Últimas noticias

Estudio sobre la optimización de la uniformidad de temperatura en el horno bajo el modo de convección forzada.

Alcance y descripción general del mercado de Aspas de ventilador de aire acondicionado doméstico, para desarrollarse con mayor énfasis global en la industrialización 2029

Jul 05, 2023

Análisis de mercado de ventiladores de refrigeración de más de 300 mm, estudio de investigación con Ebm

Jul 06, 2023

Soluciones Fercell LEV

Jul 07, 2023

El mercado de aspas de ventiladores de aire acondicionado crece enormemente según Midea y Multi

Jul 08, 2023

Estudio magnético terrestre en Marte realizado por el rover Zhurong

Aug 08, 2023

Astronomía de la naturaleza (2023)Citar este artículo

3348 Accesos

1 Citas

284 altmétrico

Detalles de métricas

El campo magnético de Marte se ha medido a gran escala mediante naves espaciales en órbita y a muy pequeña escala mediante meteoritos marcianos. Aquí informamos sobre un estudio magnético terrestre en escalas de metros a kilómetros. El rover Zhurong realizó mediciones vectoriales en 16 sitios a lo largo de una trayectoria de 1.089 m en la Cuenca Utopía de Marte. Registró un campo magnético extremadamente débil, con un orden de intensidad promedio menor que el inferido desde la órbita, en contraste con el gran campo magnético en Elysium Planitia medido por InSight. Una medición desde una nave espacial toma muestras de un área con un radio comparable a su altitud, mientras que una medición en tierra toma muestras de un área con un radio comparable a la profundidad del cuerpo magnetizado. El débil campo magnético medido por Zhurong indica que no hay anomalías de magnetización a una profundidad de muchos kilómetros alrededor y debajo de la trayectoria del rover. Sugerimos dos posibles explicaciones para el débil campo magnético: toda la Cuenca de Utopía puede haber permanecido sin magnetizar desde su formación hace unos 4 mil millones de años o que el cráter fantasma de 5 km de radio donde aterrizó Zhurong puede haber sido desmagnetizado por el impacto.

Las mediciones de los campos magnéticos de la corteza terrestre de los planetas terrestres proporcionan información crucial sobre la historia de su núcleo dinamo y su evolución térmica interior. A diferencia de la Tierra, hoy en día Marte no tiene un campo magnético global, sino una magnetización cortical heterogénea y localmente fuerte, lo que indica la existencia de una antigua dinamo1. Los estudios magnéticos exploran el magnetismo de la corteza terrestre en escalas de longitud comparables a la distancia o altitud de la fuente2. La nave espacial Mars Global Surveyor cartografió el campo magnético de Marte globalmente a 185 km (sólo magnitud)3 y 400 km (campo vectorial), aunque localmente tan bajo como 90 km (ref. 4) muestra campos magnéticos de hasta 1.500 nT. La nave espacial Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN (MAVEN) amplió el mapeo del campo magnético vectorial global hasta 150 km (refs. 5,6). En el otro extremo del espectro, los análisis paleomagnéticos de muestras de un meteorito marciano (ALH84001) revelaron evidencia del antiguo campo magnético en escalas de longitud muy pequeñas (~1 mm), lo que respalda el funcionamiento de una dinamo marciana temprana antes de 4,1 Ga o posiblemente 3,9 Ga (ref.7). Sin embargo, el origen de la magnetización de la corteza marciana y la historia y los atributos de la antigua dinamo siguen siendo temas de activo interés. Muchas de las cuestiones clave pendientes requieren nuevos conjuntos de datos regionales de alta resolución, como mediciones de campos magnéticos locales8. El magnetómetro fluxgate (IFG) InSight de la NASA midió el campo magnético a nivel del suelo en un único lugar de aterrizaje9. La intensidad magnética de la superficie (~2000 nT) medida por IFG es muy alta para el estándar de un campo de la corteza terrestre (típicamente <200 nT)10 pero puede explicarse por variaciones naturales en la mineralogía de Marte y/o la espesa litosfera. Los estudios regionales a escala de metro a kilómetro son particularmente críticos para investigar las características de las mineralogías magnéticas del subsuelo, así como las estructuras geológicas. Esto, a su vez, puede limitar el calendario y la evolución de la dinamo marciana8. Lo que falta hasta ahora son mediciones magnéticas en la escala de longitud más útil para los geólogos y buscadores geofísicos, es decir, el estudio del terreno en la escala de kilómetros.

El rover Zhurong aterrizó en la cuenca sur de Utopia (Fig. 1) el 15 de mayo de 2021 y llevó a cabo un estudio magnético en los 3 meses posteriores al aterrizaje. La carga útil científica Mars Rover Magnetometer (RoMAG)11 a bordo del rover Zhurong consta de dos magnetómetros de compuerta de flujo triaxiales idénticos (Fig. 2a) con un rango dinámico de ±65.000 nT, un nivel de ruido de 0,01 nT/√Hz @1 Hz. Uno está montado en el mástil y el otro en la intersección del mástil y la plataforma móvil. El fluxgate superior puede girar alrededor de un eje vertical. El campo magnético horizontal asociado con el rover se elimina girando la compuerta de flujo superior mientras se mantiene fija la inferior y repitiendo el proceso con el rover apuntando en diferentes direcciones. Cabe señalar, sin embargo, que no es posible calibrar el componente vertical de esta manera, por lo que en este documento solo se analizan los componentes horizontales.

a, topografía del altímetro láser del Mars Orbiter47. El rover aterrizó en la cuenca sur de Utopia (marcada) a 25.066° N, 109.926° E, al noroeste del lugar de aterrizaje de InSight. b, La intensidad del campo magnético total modelada a una altitud de 200 km (ref. 14). c, El mapa geológico correspondiente48 cuya clave para los colores y unidades geológicas se proporciona como texto complementario. Tenga en cuenta que los eventos de repavimentación en áreas localizadas, como alrededor del lugar de aterrizaje de Zhurong, no se indicaron en este mapa geológico estándar. Los límites de las principales cuencas de impacto de Isidis (Is) y Utopia se muestran con líneas negras sólidas (topografía49,50) y negras discontinuas (desmagnetización21).

a, El rover Zhurong (con unas dimensiones de aproximadamente 3,3 m × 3,2 m × 1,85 m) y sus dos fluxgates de tres componentes11, uno en la parte superior del mástil, que puede girar, y otro fijo en la intersección del mástil y la cubierta del vehículo móvil. b, La imagen CTX del lugar de aterrizaje de Zhurong (https://www.nasa.gov/mission_pages/MRO/spacecraft/sc-instru-ctx.html) y la estratigrafía inferida con el espesor de capa estimado y un cráter fantasma debajo del lugar de aterrizaje de Zhurong (punto rojo), con el círculo negro discontinuo marcando el cráter fantasma previamente identificado12,13.

