы толщиной ь = 200 км при толщине коры 1хс = юо км. Видно, что имеет место концентрация изолиний в районе основных топографических структур: поднятия Фарсида, долины Маринеров, равнины Утопия, бассейнов Исида и Эллада. В целом в марсианской литосфере доминируют напряжения мембранного типа, которые соответствуют низким степеням сферических гармоник и связаны. с длинноволновыми компонентами в разложении неравновесной топографии и гравитации Марса. Как известно, мембранные напряжения обратно пропорциональны толщине'литосферы ь, так что для среднего уровня поверхностных напряжений % в зависимости от значения Ь мо-

жет быть использована приближенная формула:

* - Мг

х. = 1000 бар, Ь. = 100 км. (21)

Средний уровень напряжений в литосфере незначительно зависит от выбранного значения толщины коры Исключение составляют те структуры, чье состояние близко к изостазии. В этом случае небольшие вариации толщины компенсационного "корня", связанные с выбором значения й., будут существенным образом влиять на величину суммарной нагрузки, что приведет к сильной зависимости от соответствующего данной структуре поля напряжений. Так для бассейна Эллада по мере роста толщины коры напряжения возрастают более чем на порядок, причем случай ь. = ь характеризуется практически не зависящим от ь значением т. - гзоо бар.

На планетах, где длительность приложенных напряжений охватывает миллиарды лет, области сосредоточения растягивающих усилий могут рассматриваться как наиболее вероятные очаги разрушения. Исходя из этого на рис.1б приведена карта изолиний напряжений растяжения-сжатия р (см. формулу (17), растягивающие напряжения положительны) на поверхности Марса для случая литосферы толщиной 200 км. Из рис.16 следует, что все области сосредоточения высоких значений х, за исключением долины Маринеров, характеризуются интенсивными сжимающими напряжениями, что будет подавлять образование разломов в этих районах. Наоборот, долина Маринеров отмечена наиболее высокими на планете растягивающими напряжениями, которые вкупе со значите льными сдвиговыми напряжениями указывают здесь на наибольшую вероятность для потенциального очага марсотрясений. Кроме того высокими положительными значениями р отмечены поднятие Элизий, Аци-далийское море, равнина Амазония и ряд других территорий.

• 1В0 -»50 -120 -t0 -40 -¿О О 30 «О 90 »20 190

а)

Ь)

РИС.1. Максимальные сдвиговые напряжения i (а), напряжения растяжения-сжатия р (б) и их сумма р+т (в) на поверхности Марса в случае упругой литосферы толщиной 200 км. Изолинии даны в барах. Отрицательным значениям соответствуют штриховые линии, положительным - сплошные. Толщина коры 100 км.

Для совместного учета как растягивающих, так и сдвиговых напряжений на рис.1 в приведены изолинии р+т. Для рис.1 в характерны высокие значения р+1 для областей с высокими положительными значениями р, тогда как области, находящиеся в состоянии сжатия, отмечены близкими к нулю и в целом отрицательными значениями р+г. Под-, водя черту под анализом напряженного состояния недр Марса можно заключить, что если сейсмическая активность Марса в настоящее время имеет место, то наиболее вероятные очаги марсотрясений должны по-видимому располагаться там, где одновременно имеют место высокие сдвиговые и растягивающие напряжениями, а именно в районах поднятия Элизий, Ацидалийского моря, равнины Амазония и, прежде всего, долины Маринеров.

В заключении главы рассмотрен вопрос о температурных напряжениях в литосфере Марса, связанных с изменением со временем средней температуры его недр. Показано, что если на последнем этапе эволюции пассивное остывание Марса было существенным, то это привело к заметному тепловому сжатию его недр и подавлению тенденции к образованию разломов на поверхности планеты. Кроме того падение температуры могло привести к росту упругой части литосферы, и как следствие к падению в ней уровня негидростатических напряжений. Оба указанных фактора являются возможным объяснением затухания активной тектонической жизни Марса за последний миллиард лет.

В четвертой главе рассматривается структура и толщина упругой литосферы Марса в зависимости от толщины коры и приповерхностного градиента температуры, а также исследуются условия при которых граница кора-мантия может быть "экранирована" от смещений поверхности притерпевшим вязкую релаксацию нижним коровым слоем.

