Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Луна

1. Общие астрономические сведения
2. Данные наблюдений с Земли
3. Исследования Луны при помощи космических аппаратов
4. Геофизические и геохимические особенности Луны
5. Происхождение и эволюция Луны

1. Общие астрономические сведения

Луна (астрономич. знак ) - единственный естеств. спутник Земли, обращается вокруг Земли по почти эллиптич. орбите со ср. удалением 384 400 км и с периодом 27,3217 ср. солнечных суток (сидерич. месяц), что соответствует 13,5 об/год. Ср. скорость движения по орбите составляет 1,02 км/с. Вращение Л. вокруг её оси происходит с тем же периодом (27,3217 сут), вследствие чего она обращена к Земле всегда одной и той же стороной. В результате либрации (покачиваний) Л. наблюдениям с Земли доступны 59% её поверхности.

Форма Л. близка к шару с радиусом 1738 км (0,27 экваториального радиуса Земли), объём Л. составляет $2,2\cdot 10^{10} \mbox{км}^3$ (1/49 объёма Земли). Различия в длинах главных осей лунного эллипсоида превосходят 1 км (полярный радиус равен 1736,04 км, а направленный к Земле - 1739,23 км). Центр масс Л. смещён относительно геометрич. центра на 3 км по направлению к Земле и на 1 км влево (если смотреть с Земли). Причиной сдвига явл. неоднородность структуры лунных недр.

Масса Л. $7,35\cdot 10^{22}$ кг, что в 81,3 раза меньше массы Земли. Ср. плотность Л. 3,34 г/см3 (Земли - 5,52 г/см3). Ускорение свободного падения на поверхности Л. равно 1,623 м/с2 (в 6 раз меньше, чем на Земле). Первая космич. скорость для Л. 1680 м/с, вторая космич. скорость (скорость ускользания) 2375 м/с (см. Параболическая скорость). Вследствие малой массы Л. не может удерживать своим притяжением газовую атмосферу, и её поверхность подвержена непосредств. воздействию эл.-магн. и корпускулярного излучений Солнца, а также ударам метеоритов.

2. Данные наблюдений с Земли

Рис. 1. Фотокарта видимой стороны Луны:
1 - Море Дождей, 2 - Море Ясности,
3 - Море Гумбольдта, 4 - Море Кризисов,
5 - Море Паров, 6 - Океан Бурь,
7 - Море Изобилия, 8 - Море Спокойствия,
9 - Море Нектара, 10 - Море Облаков,
11 - Море Познанное, 12 - Море Влажности,
13 - кратер Платон, 14- кратер Аристарх,
15 - кратер Геродот, 16 - кратер Коперник,
17- кратер Альфонс, 18 - кратер Кеплер.
Из-за годичного движения Луны вместе с Землёй вокруг Солнца лунные сутки (29,53 земных сут) немного превышают период вращения Луны вокруг своей оси. Т.о., лунный день и лунная ночь длятся ок. 15 сут. В период лунного дня солнечные лучи нагревают поверхность Л. в центре её видимого диска до +130oC, ночью поверхность в этой точке охлаждается до -170oС.

Поверхность Л. в целом довольно тёмная - ср. геометрич. альбедо равно 0,073. Наиболее характерные особенности поверхности Л., наблюдаемые с Земли оптич. методами: тёмные, относительно ровные участки поверхности ("моря", они занимают ок. 40% видимой поверхности Л.); более светлые гористые участки ("материки") с характерными для Л. кольцевыми горами ("цирками") и кратерами (имеющими кольцевой вал, а нек-рые и горку в центре); лунные горные хребты (часто длиной в сотни км и высотой 3-5 км); протяжённые трещины и борозды (рис. 1). Оптич. методами изучены с Земли лунные образования, размеры к-рых составляют неск. км, а в отдельных случаях - сотни м.

Опыты по радиолокации Л. дали информацию о св-вах участков лунной поверхности, имеющих размеры порядка длины волны $\lambda$ в эксперименте (напр., при $\lambda$= 1 м информация о площадях ~ 1 м2). Было установлено, что микрошероховатости лунной поверхности в среднем не превышают неск. мм.