El RoMAG mide una combinación de campos internos, interferencias generadas por el rover y campos externos. La convención en geomagnetismo es referirse al campo magnético de la corteza terrestre (y al campo generado por la dinamo central, cuando exista) como "interno" y a los que se originan en la atmósfera superior y más allá (ionosfera, magnetosfera, Sol, etc.) como "externos". . En este estudio, los campos generados por el rover se eliminaron mediante un método de calibración de dos pasos, y la contribución externa de las mediciones se estimó utilizando observaciones del módulo de aterrizaje InSight y un modelo de dinamo ionosférico (Métodos).

Las mediciones magnéticas en este estudio se realizaron en 16 ubicaciones a lo largo de una trayectoria de 1089 m durante 90 soles del 4 de junio al 3 de septiembre de 2021 (Datos ampliados, Fig. 1) en un pequeño cráter fantasma12,13 de aproximadamente 5 km de radio (Fig. 2b). cuyo centro está ubicado en 25,12° N, 109,97° E. El proceso de calibración, que involucra las rotaciones del mástil y del rover, se realizó para derivar el campo marciano a lo largo de su recorrido (Datos ampliados, figuras 2 y 3). Los campos magnéticos medidos de origen cortical se adquirieron luego eliminando la contribución externa de los campos marcianos en las 16 ubicaciones (Datos ampliados, figura 4). La trayectoria del estudio magnético se representa en la Fig. 3a, y los resultados de los campos de la corteza se presentan en las Fig. 3b-d. Las direcciones del campo magnético de la corteza terrestre estimado son predominantemente sureste. Las amplitudes de la componente horizontal norte-sur suelen oscilar entre 3,4 y 24,0 nT después de eliminar el campo externo y las contribuciones del propio rover (Métodos). La intensidad total, que excluye la componente vertical no calibrada, oscila entre 5,2 y 39,8 nT, mientras que el promedio de intensidades horizontales es de 11,2 nT con una desviación estándar de 10,9 nT. Las mediciones muestran una variación significativa del campo superficial en magnitud y dirección a lo largo de la travesía de Zhurong. En el primer segmento (aproximadamente 0 a 200 m, soles 21 a 50) de la travesía, el campo magnético es extremadamente débil (<10 nT) y cercano a cero. En el segundo segmento (alrededor de 200 a 600 m, soles 58 a 79), el campo magnético es moderadamente débil, alrededor de 30 nT. En el segmento final (alrededor de 600 a 1000 m, soles 87 a 110), el campo magnético vuelve a ser extremadamente débil (<10 nT) y cercano a cero. Esto sugiere que el rover Zhurong aterrizó en un área de campo magnético excepcionalmente bajo y que el tamaño de la escala de la magnetización local es del orden de varios cientos de metros, lo que sólo puede revelarse mediante un estudio magnético terrestre. Hay que tener en cuenta que algunas, o incluso todas, las variaciones pueden deberse a contribuciones ionosféricas que se desvían de las estimadas en este artículo (Métodos). En este sentido existe la posibilidad de una magnetización cero debajo de la travesía de Zhurong.

a, Componentes de campos magnéticos horizontales medidos de origen cortical en 16 sitios a lo largo de la travesía de Zhurong superpuestos a una imagen de las características de la superficie obtenida por la cámara de imágenes de alta resolución de Tianwen-1. Los puntos y números de colores muestran las ubicaciones y los soles de las observaciones magnéticas, respectivamente. Las líneas negras indican componentes horizontales del vector magnético. Los valores de las mediciones a lo largo de la travesía de Zhurong en 16 sitios se muestran en la Fig. 4 de datos ampliados. b, c, El componente magnético hacia el norte (b) y hacia el este (c) en 16 puntos de observación en el marco geográfico de Marte. La barra de error superpuesta en cada uno de los 16 puntos es la incertidumbre calculada a partir de la propagación del error (Datos ampliados, figura 4). d, La distribución de componentes horizontales en el marco geográfico de Marte. La estrella negra marca la media vectorial de los campos horizontales en 16 ubicaciones. Los códigos de color en a–d son los mismos.

Datos fuente

Las intensidades del campo magnético medido por RoMAG son mucho más pequeñas que las estimaciones del último modelo basado en datos orbitales14 (a veces nos referiremos a la referencia 14 como L19 en este documento) y continuó hacia abajo hasta la superficie del planeta (intensidad de 81 nT e intensidad horizontal de 55 nT). Por el contrario, la medición de un solo sitio de InSight de la NASA en Elysium Planitia fue aproximadamente diez veces más fuerte que la predicción orbital (alrededor de 300 nT)9. También es poco probable que los valores muy bajos en la región de estudio magnético de Zhurong se encuentren en el campo de la corteza terrestre de muchos lugares de la Tierra, particularmente encima de zonas volcánicas que contienen minerales magnéticos. Sin embargo, en Marte no hay magnetización inducida porque actualmente no existe un campo de dinamo. La remanencia puede estar ausente debido a la desmagnetización o porque las rocas se formaron después de que cesó la acción de la dinamo.

El lugar de aterrizaje de Zhurong se encuentra en un terreno geológicamente simple dentro de la gigantesca cuenca de impacto Utopia Planitia en el hemisferio norte, donde el campo magnético general es débil15,16. La superficie de la cuenca es excepcionalmente lisa con baja densidad de cráteres, lo que indica una edad superficial del Hesperian al Amazónico17. La estructura estratigráfica inferida (Fig. 2b) muestra que el antiguo basamento de Noé, a una profundidad de varios kilómetros, ha sido inundado y llenado con lavas volcánicas de edad hesperiana con un espesor de 1 a 2 km. Los sedimentos de la Formación Vastitas Borealis (VBF) de edad Hesperiana tardía, interpretados como residuos de efluentes de canales de salida derivados de las tierras altas del sur o como residuos de sublimación del supuesto océano, se han emplazado en la llanura volcánica de Hesperian. También es evidente que se ha producido una repavimentación en la zona de aterrizaje en el Amazonas medio (es decir, ~1,6 Ga), lo que puede representar un evento de inundación volcánica. El análisis del recuento de cráteres indica que el relleno de VBF y materiales volcánicos podría haber transformado los cráteres hesperianos en cráteres fantasma en 3,45 Ga (ref. 18). El radar del rover Zhurong ha revelado material amazónico de decenas de metros de espesor, cubierto por una capa de regolito de varios metros de espesor19.

Una forma sencilla de explicar un campo magnético extremadamente débil medido por el rover Zhurong es que toda la cuenca de Utopia, y la corteza debajo de ella, pueden haber permanecido sin magnetizar desde la formación de la cuenca de impacto de Utopia hace unos 4 mil millones de años20 y que el lugar de aterrizaje es representativo del área circundante. Se estima que el radio de desmagnetización del impacto de Utopia es de 1.600 km, y la distancia desde el lugar de aterrizaje de Zhurong al centro de la cuenca de impacto es de aproximadamente 1.200 km (ref. 21). En otras palabras, las mediciones de Zhurong se realizaron dentro de una gran región desmagnetizada en la Cuenca de Utopía. La falta de fuertes señales magnéticas sobre las grandes cuencas de impacto desde la altitud orbital es obvia. Sin embargo, hasta ahora no se podía afirmar de manera inequívoca que el campo es cercano a cero en la superficie. Los campos de la superficie marciana medidos por Zhurong imponen una fuerte restricción a los procesos de remagnetización de la corteza subyacente a la Cuenca de Utopía después de que la región fuera desmagnetizada de manera generalizada por el impacto gigante que formó la cuenca21.

