สนามแม่เหล็กของดาวอังคาร : Magnetic field of Mars

Pictures used to accompany the description :

1. Martian Dynamo. The schematic illustration of the ancient dipolar magnetic field of Mars generated by a core dynamo process.

2. The very first two images from, and of, another planet (Mars), by Mariner 4, The second spacecraft to reach Mars and the first to transmit data (15 July 1965). The data disproved Mars being hospitable and having canals

3. An illustration of what Mars may have looked like during an ice age about 400,000 years ago caused by a large axial tilt

4. A sketch of Earth's magnetic field representing the source of the field as a magnet. The south pole of the magnetic field is near the geographic north pole of the Earth

5. A charged particle moving with velocity v in a magnetic field B feels a magnetic force F whose direction is determined by the right hand rule

6. Right hand grip rule: a current flowing in the direction of the white arrow produces a magnetic field shown by the red arrows

7. Phobos' Stickney Crater

8. A 1962 map of Mars published by the U.S. Aeronautical Chart and Information Center, showing canals snaking through the Martian landscape. At the time, the existence of canals was still highly controversial as no close-up pictures of Mars had been taken (until Mariner 4's flyby in 1965).

9. NASA missions to Mars (as of 2021): Perseverance rover/Ingenuity Mars Helicopter; InSight lander; Mars Reconnaissance Orbiter; Mars Odyssey orbiter; Curiosity rover; MAVEN orbiter

10. - A permanent magnet, made of a magnetized metal alloy

- A solenoid (or electromagnet), a coil of wire carrying an electric current

The shape of the magnetic fields around the permanent magnet and the electromagnet are revealed by the orientation of the iron filings.

Magnetic field of Mars

The magnetic field of Mars is the magnetic field generated from Mars's Interior. Today, Mars does not have a global magnetic field. However, Mars did power an early dynamo that produced a strong magnetic field 4 billion years ago, comparable to Earth's present surface field. After the early dynamo ceased, a weak late dynamo was reactivated (or persisted up to) ~3.8 billion years ago. The distribution of Martian crustal magnetism is similar to the Martian dichotomy. Whereas the Martian northern lowlands are largely unmagnetized, the southern hemisphere possesses strong remanent magnetization, showing alternating stripes. Scientific understanding of the evolution of the magnetic field of Mars is based on the combination of satellite measurements and Martian ground-based magnetic data.

Magnetic field

In electromagnetism, magnetic field is a physical property of space that quantifies the magnetic strength at a given location. Magnetic fields deflect moving electric charges (Including electric currents), apply torques on magnets to twist them in the direction of the magnetic field, and attract or repel magnets and magnetic material such as iron. In addition, a time varying magnetic field induces electrical currents.

Magnetic fields are created by magnetic materials and by moving electric charges (including electrical current). The latter is important in creating electromagnets: devices that precisely control magnetic fields by changing the current through the electromagnet., Since both strength and direction of a magnetic field may vary with location, it is described mathematically by assigning a vector to each point of space, making it a vector field, Inote

Magnetic fields are used throughout modern science and technology. In electrical engineering and electromechanics it is important in the design and use of electric motors, generators, transformers, electromagnets, and inductors among many other devices. In material science, magnetic forces give information about the charge carriers in a material through the Hall effect in addition to other uses. In geology and geophysics, Earth's magnetic field gives information about earth's interior while local magnetic field measurements are used in mineral exploration and other measurements. In astronomy, magnetic fields are produced by many astronomical objects including planets, stars, white dwarfs, neutron stars, etc. Too, Earth's magnetic field creates a magnetosphere which shields the Earth's ozone layer and the rest of the planet from the solar wind. In physics the relationship between the magnetic and electric fields forms the field of electrodynamics which is important to understand a wide range of phenomena including light (also known as electromagnetic radiation) and the properties of antenna and transmission lines.

Introduction

There are two different, but closely related vector fields which are called "magnetic field". These are written as B and H.

While the best names for these fields is the subject of long running debate, the underlying physics is uncontested. Historically, the term "magnetic field" was reserved for H while using other terms for B, but many recent textbooks use the term "magnetic field" to describe B as well as or in place of H.  There are many alternative names for both (see sidebars in the corresponding sections).

Crustal magnetism

Satellite data

The reconstruction of the Martian global crustal magnetism is mainly based on magnetic field measurements from the Mars Global Surveyor (MGS) magnetic field experiment/electron reflectometer (MAG/ER) and Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) magnetic-field data. However, these satellites are located at altitudes of 90-6000 km and have spatial resolutions of 160 km, so the measured magnetization cannot observe crustal magnetic fields at shorter length scales.

Mars currently does not sustain an active dynamo based on the Mars Global Surveyor (MGS) and Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) magnetic field measurements. The satellite data show that the older (~4.2-4.3 billion years, Ga) southern-hemisphere crust records strong remanent magnetization (~22 nT), but the younger northern lowlands have a much weaker or zero remanent magnetization. The large basins formed during the Late Heavy Bombardment (LHB) (~4.1-3.9 Ga) (e.g., Argyre, Hellas, and Isidis) and volcanic provinces (e.g., Elysium, Olympus Mons, Tharsis Montes, and Alba Patera) lack magnetic signatures, but the younger Noachian and Hesperian volcanoes (e.g., Tyrrhenus Mons and Syrtis Major) have crustal remanence.

Mars lander observation

The Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport (InSight) mission measured the crustal field at the Insight landing site located in Elysium Planitia to be ~2 µT. This detailed ground-level data is an order of magnitude higher than satellite-based estimates of ~200 nT at the InSight landing site. The source of this high magnetization is suggested to be Noachian basement (~3.9 Ga) beneath the Early Amazonian and Hesperian flows (~3.6 and 1.5 Ga).

