Планируете посетить столицу, где в этом месяце пройдет конференция по проблемам исследования Луны? Тогда Вам определенно точно будет интересно узнать, что квартира на час в Москве арендуется невероятно просто! Все, что Вам для этого потребуется сделать, — посетить сайт mskroom.ru!

---

Расчеты траекторий движения одиночных частиц показали, что днем атомы водорода свободно диссипируют из лунной атмосферы, а молекулы Н₂ выходят на высокую, близкую к круговой, окололунную орбиту. Ионы гелия также выходят на орбиту, близкую к круговой, но поскольку большая и малая полуоси этого эллипса мало отличаются по величине от лунного радиуса, частицы возвращаются на лунную поверхность и начинают новый цикл теплового движения. Орбиты ионов неона и аргона представляют собой более вытянутые эллипсы, которые входят в лунный шар на еще меньших расстояниях от точки выхода на орбиту. В ночное время атомы водорода движутся по эллиптическим орбитам, возвращающим их на лунную поверхность. Процесс миграции частиц с дневной стороны на ночную идет более интенсивно, чем в обратном направлении. Эта особенность движения частиц в лунной атмосфере служит дополнительным объяснением более высокой ночной концентрации легких газов и всплесков ионов аргона вблизи восхода и захода. Большая величина утреннего пика объясняется еще и процессами освобождения аргона, адсорбированного поверхностными породами в ночное время.

 

Очевидно, что отклонения реальных скоростей движения частиц от средних значений неизбежны. За счет того, что какая-то доля атомов или молекул движется со скоростями большими, чем средняя тепловая, в лунной экзосфере (как и в экзосфере других планет) происходит процесс диссипации, захватывающий не только легкие, но и тяжелые газы. В табл. ниже приведены результаты проведенных расчетов по временам диссипации различных компонентов лунной атмосферы с указанием средних скоростей теплового движения газовых частиц при максимальных температурах (Т = 400 К).

 

 

Таблица. Средние скорости теплового движения газовых частиц V при температуре 400 К и время диссипации t различных компонентов лунной атмосферы

	H	Н2	Не	Ne	36Ar	40Ar
V.cm/c	2,76×105	1,95×105	1,38×105	0,62×105	0,46×105	0,44×105
t, лет	10-6	10-6	10-5	10-2	105	106

 

 

Время t, приведенное в таблице, определяется лишь тепловой диссипацией. Однако, для элементов более тяжелых, чем водород и гелий, существенную роль играет процесс фотоионизации и связанное с ним увеличение интенсивности рассеивания ионов.

 

Лунная атмосфера практически полностью находится в ионизированном состоянии, так как нейтральные молекулы и атомы газов, появляющиеся в окололунном пространстве, под воздействием жесткого ультрафиолетового излучения Солнца приобретают заряд. Поскольку Луна не обладает собственным магнитным полем значительной напряженности, ионы лунной атмосферы захватываются межпланетным магнитным полем, и, двигаясь по спирали вокруг силовых линий, покидают лунную экзосферу. Следовательно, с учетом фотоионизации процесс диссипирования Ne и Ar идет более интенсивно и время диссипации t следует несколько сократить.

 

Согласно оценкам максимальной плотности ранней лунной атмосферы в эпоху наиболее активной дегазации недр концентрация газов достигала 10¹⁰—10¹¹ см ³. Если предположить, что эти процессы происходили в период наиболее интенсивного лунного вулканизма (4,0-3,5)х10⁹ лет назад, то современная концентрация с учетом времени диссипации должна быть на 6-7 порядков ниже наблюдаемого значения. Следовательно, можно сделать принципиально важное предположение, что в настоящее время газовая оболочка Луны не является остатками ранней атмосферы. Только постоянное пополнение могло бы сохранить плотность лунной атмосферы на ее современном уровне, и такое пополнение постоянно происходит. Наиболее очевидным источником, пополняющим содержание водорода, гелия и неона в лунной атмосфере, является солнечный ветер. Измерения на искусственных спутниках Земли показали, что на уровне земной орбиты поток частиц солнечного ветра (главным образом протонов) составляет около 2,5 10⁸ протонов/(см²с). В зависимости от солнечной активности поток протонов может колебаться от 5×10⁷ до 5×10⁸ протонов/(см²с). Кроме протонов и электронов в солнечном ветре присутствуют ядра гелия (от 2 до 20%) и ионы других газов. Поскольку магнитное поле Луны не может служить препятствием, частицы солнечного ветра полностью достигают поверхности и за длительное время (более 4 млрд лет) в значительной мере насытили поверхностные слои лунного реголита.

