IGF



Zakład Fizyki Litosfery, IGF FUW

Jakie procesy kształtują skorupę ziemską, na powierzchni której spędzamy przecież całe życie? Co naprawdę kryje się pod naszymi stopami, w głębi Ziemi? Czy w lepszym zrozumieniu procesów geofizycznych zachodzących na naszej planecie mogą pomóc badania innych obiektów Układu Słonecznego? W Zakładzie Fizyki Litosfery szukamy odpowiedzi na powyższe pytania – i na wiele innych.

 

W zakresie badań wnętrza Ziemi do naszych szczególnie istotnych osiągnięć należą prace prof. dr. hab. Marka Grada, opisujące przebieg granicy między skorupą ziemską a płaszczem Ziemi, znanej jako granica Moho. We współpracy z Instytutem Sejsmologii Uniwersytetu w Helsinkach przeprowadziliśmy na terenie Europy szereg głębokich sondowań sejsmicznych. Zebrane dane pozwoliły w 2016 roku zaprezentować pierwszą, cyfrową mapę (https://www.igf.fuw.edu.pl/pl/cms/mapa-moho-02016-01-05/) zmian głębokości granicy Moho na obszarze całej płyty europejskiej, od grzbietu śródatlantyckiego po góry Ural i od Morza Śródziemnego po Morze Barentsa i Spitsbergen. Granica Moho okazała się przebiegać na głębokości 10-20 km pod Atlantykiem, 20-40 km na większości obszaru kontynentalnej Europy, jedynie w pobliżu Finlandii lokalnie opuszczając się do 40-60 km. Właściwości jeszcze głębszych struktur badała grupa dr. hab. Leszka Czechowskiego. Udało się jej wykryć niejednorodności w przepływie ciepła na granicy między litosferą a astenosferą, na głębokości 90-100 km pod Masywem Niedźwiedzia na Dolnym Śląsku.

 

Badanie struktur i procesów, których areną jest wnętrze Ziemi, to zadanie o ogromnej skali trudności. Z tego powodu sięgamy po wszelkie dostępne metody poznawcze: obserwujemy ziemskie pole grawitacyjne i magnetyczne, mierzymy strumień cieplny płynący z wnętrza Ziemi. Z uwagi na fizyczne ograniczenia w zbieraniu danych o warunkach panujących dziesiątki i setki kilometrów pod powierzchnią, kluczową rolę w naszych pracach odgrywają symulacje numeryczne. Nasze narzędzia programowe są konstruowane z myślą o odtwarzaniu procesów szczególnie ważnych dla naszej planety, takich jak ruchy konwekcyjne w płaszczu Ziemi. Odpowiednio zmodyfikowane, oprogramowanie sprawdza się także przy modelowaniu zjawisk zachodzących na kometach, księżycach, a nawet innych planetach.

 

W celu lepszego zrozumienia mechanizmów geofizycznych działających we wnętrzach i na powierzchniach komet, w laboratorium dr. hab. Konrada Kossackiego eksperymentalnie bada się analogi lodu kometarnego w warunkach bliskich próżni kosmicznej. Wyniki doświadczeń w odpowiednio przystosowanej komorze próżniowej w połączeniu z modelami teoretycznymi i symulacjami komputerowymi pozwoliły m.in. lepiej poznać środowisko komety 67P/Churyumov–Gerasimenko, szeroko znanej dzięki spektakularnej europejskiej misji kosmicznej Rosetta. Nasze badania nie ograniczają się jednak wyłącznie do najmniejszych ciał Układu Słonecznego. Za pomocą symulacji numerycznych modelujemy procesy kondensacji i sublimacji lodu powierzchniowego i gruntowego Marsa oraz topnienia lodu na jego powierzchni. Pod kątem przygotowywanej przez Europejską Agencję Kosmiczną misji ExoMars poznajemy szczegóły  transportu metanu w marsjańskim regolicie. Znaczenie tych prac wynika z faktu, że po wykluczeniu czynników geologicznych, obecność metanu na Marsie byłaby jednym z ważniejszych argumentów przemawiających za istnieniem na tej planecie aktywnych form życia.

 

Szczególnie interesujących tematów badawczych dostarczyła nam amerykańska misja CASSINI do układu Saturna. Zajmowaliśmy się m.in. zagadnieniami związanymi z transportem ciepła we wnętrzu Enceladusa, niewielkiego księżyca charakteryzującego się aktywną tektoniką, obecnością wewnętrznego oceanu i spektakularnymi gejzerami, wyrzucającymi materię wodną w przestrzeń kosmiczną. Dzięki pracom grupy dr. hab. Leszka Czechowskiego udało się wytłumaczyć, dlaczego glob ten wykazuje nadal aktywność, podczas gdy niewiele się różniący rozmiarami Mimas pozostaje tektonicznie martwy. Na podstawie wiedzy zgromadzonej o Enceladusie zaproponowaliśmy też oryginalną hipotezę: księżyc ten nie tylko wydaje się miejscem, na którym życie mogło się pojawić najszybciej w Układzie Słonecznym, ale potencjalnie mógł on – za pośrednictwem drobnych obiektów przecinających obłoki materii wyrzucane przez gejzery – rozsiewać jego prymitywne formy na inne planety (gdyby hipoteza ta doczekała się kiedyś potwierdzenia, wszyscy okazalibyśmy się... Enceladusianinami!).

 

Nie mniej interesującym obiektem stał się dla nas Tytan, poza Ziemią jedyne ciało w Układzie Słonecznym, na powierzchni którego znajdują się otwarte zbiorniki cieczy. Z uwagi na niską temperaturę, wysokie ciśnienie i skład chemiczny atmosfery, rolę ziemskiej wody pełnią tu płynne węglowodory (metan i etan). Nasze badania koncentrowały się wokół zagadnień hydrodynamicznych: modelowaliśmy rzeki rzeźbiące powierzchnię Tytana. Interesowały nas zwłaszcza mechanizmy transportu zawiesin i formowania się osadów oraz powstawanie rzecznych delt, zwłaszcza w kontekście analogicznych procesów zachodzących w rzekach naszej planety.

 

Modelowanie teoretyczne i symulacje komputerowe pozwoliły naszym naukowcom, w tym prof. dr hab. Jackowi Leliwie-Kopystyńskiemu, zaproponować wyjaśnienie dwóch intrygujących cech innego satelity Saturna, Japetusa. Mowa o pochodzeniu gigantycznego grzbietu górskiego (o wysokości sięgającej 20 km), rozciągającego się wzdłuż równika tego księżyca, oraz wyraźnego spłaszczenia całego globu. Za istnienie pierwszej struktury wydają się odpowiadać dawne prądy konwekcyjne; w tym ujęciu równikowy grzbiet Japetusa miałby podobny rodowód co grzbiety śródoceaniczne na Ziemi. Z kolei spłaszczenie Japetusa to prawdopodobnie konsekwencja dużej sztywności jego wnętrza. Musiała być ona tak znaczna, że „zakonserwowała” pierwotne spłaszczenie globu, z wczesnej fazy jego ewolucji.

 

Wśród naszych publikacji znajdują się również prace związane z modelowaniem ewolucji ziemskich rzek, procesami formowania się kraterów uderzeniowych na kometach, czy wczesną historią termiczną takich globów jak Rhea (ksieżyc Saturna).




Moho Map

Basement

3D - PL

HF-PL