Содержание к диссертации
Введение
1. Метеоритные удары - основной процесс, формирующий поверхности безатмосферных тел 11
1.1. Кратеры - главная форма рельефа поверхностей Луны и Меркурия 11
1.1.1. Особенности строения поверхности Луны 12
1.1.2. Особенности строения меркурианской поверхности 12
1.1.3. Современные представления об истории формирования поверхности Меркурия 14
1.2. Типы кратеров 15
1.3. Типы ударников 16
1.4. Описание ударных процессов, соответствующих различным типам ударников 17
1.5. Природа эволюции кратера во времени - процессы, формирующие различные типы кратеров 19
2. Создание каталогов кратеров 21
2.1. Метод создания каталога кратеров. Особенности создания морфологических каталогов кратеров. Морфологический каталог кратеров Луны 21
2.2. Морфологический каталог кратеров Меркурия 24
2.3. Основные результаты статистики кратеров 28
3. Распределение кратеров в полярных районах Меркурия и Луны 32
3.1. Региональные свойства распределения кратеров. Связь
вида распределения кратеров и природы поверхности региона 32
3.2. Распределение кратеров в полярных районах Луны и Меркурия 35
4. Свойства полярных районов Луны и Меркурия 38
4.1. Особенности орбитального движения и вращения вокруг своей оси Луны и Меркурия. Короткопериодические и долгопериодические параметры 38
4.2.1. Характер освещенности в полярных районах Луны и Меркурия. Постоянно затененные области и «холодные ловушки» 39
4.2.2. Возможные источники летучих на Луне и Меркурии 42
5. Вероятная модель аномалий в полярных районах Луны и Меркурия 45
5.1. Вычисление положений затененных областей - холодных ловушек в полярных районах Луны и Меркурия с учетом короткопериодических и долгопериодических вариаций положений
осей вращения планет 45
5.2. Расчет изменений температуры в кратерах, содержащих области постоянной тени в полярных районах Луны и Меркурия 49
5.2.1. Температурный режим в полярных кратерах Луны, содержащих
области постоянной тени и совпадающих с районами повышенного содержания водорода
5.2.2. Температурный режим в полярных кратерах Меркурия, обладающих аномальными свойствами
5.3. Вероятные области нахождения летучих в полярных районах Луны и Меркурия
Заключение
Список литературы
- Особенности строения поверхности Луны
- Морфологический каталог кратеров Меркурия
- Характер освещенности в полярных районах Луны и Меркурия. Постоянно затененные области и «холодные ловушки»
- Расчет изменений температуры в кратерах, содержащих области постоянной тени в полярных районах Луны и Меркурия
Введение к работе
Актуальность темы Результаты наземных и космических исследований Луны и Меркурия, полученные за последнее десятилетие, поставили вопрос о существовании отложений летучих в полярных областях этих тел. Однако противоречивость в истолковании полученных экспериментальных данных приводит к тому, что вопрос о реальности полярных льдов на Луне и Меркурии остается открытым. Вместе с тем, надежное подтверждение этого факта имеет существенное значение для понимания процессов миграции вещества в Солнечной системе. Поскольку одним из наиболее вероятных источников летучих на поверхности таких безатмосферных телах, как Луна и Меркурий, могут быть кометы, сам факт наличия полярных льдов имеет космогонические следствия. Роль кометных ударов в формировании поверхностных структур Луны и Меркурия практически не исследована. Изучение природы полярных льдов могло бы пролить свет на многие аспекты этой проблемы. Наличие ледяных отложений на Луне имеет существенное прикладное значение, поскольку определяет стратегические направления в будущем освоении естественного спутника Земли.
Цель работы Целью настоящей работы было исследование и сравнение морфологических характеристик ударных кратеров Луны и Меркурия. Изучение кратерных популяций полярных районов обоих тел. Выявление постоянно затененных областей в полярных районах обоих тел, вычисление площади этих областей и изучение температурного режима в таких областях, с целью изучения возможности обнаружении там летучих соединений.
При выполнении работы были поставлены следующие задачи:
Сравнительное исследование морфологических характеристик кратеров Луны и Меркурия на основе созданных в ГАИШ " Морфологического каталога кратеров Луны" и "Морфологического каталога кратеров Меркурия".
Исследование морфологических характеристик кратерных популяций полярных районов Луны и Меркурия и изучение влияния региональных особенностей рельефа поверхности на морфологические характеристики кратеров.
Выявление постоянно затененных областей в полярных районах Меркурия и Луны и вычисление их площади.
Сравнение расположения постоянно затененных областей в полярных районах Луны и Меркурия с предполагаемыми районами нахождения летучих соединений и изучение температурного режима таких областей с учетом особенностей движения Луны и Меркурия вокруг Солнца.
СТРУКТУРА ДИССЕРТАЦИИ
Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, списка цитируемой литературы и двух приложений. Во введение дается краткое описание проблем, затронутых в диссертации, определяются цели работы, и обосновывается ее актуальность.
