Magnetic field of Mars
મંગળનું ચુંબકીય ક્ષેત્ર એ મંગળના આંતરિક ભાગમાંથી પેદા થતું ચુંબકીય ક્ષેત્ર છે. આજે મંગળ પર વૈશ્વિક ચુંબકીય ક્ષેત્ર નથી. જો કે, મંગળએ પ્રારંભિક ડાયનેમોને શક્તિ આપી હતી જેણે 4 અબજ વર્ષ પહેલાં મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્ર ઉત્પન્ન કર્યું હતું, જે પૃથ્વીના વર્તમાન સપાટી ક્ષેત્ર સાથે તુલનાત્મક છે. પ્રારંભિક ડાયનેમો બંધ થયા પછી, એક નબળો અંતમાં ડાયનેમો ~ 3.8 અબજ વર્ષો પહેલા ફરીથી સક્રિય થયો હતો (અથવા ચાલુ રહ્યો હતો). મંગળના ક્રસ્ટલ ચુંબકત્વનું વિતરણ મંગળના દ્વિભાજન (એટલે કે, મંગળના ગોળાર્ધના ભૌગોલિક દ્વિભાજન) જેવું જ છે. જ્યારે મંગળની ઉત્તરીય નીચાણવાળી જમીન મોટાભાગે ચુંબક વગરની છે, ત્યારે દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં મજબૂત સ્થાયી ચુંબકત્વ છે, જે વૈકલ્પિક પટ્ટાઓ દર્શાવે છે. મંગળના ચુંબકીય ક્ષેત્રની ઉત્ક્રાંતિની આપણી સમજ ઉપગ્રહ માપન અને મંગળની જમીન આધારિત ચુંબકીય માહિતીના સંયોજન પર આધારિત છે. ક્રસ્ટલ મેગ્નેટિઝમ સેટેલાઇટ ડેટા મંગળના વૈશ્વિક ક્રસ્ટલ મેગ્નેટિઝમનું પુનર્નિર્માણ મુખ્યત્વે મંગળ ગ્લોબલ સર્વેયર (એમ. જી. એસ.) ચુંબકીય ક્ષેત્ર પ્રયોગ/ઇલેક્ટ્રોન રિફ્લેક્ટોમીટર (એમ. એ. જી./ઇ. આર.) અને મંગળ વાતાવરણ અને વોલેટાઇલ ઇવોલ્યુશન (એમ. એ. વી. ઇ. એન.) ચુંબકીય ક્ષેત્ર ડેટાના ચુંબકીય ક્ષેત્ર માપન પર આધારિત છે. જો કે, આ ઉપગ્રહો 90-6000 કિ. મી. ની ઊંચાઇએ સ્થિત છે અને 160 કિ. મી. નું અવકાશી રીઝોલ્યુશન ધરાવે છે, તેથી માપેલ ચુંબકત્વ ટૂંકા લંબાઈના ભીંગડા પર ક્રસ્ટલ ચુંબકીય ક્ષેત્રોનું નિરીક્ષણ કરી શકતું નથી. મંગળ હાલમાં માર્સ ગ્લોબલ સર્વેયર (એમ. જી. એસ.) અને માર્સ એટમોસ્ફિયર એન્ડ વોલેટાઇલ ઇવોલ્યુશન (એમ. એ. વી. ઇ. એન.) ચુંબકીય ક્ષેત્રના માપન પર આધારિત સક્રિય ગતિશીલતાને ટકાવી રાખતું નથી. ઉપગ્રહની માહિતી દર્શાવે છે કે જૂના (~ 4.2-4.3 Ga) દક્ષિણ-ગોળાર્ધના પોપડાની મજબૂત સ્થાયી ચુંબકત્વ (~ 22 nT) નોંધાય છે, પરંતુ નાના ઉત્તરીય નીચાણવાળા વિસ્તારોમાં ખૂબ નબળા અથવા શૂન્ય સ્થાયી ચુંબકત્વ હોય છે. લેટ હેવી બોમ્બાર્ડમેન્ટ (LHB) (~ 4.1-3.9 Ga) (દા. ત., આર્ગાયર, હેલાસ અને ઇસીડિસ) અને જ્વાળામુખી પ્રાંતો (દા. ત., એલિસિયમ, ઓલિમ્પસ મોન્સ, થાર્સિસ મોન્ટેસ અને આલ્બા પેટેરા) દરમિયાન રચાયેલા મોટા તટપ્રદેશોમાં ચુંબકીય