Полученная из наблюдений в радиодиапазоне амплитуда суточных колебаний темп-ры лунного грунта меньше измеренной в видимом свете и уменьшается с ростом $\lambda$. Это означает, что поверхностный слой Л. обладает весьма низкой теплопроводностью. Поэтому на глубине неск. дм почти нет колебаний темп-ры, характерных для поверхности Л.

Исследования ИК-излучения Л. позволили обнаружить на ней сотни "горячих" точек (участков поверхности, остывание к-рых во время лунных затмений происходит медленнее по сравнению с окружающей их местностью). Существование "горячих" точек на Л. связывают с различиями в теплоёмкости и теплопроводности лунных пород, а также с т.н. лунной активностью: слабыми газовыми извержениями из лунных недр, явлениями люминесценции и др. Наиболее активный район приходится на область Аристарх-Геродот, Долину Шретера, а также кратеры Платон и Альфонс.

3. Исследования Луны при помощи космических аппаратов

Рис. 2. Фрагмент поверхности обратной стороны Луны,
переданный КА "Зонд-3". Виден сдвоенный
кратер Братьев Вавиловых.
Интенсивное развитие космич. исследований существенно повысило уровень наших знаний о природе Л. С 1959 г. были успешно осуществлены полёты к Л. более 50 КА и космич. кораблей (КК). КА серий "Луна" (СССР), "Рейнджер" (США), "Зонд" (СССР) проводили фотосъёмку Л. в различных масштабах, причём КА "Луна-3" (1959 г.) была впервые сфотографирована обратная сторона Л. (рис. 2). Обширная информация о микрорельефе Л. была получена с КА серии "Луна" (СССР, 1959-76 гг.) и "Сервейер" (США, 1966-68 гг.). Кроме того, станции "Сервейер" передали данные предварит. анализа хим. состава и физико-механич. св-в лунного грунта; 5 КА серии "Луна" и 5 станций серии "Лунар Орбитер" (США, 1966-67 гг.) стали первыми искусств. спутниками Л., сообщили ценную информацию о её гравитац. и магн. полях и осуществили фотографирование поверхности в крупных масштабах (рис. 3, 4, 5). Фотографирование Л. с КА позволило начать составление лунных карт как на всю поверхность Л., так и на отдельные регионы.

Рис. 3. Панорама кратера Коперник, переданная
станцией "Лунар Орбитер-2" (США, 1966 г.).
Кратер Коперник. Снимок, сделанный во время
полета "Аполлон-17" (США, 1972 г.).
Посредством КК серии "Аполлон" (США) с 1969 г. был осуществлён ряд пилотируемых полётов к Л., включавших высадку человека на лунную поверхность. В результате этих полётов, а также полетов советских автоматич. станции "Луна-16, -20 и -24" 1970-1976 гг.) были доставлены на Землю образцы лунного грунта. Самоходное аппараты "Луноход-1 и -2" (1970-73 гг.) обследовали лунную поверхность на площади св. 100 км2. Результаты всех этих исследований кратко сводятся к следующему.

Атмосфера Л.
чрезвычайно разреженна. Содержание газов у поверхности в ночное время не превышает $2\cdot 10^5$ частиц/см3 и увеличивается днём на два порядка за счёт дегазации грунта. Такая концентрация газов равноценна глубокому вакууму.

Рис. 4. Кратер Тихо (вид сверху).
Диаметр кратера 85 км.
На поверхности Л.
выделяют два осн. типа геологич. и геоморфологич. образований - материки и моря. Материки - это светлые области с неровным рельефом, возвышающиеся на 1-2 км над прилегающими равнинами лунных морей и занимающие ок. 85% всей поверхности Л. Поверхность материков покрыта множеством кратеров, диаметры к-рых имеют размеры от десятков и даже сотен км до десятков и сотен м и см, т.е. шкала диаметров практически не имеет разрывов. Наиболее хорошо сохранившиеся кратеры характеризуются наличием всех признаков ударно-взрывного происхождения. Они образовались в результате метеоритной бомбардировки. Лунные моря представляют собой равнины, заполненные застывшей базальтовой лавой. Они в основном концентрируются на обращённом к Земле полушарии. На обратной стороне Л. есть лишь два "морских" участка - Море Восточное и Море Москвы (3% площади невидимого полушария). Моря расположены в депрессиях (прогибах) материковой коры, происхождение к-рых не совсем ещё понято, образование нек-рых морей связывают с падением на Л. крупных тел типа астероидов. Поверхность лунных морей также покрыта метеоритными кратерами, но число их и размеры существенно меньше.