Paleomagnetism

Paleomagnetic evidence

Martian meteorites enable estimates of Mars's paleofield based on the thermal remanent magnetization (or TRM) (i.e., the remanent magnetization acquired when the meteorite cooled below the Curie temperature in the presence of the ambient magnetic field). The thermal remanent magnetization of carbonates in meteorite ALHB4001 revealed that the early (4.1-3.9 Ga) Martian magnetic field was ~50 µT, much higher than the modern field, suggesting that a Martian dynamo was present until at least this time. Younger (~1.4 Ga) Martian Nakhlite meteorite Miller Range (MIL)  recorded a paleofield of only ~5 µT.  However, given the possible source locations of the Nakhlite meteorite, this paleointensity still suggests that the surface magnetization is stronger than the magnetic fields estimated from satellite measurements. The ~5 µT paleofield of this meteorite can be explained elther by a late active dynamo  or the field generated from lava flows emplaced in the absence of a late Martian dynamo.

Martian meteorites as paleomagnetic recorders

Martian meteorites contain a wide range of magnetic minerals that can record ancient remanent magnetism, including magnetite, titano-magnetite, pyrrhotite, and hematite. The magnetic mineralogy includes single domain (SD), pseudo single domain (PSD)-like, multi-domain (MD) states. However, only limited Martian meteorites are available to reconstruct the Martian paleofield due to aqueous, thermal, and shock overprints that make many Martian meteorites unsuitable for these studies. Paleomagnetic studies of Martian meteorites are listed in the table below.

Martian dynamo

Timeline of Martian dynamo

The exact timing and duration of the Martian dynamo remain unknown, but there are several constraints from satellite observations and paleomagnetic studies. The strong crustal magnetization in the southern hemisphere and the paleomagnetic evidence of ALH84001 indicate that Mars sustained a strong magnetic field between ~4.2-4.3 Ga. The absence of crustal magnetic signatures in the upper lowlands and large impact basins implies dynamo termination prior to the formation of these basins (~4.0-3.9 Ga). Magnetic anomalies from two young volcanoes (e.g., Tyrrhenus Mons, Syrtis Major) may reflect the presence of a Martian magnetic field with possible magnetic reversals during the late Noachian and Hesperian period.

Hemispheric magnetic dichotomy

One unresolved question is why the Martian crustal hemispheric dichotomy correlates to the magnetic dichotomy (and whether the origin of this dichotomy is an exogenic or endogenic process). One exogenic explanation is that the Borealis impact event resulted in thermal demagnetization of an initially magnetized northern hemisphere, But the proposed age of this event (~4.5 Ga) is long before the Martian dynamo termination (~4.0-4.1 Ga), 

An alternate model suggests that degree-1 mantle convection (i.e., a convective structure in which mantle upwelling dominates in one hemisphere but downwelling takes in the other hemisphere) can produce a single-hemisphere dynamo.

Alternating stripes

One striking feature in Martian crustal magnetism is the long E-W trending alternating stripes on the southern hemisphere (Terra Cimmeria and Terra Sirenum).  It has been proposed that these bands are formed by plate tectonic activity similar to the alternating magnetic polarity caused by seafloor crust spreading on Earth or the results of repeated dike intrusions.  However, careful selection of the data analysis method is required to interpret these alternating stripes, Using sparse solutions (e.g., L1 regularization) of crustal-field measurements instead of smoothing solutions (e.g., L2 regularization) shows highly magnetized local patches (with the rest of the crust unmagnetized) instead of stripes. 

These patches might be formed by localized events such as volcanism or heating by impact events, 16) which may not require continuous fields (e.g., intermittent dynamo).

Dynamo mechanisms

The dynamo mechanism of Mars is poorly understood but expected to be similar to the Earth's dynamo mechanism.  Thermal convection due to the high thermal gradients in the hot, initial core was likely the primary mechanism for driving a dynamo early in Mars's history, As the mantle and core cooled over time, inner-core crystallization (which would provide latent heat) and chemical convection may have played a major role in driving the dynamo. Following inner-core formation, light elements migrated from the inner-core boundary into the liquid outer core and drove convection by buoyancy,  However, even InSight lander data could not confirm the presence of Mars's solid inner core, 19) and we cannot exclude the possibility that there was no core crystallization (only thermal convection without chemical convection) Also, the possibility that magnetic fields may have been generated by a magma ocean cannot be ruled out.

It is also unclear when and by what mechanism the Martian dynamo shut down. Perhaps a change in the cooling rate of the mantle may have caused the cessation of the Martian dynamo. One theory is giant impacts during the early and mid-Noachian periods stopped the dynamo by decreasing global heat flow at the core-mantle boundary., The seismic measurements from the InSight lander revealed that the Martian outer core is in a liquid state and larger than expected. 119% In one model, a partially crystallized Martian core explains the current state of Mars (i.e., lack of magnetic field despite liquid outer core), and this model predicts that the magnetic field has the potential to be reactivated in the future.

Explorers Program

The Explorers Program is a NASA exploration program that provides flight opportunities for physics, geophysics, heliophysics, and astrophysics investigations from space. Launched in 1958, Explorer 1 was the first spacecraft of the United States to achieve orbit. Over 90 space missions have been launched since. Starting with Explorer 6, it has been operated by NASA, with regular collaboration with a variety of other institutions, including many international partners. Launchers for the Explorers Program have included Juno I, Juno II, various Thor, Scout, Delta and Pegasus launch vehicles, and Falcon 9,

The program has three classes: Medium-Class Explorers (MIDEX), Small Explorers (SMEX), and University-Class Explorers (UNEX), with select Missions of Opportunity operated with other agencies.