Фотографирование с КА позволило построить карты видимой и обратной сторон Луны. Они позволяют распознавать различные образования на поверхности Луны и являются основой при проведении практически всех исследований Луны. Выявлена асимметрия рельефа поверхности видимой и обратной сторон Луны. На видимой стороне основное место занимают моря (обширные холмистые равнины с поперечником до 500-1000 км при перепаде высот порядка 150 м, имеющие округлую форму и окруженные кольцевыми горами) и материки (горные хребты и долины, прорезанные трещинами и сбросами, при среднем превышении гор над морями около 3 км). Моря и материки видимой стороны усыпаны кратерами округлой формы с поперечником от 100 км и менее. Обратная же сторона в основном материковая и представляет собой холмистую равнину с множеством кратеров. Причина такой асимметрии не выяснена, не имеет убедительных гипотез и требует изучения и научного объяснения.

На данный момент главным источником актуальной информации о Луне являются документы на английском. Поэтому, если Вы не знаете данного языка, то Вам сможет помочь репетитор английского языка по skype. Такое обучение является наиболее эффективным, и уже через несколько месяцев Вы сможете бегло читать на английском!

 

Установлено, что моря видимой стороны Луны представляют собой застывшую базальтовую лаву, напоминающую земной базальт. Материковые районы сложены в основном анортозитами. Сверху каменные породы морей и материков покрыты рыхлым грунтом толщиной от нескольких десятков метров (в районе впадин) до нескольких сантиметров (на склонах крутых гор). Этот грунт не имеет аналогов среди природных земных образований и назван реголитом. Сформировавшись в условиях метеоритной бомбардировки коренных горных пород и воздействий солнечного ветра и космических лучей в высоком вакууме, реголит прошел фазы переплавок и спекания с метеорным веществом поверхности Луны, чему способствовала сравнительно малая величина ускорения ее силы тяжести. Поэтому химический состав реголита в основном отражает состав ниже залегающих пород, но в нем присутствует и вещество, не содержащееся в коренных породах, которое сформировалось в описанных выше условиях. Большая часть реголита раскрошена до фракции порошка. Бомбардировка микрометеоритами снова соединяет определенные порции такого порошка в остеклованные агрегаты частиц материковых пород и минералов. Такие агрегаты обычно называются агглютинатами. Было установлено, что химический состав пород в определенном месте может соответствовать, а может и не соответствовать тем породам, которые могут получиться при смешивании локальных брекчий или вулканических материковых пород. Это может означать образование реголита из разных лунных источников.

 

Перемешивание реголита изучалось на основе доставленных образцов, но такие детали, как интенсивность переноса, перемешивание в вертикальном и горизонтальном направлениях еще тщательно не рассматривались. Эти процессы усложняют обработку полученной дистанционными методами информации, а поэтому их следует изучить во всех подробностях в различных областях Луны.

 

Установлено, что коренные лунные породы по минеральному составу в основном схожи с земными. Только три минерала в породах, доставленных с Луны на Землю, оказались неизвестны геологам. Остальные лунные минералы пироксен, плагиоклаз, оливин, кристобалит, ильменит широко распространены на Земле. В лунных породах больше содержится тугоплавких материалов, чем в земных. Этим же отличаются и породы лунных морей от материковых. Кроме того, обнаружено относительно большое количество инертных газов в лунном грунте. Предполагается, что они занесены на Луну солнечным ветром.

