温联星研究组
 
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本研究组结合模拟与观测数据限定了火星的化学组分

2014-02-27

了解类地行星的化学组成,可以有助于我们了解行星的起源和演化。目前,关于行星演化有两种假说。一种假说认为原始太阳星云有化学分馏,距太阳系中心的距离不同则铁/硅比不同。因为不同的类地行星形成于距太阳不同距离处,它们具有不同的铁/硅比,形成不同的平均密度。另一种假说认为原始太阳星云没有化学分馏,所有类地行星都具有和球粒陨石相同的非挥发性化学组成。类地行星不同的平均密度是因为它们具有不同的金属氧化物/非氧化物比例。因此了解类地行星的化学组成,并和地球及球粒陨石的化学组成相比较,可以为我们了解行星演化提供线索。

所有类地行星中,我们对火星有最详细的观测数据。前人用对陨石进行主要元素分析和同位素分析的方法对火星的化学组分做了大量的研究工作。除了对陨石的化学分析之外,火星的物理数据,例如总质量、体积、转动惯量等数据也可以用来研究其化学组成,而最近大量的火星探测为我们提供了高精度的转动惯量数据。

中国科学技术大学地震与地球内部物理实验室王毅副教授、温联星教授和Stony Brook University的Donald Weidner教授结合矿物物理模拟和火星转动惯量数据限定了火星的化学组分。火星的转动惯量和其内部密度分布密切相关,我们用过去的工作中建立的矿物物理模拟方法根据不同的火星幔化学组成和不同的火星核(液态铁-硫系统)中的硫含量定量计算了火星幔和核中的一维密度分布(图1),并根据这些一维密度分布模型计算出不同化学组成条件下火星的转动惯量。我们又以火星总质量、火星可能的核半径(1630-1830公里)、观测得到的火星平均转动惯量(0.3645±0.0005)作为限制条件来约束火星内部可能的化学组成,得到火星幔中的铁含量在9.9-11.9 mol%之间,铝含量低于1.5 mol%,火星核中的硫含量在10.6-14.9 wt%之间,火星总的铁含量在27.3-32.0 wt%之间,铁硅比在1.55-1.95之间(图2、3,表1)。CI球粒陨石的化学组成在我们得到的火星可能的化学组成范围之内,根据现有数据无法判断火星的化学组成是否和CI球粒陨石相同。我们的结果推翻了Bertka and Fei (1998)认为火星的化学组分和CI球粒陨石不相同的结论。

图1.用矿物物理模拟方法根据Fei and Bertka (2005)火星内部温度模型和Wanke and Dreibus (1988)火星幔化学成分模型以及12%的火星核硫含量计算出的火星内部密度分布模型(a)和矿物分布模型(b)。α:α相橄榄石;β:β相橄榄石;γ:γ相橄榄石;Ca-Pv:钙基钙钛矿。

图1.用矿物物理模拟方法根据Fei and Bertka (2005)火星内部温度模型和Wanke and Dreibus (1988)火星幔化学成分模型以及12%的火星核硫含量计算出的火星内部密度分布模型(a)和矿物分布模型(b)。α:α相橄榄石;β:β相橄榄石;γ:γ相橄榄石;Ca-Pv:钙基钙钛矿。

图2:根据不同的火星幔铁含量和火星核硫含量计算的火星核半径(a)和转动惯量(b)。假设火星地壳厚度50公里,密度3.0克/立方厘米。(a)中的实线和(b)中的虚线表示可能的火星核半径范围(1630-1830公里);(b)中的实线表示观测得到的火星平均转动惯量值和误差范围。(b)中的阴影部分即为火星幔和核中可能的化学成分范围。

图2:根据不同的火星幔铁含量和火星核硫含量计算的火星核半径(a)和转动惯量(b)。假设火星地壳厚度50公里,密度3.0克/立方厘米。(a)中的实线和(b)中的虚线表示可能的火星核半径范围(1630-1830公里);(b)中的实线表示观测得到的火星平均转动惯量值和误差范围。(b)中的阴影部分即为火星幔和核中可能的化学成分范围。

图3:根据不同的火星幔铝含量和火星核硫含量计算的火星核半径(a)和转动惯量(b)。假设火星地壳厚度50公里,密度3.0克/立方厘米。(a)中的实线和(b)中的虚线表示可能的火星核半径范围(1630-1830公里);(b)中的实线表示观测得到的火星平均转动惯量值和误差范围。(b)中的阴影部分即为火星幔和核中可能的化学成分范围。

图3:根据不同的火星幔铝含量和火星核硫含量计算的火星核半径(a)和转动惯量(b)。假设火星地壳厚度50公里,密度3.0克/立方厘米。(a)中的实线和(b)中的虚线表示可能的火星核半径范围(1630-1830公里);(b)中的实线表示观测得到的火星平均转动惯量值和误差范围。(b)中的阴影部分即为火星幔和核中可能的化学成分范围。

Bertka, C.M., Fei, Y., 1998. Implications of Mars Pathfinder data for the accretion history of the terrestrial planets. Science 281, 1838–1840.

Fei, Y., Bertka, C.M., 2005. The interior of Mars. Science 308, 1120–1121.

Wanke, H., Dreibus, G., 1988. Chemical-composition and accretion history of terrestrial planets. Philos. Trans. R. Soc. Lond. Ser. A 325, 545–557.

上述研究结果已发表在国际知名地球物理学期刊Physics of the Earth and Planetary Interiors (Wang, Y., Wen, L. and Weidner, D., Composition of Mars constrained using geophysical observations and mineral physics modeling, Phys. Earth Planet. Inter. , 224, 68-76, 2013)

在线链接:http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0031920113001192

作者通讯方式:yiwang25@ustc.edu.cn

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