History

Early Explorer satellites

The Explorers Program began as a U.S. Army proposal (Project Orbiter) to place a "civilian" artificial satellite into orbit during the International Geophysical Year (IGY). Although that proposal was rejected in favor of the U.S. Navy's Project Vanguard, which made the first sub-orbital flight Vanguard TVO In December 1956, the Soviet Union's launch of Sputnik 1 on 4 October 1957 (and the resulting 'Sputnik crisis") and the failure of the Vanguard 1 launch attempt resulted in the Army program being funded to match the Soviet space achievements. Explorer 1 was launched on the Juno I on 1 February 1958, becoming the first U.S. satellite, as well as discovering the Van Allen radiation belt.

Four follow-up satellites of the Explorer series were launched by the Juno I launch vehicle in 1958, of which Explorer 3 and Explorer 4 were successful, while Explorer 2 and Explorer 5 falled to reach orbit.

The Juno I vehicle was replaced by the Juno II in 1959.

Continuation of the Explorers Program

With the establishment of NASA in 1958, the Explorers Program was transferred to NASA from the U.S. Army. NASA continued to use the name for an ongoing series of relatively small space missions, typically an artificial satellite with a specific science focus. Explorer 6 in 1959 was the first scientific satellite under the project direction of NASA's Goddard Space Flight Center (GSFC) In Greenbelt, Maryland.

The Interplanetary Monitoring Platform (IMP) was launched in 1963 and involved a network of eleven Explorer satellites designed to collect data on space radiation in support of the Apollo program. The IMP program was a major step forward in spacecraft electronics design, as it was the first space program to use integrated circuit (IC) chips and MOSFETS (MOS transistors). The IMP-A (Explorer 18) in 1963 was the first spacecraft to use IC chips, and the IMP-D (Explorer 33) in 1966 was the first to use MOSFETS., Over the following two decades, NASA has launched over 50 Explorer missions, some in conjunction to military programs, usually of an exploratory or survey nature or had specific objectives not requiring the capabilities of a major space observatory. Explorer satellites have made many important discoveries on: Earth's magnetosphere and the shape of its gravity field; the solar wind; properties of micrometeoroids raining down on the Earth; ultraviolet, cosmic and X-rays from the Solar System and beyond; ionospheric physics; Solar plasma; solar energetic particles; and atmospheric physics. These missions have also investigated air density, radio astronomy, geodesy, and gamma-ray astronomy With decreases in NASA's budget, Explorer missions became infrequent in the early 1980s.

SMEX, MIDEX, and Student Explorers Programs

In 1988, the Small Explorer (SMEX) class was established with a focus on frequent flight opportunities for highly focused and relatively inexpensive space science missions in the disciplines of astrophysics and space physics. The first three SMEX missions were chosen in April 1989 out of 51 candidates, and launched in 1992, 1996 and 1998, The second set of two missions were announced in September 1994 and launched in 1998 and 1999.

In the mid-1990s, NASA initiated the Medium-class Explorers (MIDEX) to enable more frequent flights. These are larger than SMEX missions and were to be launched aboard a new kind of medium-light class launch vehicle. This new launch vehicle was not developed and instead, these missions were flown on a modified Delta II rocket, The first announcement opportunity for MIDEX was issued in March 1995, and the first launch under this new class was FUSE in 1999,11

In May 1994, NASA started the Student Explorer Demonstration Initiative (STEDI) pilot program, to demonstrate that high-quality space science can be carried out with small, low-cost missions. Of the three selected missions, SNOE was launched in 1998 and TERRIERS in 1999, but the latter failed after launch. The STEDI program was terminated in 2001, Later, NASA established the University-Class Explorer (UNEX) program for much cheaper missions, which is regarded as a successor to STEDI.  The Explorer missions were at first managed by the Small Explorers Project Office at NASA's Goddard Space Flight Center (GSFC). In early 1999, that office was closed and with the announcement of opportunity for the third set of SMEX missions NASA converted the SMEX class so that each mission was managed by its principal investigator, with oversight by the GSFC Explorer Project, 

The Explorers Program Office at Goddard Space Flight Center, provides management of the many operational scientific exploration missions that are characterized by relatively moderate costs and small to medium-sized missions that are capable of being built, tested, and launched in a short time interval compared to larger observatories like NASA's Great Observatories., Excluding the launches, the MIDEX class has a current mission cap cost of US$250 million in 2018,  With future MIDEX missions being capped at US$350 million. The cost cap for SMEX missions in 2017 was US$165 million, UNEX missions are capped at US$15 million. A sub-project called Missions of Opportunity (MO) has funded science instruments or hardware components of onboard non-NASA space missions, and have a total NASA cost cap of US$70 million.

