Луна - единственный естественный спутник Земли. Из всех небесных тел Луна не только ближе других к Земле, но она и изучена лучше всех остальных космических объектов. На Луне побывали люди, там работали разные приборы, в том числе и сейсмографы. Сведения о Луне настолько обильны, что ей посвящено много книг. Луна была известна с доисторических времен. Это второй самый яркий объект в небе после Солнца. Поскольку Луна обращается по орбите вокруг Земли раз в месяц, угол между Землей, Луной и Солнцем изменяется; мы наблюдаем это явление как цикл Лунных фаз.

Благодаря ее размеру и составу Луну иногда относят к планетам земной группы наряду с Меркурием, Венерой, Землей и Марсом. Луна очень похожа на Меркурий, хотя и уступает ему в размерах и массе. Радиус Луны составляет 1738 км (? земного радиуса), масса в 81 раз меньше массы земного шара, ускорение силы тяжести примерно в 6 раз меньше земного. Тем не менее, по отношению к Земле Луна - очень крупный спутник и потому систему Земля - Луна нередко называют двойной планетой.

Впервые Луну посетил Советский космический корабль «Луна - 2» в 1959 году. Это единственное неземное тело, на котором побывал человек. Первая посадка произошла 20 июля 1969 года; последняя - в декабре 1972 года.

Гравитационные силы между Землей и Луной вызывают некоторые интересные эффекты. Наиболее очевидный из них - морские приливы и отливы. Гравитационное притяжение Луны более сильное на той стороне Земли, которая повернута к Луне, и более слабое на противоположной стороне. Поэтому поверхность Земли, и особенно океаны, вытягиваются по направлению к Луне.

Хотя Луна и вращается вокруг своей оси, она всегда обращена к Земле одной и той же стороной. Дело в том, что Луна совершает один оборот вокруг своей оси за то же самое время (27.3 суток), что и один оборот вокруг Земли. А поскольку направление обоих вращений совпадает, противоположную ее сторону с Земли увидеть невозможно. Впервые астрономам удалось заглянуть на обратную сторону Луны в 1959 г., когда советская станция "Луна-3" пролетела над ней и сфотографировала невидимую с Земли часть ее поверхности (приложение 1).

Из-за небольшой силы тяжести Луна лишена воды и атмосферы, следовательно, не может быть на ней и ветра. Там постоянно безоблачное черное небо. Всё это обусловливает резкие температурные контрасты на ее поверхности. Температура на лунном экваторе изменяется в течение суток на 300 °С: в полдень равна +130°С, а через 14 - 14,75 наших суток, т. е. в полночь, достигает - 170 °С. В полярных областях температура всегда остается низкой. Почти столь же резки перепады температур на солнце и в тени. Ее поверхности беспрепятственно достигают разрушающие солнечные и космические лучи. Следовательно, современное выветривание на Луне сильно отличается от земного.

Лунная поверхность в очень малой степени подвержена изменениям. Так как на Луне нет ни воды, ни воздуха, ее поверхность не размывается и не выветривается. Эпоха активного выпадения метеоритов осталась далеко в прошлом: два миллиарда лет назад. Есть два типа лунной поверхности: морской и материковый. Морями называются темные участки видимого диска, материками - светлые (ПРИЛОЖЕНИЕ 2).

Во времена, когда наш спутник стал остывать после эпохи частично расплавленного состояния, внешние слои Луны образовали тонкую кору, которую могли пробивать крупные метеориты. Появлявшиеся при таких соударениях углубления (иногда в сотни и тысячи километров) заполняла лава, выходившая на поверхность сквозь разрушенные участки коры. Застывая, лава создавала относительно гладкий морской тип поверхности. Здесь меньше кратеров, отражательная способность (альбедо) морских участков не велика (лунные моря составляют приблизительно 16% всей поверхности Луны). Большая часть поверхности покрыта реголитом - смесью тонкой пыли и скалистых обломков, полученных из столкновений с метеорами. По непонятной причине лунные моря сконцентрированы на обращенной к Земле стороне.

Материковые участки более светлы, и они настолько изобилуют кратерами, что последние, порой, наслаиваются друг на друга. Ранее существовала гипотеза о вулканическом происхождении кратеров. Но сегодня верх одерживает метеоритная теория. Крупные метеориты, врезаясь в лунную поверхность, выбрасывали вверх огромное количество вещества, части которого могли вовсе преодолеть лунное притяжение. Выброшенные породы разлетались, порой, на десятки и сотни километров, образовывая так называемые лучи. В центре кратера обычно возникала горка, а сам кратер создавался отброшенным веществом, которое образовывало вал-окружность. Наиболее крупные из лунных кратеров имеют сотни километров в диаметре, самые высокие вершины возносятся вверх до 8 км. На Луне также найдены горы, расщелины. Эти виды рельефа возникли, по-видимому, при застывании Луны, когда лунная кора была подвижной. Вызывать эти движения могли как внутренние процессы, так и метеоритная бомбардировка. Известны многочисленные трещины и крупные сбросы.