1. В первой главе дается краткое описание поверхностей Луны и Меркурия, главной чертой которых являются ударные кратеры. Описываются типы ударных
ВВЕДЕНИЕ
кратеров, и приводится краткое описание различных ударных процессов, приводящих к образованию различных типов кратеров.
2. Во второй главе описывается создание и структура морфологических каталогов
кратеров Луны и Меркурия. Дается краткий обзор ранее существовавших каталогов
кратеров Луны и Меркурия. Проводится сравнение морфологических характеристик
кратеров обоих тел.
3. В третьей главе исследуется зависимость морфологии кратеров от
региональных особенностей поверхности. исследуются и сравниваются
морфологические особенности кратеров, расположенных в полярных районах Луны и
Меркурия.
4. В четвертой главе рассмотрены особенности орбитального движения и
вращения вокруг своей оси Луны и Меркурия. Дан краткий обзор имеющихся сведений о
"холодных ловушках" в полярных районах Луны и Меркурия. Приведен обзор работ об
источниках летучих в полярных районах обоих тел.
5. В пятой главе рассчитаны местоположения постоянно затененных областей в
кратерах в полярных районах Луны и Меркурия. Вычислена площадь постоянно
затененных областей для полярных районов обоих тел. Изучен температурный режим в
кратерах, имеющих постоянно затененные области и совпадающих с районами
повышенного содержания водорода в полярных областях Луны согласно данным ИСЛ
«Лунар Проспектор», и с районами, обладающими аномальными отражательными
свойствами на Меркурии, согласно наземным радиолокационным исследованиям.
НАУЧНАЯ НОВИЗНА
При участии диссертанта впервые создан «Морфологический каталог кратеров Меркурия», содержащий данные о 6500 кратерах Меркурия.
С использованием данных из нового "Морфологического каталога кратеров Меркурия" проведено крупномасштабное сравнение морфологических особенностей кратеров Луны и Меркурия.
Рассчитаны положения постоянно затененных областей в полярных районах Луны и Меркурия на основе «Морфологического каталога кратеров Луны" и нового "Морфологического каталога кратеров Меркурия», с учетом орбитального движения и вращения вокруг своей оси Луны и Меркурия.
Изучен температурный режим в кратерах полярных областей Луны и Меркурия с учетом орбитального движения и вращения вокруг своей оси Луны и Меркурия.
РЕЗУЛЬТАТЫ, ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ
1. На основании данных нового «Морфологического каталога кратеров
Меркурия» показано сходство основных морфологических характеристик кратеров
Меркурия и Луны.
2. Выявлены отличия в морфологии кратеров Меркурия и Луны, основанные на
особенностях рассматриваемых регионов: на Луне хорошо сохранившихся кратеров
значительно больше, чем на Меркурии, что связано, возможно, с более значительными
тектоническими процессами на Меркурии в прошлом, следы которых наблюдаются в виде
эскарпов.
»
ВВЕДЕНИЕ
Вычислено положение постоянно затененных областей и их площадь в полярных районах Луны и Меркурия с учетом орбитального движения и вращения вокруг своей оси Луны и Меркурия.
Показано, что температурный режим в ряде кратеров, совпадающих с районами повышенного содержания водорода на Луне и с районами, обладающими аномальными отражательными свойствами по данным радиолокации на Меркурии, позволяет летучим соединениям, в том числе и отложениям водяного льда, сохраняться в этих кратерах в течение длительного периода времени.
ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ
Результаты работы могут быть использованы при планировании и проведении космических проектов, касающихся изучения природы Луны и Меркурия. В частности, полученные в процессе работы результаты, использованы при определении объектов исследований по программе ИСЛ «Смарт-1» Европейского космического агентства. Изучение полярных областей Луны с целью выявления поверхностных отложений летучих включено в перечень основных задач этого спутника. Указанная часть работы выполнялась при поддержке гранта ИНТАС-ЕКА 00-792.
АПРОБАЦИЯ
Результаты, включенные в диссертацию, докладывались и обсуждались на следующих конференциях и семинарах:
1. 24 микросимпозиум по сравнительной планетологии. Москва, 1996. (Козлова
Е.А., Родионова Ж.Ф. Глобальная ассиметрия кратерированности северного и южного
полушария на Меркурии)
2. 26 микросимпозиум по сравнительной планетологии. Москва. 1997. (Козлова
Е.А., Родионова Ж.Ф. Морфологический анализ кратерированности полярных районов
Луны).
3. 34 микросимпозиум по сравнительной планетологии, Москва, 2001. (Козлова Е.А., Майкл Г.Г., Шевченко В.В. Постоянно затененные области в полярных районах Луны).
Всероссийская Астрономическая Конференция. Санкт- Петербург, 2001 (Козлова Е.А. Предварительные результаты анализа "Морфологического каталога кратеров Меркурия").