સંકેતોની અછત છે, પરંતુ નાના નોઆચિયન અને હેસ્પેરિયન જ્વાળામુખી (દા. ત., ટિરહેનસ મોન્સ અને સિર્ટિસ મેજર) માં ક્રસ્ટલ રિમેનન્સ છે. માર્સ લેન્ડર ઓબ્ઝર્વેશન ધ ઇન્ટિરિયર એક્સપ્લોરેશન યુઝિંગ સિસ્મિક ઇન્વેસ્ટિગેશન્સ, જીઓડેસી એન્ડ હીટ ટ્રાન્સપોર્ટ (ઇનસાઇટ) મિશને એલિસિયમ પ્લેનિટિયામાં સ્થિત ઇનસાઇટ લેન્ડિંગ સાઇટ પર ક્રસ્ટલ ક્ષેત્રને ~ 2 માઇક્રોટ માપ્યું હતું. આ વિગતવાર જમીન-સ્તરની માહિતી ઇનસાઇટ ઉતરાણ સ્થળ પર ~ 200 એનટીના ઉપગ્રહ-આધારિત અંદાજો કરતાં વધુ તીવ્રતાનો ક્રમ છે. આ ઉચ્ચ ચુંબકત્વનો સ્ત્રોત પ્રારંભિક એમેઝોનિયન અને હેસ્પેરિયન પ્રવાહ (~ 3.6 અને 1.5 ગા) ની નીચે નોઆચિયન ભોંયરું (~ 3.9 ગા) હોવાનું સૂચવવામાં આવે છે. પેલિયોમેગ્નેટિઝમ પેલિયોમેગ્નેટિક પુરાવા મંગળના ઉલ્કાઓ થર્મલ રિમેનન્ટ મેગ્નેટાઇઝેશન (અથવા TRM) ના આધારે મંગળના પેલિયોફિલ્ડના અંદાજને સક્ષમ કરે છે (એટલે કે, જ્યારે ઉલ્કા આસપાસના ચુંબકીય ક્ષેત્રની હાજરીમાં ક્યુરી તાપમાનથી નીચે ઠંડુ થાય છે ત્યારે પ્રાપ્ત થયેલ રિમેનન્ટ મેગ્નેટાઇઝેશન). ઉલ્કાપિંડ ALH84001 માં કાર્બોનેટના થર્મલ સ્થાયી ચુંબકત્વથી જાણવા મળ્યું કે પ્રારંભિક (4.1-3.9 Ga) મંગળનું ચુંબકીય ક્ષેત્ર ~ 50 μT હતું, જે આધુનિક ક્ષેત્ર કરતાં ઘણું વધારે હતું, જે સૂચવે છે કે ઓછામાં ઓછું આ સમય સુધી મંગળનું ડાયનેમો હાજર હતું. યુવાન (~ 1.4 ગા) મંગળના નખલાઇટ ઉલ્કાપિંડ મિલર રેન્જ (એમ. આઈ. એલ.) 03346 એ માત્ર ~ 5 માઇક્રોનનું પેલિયોફિલ્ડ નોંધ્યું હતું. જો કે, નખલાઇટ ઉલ્કાના સંભવિત સ્ત્રોત સ્થાનોને જોતાં, આ પેલિયોઇન્ટેન્સિટી હજુ પણ સૂચવે છે કે સપાટીનું ચુંબકત્વ ઉપગ્રહ માપનમાંથી અંદાજિત ચુંબકીય ક્ષેત્રો કરતાં વધુ મજબૂત છે. આ ઉલ્કાના ~ 5 માઇક્રોટ પેલિયોફિલ્ડને અંતમાં સક્રિય ડાયનેમો દ્વારા અથવા અંતમાં મંગળના ડાયનેમોની ગેરહાજરીમાં લાવા પ્રવાહમાંથી પેદા થયેલ ક્ષેત્ર દ્વારા સમજાવી શકાય છે. પેલિયોમેગ્નેટિક રેકોર્ડર તરીકે મંગળના ઉલ્કાઓમાં ચુંબકીય ખનિજોની વિશાળ શ્રેણી હોય છે જે મેગ્નેટાઇટ, ટાઇટેનો-મેગ્નેટાઇટ, પાયરોટાઇટ અને હેમેટાઇટ સહિત પ્રાચીન સ્થાયી ચુંબકત્વને રેકોર્ડ કરી શકે છે. ચુંબકીય ખનિજશાસ્ત્રમાં સિંગલ ડોમેન (એસ. ડી.), સ્યુડો સિંગલ ડોમેન (પી. એસ. ડી.) જેવી, મલ્ટી-ડોમેન (એમ. ડી.) સ્થિતિઓનો સમાવેશ થાય છે. જો કે, જલીય, થર્મલ અને શૉક ઓવરપ્રિન્ટ્સને કારણે મંગળના પેલિયોફિલ્ડનું