10.03.2.3 Very Deep Interior
Monet geofysikaaliset tutkimukset viittaavat siihen, että Kuussa on ydin (ks. katsaus artikkelissa Hood ja Zuber, 2000), jonka osoittavat magneettiset induktiosignaaleista (Hood et al., 1999) tai remanenttisesta magneettisuudesta (Hood, 1995; katsaus artikkeleissa Cisowski et al., 1983; Fuller ja Stanley, 1987). Mare-basalttinäytteiden geokemialliset analyysit viittaavat erittäin siderofiilisten alkuaineiden köyhtymiseen (esim. Righter, 2002) suhteessa köyhtymistasoon, joka on odotettavissa missä tahansa kuun ytimen muodostusskenaariossa (Canup ja Asphaug, 2001). Törmäyssimulaatiot (ks. Cameron, 2000) viittaavat siihen, että pieni osa proto-Maan ja proto-Kuun raudasta joutui kiertoradalle jättiläistörmäyksen jälkeen. Nämä massaosuusarviot ovat tyypillisesti 1 % tai vähemmän, ja ne nousevat 3 %:iin vain muutamissa ääritapauksissa, koska rautaa voi tulla lisää myöhemmässä vaiheessa tapahtuvan akkredition aikana.
Viime aikoihin ainoat menetelmät Kuun ytimen suoraksi tutkimiseksi olivat magneettiset luotaukset ja geodesia. Magneettinen luotaus (Hood et al., 1999) perustuu indusoituneeseen magneettiseen dipolimomenttiin, joka syntyy, kun Kuu liikkuu Maan geomagneettisen pyrstön läpi. Ytimen säde on 340 ± 90 km, kun oletetaan, että ytimessä kulkevat sähkövirrat voidaan approksimoida ytimen pinnalle lokalisoituneella virran ”levyllä”. Toinen lähestymistapa, inertiamomenttisuhteen mittaaminen (0,3932 ± 0,0002, Konopliv et al., 1998), osoittaa, että tiheys Kuun keskustaa kohti on suurempi kuin Kuun vaipan sisällä. Lisäksi Kuun kiertoa koskevat analyysit (Bois et al., 1996; Williams et al., 2001) ovat osoittaneet, että Kuun kiertoon vaikuttaa dissipaatiolähde, joka on tulkittu nestemäisen ytimen allekirjoitukseksi.
Kuun ytimeen viittasivat myös sisärakennemallit, jotka saatiin tiheyden, inertiamomentin, Love-luvun (k2) ja jopa induktiosignaalin käänteislaskelmilla, joko seismisen datan antamilla tai sitä vailla olevilla ylimääräisillä rajoituksilla. Bills ja Rubincam (1995) käyttivät vain keskimääräistä tiheyttä ja inertiakerrointa ja arvioivat ytimen säteeksi 400 km ja 600 km, kun tiheydet olivat 8000 ja 6000 kg m-3. Khan et al. (2004) käyttivät näitä rajoituksia sekä Love-lukua ja suorittivat Monte Carlo -inversion olettaen, että kyseessä on 5-kuorinen malli. Inversion tuloksena saatiin ydin, jonka säde on noin 350 km ja tiheys 7200 kg m- 3. Koska näiden kerrosten koon ja tiheyden välillä on useita kompromisseja, seismologiasta saatuja riippumattomia rajoitteita voidaan lisätä hyväksyttävien mallien avaruuden rajaamiseksi. A priori-seismisiin malleihin perustuvia sisäisen rakenteen inversioita tekivät ensin Bills ja Ferrari (1977) käyttäen alustavaa seismistä mallia ja myöhemmin Kuskov ja Kronrod (1998) sekä Kuskov et al. (2002) käyttäen Nakamuran (1983) seismistä mallia. Kuskov ja kollegat ehdottivat joko puhdasta γ-Fe-ydintä, jonka tiheys on 8100 kg m- 3 ja säde 350 km, tai ydintä, jossa on pienempiä tiheyksiä ja suurempia säteitä, mukaan luettuna suurin troiliittinen FeS-ydin, jonka säde on 530 km ja tiheys 4700 kg m- 3 . Khan et al. (2006) teki toisen tutkimuksen käyttäen seismisiä tietoja, inertiakerrointa ja keskimääräistä tiheyttä, ja hän ennusti ytimen, jonka tiheys on noin 5500 kg m- 3.