На Луне сохранилось немало следов прошлой бурной вулканической деятельности. Иногда газы извергаются из лунных недр и сегодня. Одни из лунных кратеров имеют метеоритное происхождение, другие вулканическое. Но в целом Луна -- мертвый мир, где любые изменения -- большая редкость.

Луна имеет асимметричное концентрически-сферическое внутреннее строение и состоит из ядра, мантии и коры. Толщина коры Луны в среднем составляет 68 км, изменяясь от 0 км под лунным морем Crisium до 107 км в северной части кратера Королева на обратной стороне. Под корой до глубины 1000 км расположена мантия и силикатное, почти твердое ядро. Оно нагрето до температуры чуть выше 1000 °С, а потому из недр Луны наружу просачивается тепло, так что на глубине 40 км температура лунной коры достигает 300 °С. В отличие от мантии Земли мантия Луны только частично расплавленная. Любопытно, что центр масс Луны располагается примерно в 2 км от геометрического центра в направлении к Земле. На той стороне, которая повернута к Земле, кора более тонкая.

Анализ поверхностных пород Луны показал, что они похожи на земные породы типа базальтов. Правда, в них наблюдается избыток некоторых тяжелых металлов, например хрома и титана. Любопытны лунные масконы -- области лунной коры с повышенной плотностью. Они характерны местными гравитационными аномалиями.

Большинство кратеров на обращенной к нам стороне названо по имени знаменитых людей в истории науки, таких как Коперник и Птолемей. Особенности ландшафта на обратной стороне имеют более современные названия типа Аполлон, Гагарин и Королев - в основном это русские названия, так как первые снимки были сделаны Советским кораблем «Луна-3». В дополнение к этим особенностям на обратной стороне Луны расположен огромный бассейн кратеров величиной 2250 км в диаметре и 12 км глубиной - это самый большой бассейн, появившийся в результате столкновения, в Солнечной системе, и Orientale в западной части видимой стороны (его можно видеть с Земли), который является отличным примером многокольцевого кратера. У Луны почти отсутствует магнитное поле (очень слабое) и, следовательно, магнитосфера. Однако по размерам Луна вполне могла бы считаться полноценной планетой, если бы она обращалась вокруг Солнца. Изучению внутреннего строения Луны сильно помогают редкие «лунотрясения», очаги которых располагаются на глубине от 100 до 1100 км. Все это доказывает, что тектоническая деятельность на Луне очень слаба, однако полностью не прекратилась. Есть факты, говорящие о том, что в прошлом Луна обладала магнитным полем и была вулканически и тектонически гораздо более активной. Однако жизни на Луне никогда не было.

Не имеющая ни атмосферы, ни магнитного поля, поверхность Луны подвержена непосредственному воздействию солнечного ветра. В течение 4 миллиардов лет водородные ионы из солнечного ветра внедрялись в реголит Луны. Таким образом, образцы реголита, доставленные Аполлоном, оказались очень ценными для исследования солнечного ветра. Этот лунный водород также может быть использован когда-нибудь как ракетное топливо.

2. Особенности лунной поверхности

2.1 Описание лунной поверхности

На Луне принято выделять области двух типов: светлые - материковые, занимающие 84% площади лунного шара, и темные - морские, составляющие 16%. Материки отличаются более высокой отражательной способностью, наличием значительных неровностей и множеством кратеров разных размеров и степени сохранности вала. Моря - относительно ровные области с меньшим количеством кратеров; они лежат ниже уровня материковой поверхности. Таким образом, моря темнее материков как из-за различия в составе пород, так и по причине иной структуры поверхности (моря глаже и поэтому слабее рассеивают свет). Например, Море Дождей расположено на 3 км ниже, а Море Влажности на 2 км ниже окружающей местности. Морские области распределены по поверхности весьма неравномерно: на видимом с Земли полушарии они занимают 31% площади, а на обратном - около 3%. В северном полушарии моря занимают вдвое большую площадь, чем в южном. Внутри морей можно также видеть более темные и более светлые участки. Например, окраинные части Моря Ясности выглядят темнее его центральной области. При низком положении Солнца в морях можно видеть невысокие протяженные формы рельефа шириной в несколько километров - складчатые жилы. Моря сложены базальтовыми лавами, и складчатые жилы обычно отмечают области наложения более поздних потоков на уже существовавшие лавовые излияния. Очевидно, что вблизи складчатых жил, толщина лавовых потоков может быть минимальной.