Dado que se espera una desmagnetización posterior insignificante debido al entierro de lavas post-dinamo22 o sedimentos más jóvenes, los campos superficiales extremadamente débiles de las mediciones de RoMAG sugieren que los flujos de lava de Hesperian nunca fueron magnetizados y que la dinamo pudo haber cesado en o antes de la formación original de la cuenca Utopia. impacto en el período de Noé. Alternativamente, se ha sugerido la desmagnetización asociada al impacto en presencia de un campo de dinamo23. Además, sigue existiendo la posibilidad de que la región cercana a RoMAG haya sido desmagnetizada por un impacto posterior de gran tamaño cuya firma está enterrada. Esta posibilidad se analiza a continuación.

Otra forma de explicar un campo magnético extremadamente débil medido por el rover Zhurong es que el cráter fantasma de 5 km de radio12,13 donde aterrizó Zhurong fue desmagnetizado por el impacto que formó el cráter original. Los cráteres fantasma son cráteres de impacto que han sido enterrados por materiales más jóvenes como lavas o sedimentos. A menudo se identifican por estructuras circulares en los materiales suprayacentes, típicamente en forma de grabens dobles concéntricos que se cree que se formaron a partir de la compactación alrededor del borde inferido del cráter enterrado12. La estructura de doble anillo en la región de aterrizaje de Zhurong (Datos ampliados, figura 5a) sugiere que el lugar de aterrizaje está a 1 o 2 km del borde del cráter fantasma13, que puede haberse formado a partir de un impacto que penetró las unidades de lava de Hesperian. Posteriormente enterrado por VBF (Fig. 2b).

¿Cómo se puede explicar la diferencia entre las mediciones de Zhurong y las predicciones orbitales a nivel del suelo? Las mediciones satelitales resuelven escalas de longitud que son 100 veces mayores que la travesía de Zhurong. O Zhurong aterrizó en un área de magnetización excepcionalmente baja, o las predicciones orbitales representan el límite de precisión del campo magnético continuo hacia abajo. Si es lo primero, la región de baja magnetización podría ser el cráter fantasma desmagnetizado por el impacto. Si es lo último, la predicción de 50-100 nT podría ser el resultado de la amplificación de los errores por el proceso de continuación descendente, que es particularmente grande para los armónicos de mayor grado. El problema de evaluar la interpretación detallada de los campos orbitales a nivel del suelo para Utopia y otras cuencas formará un estudio futuro separado.

A continuación, investigamos posibles fuentes de magnetización de la corteza terrestre que serían detectables por el rover Zhurong. El campo del satélite suele continuar hacia abajo hasta el nivel del suelo para obtener un promedio del campo de superficie cuando no se dispone de observaciones de superficie in situ. Este método tiene la ventaja de ser general, ya que es independiente de la profundidad de cualquier fuente magnética, pero es bien sabido que un modelo de campo magnético construido a partir de datos orbitales no puede predecir de manera confiable la intensidad del campo magnético de la superficie en un punto. La continuación hacia abajo se puede ver acumulando contribuciones de un área de interés y con diferentes pesos determinados por la función de Green relevante para el Laplaciano24,25. La zona de interés es donde la ponderación es significativa, un círculo con un radio del orden de la altitud del satélite (150 km). Las Figuras 4a-d muestran el campo magnético horizontal (consulte la Fig. 6 de datos ampliados para ver el campo magnético vertical correspondiente) desde L19 hacia abajo y continúa a diferentes altitudes, con un círculo que indica el área de ponderación significativa. Cabe destacar que los campos magnéticos en altitudes orbitales están dominados por longitudes de onda del magnetismo de la corteza terrestre comparables a la distancia desde la fuente2. Por lo tanto, la continuación descendente de un modelo desde esta altitud necesariamente perderá los componentes de longitud de onda más corta que dominan el campo de superficie. Dado que el modelo L19 incluye datos entre 120 y 170 km, estas longitudes de onda (claramente visibles en los patrones de la Fig. 4) dominan el campo predicho en la superficie. La intensidad del campo magnético de la corteza terrestre predicha por el modelo L19 a 150 km es de aproximadamente 5 nT, que es menor que el desajuste rms de MAVEN (~9,42 nT). Por lo tanto, el campo de la corteza en el modelo L19 puede ser principalmente ruido y ser consistente con campos magnéticos de la corteza nulos o extremadamente pequeños a la altitud orbital. Si hay una magnetización fuerte pero de pequeña escala (digamos, <10 km) alrededor de la travesía de Zhurong, esto no será claramente visible en altitudes orbitales, pero podría causar campos magnéticos superficiales muy fuertes. Este es probablemente el caso del sitio de aterrizaje de InSight. Sin embargo, si hay una magnetización cortical débil o nula en la región, el campo magnético de la superficie será, por supuesto, débil, y el campo orbital también será débil y estará dominado por ruido no cortical que se amplificará cuando continúe hacia abajo hasta la superficie.

a–d, Los mapas de la intensidad del campo magnético horizontal en la región de aterrizaje de Zhurong predichos por el modelo L1914 continuaron hacia abajo hasta cuatro alturas diferentes de h = 150 km (a), 100 km (b), 50 km (c) y 0 km. (d). La intensidad de campo correspondiente en el lugar de aterrizaje de Zhurong (25,066° N, 109,926° E; estrella) es de aproximadamente 2,6 nT a h = 150 km, 5,6 nT a h = 100 km, 16,2 nT a 50 km y 55,1 nT en la superficie marciana. . El círculo negro en h = 0 km denota el área terrestre aproximada promediada por el modelo orbital con un radio de 150 km. Incluye algunas de las anomalías más fuertes. El círculo correspondiente a la medición terrestre de Zhurong, suponiendo una capa magnetizada de 1 km de profundidad, es demasiado pequeño para mostrarse en esta escala. La curva gris indica el límite topográfico de Utopia Basin en la altitud de la superficie.