Kuuverkon geometria, erityisesti sen antipodaalisten asemien puuttuminen, tarkoittaa, että järjestelmä on rekisteröinyt vain vähän, jos ollenkaan, syvälle Kuuhun eteneviä säteilyreittejä (> 1200 km:n syvyydelle ulottuvia sädepolkuja (kuvio 6; vrt. törmäys kaukana olevalle puolelle, ks. esim. Nakamura et al. 1974b). Siksi kappaleen ydintä ei voida geometrisesti määrittää suorilla aalloilla (esim. Knapmeyer, 2011). Vaihtoehtoinen lähestymistapa ytimen rakenteen tutkimiseen on tutkia planeetan normaalimoodeja (esim. Lognonné ja Clévédé, 2002). Muutama kirjoittaja on etsinyt vapaita värähtelyjä Apollo-aineistosta, sillä matalan kulmakertoimen normaalimoodit ovat herkkiä ytimen rakenteelle. Loudinin ja Alexanderin (1978) epäonnistuneen yrityksen jälkeen Khan ja Mosegaard (2001) väittivät havaitsevansa vapaita värähtelyjä meteoriitin iskujen synnyttämistä litteämoodisista LP-Apollo-signaaleista. Lognonné (2005) ja Gagnepain-Beyneix et al. (2006) ovat kuitenkin osoittaneet, että näiden tapahtumien signaali-kohinasuhde oli todennäköisesti liian pieni johtaakseen havaittaviin LP-signaaleihin. Nakamura (2005) on ehdottanut noin 30 mahdollista syvän kuunjäristyksen lähdealuetta Kuun takapuolella: yhtään tapahtumaa ei kuitenkaan havaittu 40°:n etäisyydellä maanalaisen keskipisteen antipodista, mikä viittaa siihen, että tämä alue on joko aseisminen tai se vaimentaa tai poikkeuttaa voimakkaasti seismistä energiaa (Nakamura, 2005; Nakamura ym, 1982).
Kahdessa viimeaikaisessa tutkimuksessa on itsenäisesti analysoitu uudelleen Apollo-seismogrammit käyttäen nykyaikaisia aaltomuodon menetelmiä etsiäkseen kuun ytimestä heijastunutta ja muunnettua seismistä energiaa pinoamismenetelmiä käyttäen. Näiden kahden analyysin onnistumista voidaan ymmärtää kuvan 8(a) avulla, jossa esitetään yksittäisten syvän Kuun järistyksen P- ja S-aaltojen amplitudit, joiden päälle on asetettu ytimen vaiheille tyypilliset amplitudit (yksinkertaisille isotrooppisille lähteille). Tämä havainnollistaa ScS-vaiheiden suhteellisen pientä amplitudia suhteessa laitteen havaintokynnykseen ja viittaa siihen, että signaalia voidaan vahvistaa pinoamalla. Nämä pinoamiset muodostavat perustan Weber et al. (2011) ja Garcia et al. (2011) kahdessa erillisessä tutkimuksessa suoritetuille etsinnöille.
Kuva 8. Etsinnät. (a) Apollon havaitsemien syvien kuunjäristysten P- ja S-runkoaaltojen tyypilliset amplitudit epikeskusetäisyyden funktiona. Z Apollo on Apollon pystyakselilla P:lle rekisteröidyt amplitudit, kun taas H Apollo on vaaka-akselilla S:lle rekisteröidyt amplitudit. Amplitudit on otettu Nakamura et al. (2008) -luettelosta, mutta ne on muunnettu siirtymiksi käyttämällä muuntokertoimia mm:n ja huipusta nollaan siirtymän välillä, jotka on saatu vertailemalla luettelon amplitudeja A1:n syvien kuunjäristysten seismogrammien tallentamiin amplitudeihin instrumenttikorjauksen jälkeen. Osoituksena P-, S- ja ydinvaiheiden (ScS, PcP ja PKP) tyypilliset suhteelliset amplitudit on piirretty Garcian et al. (2011) sisätilamallille, mikä havainnollistaa, että ScS-amplitudit, vaikka ne ovatkin liian pieniä, jotta ne voitaisiin havaita yksittäin Apollo-datassa, saatetaan havaita suurimpien tapahtumien pinoamisen avulla. PcP-vaiheiden amplitudit ovat kuitenkin liian pieniä, jotta ne voitaisiin tunnistaa pinoamalla, ja ne ovat edelleen haasteellisia jopa seuraavan sukupolven kuuseismometreille. (b) Malliavaruuden tutkiminen hyväksyttävien mallien löytämiseksi tiheydelle, inertia-kertoimelle ja Love-luvulle k2 käyttäen Gagnepain-Beyneix et al. (2006) seismisiä malleja verrattuna Garcian et al. (2011) ja Weber et al. (2011) ydinarvioihin, jotka on esitetty valkoisilla ja keltaisilla viivoilla. Keskimmäinen vaippa on määritelty esiintyväksi 1500 ja 1000 km:n säteen välillä, kun taas alempi vaippa esiintyy 1000 km:n ja ytimen säteen välillä. Väriasteikko edustaa todennäköisyyteen verrannollista exp(- var):n desimaalilogaritmia, jossa varianssi on laskettujen ja havaittujen tiheyksien, inertia momentin ja k2:n välinen varianssi. Varianssin määritelmä, arvot ja virheet, ks. Khan et al. (2004). Hyväksyttävät mallit ovat tummanpunaisia ja punaisia. Malliavaruudesta otetaan näytteitä hyväksyttävien ratkaisujen vaihteluvälin tunnistamiseksi. Keski-alimmaisen vaipan S-aaltojen nopeudet ovat Gagnepain-Beyneix et al. (2006) malleissa 4,5 km s- 1, kun taas Garcia et al. (2011) ja Weber et al. (2011) mallien keskinopeudet ovat 4,6 km s- 1 ja 4,125 km s- 1.