Рис. 5. Кратер Платон (диаметр 100 км).
Телескопич. изучение Л. давно выявило кратеры с лучевой структурой. Долгое время предполагалось, что светлые лучи, расходящиеся от многих кратеров, - это образования насыпного характера. На крупномасштабных снимках светлые полосы распались на мелкие кратеры, в основном типа кратеров-лунок. Вероятнее всего, это - вторичные кратеры, образованные осколками, разлетевшимися при образовании крупных первичных кратеров.

Информация, полученная о поверхностном слое Л., разрушила укоренившееся представление о мощном пылевом покрове на Л. Это способствовало успешной высадке человека на лунную поверхность. Оказалось, что поверхностный слой представляет собой мелкообломочный материал - реголит (рис. 6), являющийся смесью мелких обломков горных пород и породообразующих минералов, а также агглютинатов (остеклованных агрегатов частиц), возникающих при кратерообразующих процессах, стеклянных частиц и грунтовых брекчий (сцементированных угловатых обломков пород). Ср. пористость реголита в слое толщиной $\approx$15 см - ок. 50%. Доля метеоритного вещества в реголите не превышает 1%. Дробление лунных пород происходит в основном за счёт резких перепадов темп-ры (смены дня и ночи) и микрометеоритной бомбардировки (атмосферных факторов, приводящих к эрозии земных пород, на Л. нет). Толщина реголитового слоя в районах морей колеблется от 4 до 8 м, в материковых районах составляет 4-12 м. Ср. диаметр зёрен реголита - менее 1 мм, но он содержит и значит. количество обломков более крупного размера. Самый верхний слой имеет плотность 1,1-1,2 г/см3 и выдерживает нагрузку до 1 кгс/см2 (~ 105 Па), но уже на глубине неск. дм плотность и прочность грунта значительно возрастают. Реголит обладает очень низкой теплопроводностью, примерно в 10 раз меньшей, чем теплопроводность воздуха. Поэтому слой реголита играет для Л. роль термостата. Уже на глубине ~ 1 м практически неощутимы температурные колебания, достигающие на поверхности $\approx$300oС.
Рис. 6. Частицы реголита, доставленного на
Землю возвращаемым аппаратом станции
"Луна-16" (1970 г.).
Размер частиц 0,25-0,5 мм.

Внутреннее строение Л.
изучено по записям отдалённых мелкофокусных лунотрясений и ударов метеоритов, зафиксированных доставленными на Л. сейсмометрами. Главная особенность внутр. строения Л.- её разделение на мощную, жёсткую, холодную литосферу, в которой хорошо распространяются продольные и поперечные сейсмические волны (высока сейсмическая добротность), и внутр. область, находящуюся, судя по непрохождению через неё поперечных волн, в состоянии частичного расплава. Хотя слоистость Л. выражена слабее земной, недра Л., как и Земли, имеют зонально-оболочечное строение (рис. 7).
Рис. 7. Модель внутреннего строения Луны:
1 - слой реголита, 2 - кора, 3 - верхняя мантия,
4 - средняя мантия, 5 - нижняя мантия,
6,7 - астеносфера и ядро, 8 - зона
тектонических (мелкофокусных)
лунотрясений (глубины от 25 до 300 км),
9 - зона приливных (глубокофокусных)
лунотрясений (700-1100 км).
Согласно совр. модели, под слоем реголита толщиной 4-12 м располагается материковая кора, толщина к-рой на обращённой к Земле стороне составляет ок. 48 км, а на обратной - 77 км. Мощность "морских" базальтов, перекрывающих материковую кору, колеблется от 1 до 20 км. В среднем толщина лунной коры оценивается в 50-60 км. Под корой находится мантия. В соответствии с изменениями скорости прохождения продольных упругих волн выделяют верхнюю (до глубины 300-400 км), среднюю (до 1000 км) и нижнюю (глубже ~ 1100 км) мантии. Зона глубже 1000-1100 км напоминает земную астеносферу. Темп-ра здесь ок. 1500oС и давление более 108 Па (40 кбар). Кроме того, в этой зоне низка сейсмич. добротность и мала вязкость. Ядро Л., предположительно, находится на глубинах более 1500 км. Его существование подтверждается сильным спадом на этих глубинах скорости распространения продольных волн (до 4 км/с) и непрохождением через него поперечных волн. Ядро - либо железное, либо сернистожелезное; предполагаемый радиус ядра - от 170 до 360 км.