પુનઃનિર્માણ કરવા માટે માત્ર મર્યાદિત મંગળ ઉલ્કાઓ ઉપલબ્ધ છે, જે ઘણા મંગળના ઉલ્કાઓને આ અભ્યાસો માટે અયોગ્ય બનાવે છે. મંગળના ઉલ્કાના પેલિયોમેગ્નેટિક અભ્યાસો નીચે આપેલા કોષ્ટકમાં સૂચિબદ્ધ છેઃ મંગળના ડાયનેમોની માર્ટિયન ડાયનેમો સમયરેખા મંગળના ડાયનેમોનો ચોક્કસ સમય અને સમયગાળો અજ્ઞાત છે, પરંતુ ઉપગ્રહ અવલોકનો અને પેલિયોમેગ્નેટિક અભ્યાસોમાંથી ઘણી મર્યાદાઓ છે. દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં ક્રસ્ટલ ચુંબકત્વ અને ALH84001 ના પેલિયોમેગ્નેટિક પુરાવા સૂચવે છે કે મંગળએ ~ 4.2-4.3 Ga વચ્ચે મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્ર જાળવી રાખ્યું હતું. ઉપલા નીચાણવાળા પ્રદેશોમાં ક્રસ્ટલ ચુંબકીય સંકેતોની ગેરહાજરી અને મોટા અસરવાળા તટપ્રદેશો આ તટપ્રદેશો (~ 4.0-3.9 Ga) ની રચના પહેલાં ડાયનેમો સમાપ્તિ સૂચવે છે. બે નાના જ્વાળામુખીઓમાંથી ચુંબકીય વિસંગતતાઓ (દા. ત., ટાયરેનસ મોન્સ, સિર્ટિસ મેજર) નોઆચિયન અને હેસ્પેરિયન સમયગાળાના અંતમાં સંભવિત ચુંબકીય ઉલટફેર સાથે મંગળના ચુંબકીય ક્ષેત્રની હાજરીને પ્રતિબિંબિત કરી શકે છે. ગોળાર્ધમાં ચુંબકીય દ્વિભાજન એક વણઉકેલાયેલો પ્રશ્ન એ છે કે શા માટે મંગળની ક્રસ્ટલ ગોળાર્ધમાં દ્વિભાજન ચુંબકીય દ્વિભાજન સાથે સંકળાયેલું છે (અને શું આ દ્વિભાજનની ઉત્પત્તિ બાહ્ય અથવા અંતજનિત પ્રક્રિયા છે). એક બાહ્ય સમજૂતી એ છે કે બોરેલિસની અસરની ઘટનાના પરિણામે પ્રારંભિક ચુંબકીય ઉત્તરીય ગોળાર્ધના થર્મલ ડિમૅગ્નેટાઇઝેશનમાં પરિણમ્યું હતું, પરંતુ આ ઘટનાની સૂચિત ઉંમર (~ 4.5 ગા) મંગળના ડાયનેમો સમાપ્તિ (~ 4.0-4.1 ગા) થી ઘણી પહેલા છે. એક વૈકલ્પિક મોડેલ સૂચવે છે કે ડિગ્રી-1 મેન્ટલ કન્વેક્શન (એટલે કે, એક સંવહન માળખું જેમાં મેન્ટલ અપવેલિંગ એક ગોળાર્ધમાં પ્રભુત્વ ધરાવે છે પરંતુ ડાઉનવેલિંગ બીજા ગોળાર્ધમાં લે છે) એક-ગોળાર્ધમાં ડાયનેમો ઉત્પન્ન કરી શકે છે. વૈકલ્પિક પટ્ટાઓ મંગળના ક્રસ્ટલ ચુંબકત્વનું એક નોંધપાત્ર લક્ષણ દક્ષિણ ગોળાર્ધ (ટેરા સિમેરિયા અને ટેરા સિરેનમ) પર લાંબા ઇ-ડબલ્યુ વલણવાળી વૈકલ્પિક પટ્ટાઓ છે. એવું સૂચવવામાં આવ્યું છે કે આ પટ્ટાઓ પ્લેટ ટેકટોનિક પ્રવૃત્તિ દ્વારા રચાય છે જે પૃથ્વી પર ફેલાતા દરિયાની સપાટીના પોપડાને કારણે થતી વૈકલ્પિક ચુંબકીય ધ્રુવીયતા અથવા વારંવાર ડાઇક ઘૂસણખોરીના પરિણામો જેવી જ હોય છે. જો કે, આ વૈકલ્પિક પટ્ટાઓનું