火星の重力

火星の重力は、万有引力の法則による自然現象で、火星の周囲にある質量を持つすべての物体は火星に引き寄せられます。火星の質量が地球より小さいため、火星の重力は地球の重力よりも弱いです。火星の平均重力加速度は3.72076 m/s ^{2 （}地球の重力の約38% ）で、変動します。^[1]

一般的に、地形によって制御されるアイソスタシーが短波長の自由大気重力異常を引き起こします。^[2]同時に、対流とマントルの有限の強度は、惑星全体にわたって長波長の惑星規模の自由大気重力異常をもたらします。 ^{[3] [4]}地殻の厚さの変化、マグマ活動と火山活動、衝突によるモホ面隆起、極地氷床の季節変動、大気質量の変化、地殻の多孔性の変化も横方向の変動と相関している可能性があります。^{[5] [6] [7] [8] [9]}

長年にわたり、球面調和関数の数は増えているものの、その数は限られているモデルが作られてきました。作成された地図には、自由大気重力異常、ブーゲ重力異常、地殻の厚さなどが含まれています。火星の一部の領域では、重力異常と地形の間に相関関係があります。地形がわかっているため、より高解像度の重力場を推測できます。太陽やフォボスによる火星の潮汐変形は、その重力によって測定できます。これにより、火星内部の硬さが明らかになり、核が部分的に液体であることがわかります。したがって、火星の表面重力の研究は、さまざまな特徴に関する情報をもたらし、将来の火星着陸に役立つ情報を提供します。

火星の重力を理解するために、その重力場の強さ gと重力ポテンシャルUが測定されることが多い。簡単に言えば、火星が半径R _Mの静的な完全な球体であると仮定し、火星の周りを円軌道で周回する衛星が 1 つだけあり、そのような重力相互作用がシステムで作用する唯一の力であるとすると、方程式は次のようになる。

${\displaystyle {\frac {GMm}{r^{2}}}=mr\omega ^{2},}$

ここで、Gは万有引力の定数（一般的にはG = 6.674 × 10 ⁻¹¹ m ³ kg ⁻¹ s ⁻²とされる）、^[10] Mは火星の質量（最新の値：6.41693 × 10 ²³ kg）、^[11] mは衛星の質量、rは火星と衛星の距離、は衛星の角速度（Tは衛星の公転周期） でもある。${\displaystyle \omega}$${\displaystyle {\frac {2\pi }{T}}}$

したがって、、ここでR _{M は}火星の半径です。適切な測定により、r、T、およびR _Mは地球から取得可能なパラメータです。 ${\displaystyle g={\frac {GM}{R_{M}^{2}}}={\frac {r^{3}\omega ^{2}}{R_{M}^{2}}}={\frac {4r^{3}\pi ^{2}}{T^{2}R_{M}^{2}}}}$

しかし、火星は一般的な非球形の惑星であり、複雑な地質学的プロセスの影響を受けるため、より正確には、重力ポテンシャルは測地学の慣例に従って球面調和関数で記述されます。ジオポテンシャル モデルを参照してください。

${\displaystyle U(r,\lambda ,\psi )=-{\frac {GM}{r}}\left(1+\sum _{\ell =2}^{\ell =L}\left({\frac {R}{r}}\right)^{\ell }\left(C_{\ell 0}P_{\ell }^{0}(\sin \psi )+\sum _{m=1}^{+\ell }(C_{\ell m}\cos m\lambda +S_{\ell m}\sin m\lambda )P_{\ell }^{m}(\sin \psi )\right)\right),}$^[12]

ここで、はテストポイントの球座標です。^[12]は経度、は緯度です。およびは次数およびの無次元調和係数です。^[12]は次数 のルジャンドル多項式 で 、は のルジャンドル准多項式です。これらはラプラス方程式の解を記述するために使用されます。^[12]は惑星の平均半径です。^[12] 係数はと表記されることもあります。 ${\displaystyle r,\psi ,\lambda }$ ${\displaystyle \lambda}$${\displaystyle \psi}$${\displaystyle C_{\ell m}}$${\displaystyle S_{\ell m}}$${\displaystyle l}$${\displaystyle m}$ ${\displaystyle P_{\ell }^{m}}$${\displaystyle l}$${\displaystyle m=0}$${\displaystyle m>0}$ ${\displaystyle R}$${\displaystyle C_{\ell 0}}$${\displaystyle J_{n}}$

1. 次数と順序が低いほど、異常の波長が長くなります。つまり、長波長重力異常は、地球規模の地球物理的構造の影響を受けます。${\displaystyle \ell }$${\displaystyle m}$
2. 次数とオーダーが高いほど、異常の波長は短くなります。次数が50を超えると、それらの変動は地形と高い相関関係にあることが示されています。 [13]表面の特徴の地球物理学的解釈は、火星の重力場のより完全な画像を導き出すのにさらに役立つ可能性がありますが、誤解を招く結果が生じる可能性もあります。 [ ^{13 ]}${\displaystyle \ell }$${\displaystyle m}$

火星の重力を決定する最も古い技術は、地球からの観測です。その後、無人宇宙船が到着し、無線追跡データから重力モデルが開発されました。

マリナー9号とバイキング探査機が火星に到着する前は、火星の重力場の特性を推測するためには、火星の重力定数GM、すなわち万有引力定数と火星の質量の積の推定値しか利用できませんでした。 ^{[14] GMは、火星の天然衛星（}フォボスとデイモス）の運動の観測と、火星への探査機フライバイ（マリナー4号とマリナー6号）を通じて得ることができました。^[14]

フォボスとデイモスの運動に関する地球からの長期観測により、半長径、離心率、ラプラシアン平面に対する傾斜角などの物理的パラメータが得られ、^[15]太陽質量と火星質量の比、火星の慣性モーメントと重力ポテンシャル係数を計算し、火星の重力場の初期推定値を得ることができます。^[15]

宇宙船の正確な追跡は、正確な重力モデル化にとって最も重要である。重力モデルは、宇宙船のわずかな摂動、つまり速度と高度の小さな変化を観測することで開発されるからである。追跡は基本的に、深宇宙ネットワーク(DSN) のアンテナによって行われ、一方向、双方向、三方向のドップラーおよび距離追跡が適用される。^[16]一方向追跡とは、データが宇宙船から DSN に一方向に送信されることを意味し、双方向および三方向追跡では、地球から宇宙船に信号が送信され (アップリンク)、その後、コヒーレントに地球に転送される (ダウンリンク)。^[16]双方向追跡と三方向追跡の違いは、前者では地球上に同じ信号送信機と受信機があるのに対し、後者では送信機と受信機が地球上の異なる場所にあることである。^[16]これら 3 種類の追跡データを使用すると、データのカバレッジと品質が向上し、1 つのデータで別のデータのギャップを埋めることができる。^[16]

ドップラー追跡は、ドップラーシフトの検出を伴う視線速度法を利用した、宇宙船を追跡する一般的な技術です。^[13]宇宙船が視線に沿って私たちから遠ざかると、信号は赤方偏移し、その逆の場合は青方偏移します。このような技術は、太陽系外惑星の動きの観測にも適用されています。^[17]一方、距離追跡では、信号の往復伝播時間を測定することで行われます。^[13]ドップラーシフトと距離観測を組み合わせることで、宇宙船の追跡精度が向上します。

次に、追跡データは、上記の球面調和方程式を使用してグローバル重力モデルを開発するために変換されます。ただし、固体潮汐の影響、太陽、木星、土星によるさまざまな相対論的効果、非保存力（角運動量不飽和化（AMD）、大気抵抗、太陽放射圧など）による効果をさらに排除する必要があります。 ^[13]そうしないと、かなりの誤差が生じます。

火星の最新の重力モデルは、2016年に作成されたゴダード火星モデル3（GMM-3）で、球面調和関数解は120次までである。^[13]このモデルは、マーズ・グローバル・サーベイヤー（MGS）、マーズ・オデッセイ、マーズ・リコネッサンス・オービター（MRO）の16年間の無線追跡データとMOLA地形モデルから開発され、115 kmの全球解像度を提供する。^[13 ]このモデルとともに、別の自由空気重力異常マップ、ブーゲ重力異常マップ、地殻の厚さのマップが作成された。^[13] MRO110Cや他の以前のモデルと比較して、重力場の推定の大きな改善は、宇宙船に適用される非保存力のより慎重なモデル化によるものである。^[13]

宇宙船の追跡技術と地表地質の地球物理学的解釈は、重力場の強さの解像度に影響を与える可能性がある。より優れた技術は、より高い次数と次数の球面調和解を好む。マリナー9号とバイキング・オービターの追跡データを独立して分析した結果、次数と次数が6の球面調和解が得られた。^[18] 2つのデータセットをさらに組み合わせ、画像データによる火山性地質（正の異常）と深い凹み（負の異常）の異常との相関関係を加えると、次数と次数が18の球面調和解が得られる。^[19]カウラのべき乗法則制約を解く際に地形を考慮した空間事前制約法をさらに使用すると、グローバル解像度で最大次数50の球面調和解のモデル（ゴダード火星モデル1、またはGMM-1）が好まれ^[20]、その後、最新のGMM-3では、より完全で次数と次数が最大120の後続モデルが好まれた。^[13]

そのため、今日の重力モデルは、測定された重力データを空間情報システムに直接転送することによっては作成されていません。十分に高い解像度のモデルを作成することが困難であるためです。したがって、火星グローバルサーベイヤーに搭載されたMOLA機器から取得された地形データは、短波長での重力地形相関を利用して、より詳細な短期重力モデルを作成するための便利なツールになります。^[13]しかし、火星のすべての地域、特に北部低地と極でそのような相関が見られるわけではありません。^[13]誤解を招く結果が簡単に生成され、誤った地球物理学的解釈につながる可能性があります。^[13]

その後の重力モデルの修正には、大気抵抗、太陽輻射圧、火星の反射太陽輻射圧、火星の熱放射、角モーメントホイールをデスピンまたはデサチュレーションする宇宙船の推進など、宇宙船に作用する他の非保存力を考慮することが含まれます。^[14]さらに、宇宙船の軌道に影響を及ぼす可能性のある火星の歳差運動と太陽、月、惑星による第三天体の引力、および測定値に対する相対論的効果も修正する必要があります。^[7]これらの要因は、真の重力場のオフセットにつながる可能性があります。したがって、オフセットを排除するには正確なモデリングが必要です。このような作業はまだ進行中です。

多くの研究者が、短波長（局所的に変化する）自由大気重力異常と地形との相関関係を概説している。相関関係が高い地域では、地表特徴の地質学的解釈を通じて自由大気重力異常をより高度に拡大することができ、^[13]重力マップの解像度を高めることができる。南部の高地では重力と地形の相関関係が高いが、北部の低地ではそうではないことがわかっている。^[13]そのため、自由大気重力異常モデルの解像度は、南半球では一般的に100 kmを超えるほど高くなる。^[13]

地形データがあれば、自由大気重力異常はブーゲ異常よりも比較的簡単に測定できる。これは、重力が海面まで低下した後、地形の質量過剰または質量不足の影響による重力効果を除去する必要がないためである。しかし、地殻構造を解釈するには、そのような重力効果をさらに除去して、減少した重力が基準面より下の核、マントル、地殻の結果のみになるようにする必要がある。^[5]除去後の生成物がブーゲ異常である。しかし、地形を構築する物質の密度が計算における最も重要な制約であり、これは惑星上で横方向に変化する可能性があり、岩石の多孔性および地球化学によって影響を受ける。^{[5] [9]}関連情報は、火星隕石とその場分析から得られる可能性がある。

ブーゲ重力異常は地殻マントル境界の深さと強い関連があるため、正のブーゲ異常は、より低い密度の物質で構成されたより薄い地殻を持ち、より密度の高いマントルの影響をより強く受けていることを意味している可能性があり、その逆も同様である。しかし、噴火した火山性負荷と堆積性負荷の密度の違い、および地下への侵入と物質の除去が原因となっている可能性もある。^{[5] [6] [25]}これらの異常の多くは、地質学的または地形的特徴に関連している。^[5]例外はほとんどなく、63°E、71°N の異常^[5]は、初期ノアキアンの埋没表面より前の、600 km を超える大規模な埋没構造を表している可能性がある。^[5]

地形と短波長自由大気重力異常の間には強い相関関係があることが、地球と月の重力場の研究の両方で示されており^[2]、これはアイソスタシーの広範な発生によって説明できます。^{[2] [26]}火星では、50度を超える度数（短波長異常）で高い相関が予想されます。^[13]また、70度から85度の間では0.9まで高くなる可能性があります。 ^[13]このような相関関係は、地形荷重の曲げ補償によって説明できます。^{[2] [26]}火星の古い領域はアイソスタシー的に補償されているのに対し、新しい領域は通常部分的にしか補償されていないことに注意してください。^[13]

異なる火山構造は、重力異常の点で異なる挙動を示す可能性がある。オリンポス山とタルシス山は、太陽系で最も小さい正の自由大気重力異常を生成する。^[5]一方、 タルシス山の北にあるアルバ・パテラ火山は、負のブーゲ異常を生成するが、その範囲はオリンポス山のものと似ている。^[5]また、エリシウム山については、エリシウム山の中央部でブーゲ異常がわずかに増加していることが判明しており、エリシウム山の全体的な広範な負の異常の状況が見られる。^[5]

火山の異常に関する知識は、火山物質の密度とともに、さまざまな火山体のリソスフェアの構成と地殻の進化を決定するのに役立つだろう。^{[27]噴出した溶岩は}安山岩（低密度）から玄武岩（高密度）までの範囲に及ぶ可能性があり、火山盾の形成中に構成が変化し、それが異常に寄与する可能性があると示唆されている。^[27]別のシナリオでは、高密度物質が火山の下に侵入した可能性がある。^{[27] [6]}このような状況は、有名なシルティス・マジョールですでに観測されており、正のブーゲ異常から明らかなように、火山の下には3300 kg m ^{3の死滅した}マグマ溜まりがあると推測されている。 ^[6]

異なる窪地はブーゲ異常の挙動も異なる。アルギュレ、イシディス、ヘラス、ユートピア盆地のような巨大衝突盆地も、円形に非常に強い正のブーゲ異常を示す。^[5]これらの盆地は衝突クレーター起源であるかどうか議論されてきた。もしそうなら、正の異常は衝突後の堆積物と火山表面の荷重によるモホ面の隆起、地殻の薄化、および変形イベントによるものである可能性がある。^{[5] [25]}

しかし同時に、正のブーゲ異常と関連しない大きな盆地もいくつかあり、例えば、ダエダリア、タルシス北部、エリシウムなどは、北部低地平野の下にあると考えられています。 ^[5]

さらに、コプラテス、エオス・カズマ、カセイ・ヴァレスの一部には、地形上の窪地であるにもかかわらず、正のブーゲ異常が見られることが確認されている[5 ^]。これは、これらの窪地の下に浅い密な貫入体があることを示唆している可能性がある。^[5]

長波長重力異常とも呼ばれる全球重力異常は、重力場の低次高調波であり^[4]、局所的なアイソスタシーではなく、マントルの有限の強度と対流の密度差に起因するものです。^{[13] [3] [4]}火星の場合、ブーゲ異常の最大の要素は次数1の高調波であり、南半球の質量不足と北半球の質量過剰を表しています。^[5] 2番目に大きい要素は、惑星の平坦化とタルシスの隆起に対応しています。^[5]

1950年代と1960年代の初期のジオイド研究では、地球の内部構造を理解するために、地球の重力場の低次高調波に焦点が当てられていました。^{[4]地球上のそのような長波長異常は、例えば、対流を駆動}する密度の違いによって引き起こされる、地殻ではなく深部マントルにある発生源によってもたらされる可能性があることが示唆されており、^{[4] [28]}時間とともに進化しています。特定の地形異常と長波長重力異常、例えば、海底で地形が高く重力も高い大西洋中央海嶺とカールスバーグ海嶺との相関関係は、1970年代に地球上の対流の考えを支持する議論になりましたが、^{[29] [30]}このような相関関係は地球規模で見ると弱いものです。

地球規模の異常現象のもう一つの説明として、マントルの強度が有限であること（応力がゼロの場合とは対照的）が挙げられます。このため、重力が静水圧平衡から外れます。^[3]この理論では、強度が有限であるため、応力がかかっていない領域のほとんどで流れが存在しない可能性があります。^[3]また、マントル深部の密度の変化は、大陸の分離に伴う化学的不均一性の結果である可能性があり、^[3]月が引き裂かれた後に地球に残された傷跡である可能性があります。^[3]これらは、特定の状況下でゆっくりとした流れが発生する場合に機能すると示唆されているケースです。 [3]ただし、この理論は物理的に実現可能ではない可能性があると主張されています。 [ ^{4 ]}

火星の大気と氷圏（極地氷冠）の間の二酸化炭素の昇華・凝縮サイクルは季節的に作用する。 ^{[8]このサイクルは}火星の重力場の変化を説明するほぼ唯一の変数として寄与する。^[8]火星の周回衛星から測定された火星の重力ポテンシャルは、以下の式のように一般化できる。

${\displaystyle V({\text{Mars}})=V({\text{solid planet}})+V({\text{seasonal caps}}+{\text{atmosphere}})}$^[8]

逆に、大気中の二酸化炭素の凝縮により季節キャップの質量が増加すると、大気の質量は減少します。これらは互いに反比例関係にあります。そして、質量の変化は測定された重力ポテンシャルに直接影響を及ぼします。

北極冠と南極冠の間の季節的な質量交換は、時間とともに長波長の重力変動を示します。^{[8] [13]}長年にわたる継続的な観測により、偶数ゾーンの正規化重力係数 C _{l=2, m=0}と奇数ゾーンの正規化重力係数 C _{l=3, m=0}の決定は、このような質量交換による時間変動重力の概要を説明するために重要であることがわかりました。 ^{[24] [8] [31] [32]}ここで は次数、 は順序です。より一般的には、研究論文では C _lmの形式で表されます。${\displaystyle l}$${\displaystyle m}$

2つの極を2つの異なる質点とみなすと、それらの質量は次のように定義されます。

${\displaystyle M_{NP}={\frac {C_{20}+C_{30}}{2}}\,M_{\text{Mars}}}$^[32]

${\displaystyle M_{SP}={\frac {C_{20}-C_{30}}{2}}\,M_{\text{Mars}}}$^[32]

データによれば、南極冠の最大質量変動は約8.4 × 10 ¹⁵ kg ^[13]で、秋分点付近で発生し、^[13]北極冠の最大質量変動は約6.2 × 10 ^{15 kg [13]}で、冬至と春分点の間で発生します。^[13]

長期的には、北極に蓄えられた氷の質量は（1.4 ± 0.5）× 10 ¹¹ kg増加する一方、^[8]南極では（0.8 ± 0.6）× 10 ¹¹ kg減少することが分かっています。^[8]さらに、大気中の二酸化炭素の質量も長期的には（0.6 ± 0.6）× 10 ^{11 kg減少するでしょう。 [8]}不確実性があるため、南極から北極への物質の移動が進行中であるかどうかは不明ですが、そのような可能性は否定できません。^[8]

火星に作用する2つの主要な潮汐力は、太陽潮汐とフォボス潮汐である。^[13] ラブ数k_{​​ 2}は、天体に作用する潮汐力と天体の質量分布から生じる多極モーメントを関連付ける重要な比例無次元定数である。通常、k _{2 は}四極子変形を示すことができる。^[13] k ₂を見つけることは、火星の内部構造を理解するのに役立つ。^[13]ジェノバのチームが得た最新のk _{2 は0.1697 ± 0.0009である。} ^{[13] k} ₂が0.10より小さい場合、固体の核が示唆されるため、火星では少なくとも外核は液体であり、^[31]予測される核の半径は1520〜1840 kmである。^[31]

しかし、MGS、ODY、MROからの現在の無線追跡データでは、位相遅れが潮汐に与える影響を検出することができません。これは、データが弱すぎるためであり、将来的には宇宙船の摂動に関するより正確な測定が必要になります。^[13]

火星の地殻の厚さを直接測定する方法は現在のところありません。SNC隕石と斜方輝石隕石ALH84001の地球化学的知見から、火星の地殻の平均厚さは100～250 kmであることが示唆されました。^[33]粘性緩和解析から、最大厚さは50～100 kmであることが示唆されました。このような厚さは、半球地殻の変化を維持し、チャネルの流れを防ぐ上で重要です。^[34]地球物理学と地球化学を組み合わせた研究では、地殻の平均厚さは50 ± 12 kmまで下がる可能性があることが示唆されました。^[35]

異なる探査機による重力場の測定により、より高解像度の地球規模のブーゲポテンシャルモデルを作成することができます。^[5]局所的な浅い密度異常とコアの平坦化の影響を排除すると、^[5]次の式で示されるように、残余ブーゲポテンシャルが生成されます。

${\displaystyle U_{RB}=U_{B}-U_{\text{core}}-U_{\text{local}}}$^[5]

残留ブーゲポテンシャルはマントルによって寄与される。^[5]地殻マントル境界、またはモホ面の起伏は、地形の質量を補正すると、残留異常の変化をもたらすはずである。^[5]逆に、起伏のある境界が観測される場合、地殻の厚さに変化があるはずである。

残留ブーゲ異常データの地球規模の研究によると、火星の地殻の厚さは 5.8 km から 102 km まで変化します。^[5]地殻の厚さの等面積ヒストグラムから、32 km と 58 km の 2 つの主要なピークが特定されています。^[5]これらの 2 つのピークは、火星の地殻の二分性に関連しています。 ^[5] 60 km を超える厚い地殻のほとんどは、一般的に均一な厚さの南高地によるものです。^[5]また、北低地は一般に地殻が薄いです。アラビア大陸地域と北半球の地殻の厚さは、緯度に依存することがわかっています。^[5]シナイ平原とルナエ平原に向かって南に行くほど、地殻は厚くなります。^[5]

すべての地域の中で、タウマシアとクラリティスは火星の地殻が最も厚く、ヒストグラムが70 kmを超えています。^[5]ヘラス盆地とアルギュレ盆地は地殻が30 km未満であることが観測されており、^[5]南半球で例外的に薄い地域です。^[5] イシディスとユートピアでも地殻が著しく薄くなっていることが観測されており、^[5]イシディス盆地の中心部は火星で最も地殻が薄いと考えられています。^[5]

ほぼすべての主要な衝突クレーターの下では、地殻の薄化が起こったと考えられています。^[5]地殻の掘削、火山物質の定置による変化、および弱いリソスフェアで起こる地殻の流れが原因と考えられます。^[5]衝突前の地殻が掘削されると、中央マントルの隆起によって重力の回復が起こり、空洞の質量不足は隆起した高密度物質の質量によって補われる可能性があります。^[5]

巨大衝突盆地であるユートピア、ヘラス、アルギュレ、イシディスは、最も顕著な例である。^[5] 北部低地にある衝突盆地であるユートピアは、軽い水で沈殿した堆積物で満たされており、中央部でわずかに地殻が厚くなっている。 ^[5]これは、北部低地での大規模な再表面化プロセスによるものと考えられる。^[5]一方、ヘラス、アルギュレ、イシディス盆地では、モホ面が大きく隆起しており、地殻の縁を超えて拡散した厚くなった地殻の環状部が見られる。^[5]

しかし、それとは逆に、直径 275 km < D < 1000 kmの火星盆地のほぼすべては、低振幅の表面および低振幅のモホ面起伏と​​関連している。^{[25]多くは負の}自由大気重力異常を持つことがわかっているが、証拠によれば、それらはすべて高重力（正の自由大気重力異常）を経験しているはずである。^[25]これらは侵食と埋没だけによって引き起こされたのではないと示唆されており、盆地に物質を追加すると、実際には重力の強さは減少するのではなく増加する。^[25]したがって、粘性緩和が起こっているはずである。^[25]初期の火星地殻の高い熱流束と高い水分含有量は、粘性緩和を促した。^[25]これら 2 つの要因により、地殻はより延性になっている。クレーターの盆地地形は、自己重力のためにより大きな応力を受ける巨大衝突盆地は例外的に粘性緩和を経験していないが、これは地殻の薄化により地殻が薄すぎて固相線下の地殻流動を維持できなくなったためである。^{[5] [25]}

2017年に開発された最新の地殻密度モデルRM1によると、火星のバルク地殻密度は2582 ± 209 kg m ^{−3であり、 [9]}これは全球平均値を表しています。^[9]地殻密度には横方向の変動があるはずです。^{[9]たとえば、火山複合体上では、局所的な密度は3231 ± 95 kg m −3}にも達すると予想されており、^[9]これは隕石データや以前の推定と一致しています。 さらに、一般に北半球の密度は南半球の密度よりも高く、^[9]これは後者が前者よりも多孔質であることを意味している可能性があります。

嵩密度を達成するには、多孔度が重要な役割を果たす可能性がある。鉱物粒子の密度を3100 kg m ⁻³に選択した場合、^[9] 10% ～ 23% の多孔度では嵩密度が200 kg m ^{−3低下する可能性がある。 [9]}細孔空間が水または氷で満たされている場合、嵩密度の低下も予想される。^[9]嵩密度のさらなる低下は、深さとともに密度が増加することで説明でき、^[9]表層は火星の深部よりも多孔性が高く、深さとともに密度が増加することには地理的なばらつきもある。^[9]

アレオイドは、火星の重力と回転の等位図を表す惑星ジオイドであり、地球のジオイド（「海面」）の概念に類似しています。 ^{[5] [36] [37]}これは、MOLAミッション実験グリッドデータレコード（MEGDR）^{[5] [36]}を開発するための参照フレームとして設定されており、これは地球全体の地形モデルです。地形モデルは、火星の地形学的特徴をマッピングし、火星のさまざまなプロセスを理解する上で重要です。

アレオイドを導出するには、2 つの作業が必要です。まず、重力データは惑星の質量中心の位置を特定するのに不可欠であり、内部の質量分布に大きく影響されるため、探査機の無線追跡データが必要です。 [ ^{36 ]これは主に}マーズ グローバル サーベイヤー(MGS)によって行われました。 ^{[5] [36]}次に、 MGS に搭載された 400 km の高度軌道で動作するMOLA 2 機器は、機器からのパルスの往復飛行時間をカウントすることで、探査機と地表の間の範囲 (距離) を測定できます。^[36]これら 2 つの作業を組み合わせることで、アレオイドと MEGDR を構築できます。上記に基づいて、アレオイドの半径は、惑星の赤道での平均半径である 3396 km とされています。^{[5] [36]}

火星と地球の間には大きな距離があるため、着陸機に即座に指示を出すことはほぼ不可能である。着陸は自律システムに大きく依存している。失敗を避けるためには、火星の重力場を正確に理解することが着陸プロジェクトにとって不可欠であり、それによって相殺要因と重力の影響の不確実性を最小限に抑え、着陸をスムーズに進めることができる。^{[38] [39]}火星に着陸した史上初の人工物である火星2号着陸機は、原因不明で墜落した。火星の表面環境は複雑で、横方向に変化する形態パターンで構成されているため、岩石の危険を避けるために、正確な着陸位置の決定やその他の保護対策に現場でLIDARを使用することで、着陸の進行をさらに支援する必要がある。^{[38] [39]}

• 火星の地質
• 火星の炭酸塩災害