4. Геофизические и геохимические особенности Луны

Сейсмичность Л.
проявляется в приливных ("земных"), тепловых ("солнечных") и тектонических ("лунных") сотрясениях. К этому следует добавить удары метеоритов, вызывающие сотрясения, практически неизвестные на Земле, защищённой атмосферой. Количество приливных лунотрясений в зависимости от района может колебаться от 600 (Океан Бурь) до 3000 (район кратера Декарт) в год при суммарной годовой энергии ~ 1012-1014 эрг (среднегодовая энергия всех видов землетрясений ~ 1025-1026 эрг). Большинство лунотрясений имеет приливную природу. Как правило, это глубокофокусные (глубины 700-1100 км), слабые (максимум с энергией 107-109 эрг) и закономерно периодичные толчки. Напротив, тектонич. лунотрясения малочисленны, явл. мелкофокусными (глубины от 25 до 300 км) и наиболее мощными (до 1018 эрг). Выделяются две особенности лунной сейсмичности: почти полное отсутствие толчков на глубинах 300-600 км и локализация эпицентров толчков обоих типов в пределах узких протяжённых поясов планетарного масштаба. При этом тектонич. эпицентры располагаются по периферии поясов сейсмичности и отсутствуют в центре видимого диска внутри круга с радиусом до 1000 км. Один из поясов проходит по западному обрамлению Моря Дождей, Моря Познанного и Моря Облаков. Ок. 50% лунотрясений приходится на его 700-километровый участок в области сочленения Океана Бурь с Морями Познанным и Облаков. Установлено также, что все без исключения глубокофокусные приливные лунотрясения приурочены к трём квадрантам видимой стороны, где расположены молодые морские бассейны. Они полностью отсутствуют в юго-восточном квадранте - районе гор и старых морей. Причиной тепловых лунотрясений явл. резкие перепады темп-ры, вызывающие сжатие и расширение пород в самом поверхностном слое. Они намного слабее приливных, но поскольку происходят по всей лунной поверхности, то их суммарная энергия оказывается соизмеримой с сейсмич. энергией приливных лунотрясений. Для лунотрясений характерно постепенное нарастание амплитуды сейсмич. колебаний и ещё более медленный её спад. Возникшие колебания не затухают часами, что объясняется высокой сейсмич. добротностью лунных недр (малыми потерями энергии на одном цикле сейсмич. колебаний).

Магнетизм Л.
Собственное магн. поле Л. как небесного тела практически неразличимо на фоне межпланетного магн. поля, имеющего напряжённость ок. $5\cdot 10^{-5}$ Э (5$\gamma$). В то же время магнитометры, установленные на лунной поверхности, позволили выявить отдельные небольшие участки Л. с полями до $3\cdot 10^{-3}$ Э. Локальная магн. активность Л. объясняется вкраплением в её тело намагниченных или хорошо проводящих образований. Высокая остаточная намагниченность (10-2-10-3 Гс у реголита, 10-5-10-6 Гс у базальтов, 10-3-10-4 Гс у брекчий) была обнаружена при исследовании образцов лунного грунта. Её можно объяснить существованием у Л. на ранней стадии эволюции магн. полей высокой интенсивности. Ещё одним слабым источником совр. магн. поля Л. служат электрич. токи, текущие по поверхности полости в т.н. следе Л. Заряженные частицы солнечного ветра, попадая на лунную поверхность, поглощаются ею. При этом на ночной стороне Л. должна образоваться полость, свободная от плазмы солнечного ветра, но содержащая магн. поле. Это поле сжимается под давлением плазмы, и его напряжённость становится выше напряжённости магнитного поля окружающего солнечного ветра. Однако в целом для реконструкции магнитной истории Л. данных ещё недостаточно.