Переход от упругого режима к вязкому в горных породах при напряжениях характерных для недр планет кбара происходит на

стадии дислокационной ползучести, когда связь между девиаторними напряжениями и деформациями можно записать следующим образом:

'Л = 51 * ЬТчехр(-А/Т) , (22)

где I - время, Т - абсолютная температура, а, ч и Ь - некоторые константы, характерные для данного материала. В работе делалось предположение, что активная вулканическая "жизнь" Марса завершилась около 1 млрд. лет назад, и что в настоящее время планета находится в состоянии пассивного остывания, а негидростатические нагрузки, связанные с топографией и рельефом Мохо, стационарно поддерживаются не претерпевшим релаксации верхним холодным слоем. Полагая в формуле (22) эе/эь = о и интегрируя по времени можно ввести эффективный модуль сдвига:

(1 + )'

' с Ч - » > *

(23а)

t =

ехр(А/Т)

2 (4-1

(230)

В формуле (230) то - напряжение в холодных областях планеты, где значение второго члена в знаменателе выражения (23а) пренебрежимо мало и = ц; %г - время релаксации, то есть характерное время перехода от упругого состояния к вязкому.

На рис.2 приведены зависимости от абсолютной температуры значений ц,вГ и 1;г при то = 1 кбар, t = 1 млрд. лет и реологических параметрах соответствующих диабазу (для коры) и оливину (для мантии). Видно, что начиная с некоторой температуры Т1р происходит резкое падения величины модуля сдвига практически до нуля. Исходя

из (23) эта переходная температура определяется выражением

ln(2(q-1 )|ibtl£")

Для диабаза и оливина формула (24) дает Ttr « боо К и 900 К, соответственно. Таким образом в зависимости от толщины коры и от приповерхностного распределения температуры литосфера может 1) состоять из всей коры и части мантии, 2) иметь ослабленную прослойку в нижней части коры, з) быть ограничена верхним коровым слоем.

Оценивая толщину литосферы Мареа как ь = 100-200 км можно предположить, что рост температуры в недрах Марса в целом происходит достаточно медленно и градиент температуры vT у поверхности не превышает 6 К/км, а в случае толстой коры (Кс > 100 км) vT не более 4 К/км. В районе поднятия Фарсида есть основания ожидать более высокие чем в среднем по планете значения градиента температуры, в связи с активными вулканическими процессами, имевшими место в прошлом. Это обстоятельство, а также возможное утолщение коры под поднятием на 40 - 60 км, может приводить здесь к значительному локальному утончению литосферы.

Под действием нагрузки, приложенной к поверхности планеты, литосфера будет испытывать упругую деформацию, величина которой зависит от распределения по глубине эффективного модуля сдвига. Если нижняя часть коры находится в ослабленном состоянии, то ослабленный слой может частично или полностью "экранировать" границу Мохо от деформации, которая будет концентрироваться в верхнем упругом коровом слое. В работе показано, что отношение смещений поверхности и*т и границы Мохо под действием поверхностной нагрузки можно оценить как

300 400 500 600 700 800 900 1000 1100 1200 80-|-1-1-1—-"--1-1-1—-1-V 10 '

100 125 150 толшнна кори, кы

РИС.2. Зависимости от абсолютной температуры эффективного модуля сдвига и времени релаксации для диабаза (соответственно кривые 1 и 1') и оливина (кривые 2 и 2').

РИС.3. Значения толщины коры и градиента температуры при которых граница кора-мантия наполовину "экранирована" от поверхностных деформаций; п - номер сферической гармоники.

