Луна - Спутник Земли

 

площадь освещенной части Луны, так что когда Луна находится в четверти, и

 

мы видим половину ее диска светлой, она посылает нам не 50 %, а лишь 8 %

 

света от полной Луны Показатель цвета лунного света равен + 1.2, то есть

 

он заметно краснее солнечного. Луна вращается относительно Солнца с

 

периодом, равным синодическому месяцу, поэтому день на Луне длится почти

 

1.5 сутки и столько же  продолжается ночь. Не будучи  защищена атмосферой,

 

поверхность Луны нагревается днем до + 110о С, а ночью остывает до -120°

 

С, однако, как показали радионаблюдения, эти огромные колебания

 

температуры проникают вглубь лишь на несколько дециметров вследствие

 

чрезвычайно слабой теплопроводности поверхностных слоев. По той же

 

причине и во время полных лунных затмений нагретая поверхность быстро

 

охлаждается, хотя некоторые места дольше сохраняют тепло, вероятно,

 

вследствие большой теплоемкости (так называемые «горячие пятна»).

 

Даже невооруженным глазом на Луне видны неправильные темноватые

 

протяжённые пятна, которые были приняты за моря; название сохранилось,

 

хотя и было установлено, что эти образования ничего общего с земными

 

морями не имеют. Телескопические наблюдения, которым положил начало в

 

1610 Г. Галилей, позволили  обнаружить гористое строение  поверхности Луны.

 

Выяснилось, что моря - это равнины более темного оттенка, чем другие

 

области, иногда называемые континентальными (или материковыми),

 

изобилующие горами, большинство которых имеет кольцеобразную форму

 

(кратеры). По многолетним  наблюдениям были составлены  подробные карты

 

Луны. Первые такие карты издал в 1647 Я. Гевелий в Ланцете (Гданьск).

 

хребтам - по аналогичным земным образованием: Апеннины, Кавказ, Альпы.

 

Дж. Риччоли в 1651 дал обширным темным низменностям фантастические

 

названия: Океан Бурь, Море Кризисов, Море Спокойствия, Море Дождей и так

 

далее, меньше примыкающие к морям темные области он назвал заливами,

 

например, Залив Радуги, а небольшие неправильные пятна - болотами,

 

например Болото Гнили. Отдельные горы, главным образом кольцеобразные, он

 

назвал именами выдающихся ученых: Коперник, Кеплер, Тихо Браге и другими.

 

Эти названия сохранились на лунных картах и поныне, причем добавлено

 

много новых имен выдающихся людей, ученых более позднего времени. На

 

картах обратной стороны Луны, составленных по наблюдениям, выполненным с

 

космических зондов и искусственных спутников Луны, появились имена К. Э.

 

Циолковского, С. П. Королева, Ю. А. Гагарина и других. Подробные и точные

 

карты Луны были составлены по телескопическим наблюдениям в 19 веке

 

немецкими астрономами И. Медлером, Й. Шмидтом и др. Карты составлялись в

 

ортографической проекции для средней фазы либрации, то есть примерно

 

такими, какой Луна видна с Земли. В конце 19 века начались

 

фотографические наблюдения Луны.

 

В 1896-1910 большой атлас Луны был издан французскими астрономами

 

М. Леви и П. Пьезе по фотографиям, полученным на Парижской обсерватории;

 

позже фотографический альбом Луны издан Ликской обсерваторией в США, а в

 

середине 20 века Дж. Койпер (США) составил несколько детальных атласов

 

фотографий Луны, полученных на крупных телескопах разных астрономических

 

обсерваторий. С помощью современных телескопов на Луне можно заметить,

 

но не рассмотреть кратеры размером около 0,7 километров и трещины шириной

 

в первые сотни метров.

 

ЛУННЫЙ ГРУНТ.