Doctorate Degree (Ph.D) 🇹🇭 /อำเภอเกาะลันตา

Surveyor / Recorder

By: Ratcharinda Teachaprasarn 🇹🇭

Location: Koh Lanta Island/ เกาะลันตา 🇹🇭

Saladan Subdistrict, Koh Lanta District, Krabi

Province, Thailand 🇹🇭

Compiled articles in English, Thai 🇹🇭

By: Ratcharinda Teachaprasarn 🇹🇭

QueenKlearmilly 8888 👑🇹🇭

Thailand 2026 🇹🇭

May 15, 2026, 14 : 50 p.m 🇹🇭

-------------------++++

ภาพที่ใช้ประกอบคำอธิบาย :

1. ไดนาโมของดาวอังคาร ภาพประกอบแผนผังแสดงสนามแม่เหล็กแบบไดโพลโบราณของดาวอังคารที่เกิดจากกระบวนการไดนาโมที่แกนกลาง

2. ภาพสองภาพแรกจากและของดาวเคราะห์ดวงอื่น (ดาวอังคาร) โดย Mariner 4 ยานอวกาศลำที่สองที่ไปถึงดาวอังคารและเป็นลำแรกที่ส่งข้อมูล (15 กรกฎาคม พ.ศ. 2508) ข้อมูลดังกล่าวพิสูจน์ได้ว่าดาวอังคารไม่เอื้อต่อการอยู่อาศัยและไม่มีคลอง

3. ภาพประกอบแสดงให้เห็นว่าดาวอังคารอาจมีลักษณะอย่างไรในช่วงยุคน้ำแข็งเมื่อประมาณ 400,000 ปีก่อน ซึ่งเกิดจากการเอียงแกนหมุนอย่างมาก

4. ภาพร่างสนามแม่เหล็กโลก โดยแสดงแหล่งกำเนิดสนามแม่เหล็กเป็นแม่เหล็ก ขั้วใต้ของสนามแม่เหล็กอยู่ใกล้กับขั้วโลกเหนือทางภูมิศาสตร์ของโลก

5. อนุภาคที่มีประจุเคลื่อนที่ด้วยความเร็ว v ในสนามแม่เหล็ก B จะได้รับแรงแม่เหล็ก F ซึ่งทิศทางของแรงนั้นถูกกำหนดโดยกฎมือขวา

6. กฎมือขวา: กระแสไฟฟ้าที่ไหลในทิศทางของลูกศรสีขาวจะสร้างสนามแม่เหล็กที่แสดงด้วยลูกศรสีแดง

7. ปล่องภูเขาไฟสติ๊กนีย์บนโฟบอส

8. แผนที่ดาวอังคารปี 1962 ที่จัดพิมพ์โดยศูนย์แผนที่และข้อมูลการบินแห่งสหรัฐอเมริกา แสดงให้เห็นคลองที่คดเคี้ยวผ่านภูมิประเทศของดาวอังคาร ในขณะนั้น การมีอยู่ของคลองยังคงเป็นเรื่องที่ถกเถียงกันอย่างมาก เนื่องจากยังไม่มีภาพถ่ายระยะใกล้ของดาวอังคาร (จนกระทั่งยานมาริเนอร์ 4 บินผ่านในปี 1965)

9. ภารกิจของ NASA ในการสำรวจดาวอังคาร (ณ ปี 2021): ยานสำรวจ Perseverance/เฮลิคอปเตอร์ Ingenuity Mars; ยานลงจอด InSight; ยานโคจร Mars Reconnaissance; ยานโคจร Mars Odyssey; ยานสำรวจ Curiosity; ยานโคจร MAVEN

10. 10. - แม่เหล็กถาวร ทำจากโลหะผสมที่มีคุณสมบัติเป็นแม่เหล็ก

- โซลินอยด์ (หรือแม่เหล็กไฟฟ้า) คือขดลวดที่นำกระแสไฟฟ้า รูปร่างของสนามแม่เหล็กที่อยู่รอบแม่เหล็กถาวรและแม่เหล็กไฟฟ้าจะปรากฏให้เห็นได้จากทิศทางการเรียงตัวของผงเหล็ก.

สนามแม่เหล็กของดาวอังคาร

(Magnetic field of Mars)

สนามแม่เหล็กของดาวอังคารเป็นสนามแม่เหล็กที่เกิดขึ้นจากภายในของดาวอังคาร ปัจจุบันดาวอังคารไม่มีสนามแม่เหล็กครอบคลุมทั่วทั้งดวง

อย่างไรก็ตาม ดาวอังคารเคยมีไดนาโมยุคแรกที่สร้างสนามแม่เหล็กแรงสูงเมื่อ 4 พันล้านปีก่อน ซึ่งเทียบได้กับสนามแม่เหล็กบนพื้นผิวโลกในปัจจุบัน หลังจากไดนาโมยุคแรกหยุดทำงาน ไดนาโมยุคหลังที่อ่อนแอกว่าก็กลับมาทำงานอีกครั้ง (หรือคงอยู่จนถึง) ประมาณ 3.8 พันล้านปีก่อน การกระจายตัวของสนามแม่เหล็กในเปลือกดาวอังคารคล้ายคลึงกับปรากฏการณ์ไดโคโทมีของดาวอังคาร ในขณะที่ที่ราบต่ำทางตอนเหนือของดาวอังคารส่วนใหญ่ไม่มีสนามแม่เหล็ก แต่ซีกโลกใต้กลับมีสนามแม่เหล็กตกค้างที่แข็งแกร่ง แสดงให้เห็นเป็นแถบสลับกัน ความเข้าใจทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับการวิวัฒนาการของสนามแม่เหล็กของดาวอังคารอาศัยการผสมผสานระหว่างการวัดจากดาวเทียมและข้อมูลสนามแม่เหล็กภาคพื้นดินของดาวอังคาร.