Названия морям дал итальянский астроном Джованни Риччоли (1598-1671), по зарисовкам которого Ф. Гримальди выгравировал карту в 1647 г. Посмотрев на карту, можно заметить, что названия морей распределены не случайно. В восточной части видимого полушария расположены Море Ясности, Море Спокойствия, Море Изобилия, Море Нектара, тогда как в западной - Океан Бурь, Море Дождей, Море Облаков, Море Влажности (ПРИЛОЖЕНИЕ 3). В середине XVII в. считали, что погода на Земле меняется в зависимости от фаз Луны. Как видно из названий морей, Луна в первой четверти, когда видна восточная часть диска, служит предвестником ясной погоды, а в последней четверти - ненастной.

Долины - отчетливо выраженные обособленные впадины шириной в несколько километров и протяженностью в десятки и сотни километров - встречаются на склонах обширных горных областей (например, Альпийская долина), а также в материковых районах (например, долина Рейта). Более узкие, длинные, но не обрывистые ложбины, сохраняющие на всем протяжении одинаковую ширину называют бороздами (например, борозды Сирсалиса). Они часто тянутся на сотни километров вне зависимости от рельефа поверхности. Обрывистые разломы называют трещинами. В морях иногда встречаются уступы - типичные сбросы; например, в Море Облаков известен уступ Прямая Стена.

Преобладающей формой рельефа Луны являются кратеры. Если вал кратера четкий, хорошо сохранившийся, то это признак относительной молодости, а кратеры с разрушенными валами - более старые. Крупные кратеры часто имеют на дне центральную горку и террасы на внутренних склонах, например, кратеры Коперник и Аристарх. У старых кратеров горки и террасы встречаются реже. Особую группу составляют кратеры с лучевыми системами, представляющими собой длинные светлые полосы, радиально исходящие от вала кратера. Лучи можно видеть не всегда, а лишь при определенных условиях освещения поверхности. Наиболее четко эти образования проявляются в полнолуние. При других фазах они менее заметны, а в областях, близких к терминатору, не наблюдаются вовсе. Лучи встречаются как у крупных кратеров, например, Тихо диаметром 87 км, так и у небольших, но обязательно молодых. Кратеров с лучевыми системами на Луне несколько десятков.

На обратной стороне Луны особое внимание привлекают очень крупные кольцевые структуры, диаметром более 300 км, названные бассейнами. Самые большие из них, такие как Море Восточное, Герцшпрунг, Аполлон, Королев, Море Москвы и другие имеют помимо внешнего вала еще и внутренний, диаметр которого, как правило, вдвое меньше внешнего. Иногда внутренние кольца сильно разрушены. Любопытно, что некоторые крупные бассейны обратной стороны Луны являются антиподами морей видимой стороны. Например, Королев - антипод Моря Изобилия, а Герцшпрунг - Моря Спокойствия (ПРИЛОЖЕНИЕ 4).

К северо-востоку от Моря Восточного радиально отходят гигантские цепочки кратеров, простирающиеся на расстояния до тысячи километров. Диаметр кратеров, входящих в эти цепочки, составляет в среднем 10-20 км. Три самые протяженные цепочки получили названия ГДЛ (Газодинамическая лаборатория), ГИРД (Группа изучения реактивного движения) и РНИИ (Реактивный научно-исследовательский институт). Эти три научные организации внесли основной вклад в развитие ракетостроения в нашей стране.

Кратеры, отдельные горные вершины (пики, мысы), а также гряды называют (посмертно) именами астрономов и выдающихся ученых других специальностей. Исключением стали 12 кратеров, названных в честь живущих космонавтов и астронавтов. Все предложенные наименования утверждает Международный астрономический союз. Общее правило планетной номенклатуры - не использовать имена политических и религиозных деятелей, полководцев и философов XIX и XX вв.

Карты Луны используют для решения важных научных и практических задач: восстанавливают историю лунной поверхности, планируют экспедиции на Луну.

2.2 Рельеф и поверхностные образования на Луне

В образовании форм лунного рельефа принимали участие как внутренние силы, так и внешние воздействия. Расчеты термической истории Луны показывают, что вскоре после ее образования недра были разогреты радиоактивным теплом и в значительной мере расплавлены, что привело к интенсивному вулканизму на поверхности. В результате образовались гигантские лавовые поля и некоторое количество вулканических кратеров, а также многочисленные трещины, уступы и другое. Вместе с этим на поверхность Луны на ранних этапах выпадало огромное количество метеоритов и астероидов - остатков протопланетного облака, при взрывах которых возникали кратеры - от микроскопических лунок до кольцевых структур поперечником во много десятков, а возможно и до нескольких сотен километров. Из-за отсутствия атмосферы и гидросферы значительная часть этих кратеров сохранилась до наших дней (ПРИЛОЖЕНИЕ 5). Сейчас метеориты выпадают на Луну гораздо реже; вулканизм также в основном прекратился, поскольку Луна израсходовала много тепловой энергии, а радиоактивные элементы были вынесены во внешние слои Луны. Об остаточном вулканизме свидетельствуют истечения углеродосодержащих газов в лунных кратерах, спектрограммы которых были впервые получены советским астрономом Н. А. Козыревым.