 

Всюду, где совершали посадки космические аппараты, Луна покрыта так

 

называемым реголитом. Это разнозернистый обломочно-пылевой слой толщиной

 

от нескольких метров до нескольких десятков метров. Он возник в

 

результате дробления, перемешивания и спекания лунных пород при падениях

 

метеоритов и микрометеоритов. Вследствие воздействия солнечного ветра

 

частицы метеоритного вещества. По радиоизотопам было установлено, что

 

некоторые обломки на поверхности реголита находились на одном и том же

 

месте десятки и сотни миллионов лет. Среди образцов, доставленных на

 

Землю, встречаются породы двух типов: вулканические (лавы) и породы,

 

возникшие за счет раздробления и расплавления лунных образований при

 

падениях метеоритов. Основная масса вулканических пород сходна с земными

 

базальтами. По-видимому, такими породами сложены все лунные моря. Кроме

 

того, в лунном грунте встречаются обломки иных пород, сходных с земными и

 

так называемым KREEP - порода, обогащенная калием, редкоземельными

 

элементами и фосфором. Очевидно, эти породы представляют собой обломки

 

вещества лунных материков. «Луна-20» и «Аполлон-16», совершившие посадки

 

на лунных материках, привезли оттуда породы типа анортозитов. Все типы

 

пород образовались в результате длительной эволюции в недрах Луны. По

 

ряду признаков лунные породы отличаются от земных: в них очень мало воды,

 

мало калия, натрия и других летучих элементов, в некоторых образцах очень

 

много титана и железа. Возраст этих пород, определяемый по соотношениям

 

радиоактивных элементов, равен 3 - 4.5 млрд. лет, что соответствует

 

древнейшим периодам развития Земли.

 

ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ ЛУНЫ.

 

Структура недр Луны также определяется с учетом ограничений,

 

которые налагают на модели внутреннего строения данные о фигуре

 

небесного тела и, особенно о характере распространения Р - и S - волн.

 

Реальная фигура Луны, оказалась близкой к сферически равновесной, а из

 

анализа гравитационного потенциала сделан вывод о том, что ее плотность

 

несильно изменяется с глубиной, т.е. в отличие от Земли нет большой

 

концентрации масс в центре.

 

Самый верхний слой представлен корой, толщина которой, определенная

 

только в районах котловин, составляет 60 км. Весьма вероятно, что на

 

обширных материковых площадях обратной стороны Луны кора приблизительно в

 

1,5 раза мощнее. Кора сложена  изверженными кристаллическими горными

 

породами - базальтами. Однако по своему минералогическому составу

 

как наиболее древние материковые районы Луны преимущественно образованы

 

светлой горной породой - анортозитами (почти целиком состоящими из

 

среднего и основного плагиоклаза, с небольшими примесями пироксена,

 

оливина, магнетита, титаномагнетита и др.), кристаллические породы лунных

 

морей, подобно земным базальтам, сложены в основном плагиоклазами и

 

моноклинными пироксенами (авгитами). Вероятно, они образовались при

 

охлаждении магматического расплава на поверхности или вблизи нее. При

 

этом, поскольку лунные базальты менее окислены, чем земные, это означает,

 

что они кристаллизовались с меньшим отношением кислорода к металлу. У

 

них, кроме того, наблюдается меньшее содержание некоторых летучих

 

элементов и одновременно обогащенность многими тугоплавкими элементами по

 

сравнению с земными породами. За счет примесей оливинов и особенно

 

ильменита районы морей выглядят более темными, а плотность слагающих их

 

пород выше, чем на материках.

 

Под корой расположена мантия, в которой, подобно земной, можно

 

выделить верхнюю, среднюю и нижнюю. Толщина верхней мантии около 250 км,

 

а средней примерно 500 км, и ее граница с нижней мантией расположена на

 

глубине около 1000 км. До этого уровня скорости поперечных волн почти

 

постоянны, и это означает, что вещество недр находится в твердом

 

состоянии, представляя собой мощную и относительно холодную литосферу, в

 

которой долго не затухают сейсмические колебания. Состав верхней мантии

 

предположительно оливин-пироксеновый, а на большей глубине присутствуют

 

шницель и встречающийся в ультраосновных щелочных породах минерал

 

мелилит. На границе с нижней мантией температуры приближаются к

 

температурам плавления, отсюда начинается сильное поглощение сейсмических

 

волн. Эта область представляет собой лунную астеносферу.

 

В самом центре, по-видимому, находится небольшое жидкое ядро

 

радиусом менее 350 километров, через которое не проходят поперечные

 

волны. Ядро может быть железосульфидным либо железным; в последнем случае

 

оно должно быть меньше, что лучше согласуется с оценками распределения

 

плотности по глубине. Его масса, вероятно, не превышает 2 % от массы всей

 

Луны. Температура в ядре зависит от его состава и, видимо, заключена в

 

обогащенности тяжелой фракции лунного протовещества серой,

 

преимущественно в виде сульфидов, и образовании ядра из эвтектики Fe -

 

FeS с температурой плавления (слабо зависящей от давления) около 1300 К.