и 2п(п + 1 )ДРё

•о о

+ 1 , (25а)

где

Ц.ехр(А/^-1 )Тсго) (ч-1 )т;

Н.-, = —:—:-:-. • = А7Т " • 1256)

т (2ци-1 )ьг)

Тст - температура на границе кора-мантия, п - номер сферической гармоники. Полагая Др = о.З г/смэ, на рис.з для трех значений п = 2, ю и 50 приведены величины ь и уТ при которых смещение поверхности в два раза превышает смещение границы кора-мантия. Для каждой кривой область слева от нее соответствует одинаковому смещению обеих границ; область справа - пренебрежимо малому смещению границы Мохо по сравнению с поверхностью. Из рис.з видно, что для "экранирования" границы Мохо от деформаций под давлением поверхностных нагрузок, особенно в случае малых п, необходимы или высокие значения ^Т, или достаточно толстая кора. Оба этих обстоятельства могут иметь место в центре плато Фарсида: тогда под тяжестью щитовых вулканов прогибаться будет лишь упругий верхний короЕый слой, а граница кора-мантия останется горизонтальной. Это предположение косвенно подтверждается данными о практически полном отсутствии компенсационного "корня" у вулкана Павлиний.

В заключении приводятся основные результаты и выводы.

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ВЫВОДЫ

1. Получено новое разложение топографии Марса по сферическим функциям, существенно дополняющее предыдущее разложение.

2. По новым данным о гравитационном поле произведена оценка эффективной плотности щитового вулкана Олимп, которая оказалась

равной 1.2 г/см3 и указывает на значительную, возможно полную, компенсацию Олимпа. Приведена качественная модель вулкана и его компенсационной структуры.

3. Произведен расчет напряженного состояния литосферы Марса используя разложение гравитации и рельефа до 18-й степени и порядка. Проведена классификация негидростатических напряжений в марсианской литосфере и показано, что доминирующими являются напряжения мембранного типа.

4. На основании предложенного качественного критерия прочности литосферы выявлены вероятные источники марсотрясений, как области сосредоточения высоких сдвиговых и растягивающих напряжений. С этой точки зрения наиболее потенциально сейсмоактивным районом должна быть долина Маринеров. Произведен учет возможных температурных напряжений в следствии глобального остывания планеты.

5. Путем введения эффективного модуля сдвига построена модель упругой литосферы Марса, определены ее изотермические границы (для диабаза ~600 к, для оливина ~900 К) и исследована зависимость эффективной толщины литосферы от толщины коры и приповерхностного распределения температуры.

6. Показано, что при достаточно высоких значениях толщины коры и приповерхностного градиента температуры граница Мохо может быть "экранирована" от смещений поверхности притерпевшим вязкую релаксацию нижним коровым слоем.

Основные положения и результаты диссертации опубликованы в работах:

1. On the stress state and thickness variations of the crust of Mars. Marchenkov K.I., Koshlyakov E.M., Zharkov V.N. Annales Geophysicae. XV General Assembly. Copenhagen. 23-27 april 1990. p. 303.

2. Исследование напряженного состояния марсианской литосферы. Марченков К.И., Кошляков Е.М., Жарков В.Н., Никишин A.M. Тезисы докладов 12-й советско-американской рабочей встречи по планетологии, 16-20 июля 1990, стр. 50-51.

3. Investigation of the stress state of Martian lithosphere. Marchenkov K.I., Koshlyakov E.M., Zharkov V.N. Annales Geophysi-cae. XVI General Assembly. Wiesbaden. 22-26 April 1991. p. C430.

4. Состав, строение и гравитационное поле Марса. Жарков В.Н., Кошляков Е.М., Марченков К.И. Астрон. Вестник, 1991, т. 25, N 5, стр. 515-547.

5. Investigation of stresses in the lithosphere of Mars: New tectonic interpretation. Marchenkov K.I., Koshlyakov E.M., Zharkov V.N., Nikishin A.M. Proe. Lunar Planet. Sci., XXIII, 1992, p. 835836.

6. О гравитационном поле Марса. Кошляков Е.М., Жарков В.Н. Астрон. Вестник, 1993, т. 27, N 2, стр. 12-22.

7. О структуре упругой литосферы Марса. Кошляков Е.М. Астрон. Вестник, 1993, Т. 27, N 2, стр. 23-32.

8. On structure of the elastic lithosphere of Mars. Koshlyakov E.M. Annales Geophysicae. XVIII General Assembly. Wiesbaden. 1-5 May 1993- p. C452.

vupMa 'П-Ьентр*, зак.К< 1552, тир.70