38 микросимпозиум по сравнительной планетологии. Москва, 2003. (Козлова Е.А. Температурные изменения в холодных ловушках на Луне).
7. Ломоносовские чтения. Москва, МГУ. 2004. (Козлова Е.А. Новый морфологический каталог кратеров Меркурия).
Основные результата диссертации опубликованы в следующих работах:
1. . Rodionova J.F., Kozlova Е.А. Morphological analysis of the cratering of the South pole - Aitken Basin on the Moon. (2000) Solar System Research. Vol. 34, N 5. p. 390-397.
ВВЕДЕНИЕ
Родионова Ж.Ф., Козлова Е.А. Морфологический анализ кратерированности бассейна Южный полюс - Эйткен на Луне. (2000).Астрономический вестник. Том 34. N 5. стр. 432-440.
Петров Д.В., Шкуратов Ю.Г., Станкевич Д.Г., Шевченко В.В., Козлова Е.А. Площадь холодных ловушек на поверхности Луны. (2003) Астрономический вестник, Том 37, № 4, стр. 285 -291
Козлова Е.А. О природе аномальных образований в полярных районах Луны и Меркурия. (2004) Астрономический вестник, (в печати)
Хочу выразить признательность своему научному руководителю В.В. Шевченко за постановку задач и руководство моей работой. Также хочу поблагодарить Ж.Ф. Родионову и других сотрудников отдела исследований Луны и планет ГАИШ МГУ за помощь в работе.
Особенности строения поверхности Луны
Третья стадия образования кратера - стадия модификации. Она начинается, когда образовавшийся переходный кратер начинает обрушаться под действием силы тяжести. В результате в малых кратерах происходит осыпание обломочного материала и подъем дна, образование центральной горки или пика и образование террас в крупных кратерах. В самых больших кратерах появляются кольцевые структуры.
Основы математической теории кратерообразования в нашей стране заложил К.П. Станюкович (Станюкович. 1950). Им выведена зависимость диаметра D кратера от энергии ударника. Если ударник имел массу m и скорость v, его кинетическая энергия: E = (m.vV2 (1.1) то радиус R получаемого кратера определяется соотношением: R = EI/3 (1.2)
При образовании малых кратеров (диаметр до 1 км), главную роль играет прочность пород мишени. Для таких кратеров по данным Б.А. Иванова (Иванов, 1981) соотношения для энергии ударника и размера кратера выглядят следующим образом: E = R3 (1.3) Начиная с диаметра 1 км, большое значение в образовании кратера начинает приобретать сила тяжести. В этом случае: E = g.R4 (1.4) где g - ускорение свободного падения у поверхности планеты.
Форма и размеры кратера зависят от скорости ударника, его плотности, плотности материала мишени и от величины силы тяжести на планете. Изучение выпадений комет на поверхности планет земной группы началось с предположения, выдвинутого в работе (Wetherill, 1976), о возможности того, что половина популяции земных ударных кратеров была создана выпадавшими на Землю кометами. Это предположение было развито в ГЛАВА I. Метеоритные удары - основной процесс, формирующий поверхности безатмосферных тел.
работах Родди и его коллег (Roddy, 1980), которые предположили» что плоскодонные кратеры, такие как кратер Flynn Creek в Тенесси (США), могли быть созданы пористыми телами, возможно кометами. Исследования, проведенные О Кифом и Аренсом (O Keefe and J. Ahrens, 1982), показали, что падения ударников малой плотности (пористый метеорит или кометное ядро) приводит к возникновению кратеров, отличающихся по морфологии от кратеров, образованных падениями каменных или железных метеоритов. Морфология кометных кратеров варьируется от чашеобразных простых форм до сложных плоскодонных кратеров. Образование того или иного типа кратера зависит от скорости удара, плотности ударника, угла падения ударника, плотности мишени. При падении низкоплотного объекта ударная волна распространяется не из точки удара (или точек, в случае если метеорит неровный), а из области в форме кольца или диска (это зависит от плотности и скорости ударника), расположенной выше или ниже первоначального уровня поверхности планеты. Во многих случаях при таких ударах центральная часть кратера испытывает движение вверх, а область за пределами кратера опускается. Появление простого или сложного кратера в большей степени зависит от плотности ударника. Если плотность объекта 0,1 г/ см , то чашеобразный простой кратер формируется независимо от плотности ударника. Исключение составляют низкоскоростные удары ( 5 км/с). В кратерах, образующихся при таких ударах, встречаются центральные поднятия. Если плотность ударника 0,01 г/см3, формируется сложный кратер, характеризующийся плоским дном, возможно многокольцевой структурой, центральным поднятием (горки, пики). Исключение здесь составляют высокоскоростные удары ( 15 км/с): ударник может отразиться от поверхности планеты.
