Magnetic field of Mars
मंगल का चुंबकीय क्षेत्र मंगल के आंतरिक भाग से उत्पन्न चुंबकीय क्षेत्र है। आज मंगल ग्रह पर वैश्विक चुंबकीय क्षेत्र नहीं है। हालाँकि, मंगल ने एक प्रारंभिक डायनेमो को शक्ति प्रदान की जिसने 4 अरब साल पहले एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र का उत्पादन किया, जो पृथ्वी के वर्तमान सतह क्षेत्र की तुलना में था। प्रारंभिक डायनेमो के बंद होने के बाद, एक कमजोर देर से डायनेमो को ~ 3.8 अरब साल पहले फिर से सक्रिय (या बना रहा) किया गया था। मार्टियन क्रस्टल मैग्नेटाइजेशन का वितरण मार्टियन डाइकोटॉमी (यानी मार्टियन हेमिस्फेरिक टोपोग्राफिक डाइकोटॉमी) के समान है। जबकि मंगल के उत्तरी निचले इलाकों में काफी हद तक चुंबकत्व नहीं है, दक्षिणी गोलार्ध में मजबूत स्थायी चुंबकत्व है, जो बारी-बारी से धारियों को दर्शाता है। मंगल के चुंबकीय क्षेत्र के विकास की हमारी समझ उपग्रह माप और मंगल के भूमि-आधारित चुंबकीय डेटा के संयोजन पर आधारित है। क्रस्टल चुंबकत्व उपग्रह डेटा मंगल ग्रह के वैश्विक क्रस्टल चुंबकत्व का पुनर्निर्माण मुख्य रूप से मार्स ग्लोबल सर्वेयर (एम. जी. एस.) चुंबकीय क्षेत्र प्रयोग/इलेक्ट्रॉन रिफ्लेक्टोमीटर (एम. ए. जी./ई. आर.) और मंगल वायुमंडल और वाष्पशील विकास (एम. ए. वी. ई. एन.) चुंबकीय क्षेत्र डेटा से चुंबकीय क्षेत्र माप पर आधारित है। हालाँकि, ये उपग्रह 90-6000 कि. मी. की ऊँचाई पर स्थित हैं और इनका स्थानिक संकल्प ≤160 कि. मी. है, इसलिए मापा गया चुंबकत्व कम लंबाई के पैमाने पर क्रस्टल चुंबकीय क्षेत्रों का निरीक्षण नहीं कर सकता है। मार्स वर्तमान में मार्स ग्लोबल सर्वेयर (एम. जी. एस.) और मार्स एटमॉस्फियर एंड वोलेटाइल इवोल्यूशन (एम. ए. वी. ई. एन.) चुंबकीय क्षेत्र माप के आधार पर एक सक्रिय डायनेमो को बनाए नहीं रखता है। उपग्रह डेटा से पता चलता है कि पुरानी (~ 4.2-4.3 Ga) दक्षिणी-गोलार्ध की परत मजबूत स्थायी चुंबकत्व (~ 22 nT) दर्ज करती है, लेकिन युवा उत्तरी निचले इलाकों में बहुत कमजोर या शून्य स्थायी चुंबकत्व होता है। देर से भारी बमबारी (एलएचबी) (~ 4.1-3.9 गा) (जैसे, आर्गायर, हेलास और इसिडिस) और ज्वालामुखीय प्रांतों (जैसे, एलिसियम, ओलंपस मॉन्स, थार्सिस मोंटेस और अल्बा पटेरा) के दौरान बने बड़े बेसिनों में चुंबकीय हस्ताक्षर की कमी है, लेकिन छोटे नोआचियन और हेस्पेरियन ज्वालामुखी (जैसे, टिरहेनस मॉन्स और सिर्टिस मेजर) में क्रस्टल रीमैनेंस है। मार्स लैंडर ऑब्जर्वेशन द इंटीरियर एक्सप्लोरेशन यूजिंग सिस्मिक इन्वेस्टिगेशंस, जियोडेसी एंड हीट ट्रांसपोर्ट (इनसाइट) मिशन ने एलिसियम प्लैनिटिया में स्थित इनसाइट लैंडिंग साइट पर क्रस्टल क्षेत्र को ~ 2 माइक्रोन टी मापा। यह विस्तृत जमीनी स्तर का डेटा इनसाइट लैंडिंग साइट पर ~ 200 एन. टी. के उपग्रह-आधारित अनुमानों की तुलना में अधिक परिमाण का एक क्रम है। इस उच्च चुंबकत्व का स्रोत प्रारंभिक अमेज़ोनियन और हेस्पेरियन प्रवाह (~ 3.6 और 1.5 गा) के नीचे नोआचियन तहखाना (~ 3.9 गा) होने का सुझाव दिया जाता है। पुरापाषाण चुंबकत्व पुरापाषाण चुम्बकीय साक्ष्य मंगल के उल्कापिंड थर्मल स्थायी चुंबकत्व (या टी. आर. एम.) के आधार पर मंगल के पुरापाषाण