અર્થઘટન કરવા માટે માહિતી વિશ્લેષણ પદ્ધતિની કાળજીપૂર્વક પસંદગી જરૂરી છે. સ્મૂથિંગ સોલ્યુશન્સ (દા. ત., L2 રેગ્યુલરાઇઝેશન) ને બદલે ક્રસ્ટલ-ફિલ્ડ માપનના વિરલ સોલ્યુશન્સ (દા. ત., L1 રેગ્યુલરાઇઝેશન) નો ઉપયોગ કરવાથી પટ્ટાને બદલે અત્યંત ચુંબકીય સ્થાનિક પેચો (બાકીના પોપડાની ચુંબક વગરના) દેખાય છે. આ પેચો સ્થાનિક ઘટનાઓ જેમ કે જ્વાળામુખી અથવા અસરની ઘટનાઓ દ્વારા ગરમી દ્વારા રચાય છે, જેને સતત ક્ષેત્રોની જરૂર નથી (દા. ત., તૂટક તૂટક ડાયનેમો). ડાયનેમો મિકેનિઝમ્સ મંગળની ડાયનેમો મિકેનિઝમને નબળી રીતે સમજવામાં આવે છે પરંતુ તે પૃથ્વીની ડાયનેમો મિકેનિઝમ જેવી જ હોવાની અપેક્ષા છે. ગરમ, પ્રારંભિક કોરમાં ઉચ્ચ થર્મલ ઢાળને કારણે થર્મલ સંવહન સંભવતઃ મંગળના ઇતિહાસની શરૂઆતમાં ડાયનેમો ચલાવવા માટેની પ્રાથમિક પદ્ધતિ હતી. જેમ જેમ મેન્ટલ અને કોર સમય જતાં ઠંડુ થાય છે તેમ, આંતરિક-કોર સ્ફટિકીકરણ (જે સુપ્ત ગરમી પૂરી પાડશે) અને રાસાયણિક સંવહનએ ડાયનેમો ચલાવવામાં મુખ્ય ભૂમિકા ભજવી હશે. આંતરિક-કોર રચના પછી, પ્રકાશ તત્વો આંતરિક-કોર સીમાથી પ્રવાહી બાહ્ય કોરમાં સ્થળાંતર કરે છે અને ઉત્પ્લાવન દ્વારા સંવહનને ચલાવે છે. જો કે, ઇનસાઇટ લેન્ડર ડેટા પણ મંગળના નક્કર આંતરિક કેન્દ્રની હાજરીની પુષ્ટિ કરી શક્યો ન હતો, અને આપણે એવી શક્યતાને બાકાત રાખી શકતા નથી કે ત્યાં કોઈ મુખ્ય સ્ફટિકીકરણ ન હતું (રાસાયણિક સંવહન વિના માત્ર થર્મલ સંવહન). ઉપરાંત, મેગ્મા મહાસાગર દ્વારા ચુંબકીય ક્ષેત્રો ઉત્પન્ન થવાની શક્યતાને નકારી શકાય નહીં. તે પણ અસ્પષ્ટ છે કે મંગળનું ડાયનેમો ક્યારે અને કઈ પદ્ધતિ દ્વારા બંધ થાય છે. કદાચ મેન્ટલના ઠંડક દરમાં ફેરફારને કારણે મંગળના ડાયનેમોની સમાપ્તિ થઈ હશે. એક સિદ્ધાંત એ છે કે પ્રારંભિક અને મધ્ય નોઆચિયન સમયગાળા દરમિયાન વિશાળ અસરોએ કોર-મેન્ટલ સીમા પર વૈશ્વિક ગરમીના પ્રવાહમાં ઘટાડો કરીને ડાયનેમોને અટકાવી દીધો હતો. ઇનસાઇટ લેન્ડરના ધરતીકંપના માપમાંથી જાણવા મળ્યું છે કે મંગળનું બાહ્ય કેન્દ્ર પ્રવાહી સ્થિતિમાં છે અને અપેક્ષા કરતા મોટું છે. એક મોડેલમાં, આંશિક રીતે સ્ફટિકીકૃત મંગળનું કોર મંગળની વર્તમાન સ્થિતિ (એટલે કે, પ્રવાહી બાહ્ય કોર હોવા છતાં ચુંબકીય ક્ષેત્રનો અભાવ) સમજાવે છે, અને આ મોડેલ આગાહી કરે છે કે ચુંબકીય ક્ષેત્ર ભવિષ્યમાં ફરીથી સક્રિય થવાની સંભાવના ધરાવે છે. સંદર્ભો મંગળ મેગ્નેટોસ્ફિયર ગ્રહીય વિજ્ઞાન