Глубина экскавации d3KC для падения низкоплотного объекта зависит от плотности объекта рэкс следующим образом: d»KC PlKC (1.5)
Для ударника с плотностью 0,1 г/см3 глубина образующегося кратера меньше, чем диаметр ударника. Более того, при очень малой плотности ударника глубина экскавации близка к 0.
По оценкам (O Keefe and Ahrens, 1982) при ударе низкоплотного объекта со скоростью 5-15 км/с, удерживается в 10 -100 раз меньше вещества, чем при падении плотного силикатного или железного объекта с такой же скоростью.
Природа эволюции кратера во времени — процессы, формирующие различные типы кратеров
Стадия модификации начинается после образования переходного кратера и длится в течение всего времени существования кратера. На этапе модификации в переходном кратере происходит осыпание части вала под действием силы тяжести и выпадение обломков, выброшенных при ударе. Дно покрывается слоем брекчий и расплавленным при ударе материалом. Расплавленные породы распределяются в брекчиях неравномерно. Мощность слоя брекчий может достигать половины глубины кратера. Иногда это приводит к образованию небольшой плоской площадки на дне кратера. В простых кратерах обрушение вала имеет небольшие масштабы.
Сложные кратеры имеют более крупные размеры и переходные кратеры в этом случае имеют большую гравитационную неустойчивость. Сложные кратеры образуются из чашеобразных переходных кратеров в результате обрушения под действием силы тяжести. Обрушение происходит очень быстро, и обломки не успевают осыпаться со стен ГЛАВА L Метеоритные удары - основной процесс, формирующий поверхности безатмосферных тел. переходного кратера. Дно переходного кратера быстро поднимается, высота центрально поднятия при этом сравнима с глубиной переходного кратера. Предполагается, что подъем дна переходного кратера начинается еще до образования вала (Melosh, 1989). Как только прекращается рост кратера в глубину, начинается подъем дна. Это приводит к отсутствию брекчий в центральной части кратера и залеганию их в кольцевых впадинах между центральным поднятием и валом кратера. Формирование террас на стенах кратера, вероятно, начинается до затвердения расплава. На это указывает покрытие террас тонким слоем расплава и отсутствие каких бы то ни было признаков движения материала после застывания расплава (Melosh, 1989). Самые широкие террасы обычно расположены ближе к центру кратера. Высота уступа террасы и ширина террасы растут с увеличением диаметра кратера.
Исследования лунных кратеров показали, что высота центральной горки перестает увеличиваться, начиная с диаметра 80 км. Образование центральной горки или пика в крупных кратерах принято связывать с обрушением центрального поднятия. При этом материал под кратером на коротком промежутке времени должен вести себя как жидкость, а образование центральной горки должно быть аналогично появлению центрального султана при схлопывании водной полости (Melosh, 1989). Обрушение центральной горки в этом случае аналогично появлению первой волны на поверхности жидкости при падении в нее камня. Основным критерием возможности таких процессов является вязкость материала. Если вязкость меньше величины
Морфологический каталог кратеров Меркурия
3 ноября 1973 г. в США был запущен аппарат «Маринер-10», который совершил три сближения с Меркурием. Вес аппарата, который составлял 504 кг. включал 20 кг жидкого топлива и 79,4 кг научной аппаратуры. Исследования Меркурия были основной целью миссии. Первый пролет происходил на расстоянии 705 км. При этом удалось уточнить радиус и массу планеты. При втором сближении аппарат прошел на расстоянии 48 000 км. При третьем сближении аппарат прошел на минимальном расстоянии от поверхности планеты — 327 км. При этом были получены снимки поверхности с разрешением до 100 м. В целом было отснято 45 % поверхности Меркурия, в основном западное полушарие.
Разработанная в ГАИШе методика создания морфологических каталогов кратеров Луны и Марса была применена для создания нового Морфологического каталога кратеров Меркурия. «Каталог кратеров Меркурия» (Липский и др., 1977), составленный по фотокопии предварительной карты Меркурия масштаба 1:25000000, устарел, поскольку появились более точные карты. В «Каталоге кратеров Меркурия» были указаны координаты центра кратера, диаметр, площадь и четкость. Всего каталог содержал 4425 кратеров диаметром более 10 км. «Каталог крупных кратеров Меркурия» (Caputo et al., 1976), изданный в Италии в 1976 году, включал 2927 кратеров диаметром более 20 км. Для каждого кратера в итальянском каталоге были указаны координаты центра, площадь кратера, его периметр и диаметры по направлениям север-юг и запад-восток. Морфологическое описание кратеров включало 5 признаков:
Однако анализ этого каталога показал, что в нем отсутствуют данные для кратеров в ряде крупных участков поверхности, например, в области от 0 до 10 северной широты и от 60 до 111 восточной долготы.
