Używając najnowocześniejszego modelu wnętrza Księżyca, naukowcy z Uniwersytetu Kalifornii w Berkeley pokazali, że potrafią wyjaśnić niektóre tajemnice budowy geologicznej naszego naturalnego satelity. Naukowcy zaproponowali, że we wczesnej historii życia Księżyca, wznoszący się bąbel gorących skał mógł odsłonić sąsiedztwo jądra satelity, co pozwoliło mu na wystarczająco szybkie ochłodzenie, by doprowadzić do powstania pola magnetycznego, którego ślady wykryto w próbkach skał księżycowych.

Od tamtej pory Księżyc wystygł zupełnie i globalne pole magnetyczne znikło, jednak takie wydarzenie, do którego mogło dojść około 4 miliardów lat temu, może wyjaśnić, w jaki sposób powstały stare namagnetyzowane skały, przyniesione z powierzchni Księżyca podczas misji Apollo.

Trójwymiarowy model konwekcji stanowi eleganckie wyjaśnienie pola pochodzenia magnetycznego, które astronauci odkryli na księżycu” – mówi doktorant Dave Stegman z Berkeley, który opracował model księżycowy na podstawie wcześniejszych, bardziej uniwersalnych modeli symulujących dynamikę wnętrza planet. – “Jeśli ten model jest poprawny, może dostarczyć pierwszego całościowego modelu historii termalnej każdej planety, w tym Ziemi i może stać się kamieniem milowym w dziedzinie planetologii“.

Przewidziane teoretycznie przez symulacje “beknięcie” Księżyca może również wyjaśniać, dlaczego po bliższej nam stronie Księżyca znajdują się może wulkanicznych, silnie metalicznych skał – bazaltów, których bardzo mało znajduje się po przeciwnej stronie Srebrnego Globu.

W przeciwieństwie do wcześniejszych modeli komputerowych, ten startuje od prostej kuli i śledzi, jak ocean magmy stygnie wokół metalicznego jądra” – mówi Mark Jellinek z UCB. – “Jeden z wniosków płynących z tych badań jest taki, że jeżeli chcemy bada ewolucję planet dokładnie, musimy dokładnie rozważyć początkowe warunki“.

Pole magnetyczne, takie jak Ziemi jest wystarczająco silne, aby ułożyć igłę magnetyczną w kierunku północ-południe. Aby takie pole istniało, w stopionym jądrze musi zachodzić konwekcja. Stopiony metal powoli krąży, unosząc z sobą naładowane cząsteczki, których ruch generuje pole magnetyczne.

Konwekcja jednak będzie podtrzymywana tylko jeśli przepływ ciepła z jądra będzie wystarczający. Jądro Ziemi na przykład pozostaje aktywne od momentu powstania przed 4,5 miliardami lat, a zawdzięcza to, być może, aktywności na powierzchni planety. Erupcje wulkanów i ruch płyt tektonicznych pozwala ochłodzić płaszcz Ziemi i zapewnić wysoki przepływ ciepła.

Mniejsze niż Ziemia ciała, jak Księżyc czy Mars mogą nie mieć wystarczająco dużych i gorących jąder, ani wystarczająco szybko chłodzącego się płaszcza, aby podtrzymać konwekcję. Nieruchoma skorupa tych ciał działa jak koc, który zatrzymuje ciepło uciekające z płaszcza. Przepływ ciepła w jądrze spada poniżej granicy, do której zachodzi konwekcja i pole magnetyczne znika, pozostawiając po sobie ślad tylko w postaci skał wulkanicznych.

Nasuwa się więc pytanie, w jaki sposób Księżyc mógł posiadać pole magnetyczne w okresie 3,9 do 3,6 miliarda lat temu, na co wskazuje datowanie skał. Niektórzy naukowcy proponowali, że przyczyną mógł być upadki meteorytów, które namagnetyzowały lokalnie powierzchnię i w ten sposób powstały obserwowane dzisiaj pola. Stegman zaproponował ideę, że bąbel gęstego materiału mógł odizolować, a być może nawet podgrzać jądro, a jego zniknięcie mogło wtedy doprowadzić do okresu gwałtownego przepływu ciepła i konwekcji. Na tej podstawie można było również wyjaśnić nierówne rozmieszczenie bazaltu na powierzchni Księżyca. Ten fakt potwierdziły dwuwymiarowe modele wnętrza Księżyca.

Księżyc - zdjęcie Radosława Ziombera

Zdjęcie Księżyca wykonane przez Radosława Ziombera czas naświetlania 1/500s, obiektyw MTO 11SA (10/1000), film ISO 800.

Stegman opierał się na trójwymiarowym sferycznym modelu konwekcji autorstwa Johna R. Baumgardnera z Los Alamos National Laboratory. Do niego dodał znaczący czynnik – możliwość różnicowania składu chemicznego we wnętrzu. Jako że różne związki w różnym tempie ogrzewają się i chłodzą, mają różne gęstości, niejednorodna budowa wewnętrzna znacznie wpływa na wyniki symulacji.

Modelowanie przepływu dwuskładnikowych cieczy i konwekcji termochemicznej, jest znacznie trudniejsze niż modelowanie samej konwekcji termicznej” – mówi Mark Richards z UCB. – “Dzięki znacznemu postępowi w dziedzinie modelowania komputerowego, Stegman rozwiązał ten problem“.

Stegman przedstawił następującą teorię. 4,5 miliarda lat temu po uformowaniu się Księżyca w wyniku wielkiej kolizji Ziemi z obiektem wielkości Marsa, satelita zaczął stygnąć, a budujący go materiał ułożył się w warstwy o różnej gęstości. Żelazo zmieszane z siarką uformowało jądro s gęstsza materia płaszcz wokół niego. W procesie krzepnięcia płaszcza ostatnia warstwa twardniała najpłycej, doprowadzając do powstania skał bogatych w tytan i tor. Jednak warstwa ta, z powodu swojej gęstości, nie była stabilna i przepłynęła na granicę płaszcza i jądra, tworząc tam zasłonę. “Gdyby nie ten wyciek, Księżyc stygnąłby bardzo długo. To wydarzenie określiło, czy w jądrze satelity będzie zachodzić konwekcja czy nie i określiło jego przyszłość” – mówi Stegman. Warstwa ta, bogata w pierwiastki radioaktywne, został podgrzana i zachowała się jak boja – w kilku etapach uniosła się na powierzchnię. To zniszczyło zasłonę izolującą jądro i przez krótki czas, około 300 milionów lat, zachodząca konwekcja wywoływała pole magnetyczne. Taki scenariusz doprowadziłby do powstania księżycowego dynama i powstania pola magnetycznego rzędu 0.1 Gaussa (jedna piąta pola Ziemi).

Ponieważ bąbel dotarł na powierzchnię tylko na jednej półkuli, może to wyjaśnić wygląd Księżyca – ciemne bazaltowe morza widoczne na jego powierzchni.

Być może najbardziej kontrowersyjnym aspektem modelu jest fakt, czy magnetyzm, o którym mowa, określony na podstawie badań skał, rzeczywiście istniał.

Badania magnetyczne tych skał były bardzo pobieżne” – mówi Richards. – “Ta praca powinna zachęcić naukowców, by wrócili do analizy próbek przywiezionych podczas misji Apollo” – dodaje.

W planach Stegmana jest zastosowanie modelu do symulacji wnętrza Ziemi (gęstej warstwy skał u podstawy płaszcza Ziemi) oraz wnętrza Marsa, którego historia mogła być podobna do historii wnętrza Księżyca.

Autor

Anna Marszałek