Значение экзогенных факторов во многом определяется наличием атмосферы, гидросферы и биосферы. В связи с этим роль экзогенных факторов на Луне минимальна, все особенности поверхности определяются эндогенными факторами и воздействием метеоритов.

Применяемый при изучении рельефа планет геоморфологический анализ включает морфологический и морфометрический методы, с помощью которых определяют тип рельефа, размеры форм, особенности их пространственного положения, относительный возраст и важнейшие этапы развития рельефа. В связи с тем, что роль экзогенных процессов в развитии рельефа планет крайне незначительна, его особенности отражают преимущественно эндогенное развитие планетных тел. Это обстоятельство чрезвычайно важно и позволяет широко использовать топографические карты. При этом если для Земли точкой отсчета для построения этих карт является уровень Мирового океана, то для Луны, Меркурия и Венеры высоты отсчитываются от условных уровней, образуемых средними радиусами этих планет.

Особенности поверхностных образований планет, как и рельеф, во многом зависят от атмосферы и гидросферы. Наличие их у Земли, а также существование на ней и биосферы ставят ее в особое положение среди планет и обусловливают широкое развитие на поверхности (более 2/3 площади) осадочных пород. Луна лишена этих образований, зато огромные пространства здесь заняты магматическими породами и реголитом.

Реголит -- это результат мощной метеоритной бомбардировки, достигшей апогея (по крайней мере, для Земли) в период с 4,2--3,9 млрд. лет назад. Сильные удары о поверхность планет сопровождались выделением тепла и частичным плавлением пород. Ультрафиолетовое облучение и солнечный ветер (поток электронов и протонов) обусловили разрушение структуры минералов. Свою роль сыграли и физическое и химическое выветривание. В результате грунт планет превращен в обломки пород от пылеватых частиц до глыб в несколько метров в поперечнике. Частицы нередко образуют спекшиеся агрегаты, среди которых встречаются стеклянные сферические частицы.

Реголит Луны доставлен на Землю советскими космическими аппаратами «Луна» и американскими астронавтами (примерно 400 кг). Состоит он из обломков и пылевато-песчаного порошка от серого до черного цвета. До глубины 20--25 см реголит представляет собой рыхлую массу, а глубже -- уплотненный материал. В отдельных участках устанавливаются элементы слоистости, обусловленные, скорее всего, оползанием материала. В колонке скважины, пробуренной «Аполлоном-15», установлено 42 слоя мощностью от долей сантиметра до 13 см. По составу лунные породы делятся на базальты, слагающие моря (темные участки), и анортозиты, габбро-нориты и габбро-анортозиты, которыми сложены континентальные области (светлые поля). Те и другие являются результатом плавления глубинного вещества. Мощность базальтов изменяется от 0,4 до 2 км. Возраст их имеет широкий диапазон: самые древние разности -- 3,75 млрд. лет, самые молодые -- 2,7 млрд. лет. По материковым породам получены цифры от 4,6 до 3,9 млрд. лет.

Рис. 1.1. Телевизионное изображение лунной поверхности, полученное «Рейнджером-9» с расстояния примерно 400 км (НАСА, лаборатория реактивного движения; по Э. Кингу).

луна земля планетологический

Поверхность Луны постоянно разрушается и преобразовывается, подвергаясь тепловым деформациям и воздействиям микрометеорных тел. В соответствии с эволюционной теорией, в ранний период существования Солнечной системы пыли было гораздо больше, чем сейчас. На Земле пыль смывается в моря, но на Луне нет ни воды, ни атмосферы, поэтому пыль скапливается в понижениях. За 4,6 миллиарда лет на Луне - особенно на материковых ее участках - должно было скопиться неимоверное количество пыли. Британский астроном Р.А.Литтлтон (Lyttleton, 1956) предполагал, что слой лунной пыли имеет толщину в несколько километров! Гоулд (Gold, 1955) также предполагал, что на плоских лунных равнинах чрезвычайно много пыли. Шумейкер (Shoemaker, 1965) предсказывал, что слой пыли на Луне должен измеряться десятками метров.

Однако в 1965 году состоялась конференция по вопросу о структуре поверхности Луны. На ней, в частности, было сделано следующее заключение: ранние фотографии Рейнджера и исследования оптических свойств рассеянного солнечного света, отраженного поверхностью Луны, показывают, что предсказания о глубине слоя лунной пыли не сбылись! Вопрос окончательно прояснился с появлением на Луне первых космический станций, и особенно - когда на лунную поверхность впервые ступила нога человека. Выяснилось, что слой пыли несравненно тоньше, чем уверяли ученые-эволюционисты - всего 6,5 см! Несмотря на отчаянные попытки пересмотреть представления о скорости отложения пыли или найти механизмы ее уплотнения, толщина слоя пыли на Луне остается весомым свидетельством в пользу молодого возраста Луны.