क्षेत्र के अनुमान को सक्षम करते हैं (यानी, स्थायी चुंबकत्व तब प्राप्त होता है जब उल्कापिंड परिवेशी चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति में क्यूरी तापमान से नीचे ठंडा हो जाता है)। उल्कापिंड ए. एल. एच. 84001 में कार्बोनेट के तापीय स्थायी चुंबकत्व से पता चला कि प्रारंभिक (4.1-3.9 जी. ए.) मंगल का चुंबकीय क्षेत्र ~ 50 एम. यू. टी. था, जो आधुनिक क्षेत्र की तुलना में बहुत अधिक था, यह सुझाव देता है कि कम से कम इस समय तक एक मंगल का डायनेमो मौजूद था। युवा (~ 1.4 गा) मार्टियन नखलाइट उल्कापिंड मिलर रेंज (एम. आई. एल.) 03346 ने केवल ~ 5 माइक्रोन का पेलियोफील्ड दर्ज किया। हालांकि, नखलाइट उल्कापिंड के संभावित स्रोत स्थानों को देखते हुए, यह जीवाश्म घनत्व अभी भी बताता है कि सतह का चुंबकत्व उपग्रह माप से अनुमानित चुंबकीय क्षेत्रों की तुलना में अधिक मजबूत है। इस उल्कापिंड के ~ 5 माइक्रोन पेलियोफील्ड को या तो देर से सक्रिय डायनेमो या देर से मार्टियन डायनेमो की अनुपस्थिति में उत्सर्जित लावा प्रवाह से उत्पन्न क्षेत्र द्वारा समझाया जा सकता है। मंगल के उल्कापिंडों में चुंबकीय खनिजों की एक विस्तृत श्रृंखला होती है जो मैग्नेटाइट, टाइटेनो-मैग्नेटाइट, पाइरहोटाइट और हेमेटाइट सहित प्राचीन स्थायी चुंबकत्व को रिकॉर्ड कर सकते हैं। चुंबकीय खनिज विज्ञान में एकल डोमेन (एस. डी.), छद्म एकल डोमेन (पी. एस. डी.)-जैसे, बहु-डोमेन (एम. डी.) अवस्थाएँ शामिल हैं। हालाँकि, जलीय, तापीय और शॉक ओवरप्रिंट्स के कारण मंगल के जीवाश्म क्षेत्र के पुनर्निर्माण के लिए केवल सीमित मंगल के उल्कापिंड उपलब्ध हैं जो कई मंगल के उल्कापिंडों को इन अध्ययनों के लिए अनुपयुक्त बनाते हैं। मंगल ग्रह के उल्कापिंडों के पुरापाषाण अध्ययन नीचे दी गई तालिका में सूचीबद्ध हैंः मंगल ग्रह के डायनेमो की समयरेखा मंगल ग्रह के डायनेमो का सटीक समय और अवधि अज्ञात है, लेकिन उपग्रह अवलोकन और पुरापाषाण चुंबकीय अध्ययनों से कई बाधाएं हैं। दक्षिणी गोलार्ध में मजबूत क्रस्टल चुंबकत्व और ALH84001 के जीवाश्म चुम्बकीय साक्ष्य से संकेत मिलता है कि मंगल ने ~ 4.2-4.3 Ga के बीच एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र बनाए रखा। ऊपरी निचले इलाकों और बड़े प्रभाव वाले बेसिनों में क्रस्टल मैग्नेटिक सिग्नेचर की अनुपस्थिति इन बेसिनों (~ 4.0-3.9 Ga) के गठन से पहले डायनेमो समाप्ति का संकेत देती है। दो युवा ज्वालामुखियों (जैसे, टिरहेनस मॉन्स, सिर्टिस मेजर) से चुंबकीय विसंगतियां नोआचियन और हेस्पेरियन काल के अंत में संभावित चुंबकीय उलटफेर के साथ मंगल के चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति को प्रतिबिंबित कर सकती हैं। हेमिस्फेरिक मैग्नेटिक डाइकोटॉमी एक अनसुलझा सवाल यह है कि मार्टियन क्रस्टल हेमिस्फेरिक डाइकोटॉमी चुंबकीय डाइकोटॉमी से क्यों संबंधित है (और क्या इस डाइकोटॉमी की उत्पत्ति एक एक्सोजेनिक या एंडोजेनिक प्रक्रिया है)। एक एक्सोजेनिक व्याख्या यह है कि बोरेलिस प्रभाव घटना के परिणामस्वरूप प्रारंभिक रूप से चुंबकीय उत्तरी गोलार्ध का थर्मल डिमैग्नेटाइजेशन हुआ, लेकिन इस घटना की प्रस्तावित आयु (~ 4.5 गा) मार्टियन डायनेमो समाप्ति (~ 4.0-4.1 गा) से बहुत पहले है। एक वैकल्पिक मॉडल से पता चलता है कि डिग्री-1 मेंटल संवहन (यानी, एक संवहनी संरचना जिसमें एक गोलार्ध में मेंटल अपवेलिंग हावी होता है लेकिन डाउनवेलिंग दूसरे गोलार्ध में लेता है) एक एकल-गोलार्ध डायनेमो का उत्पादन कर सकता है। मार्टियन क्रस्टल मैग्नेटिस्म में एक उल्लेखनीय विशेषता दक्षिणी गोलार्ध (टेरा सिमेरिया और टेरा साइरेनम) पर लंबी ई-डब्ल्यू ट्रेंडिंग वैकल्पिक धारियाँ हैं। यह प्रस्तावित किया गया है कि ये पट्टियाँ प्लेट विवर्तनिक गतिविधि द्वारा बनाई जाती हैं जो पृथ्वी पर फैलती समुद्री सतह की परत या बार-बार डाइक घुसपैठ के परिणामस्वरूप होने वाली वैकल्पिक चुंबकीय ध्रुवीयता के समान होती हैं। हालांकि, इन वैकल्पिक धारियों की व्याख्या करने के लिए डेटा विश्लेषण विधि का सावधानीपूर्वक चयन आवश्यक है। क्रस्टल-फील्ड मापों के विरल समाधानों (जैसे, एल1 नियमितीकरण) का उपयोग करना, समाधानों को चिकना करने (जैसे, एल2 नियमितीकरण) के बजाय, पट्टियों के बजाय अत्यधिक चुंबकीय स्थानीय पैच (बाकी क्रस्ट के बिना चुंबक के) दिखाता है। ये धब्बे स्थानीय घटनाओं जैसे ज्वालामुखी या प्रभाव घटनाओं द्वारा गर्म होने से बन सकते हैं, जिनके लिए निरंतर क्षेत्रों (जैसे, रुक-रुक कर डायनेमो) की आवश्यकता नहीं हो सकती है। गतिशील तंत्र मंगल के गतिशील तंत्र को बहुत कम समझा गया है लेकिन पृथ्वी के गतिशील तंत्र के समान होने की उम्मीद है। गर्म, प्रारंभिक कोर में उच्च तापीय प्रवणता के कारण तापीय संवहन संभवतः मंगल के इतिहास की शुरुआत में एक डायनेमो चलाने के लिए प्राथमिक तंत्र था। जैसे-जैसे मेंटल और कोर समय के साथ ठंडा होते गए, आंतरिक-कोर क्रिस्टलीकरण (जो अव्यक्त गर्मी प्रदान करेगा) और रासायनिक संवहन ने डायनेमो को चलाने में एक प्रमुख भूमिका निभाई होगी। आंतरिक-कोर गठन के बाद, प्रकाश तत्व आंतरिक-कोर सीमा से तरल बाहरी कोर में चले गए और उत्प्लावन द्वारा संवहन को चलाया। हालाँकि, इनसाइट लैंडर डेटा भी मंगल ग्रह के ठोस आंतरिक कोर की उपस्थिति की पुष्टि नहीं कर सका, और हम इस संभावना को खारिज नहीं कर सकते कि कोई कोर क्रिस्टलीकरण (रासायनिक संवहन के बिना केवल तापीय संवहन) नहीं था। इसके अलावा, इस संभावना से इनकार नहीं किया जा सकता है कि मैग्मा महासागर द्वारा चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न हुए होंगे। यह भी स्पष्ट नहीं है कि मंगल का डायनेमो कब और किस तंत्र से बंद हो जाता है। शायद मेंटल की शीतलन दर में बदलाव के कारण मार्टियन डायनेमो बंद हो गया होगा। एक सिद्धांत यह है कि प्रारंभिक और मध्य नोआचियन काल के दौरान विशाल प्रभावों ने कोर-मेंटल सीमा पर वैश्विक गर्मी के प्रवाह को कम करके डायनेमो को रोक दिया। इनसाइट लैंडर से भूकंपीय माप से पता चला कि मंगल का बाहरी केंद्र तरल अवस्था में है और उम्मीद से बड़ा है। एक मॉडल में, एक आंशिक रूप से क्रिस्टलीकृत मार्टियन कोर मंगल की वर्तमान स्थिति (यानी, तरल बाहरी कोर के बावजूद चुंबकीय क्षेत्र की कमी) की व्याख्या करता है, और यह मॉडल भविष्यवाणी करता है कि चुंबकीय क्षेत्र में भविष्य में फिर से सक्रिय होने की क्षमता है। संदर्भ मंगल मैग्नेटस्फेयर ग्रह विज्ञान