Дипломная (вкр): Главные черты геологии Луны

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

Видны борозды, кратеры с темным гало, а также центральный хребет и центральная горка на дне кратера Альфонс. Обращает на себя внимание ровная поверхность Моря Облаков в левой части снимка.

2.3 Реология кратеров

Эволюционисты полагают, что большинство лунных кратеров сформировалось в ранний период существования солнечной системы - 3-4 миллиарда лет назад, когда поверхность Луны подвергалась действию обломков и частиц пыли, из которых образовались планеты. Креационисты тоже считают, что большая часть кратеров появилась на Луне вскоре после ее создания - но произошло это не более чем несколько тысяч лет назад. Геофизик Гленн Мортон (Glenn Morton) и астроном д-р Хэролд Слашер (Harold Slusher) в сотрудничестве с Ричардом Мэндоком (Richard Mandock, 1983) исследовали коэффициент текучести (обратно пропорциональный вязкости) базальтовых скальных пород, в которых образовывались кратеры. За чрезвычайно большие промежутки времени твердые тела - например, скальные породы - текут подобно вязким жидкостям.

Чем выше вязкость материала, тем медленнее он течет. Значение вязкости лунных пород в сотни миллионов раз ниже, чем необходимо для того, чтобы за три-четыре миллиарда лет где-либо могли образоваться кратеры. Даже будь поверхность Луны гранитной, значение вязкости все равно было бы примерно в 10 миллионов раз ниже, чем нужно для соответствия эволюционной шкале времени! Дэйнз (Danes, 1966, p.A127) пишет: "Если бы вязкость лунных скал была около 1021 - 1022 пуаз, возраст больших кратеров достигал бы всего от 104 до 107 лет". Предположение, будто лунные породы могли иметь вязкость более 1023, звучит нелепо; таким образом, становится совершенно очевидно, что Луне никак не может быть 4,6 миллиарда "эволюционных" лет.

2.4 Физические поля Луны

Наиболее тщательно исследовалось гравитационное поле Луны, что объясняется не только потребностями космонавтики, но и дает важную информацию об особенностях строения Луны. Эти исследования выявили нецентральность гравитационного поля, обусловленную неоднородностью плотности недр. Ускорение силы тяжести на поверхности Луны составило 1,623 м/с, то есть в 6 раз меньше, чем на Земле.

Магнитное поле Луны по имеющимся оценкам является весьма слабым и составляет примерно 0,1% магнитного поля Земли, что соответствует напряженности магнитного поля, не превышающей 0,5 гамм. Электрическое поле у поверхности Луны не измерялось, но существуют теоретические указания на то, что из-за значительного приливного воздействия со стороны Земли внутри Луны должно произойти перераспределение электрических зарядов, приводящее к образованию над ее поверхностью электрического поля с напряженностью в некоторых точках порядка киловольта на метр. Луна светит отраженным солнечным светом; визуальное сферическое альбедо равно 0,075, то есть Луна отражает всего 7,5% падающих на нее солнечных световых лучей. Отражение падающего от внешнего источника света довольно заметно преобладает в направлении к этому источнику; по этой причине Луна ярче всего в полнолуние. Собственное тепловое излучение Луны незначительно (соответствует температуре не выше 100 К).

2.5 Скоротечные Лунные явления

Эволюционисты традиционно полагали, что Луна - холодное, "мертвое" тело, которое выглядит сегодня точно так же, как, скажем, три миллиарда лет назад! Однако ширится ряд доказательств, опровергающих эту точку зрения - список скоротечных лунных явлений (TLP - transient lunar phenomena), таких, как лунотрясения, потоки лавы, выделения газов и т.д. постоянно растет, что свидетельствует о геологической активности современной Луны. Можно предположить, что Луна еще не достигла теплового равновесия и продолжает реагировать на приливные напряжения. К сожалению, до последнего времени единственным документальным доказательством этой гипотезы являлась спектрограмма TLP в лунном кратере Альфонс, сделанная в 1958 году российским астрономом Н.А. Козыревым. 23 мая 1985 года появилось новое потрясающее доказательство: Георгий Коловос (университет Фессалоники, Греция) зафиксировал яркое пятно в районе кратера Прокл. После нескольких лет тщательнейшего анализа вероятность дефекта фотографии или вмешательства некоего атмосферного явления была полностью исключена - снимок Коловоса показывает выделение газа из-под лунной коры, сопровождающееся электрическим разрядом, который и вызвал свечение. Защитники теории TLP реабилитированы; Луна оказалась вовсе не такой инертной, как считалось в прежние годы (Moore, et al., 1989; Moore, 1990, p.10). Малфингер (Mulfinger) в книге Уиткомба и Де Янга (Whitcomb and DeYoung, 1978, p. 105-27) документально подтверждает многие другие сведения о TLP. Эти интереснейшие данные убедительно подтверждают креационную модель молодой Луны. Будь Луне действительно миллиарды лет, она и вправду была бы сейчас "холодной и мертвой".

2.6 Глубина слоя Лунной пыли

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.