สนามแม่เหล็ก

(Magnetic field)

ในแม่เหล็กไฟฟ้า สนามแม่เหล็กเป็นสมบัติทางกายภาพของพื้นที่ที่วัดความแรงของสนามแม่เหล็ก ณ ตำแหน่งใดตำแหน่งหนึ่ง สนามแม่เหล็กจะเบี่ยงเบนประจุไฟฟ้าที่เคลื่อนที่ (รวมถึงกระแสไฟฟ้า) สร้างแรงบิดให้กับแม่เหล็กเพื่อบิดแม่เหล็กไปในทิศทางของสนามแม่เหล็ก และดึงดูดหรือผลักแม่เหล็กและวัสดุแม่เหล็ก เช่น เหล็ก นอกจากนี้ สนามแม่เหล็กที่เปลี่ยนแปลงตามเวลาจะเหนี่ยวนำให้เกิดกระแสไฟฟ้า สนามแม่เหล็กถูกสร้างขึ้นโดยวัสดุแม่เหล็กและโดยประจุไฟฟ้าที่เคลื่อนที่ (รวมถึงกระแสไฟฟ้า) อย่างหลังมีความสำคัญในการสร้างแม่เหล็กไฟฟ้า ซึ่งเป็นอุปกรณ์ที่ควบคุมสนามแม่เหล็กได้อย่างแม่นยำโดยการเปลี่ยนกระแสไฟฟ้าที่ไหลผ่านแม่เหล็กไฟฟ้า เนื่องจากทั้งความแรงและทิศทางของสนามแม่เหล็กอาจแตกต่างกันไปตามตำแหน่ง

ในทางคณิตศาสตร์จะอธิบายโดยการกำหนดเวกเตอร์ให้กับแต่ละจุดในอวกาศ ทำให้เกิดเป็นสนามเวกเตอร์ สนามแม่เหล็กถูกนำไปใช้ในวิทยาศาสตร์และเทคโนโลยีสมัยใหม่มากมาย ในวิศวกรรมไฟฟ้าและกลศาสตร์ไฟฟ้า สนามแม่เหล็กมีความสำคัญในการออกแบบและการใช้งานมอเตอร์ไฟฟ้า เครื่องกำเนิดไฟฟ้า หม้อแปลง แม่เหล็กไฟฟ้า และตัวเหนี่ยวนำ รวมถึงอุปกรณ์อื่นๆ อีกมากมาย ในวิทยาศาสตร์วัสดุ แรงแม่เหล็กให้ข้อมูลเกี่ยวกับตัวนำประจุในวัสดุผ่านปรากฏการณ์ฮอลล์ นอกเหนือจากการใช้งานอื่นๆ ในธรณีวิทยาและธรณีฟิสิกส์ สนามแม่เหล็กโลกให้ข้อมูลเกี่ยวกับภายในของโลก ในขณะที่การวัดสนามแม่เหล็กในพื้นที่ถูกนำไปใช้ในการสำรวจแร่และการวัดอื่นๆ ในทางดาราศาสตร์ สนามแม่เหล็กเกิดขึ้นจากวัตถุทางดาราศาสตร์หลายชนิด รวมถึง

ดาวเคราะห์ (Planets) ดาวฤกษ์ (Stars) ดาวแคระขาว (White dwarfs) ดาวนิวตรอน (Neutron)

เป็นต้น.

นอกจากนี้ สนามแม่เหล็กโลกยังสร้างแมกนีโตสเฟียร์ ซึ่งทำหน้าที่ปกป้องชั้นโอโซนของโลกและส่วนอื่นๆ ของโลกจากลมสุริยะ ในทางฟิสิกส์ ความสัมพันธ์ระหว่างสนามแม่เหล็กและสนามไฟฟ้าก่อให้เกิดสาขาอิเล็กโทรไดนามิกส์ ซึ่งมีความสำคัญต่อการทำความเข้าใจปรากฏการณ์ต่างๆ มากมาย รวมถึงแสง หรือที่เรียกว่ารังสีแม่เหล็กไฟฟ้า (Electromagnetic radiation) และคุณสมบัติของเสาอากาศและสายส่งสัญญาณ.

การแนะนำ

(Introduction)

มีสนามเวกเตอร์สองชนิดที่แตกต่างกันแต่มีความสัมพันธ์กันอย่างใกล้ชิด ซึ่งเรียกว่า "สนามแม่เหล็ก"

(Magnetic) โดยเขียนแทนด้วย B และ H แม้ว่าชื่อที่เหมาะสมที่สุดสำหรับสนามเหล่านี้จะเป็นเรื่องที่ถกเถียงกันมาอย่างยาวนาน แต่หลักการทางฟิสิกส์พื้นฐานนั้นเป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไป

ในอดีต คำว่า "สนามแม่เหล็ก" (Magnetic)

สงวนไว้สำหรับ H ในขณะที่ใช้คำอื่นสำหรับ B แต่ตำราเรียนสมัยใหม่หลายเล่มใช้คำว่า "สนามแม่เหล็ก" เพื่ออธิบาย B เช่นเดียวกับ H หรือใช้แทน H ก็ได้ นอกจากนี้ยังมีชื่อเรียกอื่น ๆ อีกมากมายสำหรับทั้งสองอย่าง (ดูรายละเอียดเพิ่มเติมในส่วนที่เกี่ยวข้อง)

แม่เหล็กเปลือกโลก

(Crustal magnetism)

ข้อมูลดาวเทียม

(Satellite data)