 

Изотопный анализ доставленных с Луны пород показал, что среди них нет образцов моложе 3,1 млрд лет и старше 4,6 млрд лет. Это может свидетельствовать о том, что примерно 3 млрд лет назад на Луне закончилось затопление базальтами Больших Каньонов видимой стороны и наступило относительное спокойствие. Образовавшийся в те времена рельеф, испещренный кратерами от метеоритной бомбардировки, сохранился до наших дней.

 

Все эти выводы о химическом и минеральном составе лунных пород и реголите, в частности, получены на основе исследований среднеширотных и приэкваториальных районов видимой стороны Луны. Неохваченными остались и требуют изучения приполярные области и обратная сторона.

---

Хотите не изучать поверхность Луны, а записаться на archicad курсы и создавать настоящие произведения архитектурного искусства? Тогда Вам следует найти опытных преподавателей. На их роль идеально подойдут сотрудники ООО «Вершина Мастерства»!

Итак, благодаря этой статье Вы точно знаете, что на Луне есть вода и теперь можете с с чистой совестью отправиться в интернет магазины Беларуси за покупками! Для этого Вам не потребуется посещать сотни сайтов, т.к. все необходимые Вам товары, Вы найдете на bigshop.by!

---

Наиболее актуальной задачей в настоящее время является подтверждение положения о наличии отложений «летучих» на Луне.

 

Если водяной лед присутствует на лунной поверхности, то, прежде всего, его можно идентифицировать по наличию Н₂O и ОН в лунной экзосфере.

 

При падении микрометеоритов на ледяную поверхность со скоростями, типичными для случая столкновения микрометеорита с Луной, в лунную экзосферу выбрасывается масса воды, равная -10 масс микрометеорита.

 

Концентрация Н₂O и ОН в экзосфере вблизи полюсов в таком случае должна быть заметно выше, чем в экваториальных районах Луны.

 

При падении крупных метеоритов (D>0,5 м) в холодные ловушки, что происходит, вероятно, один раз за несколько десятков лет, концентрация Н₂O и ОН в экзосфере вблизи полюсов должна резко увеличиваться. Такие события, по-видимому, можно обнаружить при постоянном мониторинге эмиссии ОН на длине волны спектрального излучения 3085 А.

 

Поток воды из холодных ловушек в предположении, что вся поверхность ловушки покрыта водяным льдом, описывается выражением:

F_from =k₂ x F_met x Str/Sm ~3xl0³ кг/год,

где k₂ — доля водной составляющей в метеоритном веществе, F_met — поток межпланетного вещества на Луну, S_tr/ S_m — отношение площади холодной ловушки к общей площади поверхности Луны.

 

В пределах ошибок эта оценка совпадает с оценкой потока Н₂O в лунные холодные ловушки. Подобное совпадение, по-видимому, не случайно, и свидетельствует в пользу возможного установления некоего динамического равновесия в круговороте воды на Луне.

 

Концентрацию Н₂O в лунной экзосфере можно оценить, исходя из следующей зависимости:

N(H₂O) = {F_from + Fsw + F_m} x N_a x t_f {S_m x H x M_r(H₂O)},

где N_a = 6xl0²³ — число Авогадро, M_r(H₂0) = 0,018 кг/моль — молярная масса воды; другие обозначения соответствуют использованным выше.

 

При времени фотолиза для спокойного Солнца t_f = 10⁵ с и шкале высот Н для молекул воды в дневной лунной экзосфере, равной 10⁵ м, концентрация частиц воды в дневной экзосфере может достигать N(H₂0) ~2х10⁹ м³, что совпадает в пределах ошибки с верхним пределом измерений концентраций молекул в лунной экзосфере современными методами. Увеличение точности измерений концентраций газов в лунной экзосфере на 1-2 порядка по сравнению с измерениями, выполненными в месте посадки корабля «Аполлон-17» комплексом приборов, доставленных на поверхность, позволит существенно увеличить достоверность сведений о поведении летучих на Луне.

 

Эффективным методом исследования льдов на поверхности ловушек может служить ИК-спектроскопия. Возможны два варианта применения этого метода:

— исследование лунной поверхности в отраженном свете в ближней инфракрасной области спектра, тогда требуется наличие источника ИК-излучения;

— исследование собственного излучения лунной поверхности в средней ИК-области спектра.

 

По наличию спектральных особенностей можно будет судить о присутствии летучих на лунной поверхности.

 

Прямые исследования в холодных ловушках с помощью пенетратора в избранной точке могут быть дополнены орбитальными данными.

 

Ряд обсуждаемых проектов предусматривает вариант лунохода для исследования отложений летучих в холодных ловушках.

 

Для построения обобщенной модели реголита в холодных ловушках, учитывающей наличие отложений летучих и, прежде всего, воды, необходимо рассмотреть более подробно процесс конденсации газов ударно-образованной лунной атмосферы в холодные ловушки.

 

В период существования после удара (падения метеорита или кометы) временной атмосферы будет существовать поток газа Q_m вглубь реголита, который оценивается согласно следующему выражению:

Q_m = 0,1 х { M_r / (R x T)}^0,5 x ρ x δ_p x dP/h,

где R — универсальная газовая постоянная, ρ = 0,45 — предполагаемая пористость лунного реголита, δ_р -10⁶ м — средний размер пор, dP — разница между давлениями газа на поверхности Р₀ и под поверхностью P_h на глубине h.

 

Расчет потока газа вглубь реголита затруднен тем обстоятельством, что при конденсации газов в ловушках температурный режим реголита будет существенно отличаться от известного режима из-за выделения скрытой теплоты конденсации на поверхности ловушки.

 

Кометный источник летучих является единственным из предполагаемых источников, действием которого можно объяснить существование льдов на глубине порядка нескольких метров из-за образования временной лунной атмосферы. Отличить льды кометного и эндогенного происхождения на такой глубине можно по анализу их изотопного состава.

 

У свободной серы давление насыщенных паров в условиях ловушек незначительно для эффективной диффузии вглубь реголита, поэтому сера будет накапливаться на поверхности ловушек.

 

Из приведенного выше выражения можно получить условие существования летучих кометного происхождения в ловушках:

Р_atm/Р_h< Т_col/Т_atm,

где P — давление газа над поверхностью холодной ловушки в период существования временной атмосферы, Т_со1 / T_atm ~10⁴ — отношение характерного времени между столкновениями комет с Луной к характерному времени существования временной атмосферы. Это условие является значительно более сильным, чем условие конденсации газа в ловушке в период существования временной атмосферы.

 

Полученному условию в случае существования уникального теплоизоляционного слоя в холодных ловушках удовлетворяют только наименее летучие компоненты временной атмосферы, то есть S, Н₂O и SO₂. При отсутствии изолирующего слоя к этому списку добавляются СO₂, следы H₂S и HCN.

Открываете склад и Вам необходимо как можно скорее купить торговые весы — точные и недорогие? В таком случае, рекомендую Вам посетить сайт unipro.com.ua. Здесь Вы сможете совершить такую покупку на максимально выгодных для себя условиях!

---

Наименее исследованной является гипотеза эндогенной природы летучих на Луне. Информация о возможных наблюдениях современной дегазации лунных недр противоречива. Сохранение в холодных ловушках в течение нескольких миллиардов лет остатков ранней дегазации лунных недр проблематично, поскольку сведения о тепловой эволюции Луны не вполне достоверны.

 

Более определенны сведения об образовании воды при двустадийном восстановлении железа в лунных силикатах протонами солнечного ветра. Продукт протекания этой реакции — металлическое железо — присутствует, в основном, в агглютинатах в виде частиц размером 30-300 ангстрем, весовая доля которых в лунном реголите составляет 0,4%.

 

Согласно другому предположению мелкие металлические частицы могут образоваться при восстановлении железа в ударном паре, возникающим при ударах микрометеоритов. По предварительной оценке общего количества воды, образованной по данному механизму в течение последних 2 млдр лет, общая масса ее может достигать 2х10¹⁴ г. Во время метеоритных ударов молекулы воды могут перейти в газовую фазу, а затем попасть в холодную ловушку в ходе случайных блужданий по лунной поверхности. Отношение D/H в такой воде должно быть очень низким, что можно использовать для экспериментальной проверки эффективности механизма образования воды при взаимодействии солнечного ветра с лунным железом.

Подобный механизм объясняет наличие только воды на поверхности холодных ловушек. Наличие в холодных ловушках других льдов на поверхности или воды под поверхностью может свидетельствовать об образовании этих отложений по другому сценарию.

 

Другим источником летучих в лунной среде могут быть микрометеориты. Современные оценки потока микрометеороидов на Землю в интервале масс от 10^-12 до 10^-7 кг дают величину (40-20)х10⁶ кг/год. Поток межпланетного вещества на Луну составляет соответственно ~2х10⁶ кг/год. Доля летучих, основным компонентом которых является вода, достигает в метеороидах от 0,05 до 0,1.

 

При столкновении микрометеоритов с лунной поверхностью выделяются Н₂O, СО, СO₂, S, SO₂, Н₂. Согласно принятой модели практически все «летучие» после столкновения удерживаются в поле тяготения Луны.

 

Наиболее эффективным источником доставки летучих на Луну с большой степенью вероятности являются кометы. Наибольшее количество летучих, по-видимому, доставляется на Луну во время кометных ливней.

 

Оценка частоты столкновений комет с Луной во время кометных ливней предполагает 1-2 падения за 10⁶ лет при продолжительности ливня в несколько миллионов лет. Следами последного кометного ливня, прошедшего -10 млн лет назад, возможно, являются диффузные структуры, образующиеся при контакте с лунной поверхностью газопылевой комы кометы.

 

Наиболее близко к южному полюсу расположена диффузная структура в Море Мечты, общая площадь которой превышает 5х10¹⁰ м². Расчетная скорость столкновения с Луной кометы, образовавшей эту структуру, составляет 40 км/с и близка к средней скорости столкновений с Луной долгопериодических комет. Если плотность ядра кометы принять равной 0,6 г/см³, то при размерах, необходимых для образования наблюдаемой диффузной структуры, его масса достигнет величины около 2х10²¹ г.

 

Таким образом, для возникновения диффузных структур требуется падение -10 кг кометного вещества на 1 м² лунной поверхности. Следовательно, при образовании диффузной структуры в Море Мечты на Луну выпало ~10¹² кг кометного вещества.

В данный момент Вас интересует не далекая и такая малоизученная Луна, а поиск тендеров и госзакупок? Тогда специализированная программа Seldon — это именно то, что Вам нужно! С ее помощью очень просто найти всю необходимую Вам информацию в самые сжатые сроки!

---

Места скопления воды в лунных кратерах

 

Более поздний анализ учитывал также результаты измерений с более низкой орбиты (30 ±15 км) и улучшение пространственного разрешения съемки: с 53 км до 13 км. Он показал, что поток эпитепловых нейтронов в южной полярной области ниже, чем это следовало из предыдущих измерений, и в этой области стало различимо уменьшение потока быстрых нейтронов. Для северной полярной области оценки потоков эпитепловых и быстрых нейтронов остались прежними. Из результатов анализа следовало, что в северной полярной области уменьшение потока эпитепловых нейтронов, по-видимому, связано с наличием в реголите небольших обогащенных водородом «карманов» или реголит там характеризуется равномерно распределенным в нем водородом, среднее содержание которого 100 мкг/г. А в южной полярной области в относительно толстом слое реголита содержится 1670 ± 890 мкг/г водорода, что эквивалентно 1,5 ± 0,8 масс. % воды.