3. Состав и строение Луны

Для исследования строения Луны использовались сейсмические методы. Астронавты экспедиций «Аполлон» установили на Луне четыре сейсмометра, которые использовались для изучения распространения сейсмических волн, вызванных падением отработанных ступеней ракеты Сатурн S4B и повышением лунных модулей в точно известных местах, а также ударами метеоритов о лунную поверхность и лунотрясениями, источники которых находятся глубоко в недрах Луны.

Скорость распространения продольных сейсмических волн увеличивается от 4 км_/с в нескольких километрах от поверхности до 6 км_/с на глубине 20 км, где она скачком возрастает до 6,7 км_/с. Ниже 20 км скорость остается почти постоянной, и только на глубине 55 км увеличивается до 6,8 км/с. Между 55 и 60 км происходит сильное возрастание скорости от 6,8 до 8,0 км_/с; возможно на этой глубине находится основание коры и начинается мантия Луны (рис. 3.1.).

Рис 3.1. Скорость распределения сейсмических волн в недрах Луны 1 - по данным Накамуры; 2 - по данным Гоинса; 3 - неопределенность Гоинса и др.

В настоящее время картина этого строения разработана довольно детально. Принято считать, что недра Луны можно разделить на пять слоев.

Поверхностный слой - лунная кора - имеет состав, близкий к составу "материков". Исследование силы тяжести в сочетании с топографическими измерениями показало, что кора Луны в целом находится в состоянии, близком к изостатическому равновесию; исключением являются масконы (скопления избыточных масс), связанные с круглыми морскими бассейнами. Толщина коры сильно варьирует: от 30 - 35 км под масконами до 90 - 110 км в материковых областях обратной стороны Луны. Средняя мощность коры больше на обратной стороне, чем на видимой, что вызывает смещение центра массы Луны на 2,5 км от геометрического центра.

Под корой располагается мантия. Распределение скоростей сейсмических волн в мантии определенно указывает на ее химическую зональность. Гоинс (Goins, The deep seismic structure of the moon, 1977, p. 471 - 486) выделяет верхнюю мантию до глубины примерно 500 км, характеризующуюся постоянными скоростями Р и S сейсмических волн 8,0 и 4,6 км_/с. Под этим слоем Р и S скачкообразно уменьшаются до 7,7 и, соответственно, 3,8 км_/с. Это снижение скоростей интерпретируется как переход к нижней мантии, которая тоже характеризуется постоянными скоростями, по крайней мере до глубины 1000 км. Гоинс считает, что оценка скоростей распространения сейсмических волн в нижней мантии весьма неопределенна (как показано на рис. 3.1) и что граница между верхней и нижней мантией скорее всего не резкая, а постепенная. Следует заметить, что относительная неопределенность в оценке скорости S сейсмических волн значительно меньше, чем Р. Накамура (Nakamura, Deep lunar interior inferred from recent seismic data, 1974, p. 137 - 140) тоже предполагает, что мантия Луны имеет сложную структуру, но границу между верхней и нижней мантией он помещает на глубине между 300 и 400 км и считает, что она характеризуется постепенным изменением скорости распространения сейсмических волн. В верхней мантии между 60 и 300 км скорость Р волн падает с 8,1 до 7,9 км_/с, a S - с 4,7 до 4,4 км/с. Между 300 км и 400 км градиент скорости S волн становится круче и достигает 4,15 км/с на глубине 400 км. Отрицательное значение градиента сохраняется до глубины 800 км (3,85 км/с). Скорость распространения продольных волн на глубине 300 - 800 км почти постоянна и равняется 7,9 км/с.

Рис. 3.2. Внутренне строение Луны по данным Накамуры и Гоинса. 1 - кора; 2 - верхняя мантия; 3 - нижняя мантия; 4 - сильное затухание волн; лунотрясений нет; 5 - ядро.

Еще глубже - средняя мантия толщиной порядка 500 км; полагают, что именно в этом слое в результате частичного выплавления формировались "морские" базальты. На глубинах порядка 600-800 км располагаются глубокофокусные лунные сейсмические очаги. Нужно, однако, отметить, что естественная сейсмическая активность на Луне невелика. На рис. 3.2. представлено внутреннее строение Луны по результатам сейсмических исследований. Распространение лунотрясений вплоть до глубин 950 км позволяют с уверенностью предположить, что нижняя мантия на этой глубине не содержит интерстициальной расплавленной фазы, а также свободной воды. Нормальное распространение Р волн наблюдается на глубинах по меньшей мере до 1400 км, но прохождение S волн в этой области не обнаруживается. Поэтому интервал глубин от 1000 до 1400 км надо считать областью сильного поглощения S волн. Предполагается, что причиной этого является частичное плавление. Следовательно, на глубине около 800 км кончается литосфера (твердая оболочка) и начинается лунная астеносфера - расплавленный слой, в котором, как и в любой жидкости, могут распространяться только продольные сейсмические волны. Температура верхней части астеносферы порядка 1200 К. Накамура с сотрудниками полагают, что существует ядро с минимальным радиусом 170 км и низкой скоростью распространения продольных сейсмических волн (3,7?5,l км/с). Они подчеркивают, что такое предположение пока весьма гипотетично, так как оно основывается на анализе сигналов только одного падения метеорита на обратную сторону Луны. Важно отметить, однако, что максимальный радиус возможного ядра Луны составляет около 350 км, по крайней мере до этой глубины наблюдается нормальное распространение Р волн. Масса возможного металлического ядра такого размера должна быть меньше 2 % от массы Луны. На малое количество металла указывают и результаты магнитных измерений.