Для составления нового Морфологического каталога кратеров Меркурия, включающего около 6500 кратеров диаметром 10 км и более, нами были использованы «Атлас Меркурия» (Davies et al., 1978) и Топографическая карта Меркурия масштаба 1: 5000000, составленные американской Геологической службой по данным КА «Маринер 10». В результате этой миссии было сфотографировано около 45 % всей поверхности Меркурия. Вся поверхность планеты разделена на 15 районов, из которых закартографированы полностью или частично 9 областей. На каждую область, обозначенную буквой Н и порядковым номером от 1 до 15, в атласе приведена копия карты рельефа масштаба 1:5000000, уменьшенная в 2,5 раза, компьютерная фотомозаика данного района, стереоизображения и для некоторых районов крупномасштабные снимки.
При составлении каталога каждый кратер, выявленный на фотомозаике Атласа Меркурия, отождествлялся на Топографической карте, и проводились измерения координат его центра и диаметра. Затем при помощи фотомозаики и крупномасштабных снимков описывалась морфология кратера. Для описания морфологии кратера использовались 8 морфологических признаков:
Радиолокационные исследования поверхности Меркурия, проведенные в 1998 -1999 гг. на модернизированном радиотелескопе обсерватории Аресибо, позволили уточнить положение полюсов Меркурия (Harmon et al., 2001). В старой системе координат «Атласа Меркурия» (Davies et al., 1978) (рис. 2.1) новое положение северного полюса Меркурия описывается координатами (88,7 N, 8 W) (рис. 2.2). В соответствии с этим, нами были пересчитаны координаты кратеров «Морфологического каталога кратеров Меркурия». В каталоге приведены координаты кратеров в старой и новой системе координат.
Кратеры с кольцевыми хребтами для Луны в «Морфологическом каталоге кратеров Луны» отдельно не выделялись. В Таблице 2.2 приведены списки обозначений в «Морфологическом каталоге кратеров Меркурия». Точность измерений диаметров кратеров составляет в среднем 2 км. Ошибки в измерениях и определении морфологических признаков различны для каждого региона из-за различий в исходных данных. Более точные данные имелись для областей Н-1, Н-3, Н-6, Н-8, Н-11 и Н-15. Изображения для этих районов были получены при малой угловой высоте Солнца над горизонтом, кроме того, для этих районов имеются крупномасштабные снимки. Районы Н-7 и Н-12 были сфотографированы при полуденном освещении, что затрудняет изучение деталей рельефа, но облегчает поиски лучевых систем.
Пики, горки, хребты 1234567891011121314151617181920 0123456789ААсВВсССсDDcЕЕе признак отсутствуетнеясногорка на днемного горокпикпик и горкапик и много горокмного пиковмного пиков и горкамного пиков и горокхребеткольцевой хребетхребет и горкакольцевой хребет и горкахребет и много гороккольцевой хребет и много горокхребет и пиккольцевой хребет и пикхребет и много пиковкольцевой хребет и много пиков
Цепочки и трещины 12 3 4 5 6 7 8 0 1 2 3 4 5 6 7 признак отсутствуетнеясноцепочкамного цепочектрещинацепочка и трещинанесколько трещинцепочка и несколько трещин
На рис. 2.3. изображен кратер Брамс, имеющий координаты 58,9 N, 177 W, и диаметр 114 км. Кратер имеет хорошо выраженный четкий вал, много террас на склонах, несколько пиков и горок на дне, отсутствуют цепочки вторичных кратеров и трещины на дне, кратер имеет неровное дно, неясно, есть ли следы лавы на дне, подстилающая поверхность кратера - материк, лучи отсутствуют. В «Морфологическом каталоге кратеров Меркурия» информация о кратере Брамс выглядит следующим образом: №356589177 114 25903103, где последние девять цифр обозначают морфологические характеристики кратера, в порядке, перечисленном в Таблице 2.2.
Нами было проведено сравнение измеренных координат и диаметров крупных кратеров «Морфологического каталога кратеров Меркурия» и кратеров из списка "Атласа Меркурия" (Davies et al., 1978) и списка наименованных кратеров, подготовленного Международным астрономическим союзом (IAU). Результаты сравнения приведены в Таблице 2.3.
Максимальное отклонение составило 35 км в диаметре (кратер Аленкар) и 1.5 в координатах. Средняя разность в диаметрах составила 11 км для «Атласа Меркурия» (Davies et al., 1978) и 5 км для IAU. Средняя разность координат составила 0,2 по широте и долготе для «Атласа Меркурия» и 0,4 по широте и долготе для IAU.