 

С верхней границей лучше согласуется предположение об обогащенности

 

протовещества Луны легкими металлами (Mg, Са, Na, Аl), входящими вместе с

 

кремнием и кислородом в состав важнейших породообразующих минералов

 

основных и ультраосновных пород - пироксенов и оливинов. Последнему

 

предположению благоприятствует и пониженное содержание в Луне железа и

 

никеля, на что указывает ее низкая средняя площадь.

 

РЕЛЬЕФ ЛУННОЙ ПОВЕРХНОСТИ.

 

Рельеф лунной поверхности был в основном выяснен в результате

 

многолетних телескопических наблюдений. «Лунные моря», занимающие около

 

40 % видимой поверхности  Луны, представляют собой равнинные  низменности,

 

пересеченные трещинами и невысокими извилистыми валами; крупных кратеров

 

на морях сравнительно мало. Многие моря окружены концентрическими

 

кольцевыми хребтами. Остальная, более светлая поверхность покрыта

 

многочисленными кратерами, кольцевидными хребтами, бороздами и так далее.

 

Кратеры менее 15-20 километров имеют простую чашевидную форму, более

 

крупные кратеры (до 200 километров) состоят из округлого вала с крутыми

 

внутренними склонами, имеют сравнительно плоское дно, более углубленное,

 

чем окружающая местность, часто с центральной горкой. Высоты гор над

 

окружающей местностью определяются по длине теней на лунной поверхности

 

или фотометрическим способом. Таким путем были составлены

 

гипсометрические карты масштаба 1: 1 000000 на большую часть видимой

 

стороны. Однако абсолютные высоты, расстояния точек поверхности Луны от

 

центра фигуры или массы Луны определяются очень неуверенно, и основанные

 

на них гипсометрические карты дают лишь общее представление о рельефе

 

Луны. Гораздо подробнее и точнее изучен рельеф краевой зоны Луны,

 

которая, в зависимости от фазы либрации, ограничивает диск Луны. Для этой

 

зоны немецкий ученый Ф. Хайн, советский ученый А. А. Нефедьев,

 

американский ученый Ч. Уотс составили гипсометрические карты, которые

 

определения координат Луны (такие наблюдения производятся меридианными

 

кругами и по фотографиям Луны на фоне окружающих звезд, а также по

 

наблюдениям покрытий звезд). Микрометрическими измерениями определены по

 

отношению к лунному экватору и среднему меридиану Луны селенографические

 

координаты нескольких основных опорных точек, которые служат для привязки

 

большого числа других точек поверхности Луны. Основной исходной точкой

 

при этом является небольшой правильной формы и хорошо видимый близ центра

 

лунного диска кратер Мёстинг. Структура поверхности Луны была в основном

 

изучена фотометрическими и поляриметрическими наблюдениями, дополненными

 

радиоастрономическими исследованиями.

 

Кратеры на лунной поверхности имеют различный относительный

 

возраст: от древних, едва различимых, сильно переработанных образований

 

до очень четких в очертаниях молодых кратеров, иногда окруженных светлыми

 

«лучами». При этом молодые кратеры перекрывают более древние. В одних

 

случаях кратеры врезаны в поверхность лунных морей, а в других - горные

 

породы морей перекрывают кратеры. Тектонические разрывы то рассекают

 

кратеры и моря, то сами перекрываются более молодыми образованиями. Эти и

 

другие соотношения позволяют установить последовательность возникновения

 

различных структур на лунной поверхности; в 1949 советский ученый А. В.

 

Хабаков разделил лунные образования на несколько последовательных

 

возрастных комплексов. Дальнейшее развитие такого подхода позволило к

 

концу 60-х годов составить среднемасштабные геологические карты на

 

значительную часть поверхности Луны. Абсолютный возраст лунных

 

образований известен пока лишь в нескольких точках; но, используя

 

некоторые косвенные методы, можно установить, что возраст наиболее

 

молодых крупных кратеров составляет десятки и сочни миллионов лет, а

 

основная масса крупных кратеров возникла в «доморской» период, 3-4 млрд.

 

лет назад.

 

В образовании форм лунного рельефа принимали участие как внутренние

 

силы, так и внешние воздействия. Расчеты термической истории Луны

 

показывают, что вскоре после её образования недра были разогреты