На глубине 1380-1570 км происходит резкое изменение скорости продольных волн - здесь проходит граница (довольно размытая) пятой зоны - ядра Луны. Предположительно, это относительно небольшое ядро состоит из расплавленного сульфида железа.

Поверхностный довольно рыхлый слой Луны состоит из пород, раздробленных постоянным потоком падающих на нее твердых тел - от микрометеоритов и пыли до крупных частиц - многотонных метеоритов и астероидов. Над поверхностью Луны газовая атмосфера как таковая отсутствует, так как не может удерживаться Луной вследствие ее малой массы. В результате даже легчайшие атомы при средних тепловых скоростях способны преодолевать притяжение Луны. Поэтому плотность газа над Луной по крайней мере на 12 порядков меньше плотности приземной атмосферы (хотя и заметно выше плотности межзвездного газа).

3.1 Система кора - верхняя мантия Луны

Лунная кора, представлена двумя главными петрологическими провинциями -- анортозитовыми материками и базальтовыми морями. Хотя моря занимают большую площадь на видимой стороне Луны, средняя мощность базальтов в них совсем невелика, а их общий объем составляет всего 1 % лунной коры или даже меньше.

В верхних частях коры лунных материков преобладают породы, сложенные серией брекчий, по составу отвечающих анортозитовым габбро, габбро-анортозитам и анортозитам. Орбитальными исследованиями установлена значительная региональная химическая неоднородность лунных материков. Неоднородность может свидетельствовать о широком проявлении процессов магматического фракционирования. Для некоторых элементов существует четкая корреляция химической неоднородности с мощностью коры. На Земле анортозитовые породы часто образуются при кристаллизации крупных стратиформных интрузивов базальтовой магмы, например, комплексы Бушвельд и Стилуотер. В этих комплексах тяжелые кристаллы оливина и пироксена погрузились во время кристаллизации магм с образованием мощных базальтовых слоев, тогда как плагиоклаз, плотность которого близка к плотности исходной магмы, образует скопления в верхних слоях, покрывающих базальные и мафические кумулаты. Общепринято считать, что анортозитовая серия лунной коры образовалась аналогичным образом из огромного океана основной или ультраосновной магмы. Поскольку, однако, в лунной магме соответствующего состава плагиоклаз всплывает, а в основных магмах Земли тонет, то сегрегация плагиоклаза с образованием толстого слоя, возможно, была сравнительно более эффективной на Луне. Вероятно, первоначально образовалась правильная расслоенная структура. Однако в приповерхностных частях Луны эта структура разрушилась в результате последующей интенсивной бомбардировки метеоритами, что вызвало глобальное вертикальное перемешивание материала. Зональную модель коры подтверждают исследования глубин формирования главных типов пород коры. Породы, выносимые на поверхность при самых больших и наиболее глубоко проникающих ударах метеоритов, содержат обычно гораздо меньше нормативного плагиоклаза, чем анортозитовые породы, распространенные на поверхности.

3.2 Верхняя мантия Луны

Первичная магма лунной коры возникла, вероятно, при частичном плавлении внешнего слоя Луны на глубину в несколько сотен километров. После отделения от остаточных фаз сформировался огромный «океан» первичной магмы, из которой оливин осаждался до тех пор, пока не наступило насыщение плагиоклазом. Весьма возможно, что поэтому в нижней части коры находится слой оливиновых кумулатов (рис. 3.3.)

Рис. 3.3. Строение Луны по данным петрологических исследований происхождения материковых пород и морских базальтов с низким содержанием Ti. 1 - кора, анортозитовое габбро 25% Al₂O₃, меланократовое габбро 11% Al₂O_3, х 6-8 км/с; 2 - кумулаты оливина Fo₈₈, х ~8-11 км/с; 3 - зона тугоплавких остатков, дунит Fo_88-90, х_p 8 км/с, с₀ 3,29; 4 - первичный оливиновый пироксенит MgO/(MgO+FeO) ~ 0,75, с₀ = 3,46

В значения плотности и скорости распространения P сейсмических волн внесены небольшие поправки для учета влияния высоких P (давлений) и T (температур) в недрах Луны

Средний состав лунной коры и верхней мантии, выведенный на основе высказанных предположений, довольно близок к пиролитовому составу верхней мантии Земли. Главные различия заключаются в более низком содержании SiO₂ на Луне, что указывает на более высокое отношение оливин/пироксен, а также более низкое отношение СаО/А1₂О₃.

Плотность дунитовой (Fo₈₈) верхней мантии Луны на глубине 100 км и при соответствующей температуре около 600 °С составляет, возможно, 3,29 г/см³, тогда как скорость продольных сейсмических волн на этой глубине 8,1 км/с^-1. Эти оценки, опирающиеся на петрологические соображения почти, полностью совпадают с соответствующими значениями для верхней мантии Луны, полученными независимыми физическими методами (см. рис. 3.2.). Такое соответствие является очень убедительным аргументом в пользу реальности изложенных соображений.

3.3 Морские базальты и нижняя мантия

Один из наиболее значительных результатов исследований по проекту «Аполлон» заключается и демонстрации того, что лунные моря состоят из пород, весьма, напоминающих земные базальты. Более того, лунная кора, в конечном счете, произошла путем дифференциации из исходного магматического океана, по составу отвечающего базальтам. За последние годы достигнут значительный прогресс в понимании происхождения базальтовых пород Земли. Теперь всеми принято, что базальты образовались в результате частичного плавления ультраосновного вещества (пиролита) в земной мантии. Разнообразие составов базальтов объясняли, прежде всего, различной степенью частичного плавления исходного вещества, глубиной плавления и последующей историей кристаллизации во время подъема к поверхности. Для определения природы исходного вещества базальтов Земли были с успехом проведены исследования поведения этих базальтов при кристаллизации в условиях высоких давлений и высоких температур с использованием методов экспериментальной петрологии.

Чтобы понять происхождение лунных базальтов, естественно попытаться привлечь представления о процессах, разработанных при анализе петрогенеза земных базальтов, а также использовать экспериментальные методы для выяснения природы вещества, исходного для лунных базальтов.

Согласно ранним гипотезам происхождения морских базальтов, основанным на экспериментальных данных, предполагалось, что все группы морских базальтов Луны образовались в результате различной степени частичного плавления вещества типа обычного оливинового пироксенита на глубине 150--500 км. На основе этой простой одностадийной гипотезы удалось адекватно объяснить основные особенности химии морских базальтов и первичного для них вещества, но более тонкие геохимические особенности морских базальтов с высоким и низким содержанием титана, например относительная распространенность РЗЭ, европиевые аномалии, содержание TiO₂ и изотопные соотношения, не укладываются в эту систему.

Чтобы справиться с этими трудностями, была разработана вторая группа гипотез, согласно которым морские базальты могли образоваться в результате повторного плавления химически и минералогически неоднородных кумулатов, представленных различной пропорцией оливина, пироксена и ильменита, которые сформировались во время ранней дифференциации Луны около 4,4*109 - 7,6*109 лет тому назад в качестве комплементарных богатой плагиоклазом коре.

3.4 Некоторые факторы, ограничивающие распределение плотности Луны

Средняя плотность Луны 3,343 г/см³, что очень близко к плотности верхней мантии Земли. Такое совпадение, конечно, может быть случайным. Но, с другой стороны, оно может иметь глубокий генетический смысл.

Средняя мощность коры Луны оценена в 60 км, 70 км и 75 км, а средняя плотность -- от 2,86 до 3,07 г/см³. Плотность и мощность коры зависят одна от другой -- из условий изостатического равновесия вытекает, что высокая средняя плотность коры требует большей ее средней мощности. Однако независимое определение каждой из этих величин осложняется наличием пористости в породах лунной коры. Об этом говорят наблюдения за скоростью прохождения сейсмических волн, которая в коре ниже, чем должно быть для пород такого минерального состава. Это, несомненно, для верхних частей коры (см. рис. 3.1), а в меньшей степени характерно и для нижней коры. Степень пористости, вероятно, зависит также от термической истории и потока тепла. Возможно, что средняя пористость мощной коры обратной стороны Луны заметно больше, чем видимой, где распространенность радиоактивных элементов несколько более высокая. Это должно вести к более высоким температурам под поверхностью, что сопровождается уплотнением и потерей пористости на небольших глубинах. Другим осложнением являются региональные вариации химического состава, которые должны сопровождаться изменениями плотности.

Если принять, что средняя мощность коры 70 км, плотность 2,95 г/см³, а более глубокие области Луны однородны, то относительный момент инерции такой модели Луны будет 0,396 и плотность однородных недр ее 3,40 г/см³. Если же допустить еще существование железного ядра с максимальным радиусом, допустимым по сейсмическим данным (350 км), то относительный момент инерции будет 0,393, а плотность однородной мантии Луны 3,35 г/см³. Таким образом, значение относительного момента инерции в такой модели хорошо согласуется с наблюдениями. Но если в Луне нет ядра, то плотность мантии должна существенно возрастать с глубиной. Так как влияние термического расширения и сжатия под давлением внутри Луны почти компенсируют друг друга, в модели без металлического ядра мантия должна быть неоднородной. Если мы принимаем модель Луны состоящей из двухслойной мантии и коры (см. рис. 3.2.), то рассчитанная средняя плотность и момент инерции соответствовали бы наблюдаемым при средней

плотности верхней мантии (70--400 км) 3,30 г/см³ , а нижней мантии (ниже 400 км) 3,49 г/см³. Распределение скоростей сейсмических волн (см. рис. 3.1.) говорит в пользу второй, неоднородной модели.

Уменьшение скоростей распространения сейсмических волн с глубиной в сочетании с ростом плотности можно объяснить только тем, что содержание железа в нижней мантии значительно выше, чем в верхней. Некоторый вклад в понижение скоростей сейсмических волн может дать также увеличение отношения пироксен -- оливин с глубиной. Следует также заметить, что фазовый переход в ассоциации более плотных минералов с образованием граната непременно вызовет увеличение скоростей с глубиной в однородной мантии (при условии, что нижняя мантия содержит хотя бы небольшое количество, например 4 %, окиси алюминия, что представляется вполне вероятным).

Мы приходим к выводу, что мантия Луны, возможно, неоднородна в химическом отношении и что содержание железа (предположительно в виде FeO) в нижней мантии больше, чем в верхней.

Тем не менее, только на основе физических соображений нельзя окончательно отрицать наличие очень небольшого металлического ядра, составляющего менее 2 % от массы Луны и имеющего менее 200 км. В конце концов, небольшое ядро такого типа нужно для объяснения намагниченности лунных пород, хотя геохимические доводы не поддерживают предположения о существовании ядра в Луне.

4. Геохимия Луны

4.1 Общий состав Луны

Исходная магма лунной коры оказалась очень близкой по составу к исходной магме примитивных океанических толеитов Земли, если из последних удалить значительные количества двух наиболее летучих из главных компонентов (Na₂O и SiO₂). В обеих магмах значения распространенности редких земель очень близки. Физические свойства верхней мантии (см. рис. 3.2.) вместе с данными экспериментальной петрологии показывают, что верхняя мантия Луны до глубины около 400 км состоит, вероятно, преимущественно из остаточного тугоплавкого дунита, в котором отношение MgO/(MgO + FeO) близко к аналогичному отношению в верхней мантии Земли (см.рис. ).

За исключением летучих элементов (в том числе Na₂O и SiO₂) общий химический состав петрологической системы кора -- верхняя мантия Луны до глубины около 400 км подобен составу пиролита Земли. Кроме того, данные о тепловом потоке на Луне соответствуют среднему содержанию U и Th во всей Луне, аналогичному земной мантии. Главное различие между внешней частью Луны и верхней мантией Земли состоит в том, что внешняя часть Луны в различной степени, иногда чрезвычайно сильно обеднена более летучими, чем кремний, элементами. Если же не принимать этого во внимание, то общее сходство распространенности менее летучих элементов и в мантии Земли, и во внешних областях Луны (равных половине ее общей массы) свидетельствует о некоторого рода генетической связи между обоими телами.

Изотопный состав кислорода в лунных и земных базальтах идентичен. Значит, вещество, из которого сформировались Земля и Луна, было однородно в отношении распределения компонента, возникшего при вспышке Сверхновой и содержащего ¹⁶О, и выделилось из туманности при такой же средней температуре. В противоположность этому, в большей части классов метеоритов наблюдаются резко различные количества примеси компонента, богатого ¹⁶О. В некоторых дифференцированных метеоритах -- эвкритах и говардитах -- кислород очень незначительно отличается в этом отношении от кислорода Земли и Луны и возможно даже идентичен ему, а наблюдаемые резкие отличия обусловлены эффектом химического фракционирования. Единственными типами метеоритов, в которых изотопный состав кислорода идентичен составу его в веществе Земли и Луны, являются энстатитовые хондриты и ахондриты. Но многочисленные другие химические особенности этих метеоритов исключают всякую мысль о генетической связи их с Землей и Луной.

С другой стороны, существуют некоторые проблемы в понимании ряда химических и физических особенностей нижней мантии Луны (см. рис. 3.2. и 3.3.), которая, как принято считать, сложена веществом, исходным для морских базальтов. Обычно полагают, что общая распространенность Са, Al, U, Th, РЗЭ и других нелетучих элементов в этом веществе близка к распространенности их в земной мантии, но мы сделали вывод, что лунная нижняя мантия богаче FeO (MgO/(MgO + FeO)=0,75H-0,80) и отношение пироксен/оливин в ней выше, чем в пиролите земной верхней мантии. В некоторой степени эти выводы зависят от принимаемой модели. Тем не менее, такое заключение в наибольшей степени соответствует имеющимся петрологическим, геохимическим и геофизическим данным, характеризующим нижнюю мантию Луны, и его нельзя с достаточным основанием опровергнуть.

4.2 Летучие элементы