Параметры электрич. поля и электропроводность поверхностного и более глубоких слоев Л. рассчитывались по вариациям магн. поля. Поверхностный слой Л. представляет собой мощный изолятор. С глубиной электропроводность заметно возрастает. Обнаружены слои с различным электрич. сопротивлением. Границы слоев хорошо согласуются с сейсмич. разделами (граница между верхней и средней мантиями, между литосферой и астеносферой). По изменениям электропроводности с глубиной и её зависимости от темп-ры были получены оценки темп-ры в недрах Л.: 1000oС на глубине 400 км и 1400oС на глубине $\approx$1000 км. Т.о., темп-ра недр Л. до глубины 700-1000 км ниже точки плавления базальтов, а на больших глубинах достигает или превышает её. Расчётная мощность литосферы при этом согласуется с сейсмическими оценками.

Гравитационное поле Л.
изучалось с её искусств, спутников (ИС). Оказалось, что оно неоднороднее земного, а источники аномалий расположены ближе к поверхности. Последнее вызывает периодич. вариации эксцентриситета орбит ИС и величины периселения (наибольшего расстояния ИС от центра Л.). Анализ аномалий силы тяжести привёл к открытию масконов - локализованных концентраций масс на нек-рой глубине под лунной поверхностью. Величина аномалий может достигать 200 мгал. Большинство масконов находится в круговых морях видимой стороны. Позднее были обнаружены крупные масконы на границах видимой и обратной стороны в Восточном Море и в Краевом Море, а также огромный маскон в экваториальной зоне центpa обратной стороны. Его диаметр достигает 1000 км. Он способен отклонить на 1000 м спутник, летящий на высоте 100 км. Суммарная масса всех масконов составляет 0,0001 массы Л. Природа масконов ещё недостаточно ясна. Существующие гипотезы представляются спорными (удар крупного метеорита, особенности процесса хим. дифференциации вещества и др.).

Тепловой поток из недр Л. непосредственно измерен в двух районах Л. (Рима Хэдли и Тавр-Литров) и составил $2,2\cdot 10^{-6} \mbox{Вт}\cdot \mbox{см}^{-2}$ и $1,6\cdot 10^{-6} \mbox{Вт}\cdot \mbox{см}^{-2}$ соответственно. При этом тепловой поток района Тавр-Литров оказался примерно равным расчётному и, как и предполагалось, в 3-4 раза меньше теплового потока через поверхность Земли. По-видимому, тепловой поток из недр Л. создаётся за счёт выделения энергии при распаде радиоактивных изотопов.

В существующих моделях тепловой истории Л. можно наметить следующие общие черты: ранний разогрев и частичное расплавление верхней толщи в неск. сотен км; последующее отступление зоны расплава на глубину - остывание и затвердение литосферы; высокая начальная концентрация радиоактивных изотопов, их вынос в ходе эволюции в лунную кору; образование центральной расплавленной зоны и её частичное сокращение. Следовательно, тепловая история Л., как и Земли, состояла в расслоении первоначально однородного тела на оболочки: лёгкую кору, мантию и более тяжелое ядро.

Геохимия лунных пород.
Исследование проб лунного грунта показало существенные отличия в составе пород морских и материковых районов Л. Морские породы - это оливины, глинозёмистые и титанистые базальты с различным содержанием щелочей, материковые - это габбро-норит-анортозитовый комплекс пород, глинозёмистые базальты и крип-базальты, с высоким содержанием щелочей, редкоземельных элементов и фосфора. Всего выделено 6 типов пород, залегающих на поверхности Л., и для каждого типа определены пределы вариаций состава. Описано более 50 минералов, содержащихся в лунных породах. Ведущее место в лунных породах принадлежит силикатам и окислам. В качестве сопутствующих минералов встречаются фосфаты, сульфиды, карбиды и фосфиды (в земной коре обнаружено более 2000 минералов). Лунные породы обеднены железом, водой и летучими компонентами. Известен только один лунный минерал - акаганеит, к-рый содержит водород а трёхвалентное железо. Хим. состав реголита существенно зависит от места взятия пробы. В табл. приведены данные о химическом составе проб, доставленных на Землю советскими АМС из материкового района ("Луна-20") и морского района (Море Изобилия, "Луна-16").