Una forma útil de comprender las mediciones de RoMAG es construir un modelo magnético específico del cráter fantasma, que ha sido enterrado por materiales más jóvenes como lavas o sedimentos. El modelo del cráter fantasma tiene la ventaja de la especificidad. Proporciona una estimación del límite superior de la magnetización de la corteza debajo del lugar de aterrizaje limitada por las mediciones de la superficie de Zhurong. Construimos un modelo directo con una capa uniforme débilmente magnetizada (con dimensiones de 1000 km × 1000 km × 1 km; componentes norte, este y vertical de magnetización MN = 0 A m−1, ME = 0,1 A m−1 y MZ = 0,1 A m−1, respectivamente) que representan la capa de flujos de lava del Hesperio. Se colocó un agujero cilíndrico en el centro para representar el cráter fantasma que penetró la capa de lava (Datos ampliados, figura 5b, panel inferior). El campo magnético horizontal es muy débil (~6 nT) a 200 m por encima del centro del cráter, como predice el modelo anterior. La resistencia horizontal más fuerte (hasta 41 nT) a lo largo del borde del agujero (Datos ampliados, figura 5b, panel central) es comparable a la resistencia máxima del valor observado por Zhurong. El débil campo magnético mostrado por este modelo frontal es consistente con la corteza debajo de la región de aterrizaje de Zhurong, que está débilmente magnetizada a aproximadamente 0,14 A m-1 (magnitud de magnetización de la capa uniforme). Es probable que la magnitud represente un límite superior de la magnetización de la corteza debajo del rover Zhurong que es mucho menor que la magnetización del hemisferio sur (~10 A m-1)26.

Los campos magnéticos de la corteza terrestre de Marte han sido fundamentales para datar la duración y el momento de su antigua dinamo26,27,28,29. No obstante, persisten desafíos y problemas sin resolver. La interpretación hasta ahora ha sido necesariamente simplista, con ausencia de anomalías magnéticas que indican estructuras que nunca fueron magnetizadas porque se formaron cuando la dinamo estaba inactiva, fueron posteriormente desmagnetizadas por impacto u otra alteración, o enterradas por lavas profundas y más jóvenes que estallaron cuando la dinamo estaba inactiva. La dinamo estaba inactiva. Prácticamente toda la interpretación magnética hasta ahora proviene de satélites a unos 150 km o más sobre la superficie de Marte, lo que limita la resolución espacial a menos de 100 km. No es sorprendente, por lo tanto, que las predicciones satelitales sean diferentes de las mediciones puntuales de superficie porque no se puede capturar la variabilidad espacial en escalas de longitud pequeñas y/o la magnetización débil.

Los valores débiles de Zhurong también pueden explicarse como variaciones naturales. Sin embargo, el modelo derivado de los datos del campo magnético orbital predice anomalías de aproximadamente 73 nT, que son mucho mayores que los ~10 nT registrados por Zhurong. Podrían surgir de capas más profundas que fueron magnetizadas en el momento de la formación. Es posible que una antigua dinamo estuviera funcionando cuando se formó la dicotomía27 y parte del basamento débilmente magnetizado se conservó después del impacto de la Cuenca de Utopía. Cualquier nuevo flujo de lava podría ser magnetizado por las anomalías subyacentes y, de lo contrario, enmascararía las anomalías más profundas. Nuestro modelo de cráter requiere una magnetización débil del tipo que podría resultar del impacto de formación de la cuenca, debido a la ausencia de un campo magnético durante la formación1 o a procesos asociados con el impacto, como la excavación27 o el enfriamiento en un campo de dinamo que cambia de polaridad23. De hecho, la magnetización débil o nula que podría ocupar la mayor parte de Utopia Planitia podría fácilmente provenir del impacto que formó la cuenca, que se produjo bajo la hipótesis de que no existía un campo magnético de dinamo global en ese momento. De hecho, la magnetización de las primeras lavas hesperianas altamente magnetizables ya tenía que haber sido débil antes del impacto que formó el cráter fantasma, lo que puede imponer más limitaciones a la evolución de la dinamo marciana.

Hemos iniciado estudios magnéticos terrestres en Marte y hemos entrado en una nueva era de interpretación más detallada, utilizando métodos científicos similares a los empleados con éxito para los estudios magnéticos terrestres en la Tierra durante los últimos 100 años. El lugar de aterrizaje en un cráter fantasma es realmente afortunado porque, a diferencia de un cráter expuesto con un borde empinado que es potencialmente peligroso cruzar, Zhurong puede conducir sobre el borde exterior y observar anomalías magnéticas que son más grandes que las vistas hasta ahora. La misión original de 90 soles se completó, pero Zhurong es capaz de realizar más exploraciones. En nuestro plan preliminar de misión extendida, Zhurong será desplegado en un viaje más hacia el sur de unos 20 km, acercándose y cruzando el borde exterior del cráter y visitando otras pequeñas formaciones volcánicas que pueden tener anomalías magnéticas más fuertes. Estos llenarían el vacío en nuestro conocimiento sobre la magnetización de cráteres más pequeños y, más importante aún, los procesos mediante los cuales todos los cráteres se magnetizan y desmagnetizan.

Junto con las observaciones orbitales de Tianwen-1 de los campos magnéticos espaciales y los entornos de plasma, las mediciones adicionales de la superficie de Zhurong RoMAG ofrecerán una oportunidad extraordinaria para estudiar la historia del entorno marciano. Las observaciones simultáneas entre Zhurong RoMAG e InSight IFG pueden ser esenciales para dilucidar las variaciones de las corrientes ionosféricas en diferentes momentos locales e identificar fuentes de campos magnéticos que varían en el tiempo.

Los detalles completos de la instrumentación RoMAG se pueden encontrar en un estudio previo11. El RoMAG es un conjunto de magnetómetros con dos sensores de flujo triaxiales idénticos, uno montado cerca de la parte superior del mástil del rover Zhurong y el otro fijado en la base del mástil. Los magnetómetros fluxgate miden campos magnéticos con un rango dinámico de ±65.000 nT con un nivel de ruido de 0,01 nT−1/2 a 1 Hz, y una frecuencia de muestreo normal de 1 Hz y una capacidad de 32 Hz en modo ráfaga. Las primeras mediciones de RoMAG se implementaron en modo estático del rover el 4 de junio de 2021, en el primer punto de observación, a 5,14 m de distancia del módulo de aterrizaje. Durante los siguientes 90 soles, RoMAG adquirió datos brutos de campos vectoriales magnéticos en otros 15 puntos de observación en una distancia total de 1.089 m.

Después de detenerse en el primer punto de observación, el rover inició operaciones científicas. La hora de inicio y la secuencia de operación el 5 de junio de 2021 se presentan en la Tabla complementaria 1. Durante el período de rotación del mástil, RoMAG fue el único instrumento en funcionamiento. Se llevó a cabo la misma secuencia de operación en los 16 puntos de observación, excepto por ángulos y duraciones ligeramente diferentes para cada rotación de guiñada del mástil (Datos ampliados, Fig. 1). Además de las 16 exploraciones regulares, realizamos una calibración a lo largo de la trayectoria (Tabla complementaria 2) el 5 de enero de 2022 por una vez, durante la cual se implementaron las rotaciones del mástil y del rover en una ubicación fija para realizar una calibración cruzada. Todo el proceso de calibración a lo largo de la trayectoria duró aproximadamente 1 h, y el RoMAG también fue el único instrumento en funcionamiento.

Los campos magnéticos medidos (Bo) fueron la suma de tres contribuciones: el campo ambiental (BMars), el campo que se origina en el sistema del mástil del rover (Bmast) y el campo generado por el cuerpo del rover (Bbody), incluidos los campos de las corrientes de los paneles solares. Para determinar BMars, seleccionamos datos durante los períodos de rotación del mástil para eliminar los campos del rover de las mediciones de RoMAG que se habían procesado mediante un procedimiento de calibración. Sólo nos ocupamos de los campos magnéticos observados desde el sensor superior, ya que el inferior no gira con el mástil. Además, debido a la menor distancia al cuerpo del rover y al motor de rotación del mástil, las interferencias dinámicas en el sensor inferior eran aparentemente más fuertes que en el superior, especialmente durante las rotaciones del mástil (no mostradas). Por lo tanto, a continuación determinamos los campos marcianos basándonos únicamente en las mediciones del sensor superior.

Se demostró que el campo magnético medido (Bo) es del orden de ~10.000 nT y varía en varios cientos de nanotesla para cada detección. La cámara multiespectral (MSCam), que también está montada en el mástil, está bastante cerca del sensor superior. Aunque la MSCam se apaga durante la rotación del mástil, los campos magnéticos del imán permanente de la MSCam contribuyen principalmente al campo magnético medido. Hay un mecanismo de dirección que controla el ángulo de inclinación de la cámara. El ángulo de inclinación varía en diferentes lugares de detección para obtener una mejor vista, pero no varía durante la rotación del mástil. Por lo tanto, los campos magnéticos generados por el imán permanente permanecen estables durante la rotación de orientación del mástil, pero varían para cada medición en diferentes sitios debido al cambio del ángulo de inclinación de la cámara. Para cada rotación del mástil, BMars (marco geográfico de Marte), Bbody (marco móvil) y Bmast (marco del sensor) son constantes y pueden separarse suficientemente utilizando un modelo analítico simple con rotaciones relativas del sensor, como es la práctica común en vuelo. Calibración de compensaciones del magnetómetro fluxgate5,30,31. Construimos un procedimiento de dos pasos para separar los tres campos mediante maniobras del mástil y el rover. Cuando el mástil gira alrededor de su eje z, el Bmást en el marco del sensor y el campo combinado (BMars y Bbody) en el marco del rover son constantes (Datos extendidos, Fig. 2a). Las rotaciones del vector de campo generan variaciones suaves en sus componentes horizontales (Bj, Bk) que son registradas por el sensor RoMAG (Datos extendidos Fig. 2c), que se presenta como una rotación circular en la hodógrafa de Bj − Bk (Datos extendidos Fig. 2d). Usando un método similar, podemos separar aún más BMars y Bbody usando rotaciones horizontales de todo el rover, en las que solo BMars cambia su dirección en el marco del rover (Datos extendidos, Fig. 2b). Teniendo en cuenta que la rotación del rover solo se realizó una vez el 5 de enero de 2022, debe reemplazarse comparando los cambios relativos de las direcciones de rumbo del rover en los puntos de observación en la detección regular, ya que el RoMAG solo realizaba mediciones cuando el rover estaba quieto.

Para ser específico, suponiendo que el campo combinado (Bc) de BMars y Bbody cerca del sensor no varía durante la rotación del mástil, el campo magnético observado Bo en el marco del sensor giratorio se puede expresar con una ecuación lineal como

donde Bmast está en el marco del sensor (i, j, k), Bc está en el marco del móvil (x, y, z) y C es la matriz de rotación que define la transformación del marco del móvil al marco del sensor, dada por

donde los ángulos de Euler α, β y γ describen esta transformación basada en la secuencia de rotación az – y – x y γ es el ángulo de rotación del mástil. A medida que el sensor gira con el eje z, C se puede simplificar a

entonces la ecuación (1) se puede reescribir como

donde los subíndices i, j, k y x, y, z denotan los componentes correspondientes del marco del sensor y del marco del móvil, respectivamente.

Moviendo \({B}_{\mathrm{mast},j}\) y \({B}_{\mathrm{mast},k}\) en la segunda y tercera ecuaciones de la ecuación (4) hacia la izquierda -lado respectivamente, elevando al cuadrado ambos lados y sumando las dos ecuaciones, obtenemos

Esta ecuación representa un círculo, donde (Bmast,j, Bmast,k) son las coordenadas del centro del círculo en el plano Bj − Bk y \(\sqrt{{B}_{\mathrm{c},{\ mathrm{x}}}^{2}+{B}_{\mathrm{c},{\mathrm{y}}}^{2}}\) es el radio.

Con la ecuación expandida (1), podemos reducir el problema a una ecuación lineal multivariable a continuación y resolverlo mediante el método de mínimos cuadrados de la siguiente manera:

donde N es el número de observaciones durante cada rotación del mástil, Ci es la matriz de rotación para la iésima observación obtenida utilizando la ecuación (2) y Boi es un vector de 2 × 1 de la componente horizontal medida para la iésima observación. Solo consideramos los componentes horizontales porque las rotaciones tienen lugar en el plano horizontal y, por lo tanto, el componente vertical de Bc y Bmast no se puede desacoplar en este caso. Las cuatro variables que se pueden calcular mediante la minimización son \({B}_{\mathrm{c},x}\), \({B}_{\mathrm{c},y}\), \({ B}_{\mathrm{mast},j}\) y \({B}_{\mathrm{mast},k}\), que dan las componentes horizontales del campo combinado (la suma vectorial de BMars y Bbody ) y el campo del mástil.

Aplicamos este método para calcular Bc (la suma vectorial de BMars y Bbody) en cada una de las 16 ubicaciones de Zhurong, además de la calibración a lo largo de la trayectoria el 5 de enero. Es decir, las mediciones de 16 rotaciones del mástil nos dan 16 valores de Bc (Datos ampliados, Fig. 1). Las variaciones de los componentes de campo de 16 mediciones son consistentes con los vectores de rotación modelados en el plano horizontal (plano Bj-Bk). Existe una buena concordancia entre las hodógrafas de campos horizontales combinados en los 16 puntos de observación y los círculos de Bc giratorios predichos por el modelo (Datos ampliados, figura 2d). Las diferencias en la redondez por encima de 0,82 (donde la redondez de un círculo perfecto es 1) probablemente se deben al gradiente espacial de Bbody dentro del plano de rotación del sensor, correspondiente a un valor de hasta 7,37 nT en el plano de rotación.

En el segundo paso, cuando el mástil realiza al menos otras dos rotaciones con diferentes ángulos de guiñada del rover en una ubicación fija, BMars y Bbody se pueden desacoplar de acuerdo con

dónde

es la matriz de transformación de las coordenadas geográficas de Marte a las coordenadas del rover, y ω corresponde al ángulo de orientación del rover. En estas circunstancias, tanto BMars como Bbody pueden considerarse constantes. Bbody se puede adquirir resolviendo la ecuación (7) con diferentes CM2R y el Bc correspondiente en la ubicación fija utilizando un método similar al de la ecuación (1). Por lo tanto, se determinaron Bbody = (65,6 ± 0,8 nT, −82,6 ± 1,1 nT) en el marco del rover y BMars = (−11,2 ± 0,5 nT, −6,2 ± 0,6 nT) en el marco noreste-centro (NEC) ( Tabla complementaria 3). Como verificación independiente, BMars también se puede determinar directamente a partir de la misma rotación del rover (y sin rotación del mástil, como se muestra en la Tabla complementaria 4) porque la suma vectorial de Bmast y Bbody permanece constante en el marco del sensor. Los BMars determinados por estos dos procedimientos (BMars,x = −11,2 ± 0,5 nT, BMars,y = −6,2 ± 0,6 nT para el método de rotación del mástil en dos pasos y BMars,x = −10,9 ± 0,5 nT, BMars,y = −6,1 ± 0,6 nT para las dos primeras rotaciones del rover) fueron bastante consistentes tanto en dirección como en fuerza, lo que indica que el método de dos pasos era válido. La diferencia sustancial del campo marciano (BMars,H ≈ 7,2 nT) determinada por la tercera y las dos primeras rotaciones de guiñada del rover se debió posiblemente a la diferente contribución del campo externo, que no se reflejó en los errores asociados con las mediciones individuales. Además, la diferencia en BMars entre los dos métodos probablemente se debió a las variaciones del campo externo durante las calibraciones a lo largo de la trayectoria (aproximadamente 1 h de duración). Otra fuente magnética podría provenir de la uniformidad espacial de los campos magnéticos generados por el rover durante la rotación del mástil, aunque la influencia puede no ser grande debido al pequeño desplazamiento del centro del sensor 2.

El campo corporal adquirido durante la calibración a lo largo del recorrido se utilizó para calcular Bbody en los 16 lugares de detección. Aunque las mediciones de RoMAG en los 16 lugares se realizaron siguiendo la misma secuencia, las temperaturas y las corrientes de los paneles solares tuvieron efectos considerables en las mediciones porque se realizaron en diferentes horas locales y las baterías se encontraban en diferentes etapas de carga. Estas influencias de las temperaturas y las corrientes de los paneles solares en las mediciones también se encontraron en los campos magnéticos de los datos de InSight IFG32. Desarrollamos un algoritmo similar para evaluar las interferencias de diferentes corrientes de paneles solares en diferentes ubicaciones para tener en cuenta las variaciones de Bbody. En concreto, analizamos cuantitativamente la correlación entre las mediciones y las corrientes del panel solar (IA, IB e IC), así como las temperaturas en el sensor (TS) y en la unidad electrónica (TE, el sensor de temperatura estaba pegado). la placa de circuito impreso de la unidad electrónica). La figura complementaria 1 muestra una serie de tiempo de 90 minutos de tres componentes de las mediciones del sensor superior en las coordenadas del rover y las correspondientes corrientes y temperaturas de los paneles solares. Durante este intervalo de tiempo, los magnetómetros fueron los únicos instrumentos que estuvieron encendidos. Los componentes del campo magnético cambiaron en más de 100 nT. IA disminuyó aproximadamente 2 A, mientras que IB cambió menos de 0,2 A e IC no cambió durante este período. Descubrimos que el coeficiente entre los resultados del ajuste y la observación era menor cuando se utilizaban IA e IB que cuando se utilizaba IA sola. Por lo tanto, solo utilizamos IA para calibrar las mediciones del campo magnético en este estudio. Aunque la dependencia de la temperatura podría no ser lineal en un amplio rango de temperaturas, la linealidad se justifica en un rango de temperatura tan pequeño (donde TS pasó de −38 °C a −29 °C y TE aumentó de 1 °C a 15 °C ). Por lo tanto, es razonable suponer que las mediciones del campo magnético de cada componente dependían linealmente de IA, TS y TE. Cada componente de las mediciones se puede expresar como

donde las C son los coeficientes a determinar por la regresión lineal múltiple y i corresponde a cada componente. Los coeficientes de ajuste para cada componente se enumeran en la Tabla complementaria 5.

La figura complementaria 2 muestra diagramas de dispersión entre los campos magnéticos observados y los resultados de ajuste basados en los coeficientes de ajuste. Se demostró que los campos magnéticos observados dependían linealmente en gran medida de la combinación de temperaturas y corrientes de los paneles solares. Los coeficientes de correlación alcanzaron más de 0,99, con un rms de 2,2 y 2,4 nT para el componente Bx y By, respectivamente. Era razonable suponer que las únicas interferencias resultantes de las corrientes de los paneles solares estaban contenidas en Bbody. Las influencias de las temperaturas en las mediciones estaban contenidas principalmente en Bmast y eliminadas en el paso 1. Esto se debe a que el efecto de las temperaturas del sensor y de la electrónica en el registro del magnetómetro es independiente de la orientación del eje del sensor. Cuando el mástil gira, los componentes del campo magnético horizontal debido al efecto de temperatura no calibrada no cambian en el marco del sensor siempre que la temperatura permanezca constante durante la rotación. Si la interferencia debida a la temperatura está contenida en el campo del cuerpo, los dos componentes horizontales permanecerán sin cambios durante la rotación del mástil. Por otro lado, el panel solar, que está fijado al cuerpo del rover, formará una distribución de campo magnético espacial y los componentes horizontales exhibirán una variación de tiempo con una forma similar a seno/coseno en el marco del sensor a medida que el sensor gira con el mástil. Por lo tanto, se utilizó el coeficiente de correlación lineal de IS para calibrar Bbody para las 16 ubicaciones sobre la base de las diferencias de corriente de los paneles solares entre el período de rotación de 16 mástiles y la calibración a lo largo de la trayectoria.

Hicimos una estimación del error para el campo marciano según el análisis de propagación de errores para cada paso. Según la ecuación (7), el campo marciano se puede expresar como

donde BC y Bbody son el campo combinado y el campo corporal en las coordenadas del móvil, respectivamente. \({{{C}}}_{{\rm{R2M}}}\) denota la transformación del rover a las coordenadas NEC marcianas. Según la ley de propagación de la incertidumbre, las incertidumbres en los campos marcianos finales se pueden escribir como

donde \({\sigma}_{\mathbf{B}_\mathrm{C}}\), \({\sigma}_{\mathbf{B}_\mathrm{cuerpo}^{{\prime}} }\) y \({\sigma}_{\mathbf{B}_\mathrm{C}\mathbf{B}_\mathrm{body}^{{\prime}}}\) son la raíz del error cuadrático medio (rmse) de BC, \({{\mathbf{B}}}_{{\rm{body}}}^{{\prime}\) y la covarianza de las dos variables, respectivamente. El rmse de BC fue el error de ajuste en el paso 1 (Datos extendidos, Fig. 2e), y se calculó como

donde \({x}_{i}\) y \({x}_{i}^\mathrm{o}\) denotan los resultados de observación y ajuste (círculos). Esto indica el grado de desviación del círculo.

También se utilizó un método similar para estimar los errores en el paso 2, en el que se derivó Bbody durante la calibración a lo largo del recorrido. Sin embargo, antes de aplicar Bbody en las 16 exploraciones, calibramos Bbody de acuerdo con las diferencias de corrientes de los paneles solares de la siguiente manera:

donde \(\mathbf{B}_\mathrm{body}^{{\prime} }\) y \(\mathbf{B}_\mathrm{body}\) son el campo corporal de las 16 exploraciones y las siguientes -calibración de pista, respectivamente. \({C}_{4,i}\) son los coeficientes de ajuste en la ecuación (9) de los componentes correspondientes. \(\Delta \mathbf{I}\) son las diferencias de corrientes de los paneles solares entre las 16 exploraciones y la calibración a lo largo del recorrido. Primero determinamos las incertidumbres de \({C}_{4,i} \Delta {\mathbf{I}}\) como

donde \({\sigma }_{{C}_{4,{\mathrm{i}}}}\) y \({\sigma }_{\Delta \mathbf{I}}\) son las incertidumbres de \({C}_{4,{\mathrm{i}}}\) y \(\Delta \mathbf{I}\), respectivamente. Las incertidumbres de \(\mathbf{B}_\mathrm{body}^{{\prime} }\) entonces se pueden expresar como

Sustituyendo \({\sigma }_{\mathbf{B}_\mathrm{body}^{{\prime} }}\) en la ecuación (11), podemos obtener las incertidumbres finales de BMars. Datos ampliados La Fig. 3 resume el diagrama de flujo que describe cada paso de calibración junto con la propagación de la incertidumbre. Los campos magnéticos de la superficie marciana BMars en las 16 observaciones se determinaron fácilmente restando Bbody del campo combinado Bc en el sitio de observación correspondiente. Los valores calibrados de Bbody y, por tanto, de BMars se muestran en forma de tabla en la figura 4 de datos ampliados. La Bcrust final junto con las incertidumbres se adquirió restando los campos externos estimados a partir de las observaciones de InSight de BMars.

Las variaciones diurnas del campo magnético de la superficie se informaron en función de las mediciones magnéticas de InSight, y la amplitud típica de pico a pico de la variación en un sol en cada componente suele ser inferior a 30 nT (refs. 9,33,34). .

Para evaluar el campo magnético contribuido por las variaciones diurnas producidas principalmente por las corrientes ionosféricas de Marte sobre el rover Zhurong, hicimos una comparación modelando las corrientes ionosféricas sobre los sitios de aterrizaje de Zhurong e InSight y sus campos magnéticos superficiales resultantes basados en el modelo desarrollado en árbitro. 35. La relación de intensidad promedio del campo magnético de superficie modelado entre Zhurong e InSight, junto con las mediciones realizadas en InSight con las mismas longitudes solares (Ls), se utilizó para estimar la distribución de la corriente ionosférica en los 16 lugares de observación. Aunque el patrón de corriente ionosférica y su variabilidad de sol a sol en el lugar de aterrizaje de Zhurong pueden ser diferentes de los del lugar de aterrizaje de InSight debido a sus diferentes entornos de plasma y neutros, podemos hacer una comparación general de sus intensidades promedio. Las entradas del campo magnético para el modelo provinieron de mediciones de la nave espacial MAVEN. Los campos magnéticos de fondo utilizados en el modelo provienen de mediciones de la nave espacial MAVEN entre 2014 y 2020. Dado que los campos magnéticos sobre los sitios de aterrizaje de InSight y Zhurong varían según las horas y altitudes locales (ref. 33 y figura complementaria 3), calculamos los valores medios. de un área de 10° en las direcciones N – S y E – W en cada hora local (24 horas locales en total) como campos magnéticos de fondo de entrada. Los campos magnéticos en cada altitud son valores promediados en intervalos de 2 km (de 130 km a 280 km).

Dividimos las mediciones del campo magnético de MAVEN de 2014 a 2020 sobre los lugares de aterrizaje de Zhurong e InSight por hora local (24 intervalos) y altitud (de 130 km a 280 km con un intervalo de 2 km). Utilizamos los valores medios del área de 10 ° en cada dirección como entrada del modelo en la región de la dinamo (Figura complementaria 3). Los vientos neutros, las densidades neutras y la densidad de electrones sobre el lugar de aterrizaje de Zhurong procedían de la base de datos climática de Marte (MCD 5.3)36. La temperatura del electrón se construyó ajustando la función tangente hiperbólica con un límite inferior y superior de 510 y 3140 K, respectivamente37. Los parámetros de entrada sobre el sitio de aterrizaje de InSight provenían de los mismos conjuntos de datos que se utilizaron en la ref. 35. Predijimos el campo superficial asumiendo la distribución de la corriente ionosférica como una lámina de corriente en estado estacionario con gran extensión en dirección horizontal y espesor finito. El campo de superficie era independiente de la distancia desde la lámina y podía estar dado por \({B}_\mathrm{surface}={\mu }_{0}\sum j(z)\cdot \frac{1}{ 2}\), donde j(z) es la densidad de corriente. Esta suposición dará como resultado un límite superior de la estimación del campo de superficie. Por otro lado, una suposición de corriente lineal conducirá a un límite inferior de la estimación de campo. La geometría real, por supuesto, se encuentra en un estado intermedio. También se realizaron supuestos de geometría de la línea actual y de la hoja actual para estimar el campo de superficie en el lugar de aterrizaje de InSight33. La figura complementaria 4 muestra una comparación de los componentes horizontales medios (H) modelados en función de Ls. Se demostró que la intensidad promedio del componente H en el lugar de aterrizaje de Zhurong era aproximadamente el 83% de la del lugar de aterrizaje de InSight durante Ls 54–95° (área de sombra). Esta relación de intensidad, junto con las variaciones diurnas de las observaciones de InSight IFG, se utilizó para evaluar los campos externos en los 16 lugares de exploración.

A continuación, investigamos las variaciones diurnas en InSight con respecto a la hora solar verdadera local (LTST) y Ls para evaluar las fluctuaciones diurnas, así como las variaciones de sol a sol dentro de Ls de 54° a 95° (Figura complementaria 5). . Se demostró que la amplitud mediana durante el LTST de interés fue inferior a 15 nT (Figura complementaria 5a). Las amplitudes máximas del componente H muestran variaciones de 10 a 25 nT durante Ls de 54 ° a 95 ° (Figura complementaria 5b). La amplitud máxima, hasta cierto punto, representó el límite superior de la amplitud de un sol en el LTST de interés. La desviación estándar de las amplitudes máximas de BH es de aproximadamente 3,5 nT, lo que puede tratarse como la variabilidad de sol a sol en BH. Esto podría deberse a las variaciones de sol a sol de las corrientes ionosféricas, ya que tanto el viento neutro termosférico38 como las densidades de electrones39,40 en la ionosfera marciana parecen tener variaciones de sol a sol. Según el modelado de corriente ionosférica de Zhurong e InSight, las variaciones de sol a sol en Zhurong también serían inferiores a 3,5 nT durante los L de interés.

Luego restamos el 83% del valor medio (componentes norte y este de origen ionosférico, Biono,N = 3,69 nT, Biono,E = −3,8 nT) entre las 10:00 y las 16:00 LTST (el intervalo durante el cual la mayoría de las observaciones de Zhurong Se realizaron mediciones) observado por InSight en los L correspondientes de BMars observados por Zhurong para obtener los campos de la corteza pura de un lugar a otro. Utilizamos el valor medio porque las diferencias en las variaciones del campo magnético en un sol, así como de sol a sol, entre los sitios de aterrizaje de Zhurong e InSight pueden ser considerables debido a sus diferentes entornos de plasma ionosférico. Además, no fueron medidos al mismo tiempo. Por lo tanto, utilizamos los valores medios observados entre las 10:00 y las 16:00 LTST como sustituto de los campos externos en Zhurong. La desviación estándar en nuestra estimación del campo externo se utilizó, mediante propagación del error estándar, para calcular las incertidumbres en nuestros valores derivados de Bcrust. Tenga en cuenta que las incertidumbres en Bcorteza debidas a las contribuciones ionosféricas no se tienen en cuenta completamente en las mediciones individuales. La Bcrust y las incertidumbres correspondientes se muestran en las dos columnas de la derecha de la Fig. 4 de Datos ampliados.

Al asumir que las incertidumbres en cada ubicación obedecen a una distribución normal, calculamos la fracción del área bajo cada curva normal de las 16 mediciones que cae entre −5 y 5 nT para indicar si existe la posibilidad de que no exista un campo cortical detectable a lo largo de la travesía de Zhurong. . Elegimos el rango de −5 a +5 nT porque la incertidumbre promedio de los campos de la corteza calculados era cercana a 5 nT. Las probabilidades promedio de las 16 curvas, que se encuentran en el rango entre −5 y +5 nT (área de sombra) son del 21% y el 34% para el componente N – S y E – W, respectivamente (Figura complementaria 6).

La capa superficial de regolito de la zona de aterrizaje está compuesta de materiales sueltos pulverizados. Algunos cráteres atravesarían la capa de regolito, excavarían y colocarían rocas más grandes en la superficie. Como resultado, dependiendo de si hay o no materiales rocosos presentes en la eyección del cráter, la profundidad de excavación del cráter (aproximadamente 0,084 veces el diámetro del cráter) puede limitar el espesor de la capa de regolito41. Identificamos diez cráteres rocosos y diez cráteres no rocosos con un diámetro medio de entre 7 y 82 m en imágenes HiRISE cerca del lugar de aterrizaje y estimamos que el espesor promedio del regolito es de ~3 m. Cuando inundaciones catastróficas que transportaban sedimentos o flujos de lava más jóvenes resurgían unidades más antiguas, los cráteres más pequeños con alturas de borde más pequeñas quedarían enterrados y, por lo tanto, se volverían invisibles. Esto deja una curva en la distribución medida del tamaño y frecuencia del cráter en la región, y el diámetro del cráter en la curva debe corresponder al cráter más grande cuya altura del borde es igual al espesor del flujo de lava. En este estudio, encontramos que los diámetros de los cráteres que produjeron la torsión en la distribución de frecuencia y tamaño de los cráteres estaban entre ~0,41 y 1,2 km, lo que corresponde a un espesor de los materiales de relleno amazónicos de alrededor de 30 a 50 m según las ecuaciones en la referencia. . 42. Cerca del lugar de aterrizaje hay un cráter fantasma de 24,9 km de tamaño18. El espesor estimado de los materiales de relleno es de alrededor de ~297 m. Se ha planteado la hipótesis de que los cráteres fantasma se han llenado en su mayor parte con materiales VBF, por lo que el espesor del VBF en el lugar de aterrizaje es al menos 297 − 50 − 3 = 244 m. Estimar el espesor de los flujos de lava de Hesperian en el lugar de aterrizaje es un desafío, ya que no hay materiales basálticos evidentes expuestos al impacto detectados mediante observaciones orbitales de teledetección. Un desafío similar se presenta al estimar el espesor de los materiales hidratados que recubren el sótano de Noé. Aquí, adoptamos un espesor promedio de las lavas de Hesperian de 1 a 2 km y una profundidad de la capa mineral hidratada que recubre el basamento de Noé de alrededor de 4 a 5,5 km, sobre la base de un estudio previo43.

Anteriormente se identificó un cráter fantasma, centrado en 25° 6′ N, 109° 54′ E, en la región de aterrizaje de Zhurong12,13. También se reconoció a partir de las imágenes combinadas de la cámara de contexto (CTX) (Datos ampliados, figura 5a). Estimamos un diámetro de ~10 km para el cráter fantasma con una profundidad de ~1 km según el criterio de relación profundidad-diámetro44.

Construimos un modelo frontal a partir de una capa magnetizada homogéneamente con un agujero cilíndrico colocado en la capa que representa la lava de Hesperian atravesada por un cráter donde se encuentra el rover Zhurong (Datos ampliados, figura 5b). El agujero tiene un diámetro y un espesor de 10 y 1 km, respectivamente. El vector de magnetización de la capa [MN, ME, MZ] = [0, 0.1, 0.1] Se supone que un m−1 es uniforme, siendo menor que la intensidad de magnetización máxima derivada del estudio de la corteza terrestre basado en Mars Global Surveyor (MGS). modelo en la Cuenca de Utopía26. La capa magnetizada se encuentra a 200 m debajo de la superficie marciana. Calculamos el campo magnético en la superficie marciana a partir de la capa dividida en 364 prismas triangulares. El campo magnético de cada prisma se calcula según el método del polígono2,45. El campo de la superficie marciana se puede obtener integrando el campo de cada prisma. También se utilizan modelos similares para investigar las variaciones magnéticas sobre grandes cráteres46.

Los datos de RoMAG que respaldan los hallazgos de este estudio se proporcionan como datos fuente. El campo de la corteza marciana utilizado para fabricar las Figs. 1b y 4 es del modelo L1914. La imagen del lugar de aterrizaje de Zhurong para las Figs. 2b y 3a son de la imagen CTX (https://www.nasa.gov/mission_pages/MRO/spacecraft/sc-instru-ctx.html). Los conjuntos de datos para construir la Fig. 5 complementaria están disponibles públicamente a través del Sistema de datos planetarios en https://pds-ppi.igpp.ucla.edu/search/?t=Mars&sc=InSight&facet=SPACECRAFT_NAME& Depth=1. Los datos originales se proporcionan con este documento.

Utilizamos el modelo L1914 para calcular el campo de la corteza marciana a diferentes altitudes. No hemos creado los códigos para los datos magnéticos calibrados para el RoMAG a bordo del rover Zhurong porque no están preparados para uso abierto, pero nos gustaría proporcionar los códigos a los científicos que lo soliciten.

Acuña, MH et al. Distribución global de la magnetización de la corteza terrestre descubierta por el experimento Mars Global Surveyor MAG/ER. Ciencia 284, 790–793 (1999).