การสร้างแบบจำลองสนามแม่เหล็กของเปลือกดาวอังคารโดยรวมนั้น ส่วนใหญ่ขึ้นอยู่กับการวัดสนามแม่เหล็กจากเครื่องมือวัดสนามแม่เหล็ก/เครื่องวัดการสะท้อนอิเล็กตรอน (MAG/ER) ของยานสำรวจดาวอังคาร Mars Global Surveyor (MGS) และข้อมูลสนามแม่เหล็กจากยานสำรวจบรรยากาศและวิวัฒนาการของสารระเหย (MAVEN) อย่างไรก็ตาม ดาวเทียมเหล่านี้ตั้งอยู่ที่ระดับความสูง 90-6000 กิโลเมตร และมีความละเอียดเชิงพื้นที่ 160 กิโลเมตร ดังนั้น การวัดสนามแม่เหล็กจึงไม่สามารถสังเกตสนามแม่เหล็กของเปลือกดาวอังคารในระดับความยาวที่สั้นกว่าได้ ปัจจุบันดาวอังคารไม่มีกลไกการสร้างสนามแม่เหล็กที่ทำงานอยู่ โดยพิจารณาจากข้อมูลการวัดสนามแม่เหล็กจากยานสำรวจดาวอังคาร Mars Global Surveyor (MGS) และ Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) ข้อมูลจากดาวเทียมแสดงให้เห็นว่าแกนหมุนที่มีอายุเก่ากว่า (~4.2-4.3 พันล้านปี) มีสนามแม่เหล็กตกค้างสูง (~22 นาโนเทสลา) แต่ที่ราบต่ำทางเหนือที่มีอายุน้อยกว่ามีสนามแม่เหล็กตกค้างที่อ่อนกว่ามากหรือเป็นศูนย์ แอ่งขนาดใหญ่ที่ก่อตัวขึ้นในช่วงปลายยุคการระเบิดครั้งใหญ่ (LHB) (~4.1-3.9 พันล้านปี) เช่น อาร์ไจร์ เฮลลาส และอิซิดิส (e.g., Argyre, Hellas, and Isidis) และเขตภูเขาไฟ (Volcanic provinces) เช่น เอลิเซียม (Elysium) โอลิมปัส (Olympus) มอนส์ (Mons) ธาร์ซิส มอนเตส (Tharsis Montes) และอัลบา พาเตรา (Alba Patera)ขาดสัญญาณแม่เหล็ก แต่ภูเขาไฟยุคโนอาเชียนและเฮสเปเรียนที่อายุน้อยกว่า (เช่น ไทร์เรนัส มอนส์ และซิร์ติส เมเจอร์) มีสนามแม่เหล็กตกค้างในเปลือกโลก.

การสังเกตการณ์ลงจอดบน ดาวอังคาร

(Mars lander observation)

ภารกิจสำรวจภายในโดยใช้การตรวจสอบทางแผ่นดินไหว ธรณีวิทยา และการถ่ายเทความร้อน (InSight) ได้วัดสนามแม่เหล็กในเปลือกโลก ณ จุดลงจอดของยาน Insight ใน Elysium Planitia พบว่ามีค่าประมาณ 2 µT ข้อมูลระดับพื้นดินโดยละเอียดนี้มีค่าสูงกว่าค่าประมาณที่ได้จากดาวเทียมซึ่งอยู่ที่ประมาณ 200 nT ณ จุดลงจอดของยาน InSight ถึงหนึ่งอันดับความ magnitud สันนิษฐานว่าแหล่งที่มาของค่าสนามแม่เหล็กสูงนี้มาจากหินฐาน Noachian (~3.9 พันล้านปี) ที่อยู่ใต้หินหลอมเหลว Early Amazonian และ Hesperian (~3.6 และ 1.5 พันล้านปี)

ภาวะแม่เหล็ก (Paleomagnetism)

หลักฐานแม่เหล็กโลก

(Paleomagnetic evidence)

อุกกาบาตจากดาวอังคารช่วยให้สามารถประมาณค่าสนามแม่เหล็กโบราณของดาวอังคารได้โดยอาศัยค่าการเหนี่ยวนำแม่เหล็กตกค้างจากความร้อน (หรือ TRM) (กล่าวคือ ค่าการเหนี่ยวนำแม่เหล็กตกค้างที่เกิดขึ้นเมื่ออุกกาบาตเย็นตัวลงต่ำกว่าอุณหภูมิคูรีในขณะที่มีสนามแม่เหล็กโดยรอบ) ค่าการเหนี่ยวนำแม่เหล็กตกค้างจากความร้อนของคาร์บอเนตในอุกกาบาต ALHB4001 เผยให้เห็นว่าสนามแม่เหล็กของดาวอังคารในยุคแรก (4.1-3.9 พันล้านปี) มีค่าประมาณ 50 ไมโครเทสลา ซึ่งสูงกว่าสนามแม่เหล็กในปัจจุบันมาก แสดงให้เห็นว่ามีกลไกการสร้างสนามแม่เหล็กบนดาวอังคารอย่างน้อยจนถึงช่วงเวลานี้ อุกกาบาต Nakhlite จากดาวอังคารที่มีอายุน้อยกว่า (ประมาณ 1.4 พันล้านปี) ชื่อ Miller Range (MIL) บันทึกค่าสนามแม่เหล็กโบราณได้เพียงประมาณ 5 ไมโครเทสลา อย่างไรก็ตาม เมื่อพิจารณาจากตำแหน่งแหล่งกำเนิดที่เป็นไปได้ของอุกกาบาต Nakhlite จากดาวอังคารที่มีอายุน้อยกว่า (ประมาณ 1.4 พันล้านปี) ชื่อ Miller Range (MIL) บันทึกค่าสนามแม่เหล็กโบราณได้เพียงประมาณ 5 ไมโครเทสลา อย่างไรก็ตาม เมื่อพิจารณาจากตำแหน่งแหล่งกำเนิดที่เป็นไปได้ของอุกกาบาต Nakhlite ค่าความเข้มสนามแม่เหล็กโบราณนี้ยังคงบ่งชี้ว่าสนามแม่เหล็กบนพื้นผิวนั้นแข็งแกร่งกว่าสนามแม่เหล็กที่ประเมินจากการวัดด้วยดาวเทียม ค่าสนามแม่เหล็กโบราณประมาณ 5 ไมโครเทสลาของอุกกาบาตนี้สามารถอธิบายได้ด้วยไดนาโมที่ยังทำงานอยู่ในช่วงปลาย หรือสนามแม่เหล็กที่เกิดจากลาวาที่ไหลลงมาเนื่องจากไม่มีไดนาโมบนดาวอังคารในช่วงปลาย.

อุกกาบาตจากดาวอังคารในฐานะเครื่องบันทึกสนามแม่เหล็กโบราณ (Martian meteorites as paleomagnetic recorders)

อุกกาบาตจากดาวอังคารประกอบด้วยแร่แม่เหล็กหลากหลายชนิดที่สามารถบันทึกสนามแม่เหล็กตกค้างในอดีตได้ เช่น แมกเนไทต์ ไททาโนแมกเนไทต์ ไพร์โรไทต์ และเฮมาไทต์ องค์ประกอบทางแร่แม่เหล็กประกอบด้วยสถานะโดเมนเดี่ยว (SD) สถานะคล้ายโดเมนเดี่ยวเทียม (PSD) และสถานะหลายโดเมน (MD) อย่างไรก็ตาม มีอุกกาบาตจากดาวอังคารเพียงจำนวนจำกัดเท่านั้นที่สามารถนำมาใช้สร้างภาพสนามแม่เหล็กโบราณของดาวอังคารได้ เนื่องจากร่องรอยจากน้ำ ความร้อน และแรงกระแทก ทำให้อุกกาบาตจากดาวอังคารจำนวนมากไม่เหมาะสมสำหรับการศึกษาเหล่านี้.

ไดนาโมดาวอังคาร

(Martian dynamo)

ลำดับเหตุการณ์ของไดนาโมบนดาวอังคาร

(Timeline of Martian dynamo)

ช่วงเวลาและระยะเวลาที่แน่นอนของการเกิดสนามแม่เหล็กโลกบนดาวอังคารยังคงไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่มีข้อจำกัดหลายประการจากการสังเกตการณ์จากดาวเทียมและการศึกษาทางธรณีแม่เหล็ก การเกิดสนามแม่เหล็กในเปลือกโลกอย่างรุนแรงในซีกโลกใต้และหลักฐานทางธรณีแม่เหล็กจาก ALH84001 บ่งชี้ว่าดาวอังคารมีสนามแม่เหล็กที่แข็งแกร่งระหว่างประมาณ 4.2-4.3 พันล้านปีก่อน การไม่มีร่องรอยสนามแม่เหล็กในเปลือกโลกในที่ราบต่ำตอนบนและแอ่งอุกกาบาตขนาดใหญ่บ่งชี้ว่าการเกิดสนามแม่เหล็กโลกสิ้นสุดลงก่อนการก่อตัวของแอ่งเหล่านี้ (ประมาณ 4.0-3.9 พันล้านปีก่อน) ความผิดปกติของสนามแม่เหล็กจากภูเขาไฟอายุน้อยสองลูก (เช่น Tyrrhenus Mons, Syrtis Major) อาจสะท้อนถึงการมีอยู่ของสนามแม่เหล็กบนดาวอังคาร โดยอาจมีการกลับทิศทางของสนามแม่เหล็กในช่วงปลายยุคโนอาเคียน (Noachian) และ ยุคเฮสเปเรียน (Hesperian period).

ความแตกต่างทางแม่เหล็กของซีกสมอง

(Hemispheric magnetic dichotomy)

คำถามที่ยังหาคำตอบไม่ได้ข้อหนึ่งคือ เหตุใดความแตกต่างระหว่างซีกโลกเปลือกโลกของดาวอังคารจึงมีความสัมพันธ์กับความแตกต่างทางแม่เหล็ก (และต้นกำเนิดของความแตกต่างนี้เป็นกระบวนการภายนอกหรือภายใน) คำอธิบายหนึ่งที่เกี่ยวกับกระบวนการภายนอกคือ เหตุการณ์การชนของอุกกาบาตโบเรียลิสส่งผลให้เกิดการลดอำนาจแม่เหล็กเนื่องจากความร้อนในซีกโลกเหนือที่เดิมทีมีสนามแม่เหล็ก แต่ช่วงอายุที่เสนอของเหตุการณ์นี้ (~4.5 พันล้านปี) นั้นนานก่อนการสิ้นสุดของไดนาโมดาวอังคาร (~4.0-4.1 พันล้านปี) แบบจำลองทางเลือกอีกแบบหนึ่งเสนอว่า การพาความร้อนของเนื้อโลกในระดับที่ 1 (กล่าวคือ โครงสร้างการพาความร้อนที่การไหลขึ้นของเนื้อโลกเด่นในซีกโลกหนึ่ง แต่การไหลลงเกิดขึ้นในอีกซีกโลกหนึ่ง) สามารถสร้างไดนาโมแบบซีกโลกเดียวได้.