Химический состав лунного реголита (макроэлементы), %
Элементы Доставлен
"Луной-20"
Доставлен
"Луной-16"
Si20,020,0
Ti0,281,9
Al12,58,7
Cr0,110,20
F5,113,7
Mg5,75,3
Ca10,39,2
Na0,260,32
K0,050,12

5. Происхождение и эволюция Луны

Рис. 8. возраст типичных образований на поверхности
Луны по радиометрическим исследованиям образцов
лунного грунта, доставленных на Землю КК серии
"Аполлон" (США) и КА серии "Луна" (СССР)
(на рис. А и Л).
Существует неск. гипотез происхождения Л.:
1) Л. выделилась из мантии Земли (гипотеза отторжения);
2) Л. и Земля образовались одновременно как двойная планета путём аккреции сходного родительского вещества (гипотеза совместного происхождения);
3) Л. образовалась где-то в Солнечной системе и лишь впоследствии была захвачена Землёй (гипотеза захвата);
4) Л. образовалась путём объединения кольца планетезималей (тел промежуточной массы), некогда окружавших Землю. Окончательно вопрос о происхождении Л. пока не решён, но тот факт, что возраст образцов лунных пород колеблется в пределах 4,5-3,5 млрд. лет (рис. 8) и близок к возрасту Земли, определённому независимо, явл. важным свидетельством в пользу гипотезы совместного происхождения (см. Происхождение солнечной системы). Определение возраста проводилось методами, основанными на распаде различных радиоактивных элементов (уран-ториево-свинцовый метод, рубидий-стронциевый, калий-аргоновый; см. Космохронология ядерная). Эволюция Л., согласно современным представлениям, включает 5 осн. этапов. Первый этап начался 4,6 млрд. лет назад, когда, благодаря интенсивной бомбардировке Л. планетезималями, их интенсивному гравитац. сжатию и нагреву поверхности Л. солнечным ветром, подверглась расплаву либо вся Л., либо достаточно мощный поверхностный слой. С течением времени произошла дифференциация расплава. Около 4,4 млрд. лет назад поверхность Л. снова затвердела - образовалась материковая кора габбро-анортозитового состава, к-рая ещё долгое время находилась под воздействием интенсивной метеоритной бомбардировки.

Следующий этап - образование крупных депрессий поверхности и затухание метеоритной бомбардировки - начался 4 млрд. лет назад. Четвёртый - "морской" - этап лунной эволюции имел место в период 3,8-3,0 млрд. лет назад, когда за счёт энергии, образовавшейся в недрах Л. при радиоактивном распаде изотопов, произошли массовые излияния базальтов, затопивших депрессии поверхности и сформировавших равнины лунных морей. Около 3,0 млрд. лет назад наступил современный - "послеморской" этап эволюции Л. Ведущими факторами преобразования поверхности в этот период стали относительно слабая метеоритная бомбардировка, солнечный ветер и космич. лучи, совместное действие к-рых привело к образованию обломочного поверхностного слоя - реголита.

Лит.:
Минчин С.Н., Улубеков А.Т., Земля-Космос-Луна, М., 1972; Рускол Е.Л., Происхождение Луны, М., 1975; Черкасов И.И., Шварев В.В., Грунт Луны, М., 1975; Галкин И.Н., Геофизика Луны, М., 1978; Сагитов М.У., Лунная гравиметрия, М., 1979; Шевченко В.В., Современная селенография, М., 1980; Очерки сравнительной планетологии, М., 1981; Жарков В.Н., Внутреннее строение Земли и планет, 2 изд., М., 1983.

(К.Б. Шингарёва)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Публикации с ключевыми словами: Луна
Публикации со словами: Луна
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [4]
Оценка: 2.7 [голосов: 109]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования