 |
|
Луна -единственный естественный спутник Земли и ближайшее к нам небесное тело; среднее расстояние до Луны - 384000 километров.
Луна движется вокруг Земли со средней скоростью 1,02 км/сек по приблизительно
эллиптической орбите в том же направлении, в котором движется подавляющее
большинство других тел Солнечной системы, то есть против часовой стрелки, сели
смотреть на орбиту Луны со стороны Северного полюса мира. Большая полуось орбиты
Луны, равная среднему расстоянию между центрами Земли и Луны, составляет 384 400
км (приблизительно 60 земных радиусов). Вследствие эллиптичности орбиты и
возмущений расстояние до Луны колеблется между 356 400 и 406 800 км. Период
обращения Луны вокруг Земли, так называемый сидерический (звездный) месяц равен
27,32166 суток, но подвержен небольшим колебаниям и очень малому вековому
сокращению. Движение Луны вокруг Земли очень сложно, и его изучение составляет
одну из труднейших задач небесной механики. Эллиптическое движение представляет
собой лишь грубое приближение, на него накладываются многие возмущения,
обусловленные притяжением Солнца, планет и сплюснутостью Земли. Главнейшие из
этих возмущений, или неравенств, были открыты из наблюдений задолго до
теоретического вывода их из закона всемирного тяготения. Притяжение Луны Солнцем
в 2,2 раза сильнее, чем Землей, так что, строго говоря, следовало бы
рассматривать движение Луны вокруг Солнца и возмущения этого движения Землей.
Однако, поскольку исследователя интересует движение Луны, каким оно видно с
Земли, гравитационная теория, которую разрабатывали многие крупнейшие ученые,
начиная с И. Ньютона, рассматривает движение Луны именно вокруг Земли. В 20 веке
пользуются теорией американского математика Дж. Хилла, на основе которой
американский астроном Э. Браун вычислил (1919) математические, ряды и составил
таблицы, содержащие широту, долготу и параллакс Луны. Аргументом служит время.
Плоскость орбиты Луны наклонена к эклиптике под углом 5о8”43”,
подверженным небольшим колебаниям. Точки пересечения орбиты с эклиптикой,
называются восходящим и нисходящим узлами, имеют неравномерное попятное движение
и совершают полный оборот по эклиптике за 6794 суток (около 18 лет), вследствие
чего Луна возвращается к одному и тому же узлу через интервал времени - так
называемый драконический месяц, - более короткий, чем сидерический и в среднем
равный 27.21222 суток, с этим месяцем связана периодичность солнечных и лунных
затмений. Луна вращается вокруг оси, наклоненной к плоскости эклиптики под углом
88°28', с периодом, точно равным сидерическому месяцу, вследствие чего она
повернута к Земле всегда одной и той же стороной. Такое совпадение периодов
осевого вращения и орбитального обращения не случайно, а вызвано трением
приливов, которое Земля производила в твердой или некогда жидкой оболочке Луны.
Однако сочетание равномерного вращения с неравномерным движением по орбите
вызывает небольшие периодические отклонения от неизменного направления к Земле,
достигающие 7° 54' по долготе, а наклон оси вращения Луны к плоскости ее орбиты
обусловливает отклонения до 6°50' по широте, вследствие чего в разное время с
Земли можно видеть до 59 % всей поверхности Луны (хотя области близ краев
лунного диска видны лишь в сильном перспективном ракурсе); такие отклонения
называются либрацией Луны. Плоскости экватора Луны, эклиптики и лунной орбиты
всегда пересекаются по одной прямой (закон Кассини).
Форма Луны очень близка к шару с радиусом 1737 км, что равно 0,2724 экваториального радиуса Земли. Площадь поверхности Луны составляет 3,8 * 107 км2, а объем 2,2 * 1025см3. Более детальное определение фигуры Луны затруднено тем, что на Луне, из за отсутствия океанов, нет явно выраженной уровенной поверхности по отношению к которой можно было бы определить высоты и глубины; кроме того, поскольку Луна повернута к Земле одной стороной, измерять с Земли радиусы точек поверхности видимого полушария Луны (кроме точек на самом краю лунною диска) представляется возможным лишь на основании слабого стереоскопического эффекта, обусловленного либрацией. Изучение либрации позволило оценить разность главных полуосей эллипсоида Луны. Полярная ось меньше экваториальной, направленной в сторону Земли, примерно на 700 м и меньше экваториальной оси, перпендикулярной направлению на Землю, на 400 м. Таким образом, Луна под влиянием приливных сил, немного вытянута в сторону Земли. Масса Луны точнее всего определяется из наблюдений её искусственных спутников. Она в 81 раз меньше массы земли, что соответствует 7.35 *1025г. Средняя плотность Луны равна 3,34 г. см3(0.61 средней плотности Земли). Ускорение силы тяжести на поверхности Луны в 6 раз больше, чем на Земле, составляет 162.3 см. сек2и уменьшается на 0.187 см. сек2при подъеме на 1 километр. Первая космическая скорость 1680 м. сек, вторая 2375 м. сек. Вследствие малого притяжения Луна не смогла удержать вокруг себя газовой оболочки, а также воду в свободном состоянии.
Не будучи самосветящейся, Луна видна только в той части, куда падают солнечные лучи, либо лучи, отраженные Землей. Этим объясняются фазы Луны. Каждый месяц Луна, двигаясь по орбите, проходит между Землей и Солнцем и обращена к нам темной стороной, в это время происходит новолуние. Через 1 - 2 дня после этого на западной части неба появляется узкий яркий серп молодой Луны. Остальная часть лунного диска бывает в это время слабо освещена Землей, повернутой к Луне своим дневным полушарием. Через 7 суток Луна отходит от Солнца на 900, наступает первая четверть, когда освещена ровно половина диска Луны и терминатор, то есть линия раздела светлой и темной стороны, становится прямой - диаметром лунного диска. В последующие дни терминатор становится выпуклым, вид Луны приближается к светлому кругу и через 14 - 15 суток наступает полнолуние. На 22-е сутки наблюдается последняя четверть. Угловое расстояние Луны от солнца уменьшается, она опять становится серпом и через 29.5 суток вновь наступает новолуние. Промежуток между двумя последовательными новолуниями называется синодическим месяцем, имеющем среднюю продолжительность 29.5 суток. Синодический месяц больше сидерического, так как Земля за это время проходит примерно 113своей орбиты и Луна, чтобы вновь проити между Землей и Солнцем, должна пройти дополнительно еще 113часть своей орбиты, на что тратится немногим более 2 суток. Если новолуние происходит вблизи одного из узлов лунной орбиты, происходит солнечное затмение, а полнолуние близ узла сопровождается лунным затмением. Легко наблюдаемая система фаз Луны послужила основой для ряда календарных систем
ПоверхностьЛуны довольно темная, ее альбедо равно 0.073, то есть она отражает
в среднем лишь 7.3 % световых лучей Солнца. Визуальная звездная величина полной
Луны на среднем расстоянии равна - 12.7; она посылает в полнолуние на Землю в
465 000 раз меньше света, чем Солнце. В зависимости от фаз, это количество света
уменьшается гораздо быстрее, чем 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 + 110оС, 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). Сохранив термин “моря”, он присвоил
названия также и главнейшим лунным 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. Пьюзе 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.
Происхождение Луны окончательно еще не установлено. Наиболее разработаны три
разные гипотезы. В конце 19 в. Дж. Дарвин выдвинул гипотезу, согласно которой
Луна и Земля первоначально составляли одну общую расплавленную массу, скорость
вращения которой увеличивалась по мере ее остывания и сжатия; в результате эта
масса разорвалась на две части: большую - Землю и меньшую - Луну. Эта гипотеза
объясняет малую плотность Луны, образованной из внешних слоев первоначальной
массы. Однако она встречает серьезные возражения с точки зрения механизма
подобного процесса; кроме того, между породами земной оболочки и лунными
породами есть существенные геохимические различия.
Гипотеза захвата,
разработанная немецким ученым К. Вейцзеккером, шведским ученым Х. Альфвеном и
американским ученым Г. Юри, предполагает, что Луна первоначально была малой
планетой, которая при прохождении вблизи Земли в результате воздействия
тяготения последней превратилась в спутник Земли. Вероятность такого события
весьма мала, и, кроме того, в этом случае следовало бы ожидать большего различия
земных и лунных пород.
Согласно третьей гипотезе, разрабатывавшейся
советскими учеными - О. Ю. Шмидтом и его последователями в середине 20 века,
Луна и Земля образовались одновременно путем объединения и уплотнения большого
роя мелких частиц. Но Луна в целом имеет меньшую плотность, чем Земля, поэтому
вещество протопланетного облака должно было разделиться с концентрацией тяжелых
элементов в Земле. В связи с этим возникло предположение, что первой начала
формироваться Земля, окруженная мощной атмосферой, обогащенной относительно
летучими силикатами; при последующем охлаждении вещество этой атмосферы
сконденсировалось в кольцо планетезималей, из которых и образовалась Луна.
Последняя гипотеза на современном уровне знаний (70-е годы 20 века)
представляется наиболее предпочтительной.
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 реголит насыщен нейтральными газами. Среди обломков реголита найдены 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.
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 базальты материковых и морских районов имеют заметные
отличия. В то время 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 пределах 1300 - 1900 К. Нижней границе отвечает
предположение об 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.