Средняя плотность кратеров на поверхности Меркурия составляет 193 на 1 млн. км2, что в 2 раза меньше, чем средняя плотность кратеров на Луне, которая составляет 393 на 1 млн. км (Родионова и др., 1989). В Таблице 2.4 представлено количество кратеров, соответствующих данному интервалу диаметров (в % от общего числа кратеров) для Меркурия и Луны. Наблюдается недостаток мелких кратеров с диаметрами до 20 км на Меркурии. В работе (Strom et al., 1988) было отмечено, что количество кратеров с диаметрами 50 км на материках Меркурия значительно меньше, чем на материках Луны. Согласно нашей статистике, основанной на использовании морфологических каталогов Луны и Меркурия, созданных в ГАИШ, процентное содержание крупных кратеров с диаметрами более 40 км на Меркурии выше, чем на Луне. В целом, распределения кратеров по диаметрам для Луны и Меркурия похожи, но мелких кратеров с диаметрами 20 км на Луне больше. Неизвестно, является ли это фактом или связано с плохим качеством изображений отдельных районов Меркурия.
Характер освещенности в полярных районах Луны и Меркурия. Постоянно затененные области и «холодные ловушки»
Идея о возможности существования отложений летучих в областях, постоянно остающихся затененными, в полярных районах Луны и Меркурия была высказана еще в работах (Watson et al., 1961, Thomas, 1974). Эти предположения получили новые подтверждения после исследований полярных районов Луны КА «Клементина» (Nozette et al.. 1996), «Лунар Проспектор» (Feldman et al., 1998) и радиолокации полярных районов Меркурия (Harmon et al., 1992).
В 1994 году американский КА «Клементина» в течение 70 дней исследовал Луну. Орбита аппарата была выбрана так, чтобы часть ее пролегала над полярными районами Луны. В результате с помощью радарного эксперимента были обнаружены области с аномальными радарными свойствами (Nozette et al., 1996). КА «Клементина» не был оснащен специальным оборудованием для обнаружения водяного льда. Несмотря на это. проведенный с помощью КА бистатический радиолокационный эксперимент (Спудис и др., 1998), позволил предположить существование отложений водяного льда в постоянно затененных областях полярных районов Луны.
Эксперимент был основан на использовании оппозиционного эффекта когерентного обратного рассеяния, который. позволяет изучить свойства отражающих пород. От поверхностей, сложенных реголитом, являющимся измельченной горной породой, радиоволны отражаются диффузно. При отражении радиоволн от ледяных поверхностей, отражение будет проходить более когерентно. Сигнал, отраженный от некоторых областей в полярных районах Луны, был похож на сигналы, получаемые при отражении
Юпитера: Европы, Ганимеда и Каллисто. На основании полученных результатов было высказано предположение, что толщина льда в постоянно затененных областях в полярных районах может достигать 7 - 13 м (Спудис и др., 1998). Тогда общий объем водяных льдов на Луне может составить 0,88 — 1,75 км3 или 101 г. Полученное значение вполне сравнимо с оценкой, полученной в работе (Arnold, 1979), которая составляет 10 г.
КА «Лунар Проспектор», запущенный НАСА в 1998 году к Луне, был оснащен нейтронным спектрометром для обнаружения возможных отложений летучих в полярных областях Луны. Спектрометр регистрироваї поток «тепловых» и «надтепловыч» нейтронов от лунной поверхности. Надтепловые нейтроны образуются при столкновении быстрых нейтронов с атомами водорода. По полученным данным была построена карта распределения областей с повышенным содержанием водорода по поверхности Луны (рис. 4.3 и 4.4). По данным КА «Лунар Проспектор» содержание водорода в районе Северного полюса Луны (рис. 4.3) выше, чем в районе Южного полюса (рис. 4.4) (Feldman et al, 1996, 1998, 2001). Области повышенного содержания водорода совпали с районами таких кратеров как Миланкович (77,2N, 170,2Е), Пласкетт (81,9N, 175,7Е), Рождественский (85,1N, 200,7Е), Эрмит (86N, 272Е), Бирд (85,5 N, 9,5Е) и Нансен (81,1N ,95,4Е). Максимальный поток надтеиловых, нейтронов соответствовал кратеру Пири (88,9N, 32Е) и области западнее кратера Рождественский. Этот район характеризуется неровным рельефом и множеством мелких кратеров, которые могут содержать отложения летучих элементов. В районе южного полюса Луны повышенное содержание водорода было обнаружено в областях, совпадающих с такими кратерами, как : Вихерт (84 S, 164,5 Е), Фаустини (87,2 S, 75,8 Е), Кабео (85.2 S, 323 Е). У помянугые кратеры предположительно можно считать «холодными ловушками» в полярных районах Луны. По сравнению С-данными, полученными КА «Клементина» было обнаружено большое количество маленьких областей с повышенным содержанием водорода.
По оценкам (Nozette et al., 1996) площадь постоянно затененных областей в широтном диапазоне от 60 до 90 составляет только 530 км" в районе Северного полюса Луны, и 6361 км2 в районе Южною полюса Луны. Используя данные наземных радиолокационных наблюдений, (Margot et. al., ,1999) оценили площадь постоянно затененных участков в полярных районах Луны в узком поясе широт выше ± 87.5. В районе Северного полюса площадь холодных ловушек составила 1030 км , а в районе Южного — 2550 км2. Позднее (Bussey et al., 2003) исследовали небольшие кратеры полярных районов Луны с диаметрами от 2,5 км до 20 км. По их оценкам площа. ль постоянно затененных областей в диапазоне широт выше ± 70 в северном полушарии составляет 7500 км2, а в южном — 6500 км2.
Поверхность Меркурия неоднократно исследовалось методами наземной радиолокации. Исследования, проведенные в 1991-1992 іт. на радиотелескопах обсерваторий Голдстоун и Аресибо (Harmon at al., 1992, 1994), показали, что радиоэхо, приходящее от некоторых областей в полярных районах планеты, по своим характеристикам похоже на эхо от ледяных спутников Юпитера и от южной полярной шапки Марса. Значение эффективного сечения радиолокационного отражения для ледяных спутников Юпитера лежит в диапазоне 0,4 - 1,6. для южной полярной шапки Марса эта величина составляет 0,5 — 0,6. Среднее значение величины эффективного сечения радиолокационного отражения аномальных областей в полярных районах Меркурия равно 0,89 (Harmon et al., 2001) . Необычное образование в районе южного полюса Меркурия было идентифицировано с крупным кратером Чао-Менг Фу (D = 161 км) (Harmon and Slade, 1992). Согласно предложенной интерпретации, области с аномальными отражательными свойствами являются скоплениями летучих соединений в «холодных ловушках» полярных районов планеты. Наблюдения, проведенные в 1998 -1999 гг. (Harmon et al., 2001) на модернизированном радиотелескопе Аресибо, подтвердили существование аномальных областей с необычными свойствами на
Расчет изменений температуры в кратерах, содержащих области постоянной тени в полярных районах Луны и Меркурия
Из-за того, что Меркурий обращается вокруг Солнца по вытянутой орбите (е = 0,206) и резонанса 3:2 периода обращения и периода вращения, величина теплового потока от Солнца зависит от долготы места. Поэтому для некоторых кратеров максимум теплового потока достигается не в полдень, когда высота Солнца над горизонтом максимальна, а в момент прохождения планетой перигелия своей орбиты.
Максимальные температуры в южной части кратера, содержащего область К, (86 N, 297 W, D=90 км) достигают 125 -150 К, средние температуры в этом районе значительно ниже: 65 - 80К. При таких значениях максимальных температур стабильными могут оставаться соединения серы или отложения водяного льда под слоем реголита. В центральной части кратера максимальные температуры составляют от 150К в неосвещенной части дна и до 250 К в освещенной. Средние значения температуры в этом случае достигают 80 - 120К. Подобные величины температур слишком высоки, чтобы какие-либо соединения летучих, кроме соединений серы, могли существовать в
Вероятная модель аномалий в полярных районах Луны и Меркурия рассматриваемой области кратера. На северном склоне кратера температура поднимается еще выше и достигает 340К.
Даже в южной части дна кратера, совпадающем с областью L2 (82.4 N, 148,1 W, D =69 км) максимальные температуры слишком высоки (Т 120 К), чтобы такие летучие соединения как СС 2 и NH3 могли сохраняться в стабильном состоянии. Средние температуры в этом районе кратера не опускаются ниже 58К. В центральной части кратера средние температуры колеблются от 100 до 13 ОК. Максимальные температуры в центральной части кратера превышают 240К, поэтому даже стабильное существование соединений серы в таких условиях невозможно. Отложения водяного льда могут существовать в южной части кратера только под слоем реголита.
Максимальные температуры в южной части кратера, включающего область С (87,9 N, 166,5 W, D=51 км), не превышают 110К, средние температуры в этом районе составляют 45 — 60К. Максимальные температуры центральной части кратера колеблются от 110К на юге до 170К на севере. Средние температуры центральной части кратера также меняются от 60К на юге до 100К на севере. В северной части кратера максимальные температуры достигают 300 К, а средние не превышают 130К. Таким образом, в южной части кратера существует обширная область, температура в которой не поднимается выше 110К, что делает возможным существование открытых отложений водяного льда. В центральной части кратера отложения водяного льда могут существовать только под слоем реголита, здесь же могут существовать отложения соединений серы. Температура в северной части кратера слишком высока, чтобы летучие соединения могли оставаться в стабильном состоянии.
Кратер, содержащий область J (88 N, 280 W, D=50 км) — второй крупный кратер на неисследованном полушарии Меркурия, обладающий аномальными отражательными свойствами. Согласно предполагаемой форме этого образования, максимальные температуры в зоне постоянной тени не поднимаются вьппе 105К, а средние температуры составляют менее 50К. Подобный тепловой режим делает эту часть кратера подходящей для сохранения отложений водяного льда без изолирующего слоя реголита. В центральной части кратера максимальные температуры составляют 108 - 140К, средние температуры: 50 - 65К. Таким образом, в этой части кратера могут сохраняться отложения водяного льда только под слоем реголита или отложения соединений серы. В северной части кратера максимальные температуры составляют 140 - 250К, средние температуры: 65 - 120К. В этой части кратера значения температуры слишком высоки для существования каких-либо отложений летучих, кроме соединений серы.
Кратер (88,9 N, 210 W. D = 45 м). содержащий область Н. расположен на неисследованном полушарии Меркурия, в непосредственной близости от полюса. Согласно предполагаемой модели рельефа, дно кратера никогда не освещается Солнцем, поэтому максимальная температура здесь не превышает 30К. Только на северном склоне кратера максимальные температуры могут подниматься до 275К. Средние температуры в этом районе кратера, по-видимому, не поднимаются выше 140К. Таким образом, кратер с областью Н может являться холодной ловушкой не только для отложений водяного льда, которые могут существовать в нем даже без покрытия реголитом, но и для таких летучих соединений как СС 2 и NH3.
Распределение максимальных температур в кратере, содержащем область N (85,3 N, 5,4 W, D=40 км) показывает, что в южной части кратера существует область, в которой температура не поднимается выше 135К. Эта область расположена несколько несимметрично относительно направления север-юг и занимает южную и юго-восточную часть кратера. Средние температуры в этом районе опускаются до 50 - 60К. В этом районе возможно существование соединений серы и, возможно, отложений водяного льда. ГЛАВА 5. Вероятная модель аномалий в полярных районах Луны и Меркурия покрытых слоем реголита. В центральной части кратера максимальные температуры достигают 150 - 220К. В таких условиях стабильными могут оставаться только соединения серы. В северной части кратера, которая в течение дня постоянно освещается Солнцем, температуры достигают 350К.
Диаграмма распределения максимальных температур в кратере с областью D (88,6 N, 76,4 W, D= 38 км) показывает, что этот кратер может являться холодной ловушкой не только для соединений серы и водяного льда, но также для соединений СС 2 и NH3, поскольку максимальная температура в его южной части не превышает 5 ОК. В центральной части дна находится область, в которой максимальная температура не поднимается выше 70К. Средняя температура в этих районах колеблется об 26К до 30К. В северной части дна кратера максимальная температура достигает 135К, что делает невозможным существование здесь соединений СОг и NH3. (Butler et al., 1997), но позволяет сохраняться отложениям водяного льда, покрытого слоем реголита, и отложениям соединений серы (Vasavada et al., 1999).
В кратере, содержащем область М (85,9 N, 35,5 W. D=37 км) распределение максимальных температур показывает, что в южной части кратера максимальные температуры не превышают 130К, что делает возможным существование в этом районе отложений водяного льда под слоем реголита и открытых отложений соединений серы. Средние температуры в этом районе колеблются от 60 до 80К. Максимального значения внутри кратера с областью М температура достигает в его северной части: на северном склоне кратера она превышает 400К. В центральной части кратера температура достигает — 200К. Поэтому в центральной части кратера возможно сохранение отложений соединений серы в стабильной состоянии (Vasavada et al., 1999).
Максимальные температуры в южной части кратера с областью К2 (82,8 N, 152,9 W, D=34 км) достигают 144 - 160К, средние температуры: 75 - 90К. В центральной части кратера максимальные температуры достигают 180 - 300К, а средние температуры в этой части кратера не опускаются ниже 90 - 150К. При таких значениях температур только в южной части кратера могут существовать отложения водяного льда, покрытые слоем реголита, или отложения соединений серы.
Распределение максимальных температур в кратере с областью М2 (79,7 N, 128,6 W, D=33 км) показывает, что максимальные температуры в южной части кратера достигают 150К, средние температуры в этой части кратера не опускаются ниже 7 ОК. В центральной части кратера максимальные температуры колеблются от 160К до 260К, средние температуры в центральной части меняются от 80К до 11 ОК. Эти температуры слишком высоки для стабильного существования каких-либо летучих соединений, кроме соединений серы или отложений водяного льда, покрытых слоем реголита.
Распределения максимальных температур в кратере, содержащем область J2, (81,7 N, 153,7 W, D=31 км), показывает, что даже в наиболее холодной южной части кратера максимальные температуры не опускаются ниже 150К, что исключает возможность нахождения в этой области открытых отложений водяного льда или каких-либо других соединений летучих, кроме соединений серы. Но возможно существование водяных отложений под слоем реголита. Средние температуры в этой области достаточно низки и составляют 77 — 90К. В центральной части кратера максимальные температуры меняются от 190К в южной части до 350К в северной части. Средние температуры в этой части кратера невысоки: от 110К в южной части до 150К в северной части. Таким образом, в центральной части кратера могут сохраняться только соединения серы, которые остаются стабильными при температурах, не превышающих 220К (Butler et al., 1997; Vasavada et al., 1999).