Weber et al. (2011) käyttivät polarisaatiosuodatusta (joka on samanlainen kuin maanpäällisessä array-seismologiassa käytetty double-beam stacking -menetelmä) yrittäessään tunnistaa heijastuneita ydinvaiheita (PcP, ScS, ScP ja PcS) kolmesta syvän Kuun rajapinnasta: vaipan pohjalla olevan osittaisen sulakerroksen yläpäästä, ulomman nestemäisen ytimen ja alemman vaipan osittaisen sulakerroksen välisestä rajapinnasta sekä sisemmän kiinteän ja ulomman nestemäisen ytimen välisestä rajapinnasta. P- ja S-aaltojen nopeudet kerroksissa sekä rajapintojen säteet määritettiin. Tuloksena saatiin malli, jossa osittaisen sulakerroksen yläpää on 480 ± 15 km:n säteellä ja ulomman ja sisemmän ytimen yläpää 330 ± 20 ja 240 ± 10 km:n säteellä. Kiinteän ja nestemäisen ytimen säteet viittaavat siihen, että ydin on 60 tilavuusprosenttia nestemäistä, ja näiden mittausten perusteella kevyiden alkuaineiden pitoisuus ulommassa ytimessä on alle 6 painoprosenttia. Garcia et al. (2011) rakensivat 1D-referenssikuumallin, joka sisältää sekä seismologisia että geodeettisia (tiheys, inertiamomentti ja Love-luku (k2)) rajoituksia. Ensin invertoitiin P- ja S-aaltojen nopeuksien ja tiheyden säteittäiset vaihtelut, jotka vastaavat seismisiä ja geodeettisia tietoja, ytimen säteen eri arvoille. Sen jälkeen määritettiin parhaiten sopiva ydinsäde aaltomuotojen pinoamisen ja polarisaatiosuodatustekniikan avulla, mutta ottaen huomioon myös vaakasuuntaisten antureiden vahvistuksen korjaus. Garcia et al. (2011) havaitsivat, että parhaiten sopiva ytimen säde on 380 ± 40 km, mikä on suurempi kuin Weber et al. (2011) määrittämä säde, mikä mahdollistaa jonkin verran korkeammat kevyiden alkuaineiden pitoisuudet (jopa 10 painoprosenttia) ja ytimen keskimääräisen tiheyden 5200 ± 1000 kg m- 3, mikä poikkeaa merkittävästi Weber et al. havaitsemasta sisemmän ja ulomman ytimen keskimääräisestä tiheydestä 6215 kg m- 3 . (2011).
