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 (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. 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 +130^oC, ночью поверхность в этой точке охлаждается до -170^oС.

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 в эксперименте (напр., при = 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 . 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 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 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 300^oС.

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. 1500^oС 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. Э (5). В то же время магнитометры, установленные на лунной поверхности, позволили выявить отдельные небольшие участки Л. с полями до 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