ลายสลับกัน

(Alternating stripes)

ลักษณะเด่นอย่างหนึ่งของสนามแม่เหล็กในเปลือกดาวอังคารคือแถบสลับยาวที่ทอดยาวจากตะวันออกไปตะวันตกในซีกโลกใต้ เทอร์รา ซิมเมอเรีย (Terra Cimmeria) และ เทอร์รา ไซเรนัม (Terra Sirenum)

มีการเสนอว่าแถบเหล่านี้เกิดจากกิจกรรมของแผ่นเปลือกโลกคล้ายกับการสลับขั้วแม่เหล็กที่เกิดจากการขยายตัวของเปลือกโลกใต้ทะเลบนโลก หรือเป็นผลมาจากการแทรกตัวของหินอัคนีซ้ำๆ

อย่างไรก็ตาม จำเป็นต้องเลือกวิธีการวิเคราะห์ข้อมูลอย่างระมัดระวังเพื่อตีความแถบสลับเหล่านี้ การใช้โซลูชันแบบกระจัดกระจาย (เช่น การปรับค่าแบบ L1) ของการวัดสนามในเปลือกโลกแทนที่จะใช้โซลูชันแบบปรับให้เรียบ (เช่น การปรับค่าแบบ L2) จะแสดงให้เห็นบริเวณที่มีสนามแม่เหล็กสูงเฉพาะที่ (โดยส่วนที่เหลือของเปลือกโลกไม่มีสนามแม่เหล็ก).

แทนที่จะเป็นแถบพื้นที่เหล่านี้อาจเกิดจากเหตุการณ์เฉพาะที่ เช่น ภูเขาไฟระเบิดหรือความร้อนจากเหตุการณ์การชน ซึ่งอาจไม่จำเป็นต้องมีสนามต่อเนื่อง (เช่น ไดนาโมแบบไม่ต่อเนื่อง).

กลไกไดนาโม

(Dynamo mechanisms)

กลไกไดนาโมของดาวอังคารยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างถ่องแท้ แต่คาดว่าจะคล้ายคลึงกับกลไกไดนาโมของโลก การพาความร้อนเนื่องจากความแตกต่างของอุณหภูมิสูงในแกนกลางที่ร้อนในช่วงแรกน่าจะเป็นกลไกหลักในการขับเคลื่อนไดนาโมในช่วงต้นของประวัติศาสตร์ดาวอังคาร เมื่อเนื้อโลกและแกนกลางเย็นลงตามกาลเวลา การตกผลึกของแกนกลางชั้นใน (ซึ่งจะให้ความร้อนแฝง) และการพาความร้อนทางเคมีอาจมีบทบาทสำคัญในการขับเคลื่อนไดนาโม หลังจากการก่อตัวของแกนกลางชั้นใน ธาตุเบาจะเคลื่อนที่จากขอบเขตแกนกลางชั้นในไปยังแกนกลางชั้นนอกที่เป็นของเหลวและขับเคลื่อนการพาความร้อนโดยแรงลอยตัว อย่างไรก็ตาม แม้แต่ข้อมูลจากยานลงจอด InSight ก็ไม่สามารถยืนยันการมีอยู่ของแกนกลางชั้นในที่เป็นของแข็งของดาวอังคารได้ และเราไม่สามารถตัดความเป็นไปได้ที่ว่าไม่มีการตกผลึกของแกนกลาง (มีเพียงการพาความร้อนโดยไม่มีการพาความร้อนทางเคมี) นอกจากนี้ ความเป็นไปได้ที่สนามแม่เหล็กอาจถูกสร้างขึ้นโดยมหาสมุทรแมกมาก็ไม่สามารถตัดออกได้เช่นกัน.

ยังไม่เป็นที่แน่ชัดว่าไดนาโมของดาวอังคารหยุดทำงานเมื่อใดและด้วยกลไกใด บางทีการเปลี่ยนแปลงอัตราการเย็นตัวของชั้นแมนเทิลอาจเป็นสาเหตุที่ทำให้ไดนาโมของดาวอังคารหยุดทำงานก็ได้

ทฤษฎีหนึ่งกล่าวว่า การชนครั้งใหญ่ในช่วงต้นและกลางยุคโนอาเคียนได้หยุดกลไกการสร้างสนามแม่เหล็กโลก โดยลดการไหลเวียนของความร้อนทั่วโลกบริเวณรอยต่อระหว่างแกนโลกและเนื้อโลก

การวัดคลื่นไหวสะเทือนจากยานลงจอดอินไซท์เผยให้เห็นว่าแกนชั้นนอกของดาวอังคารอยู่ในสถานะของเหลวและมีขนาดใหญ่กว่าที่คาดไว้ถึง 119% ในแบบจำลองหนึ่ง แกนดาวอังคารที่ตกผลึกบางส่วนอธิบายสถานะปัจจุบันของดาวอังคาร (เช่น การขาดสนามแม่เหล็กแม้ว่าแกนชั้นนอกจะเป็นของเหลว) และแบบจำลองนี้คาดการณ์ว่าสนามแม่เหล็กมีศักยภาพที่จะกลับมาทำงานได้อีกครั้งในอนาคต.

ปริญญาเอก (Ph.D) 🇹🇭

ผู้ทำการสำรวจ / บันทึกภาพ

โดย : น.ส รัชรินทร์ดา เตชะประสาน 🇹🇭

พิกัด : เกาะลันตา 🇹🇭

ตำบลศาลาด่าน อำเภอเกาะลันตา จังหวัดกระบี่

ประเทศไทย 🇹🇭

ผู้เขียนบทความ ภาษาอังกฤษ, ไทย 🇹🇭

โดย : น.ส รัชรินทร์ดา เตชะประสาน 🇹🇭

เคลียร์มิลลี่ 8888 🇹🇭

ประเทศไทย 2569 🇹🇭

วันที่ 15 เดือน พฤษภาคม พ.ศ 2569 🇹🇭

เวลา 14 : 50 น.🇹🇭

#StarsAndPlanetsThailand🇹🇭

#GalaxyMapsThailand🇹🇭

#Klearmilly8888🇹🇭

#QueenKlearmilly8888👑🇹🇭

#ThailandBrandKingRama10👑🇹🇭