Nämä kaksi seismistä analyysia vahvistavat ytimen olemassaolon, ja molemmat tukevat nestemäistä ulkoydintä ja kiinteää sisäydintä. Ytimen säteen epävarmuudet ovat kuitenkin edelleen suuret, sillä arviot vaihtelevat 300-400 km:n välillä, ja itse asiassa suurin osa Kuun syvistä geofysikaalisista ominaisuuksista on edelleen heikosti rajoitettuja. Kuvassa 8(b) esitetään useiden Kuun syvien parametrien tyypillinen vaihteluväli, kuten keski- ja alemman vaipan tiheys, alemman vaipan leikkausaaltonopeus, ytimen säde ja ytimen tiheys. Käänteisongelma on edelleen alideterminoitu (tiedot ovat k2 Love-luku, tiheys, inertiakertoimen momentti ja ScS-matka-aika). Weber et al. (2011) ja Garcia et al. (2011) seismiset mallit eroavat toisistaan lähinnä alemman vaipan rakenteen käsittelyssä. Weber et al. (2011) ehdottaa tätä rakennetta matalan nopeuden, osittain sulaneeksi vyöhykkeeksi, toisin kuin Garcian et al. (2011) mallissa, jossa tämän vyöhykkeen nopeudet ovat lähellä keskivaipan nopeuksia. Nämä tiedot ja mallit viittaavat kaikki ytimeen, joka käsittää 0,75-1,75 % Kuun massasta ja jonka keskimääräinen tiheys on alle 6215 kg m- 3, mikä sopii yhteen jonkin kevyen alkuaineen (kevyiden alkuaineiden) läsnäolon kanssa. Tämä on sopusoinnussa myös ytimen ja vaipan rajan lämpötilaa koskevien arvioiden kanssa, jotka sopivat yhteen nestemäisen ytimen kanssa vain, jos se sisältää kevyitä alkuaineita (Gagnepain-Beyneix et al., 2006; Khan et al., 2006; Lognonné et al., 2003). Ydin, jossa on vain vähän tai ei lainkaan kevyitä alkuaineita, mikä vastaa Khan et al. (2004) havaitsemia korkeita tiheyksiä, on todennäköisesti kiinteä näissä lämpötiloissa, ja se voidaan sulkea pois.
Tarkempi syvän sisärakenteen arviointi riippuu uusista geofysikaalisista aineistoista ja (niistäkin riippumatta) Kuun alemman vaipan termisen tilan paremmasta arvioinnista. Tällaisia rajoitteita voitaisiin mahdollisesti saada Kuun syvien järistysten dynamiikasta, koska ne tarjoavat toisen tärkeän rajoitteen Kuun syvälle rakenteelle. Seismisistä malleista saatavia tiheys- ja kimmomoduleita voidaan todellakin käyttää tutkimaan vuorovesijännityksiä syvyyden (kuva 9) ja/tai ajan funktiona (Bulow et al., 2006). Vuorovesijännitysten ymmärtäminen ajan ja sijainnin funktiona on ratkaisevan tärkeää sen ymmärtämiseksi, miten ja miksi syvän Kuun järistykset tapahtuvat, koska seismisen datan jakauma ja laatu estävät näiden tapahtumien fokaalisten mekanismien päättelyn.
Kuva 9. Kuun syvien järistysten esiintyminen. Tarkempi havainnollistus alemman vaipan jäykkyyden ja ytimen säteen välisestä kompromissista. Kaikki esitetyt seismiset ja tiheysmallit vastaavat Apollo-seismisiä matka-aikoja, keskimääräistä tiheyttä, inertiamomenttia ja k2:ta aineiston virhepalkkien rajoissa. Kaikissa malleissa on käytetty Gagnepain-Beyneix et al. (2006) laskemia S-aallon nopeusarvoja vaipalle ja kuorelle, ja ainoastaan hyvin syvän vaipan leikkausnopeutta on muutettu. Leikkausnopeus ytimessä on nolla, koska näytetään vain mallit, joissa on nestemäinen ydin. Eri viivat liittyvät kukin tiettyyn ytimen kokoon ja minimoivat varianssin. Kuviot esittävät vasemmalta oikealle tiheyttä, leikkausaaltonopeutta ja vuorovesijännityksiä. Mallit, joissa on suurimmat ytimet (400 km tai enemmän), vastaavat ilmeniittiydintä, jonka tiheys on alle 5000 kg m- 3. Näissä malleissa on vastaavasti suuri leikkausnopeus alemmassa vaipassa. Mallit, joiden ytimen säde on 350 km, vastaavat FeS-ydintä, jonka tiheydet ovat välillä 5000-6000 kg m- 3. Myös pienemmät (~ 200 km) ja tiheydeltään suuremmat ytimet ovat yhteensopivia aineiston kanssa, jos ne liittyvät alemman vaipan matalan nopeuden vyöhykkeeseen, jotta ne vastaisivat matalaa k2-arvoa. Äärimmäisen oikealla on esitetty suurin horisontaalinen vuorovesijännitys syvyyden suhteen ja määritelty seuraavasti: (Tθθ + Tϕϕ)/2, missä T on vuorovesijännitystensori, syvän Kuunjäristyksen A1 leveys- ja pituusasteella (kuten Gagnepain-Beyneix et al. (2006) havaitsivat, eli – 15,27° S, – 34,04° E). Katso Minshull ja Goulty (1988) lisätietoja jännityslaskelmista. Huomaa, että vain mallit, joiden ytimen säde on vähintään 350 km, tuottavat suurimmat vuorovesijännitykset syvien kuunjäristysten läheisyydessä.
