El campo magnético de Marte es el campo magnético generado desde el interior de Marte . Hoy en día, Marte no tiene un campo magnético global . Sin embargo, Marte impulsó una dinamo temprana que produjo un fuerte campo magnético hace 4 mil millones de años, comparable al campo superficial actual de la Tierra . Después de que cesó la dinamo temprana, se reactivó (o persistió hasta) una dinamo tardía débil hace aproximadamente 3.800 millones de años. La distribución del magnetismo de la corteza marciana es similar a la dicotomía marciana . Mientras que las tierras bajas del norte de Marte no están en gran medida magnetizadas, el hemisferio sur posee una fuerte magnetización remanente , mostrando franjas alternas. Nuestra comprensión de la evolución del campo magnético de Marte se basa en la combinación de mediciones satelitales y datos magnéticos terrestres marcianos .
La reconstrucción del magnetismo de la corteza global marciana se basa principalmente en mediciones del campo magnético del experimento de campo magnético/reflectómetro electrónico (MAG/ER) del Mars Global Surveyor (MGS) y datos del campo magnético de la atmósfera y evolución volátil de Marte (MAVEN). Sin embargo, estos satélites están ubicados a altitudes de 90 a 6000 km y tienen resoluciones espaciales de ≥160 km, [1] por lo que la magnetización medida no puede observar campos magnéticos de la corteza terrestre en escalas de longitud más cortas. [2]
Marte actualmente no sostiene una dinamo activa según las mediciones del campo magnético del Mars Global Surveyor (MGS) y Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) . Los datos satelitales muestran que la corteza más antigua (~4,2–4,3 Ga) del hemisferio sur registra una fuerte magnetización remanente (~22 nT ), pero las tierras bajas más jóvenes del norte tienen una magnetización remanente mucho más débil o nula. [3] Las grandes cuencas formadas durante el Bombardeo Intenso Tardío (LHB) (~ 4,1–3,9 Ga) (p. ej., Argyre , Hellas e Isidis ) y provincias volcánicas (p. ej., Elysium , Olympus Mons , Tharsis Montes y Alba Patera ) Carecen de firmas magnéticas, pero los volcanes más jóvenes de Noé y Hesperio (p. ej., Tyrrhenus Mons y Syrtis Major ) tienen remanencia cortical. [4]
La misión de exploración interior mediante investigaciones sísmicas, geodesia y transporte de calor ( InSight ) midió el campo de la corteza terrestre en el sitio de aterrizaje Insight ubicado en Elysium Planitia en ~2 µT . [2] Estos datos detallados a nivel del suelo son un orden de magnitud mayor que las estimaciones basadas en satélites de ~200 nT en el sitio de aterrizaje de InSight . Se sugiere que la fuente de esta alta magnetización es el basamento de Noé (~3,9 Ga) debajo de los flujos del Amazonas temprano y del Hesperio (~3,6 y 1,5 Ga). [2]
Los meteoritos marcianos permiten realizar estimaciones del paleocampo de Marte basándose en la magnetización remanente térmica (o TRM) (es decir, la magnetización remanente adquirida cuando el meteorito se enfrió por debajo de la temperatura de Curie en presencia del campo magnético ambiental ). La magnetización térmica remanente de carbonatos en el meteorito ALH84001 [5] reveló que el campo magnético marciano temprano (4,1–3,9 Ga) era ~50 µT, mucho más alto que el campo moderno, lo que sugiere que una dinamo marciana estuvo presente al menos hasta ese momento. El meteorito marciano Nakhlite más joven (~1,4 Ga) Miller Range (MIL) 03346 registró un paleocampo de sólo ~5 µT. [6] [7] Sin embargo, dadas las posibles ubicaciones de origen del meteorito Nakhlite, esta paleointensidad todavía sugiere que la magnetización de la superficie es más fuerte que los campos magnéticos estimados a partir de mediciones satelitales. [7] El paleocampo de ~5 µT de este meteorito puede explicarse por una dinamo activa tardía [6] [7] o por el campo generado a partir de flujos de lava emplazados en ausencia de una dinamo marciana tardía. [7]
Los meteoritos marcianos contienen una amplia gama de minerales magnéticos que pueden registrar magnetismo remanente antiguo, incluida la magnetita , la titanomagnetita , la pirrotita y la hematita . La mineralogía magnética incluye estados de dominio único (SD), pseudodominio único (PSD) y multidominio (MD). Sin embargo, sólo hay una cantidad limitada de meteoritos marcianos disponibles para reconstruir el paleocampo marciano debido a sobreimpresiones acuosas, térmicas y de choque que hacen que muchos meteoritos marcianos no sean adecuados para estos estudios. [7] Los estudios paleomagnéticos de meteoritos marcianos se enumeran en la siguiente tabla:
Se desconocen el momento exacto y la duración de la dinamo marciana , pero existen varias limitaciones derivadas de las observaciones satelitales y los estudios paleomagnéticos . La fuerte magnetización de la corteza en el hemisferio sur y la evidencia paleomagnética de ALH84001 indican que Marte sostuvo un fuerte campo magnético entre ~4,2 y 4,3 Ga. La ausencia de firmas magnéticas de la corteza en las tierras bajas superiores y las grandes cuencas de impacto implica la terminación de la dinamo antes de la formación. de estas cuencas (~4,0–3,9 Ga). Las anomalías magnéticas de dos volcanes jóvenes (por ejemplo, Tyrrhenus Mons , Syrtis Major ) pueden reflejar la presencia de un campo magnético marciano con posibles inversiones magnéticas durante el período tardío de Noé y Hesperio . [4]
Una pregunta sin resolver es por qué la dicotomía hemisférica de la corteza marciana se correlaciona con la dicotomía magnética (y si el origen de esta dicotomía es un proceso exógeno o endógeno ). Una explicación exógena es que el evento de impacto boreal resultó en la desmagnetización térmica de un hemisferio norte inicialmente magnetizado, [11] pero la edad propuesta para este evento (~4,5 Ga) es mucho anterior a la terminación de la dinamo marciana (~4,0–4,1 Ga). [11] [12] Un modelo alternativo sugiere que la convección del manto de grado 1 (es decir, una estructura convectiva en la que el afloramiento del manto domina en un hemisferio pero el descendente se apodera del otro hemisferio) puede producir una dinamo de un solo hemisferio. [13]
Una característica sorprendente del magnetismo de la corteza marciana son las largas franjas alternas con tendencia E-O en el hemisferio sur ( Terra Cimmeria y Terra Sirenum ). [14] Se ha propuesto que estas bandas están formadas por actividad tectónica de placas similar a la polaridad magnética alterna causada por la corteza del fondo marino que se extiende en la Tierra [14] o los resultados de repetidas intrusiones de diques . [15] Sin embargo, se requiere una selección cuidadosa del método de análisis de datos para interpretar estas franjas alternas. [16] El uso de soluciones dispersas (p. ej., regularización L1 ) de mediciones del campo de la corteza en lugar de soluciones de suavizado (p. ej., regularización L2 ) muestra parches locales altamente magnetizados (con el resto de la corteza no magnetizado) en lugar de rayas. [16] Estos parches podrían estar formados por eventos localizados como vulcanismo o calentamiento por eventos de impacto, [16] que pueden no requerir campos continuos (por ejemplo, dinamo intermitente). [11]
El mecanismo de dinamo de Marte no se comprende bien, pero se espera que sea similar al mecanismo de dinamo de la Tierra. [17] [18] La convección térmica debido a los altos gradientes térmicos en el núcleo inicial caliente fue probablemente el mecanismo principal para impulsar una dinamo al principio de la historia de Marte. [17] [18] A medida que el manto y el núcleo se enfriaron con el tiempo, la cristalización del núcleo interno (que proporcionaría calor latente) y la convección química pueden haber jugado un papel importante en el impulso de la dinamo. Después de la formación del núcleo interno, los elementos ligeros migraron desde el límite del núcleo interno hacia el núcleo externo líquido e impulsaron la convección mediante flotabilidad. [18] Sin embargo, ni siquiera los datos del módulo de aterrizaje InSight pudieron confirmar la presencia del núcleo interno sólido de Marte, [19] y no podemos excluir la posibilidad de que no haya cristalización del núcleo (solo convección térmica sin convección química). [17] [18] Además, no se puede descartar la posibilidad de que un océano de magma haya generado campos magnéticos . [17]
Tampoco está claro cuándo y mediante qué mecanismo se apagó la dinamo marciana. Quizás un cambio en la velocidad de enfriamiento del manto haya provocado el cese de la dinamo marciana. [17] Una teoría es que los impactos gigantes ocurridos durante los períodos temprano y medio de Noé detuvieron la dinamo al disminuir el flujo de calor global en el límite entre el núcleo y el manto. [20]
Las mediciones sísmicas del módulo de aterrizaje InSight revelaron que el núcleo externo marciano está en estado líquido y es más grande de lo esperado. [19] En un modelo, un núcleo marciano parcialmente cristalizado explica el estado actual de Marte (es decir, falta de campo magnético a pesar del núcleo externo líquido), y este modelo predice que el campo magnético tiene el potencial de reactivarse en el futuro. [18]