 

Авторы заявили, что только на основании измерений нейтронного потока невозможно решить, является ли водород полярных областей имплантированными протонами солнечного ветра, входит ли он в состав гидратированных минералов, или он входит в состав Н₂0. Если же принять что это лед воды, то, по их оценкам, в южной полярной области может быть 1,35 х 10⁸ т льда воды на площади 2250 км², а северной полярной области может быть 0,62 х 10⁸ т льда воды на площади 1030 км². Эти же авторы заключают, что из совокупности их измерений следует, что на полюсах Луны до глубины зондирования этим методом (~1 м) залежей чистого льда воды нет.

 

Еще более поздняя интерпретация данных нейтронного спектрометра КА «Lunar Prospector» сделана с использованием моделирования с помощью кода MCNPX всей цепочки процессов: от образования нейтронов в материале поверхности Луны до измерения их потока. Авторы работы приходят к выводу, что средние содержания водорода в полярных областях составляют 50-100 г/т, а водо-род-содержащий слой реголита находится под «сухим» слоем толщиной 10 ± 5 см. Содержания водорода в пересчете на воду в постоянно затененных участках поперечником менее 20 км могут составлять от 1800 г/т до 400 кг/т, и это не разброс измеренных значений, а пределы неопределенности нашего знания.

 

В июне 2009 г. на орбиту Луны был выведен американский КА Lunar Reconnaissance Orbiter с российским нейтронным спектрометром LEND, обладающим более высоким (10 км с высоты 50 км) пространственным разрешением. Измерения продолжаются и сейчас доступны лишь их некоторые предварительные результаты. Один из очень важных результатов упомянут в работе. Суть его в том, что при измерениях нейтронного потока в южной полярной области с пространственным разрешением около 10 км выяснилось, что распределение значений нейтронного потока по площади более сложное, чем считалось раньше: не все постоянно затененные участки характеризуются значительным понижением нейтронного потока, а некоторые понижения потока нейтронов находятся за пределами постоянно затененных участков. Причины такого явления непонятны.

 

Вопрос о существовании воды в полярных районах Луны привлекает особо пристальное внимание. Вывод о достоверности существования холодных ловушек в полярных районах Луны, позволяет рассмотреть реальные возможности формирования отложений летучих в условиях низкотемпературной среды.

Предложено несколько эффективных источников летучих в холодных ловушках: взаимодействие солнечного ветра с реголитом, микрометеоритная бомбардировка, столкновения с Луной комет и астероидов, дегазация лунных недр. Каждый из них, по-видимому, мог, частично или полностью, обеспечить наполнение полярного резервуара. Их относительная роль, вероятно, может быть выявлена из ассоциаций с другими летучими компонентами и определения изотопного состава полярных летучих. Для дальнейшего прогресса необходимы, как минимум, исследования in situ, что планируется в рамках миссий «Луна-Глоб» и «Луна-Ресурс», а лучше с помощью доставки на Землю образцов из полярных областей Луны.

Вас гораздо больше интересуют дела боле земные, а именно — как можно снять квартиры на сутки в Иваново на самых выгодных для себя условиях. Ну а ответ чрезвычайно просто! Посетите сайт ivanovo.kvartirka.su, здесь Вы сможете арендовать отличные квартиры по привлекательным ценам!

---

Более поздний анализ учитывал также результаты измерений с более низкой орбиты (30 ±15 км) и улучшение пространственного разрешения съемки: с 53 км до 13 км. Он показал, что поток эпитепловых нейтронов в южной полярной области ниже, чем это следовало из предыдущих измерений, и в этой области стало различимо уменьшение потока быстрых нейтронов. Для северной полярной области оценки потоков эпитепловых и быстрых нейтронов остались прежними. Из результатов анализа следовало, что в северной полярной области уменьшение потока эпитепловых нейтронов, по-видимому, связано с наличием в реголите небольших обогащенных водородом «карманов» или реголит там характеризуется равномерно распределенным в нем водородом, среднее содержание которого 100 мкг/г. А в южной полярной области в относительно толстом слое реголита содержится 1670 ± 890 мкг/г водорода, что эквивалентно 1,5 ± 0,8 масс. % воды.

 

Авторы заявили, что только на основании измерений нейтронного потока невозможно решить, является ли водород полярных областей имплантированными протонами солнечного ветра, входит ли он в состав гидратированных минералов, или он входит в состав Н₂0. Если же принять что это лед воды, то, по их оценкам, в южной полярной области может быть 1,35 х 10⁸ т льда воды на площади 2250 км², а северной полярной области может быть 0,62 х 10⁸ т льда воды на площади 1030 км². Эти же авторы заключают, что из совокупности их измерений следует, что на полюсах Луны до глубины зондирования этим методом (~1 м) залежей чистого льда воды нет.

 

Еще более поздняя интерпретация данных нейтронного спектрометра КА «Lunar Prospector» сделана с использованием моделирования с помощью кода MCNPX всей цепочки процессов: от образования нейтронов в материале поверхности Луны до измерения их потока. Авторы работы приходят к выводу, что средние содержания водорода в полярных областях составляют 50-100 г/т, а водо-род-содержащий слой реголита находится под «сухим» слоем толщиной 10 ± 5 см. Содержания водорода в пересчете на воду в постоянно затененных участках поперечником менее 20 км могут составлять от 1800 г/т до 400 кг/т, и это не разброс измеренных значений, а пределы неопределенности нашего знания.

 

КА Lunar Reconnaissance Orbiter

 

В июне 2009 г. на орбиту Луны был выведен американский КА Lunar Reconnaissance Orbiter с российским нейтронным спектрометром LEND, обладающим более высоким (10 км с высоты 50 км) пространственным разрешением. Измерения продолжаются и сейчас доступны лишь их некоторые предварительные результаты. Один из очень важных результатов упомянут в работе. Суть его в том, что при измерениях нейтронного потока в южной полярной области с пространственным разрешением около 10 км выяснилось, что распределение значений нейтронного потока по площади более сложное, чем считалось раньше: не все постоянно затененные участки характеризуются значительным понижением нейтронного потока, а некоторые понижения потока нейтронов находятся за пределами постоянно затененных участков. Причины такого явления непонятны.

 

Вопрос о существовании воды в полярных районах Луны привлекает особо пристальное внимание. Вывод о достоверности существования холодных ловушек в полярных районах Луны, позволяет рассмотреть реальные возможности формирования отложений летучих в условиях низкотемпературной среды.

Предложено несколько эффективных источников летучих в холодных ловушках: взаимодействие солнечного ветра с реголитом, микрометеоритная бомбардировка, столкновения с Луной комет и астероидов, дегазация лунных недр. Каждый из них, по-видимому, мог, частично или полностью, обеспечить наполнение полярного резервуара. Их относительная роль, вероятно, может быть выявлена из ассоциаций с другими летучими компонентами и определения изотопного состава полярных летучих. Для дальнейшего прогресса необходимы, как минимум, исследования in situ, что планируется в рамках миссий «Луна-Глоб» и «Луна-Ресурс», а лучше с помощью доставки на Землю образцов из полярных областей Луны.

Долгое время Луна считалась абсолютно безводной и лишь в постоянно затененных участках на полюсах подозревалось присутствие льда воды, который мог накапливаться в этих холодных ловушках при поступлении паров воды различного происхождения. Представления о безводности Луны (кроме полюсов) опирались на результаты изучения образцов лунного вещества, привезенных американскими экспедициями «Аполлон» и советскими автоматическими станциями «Луна». В них не было найдено минералов, содержащих Н₂O и ОН (а также СO₂), что привело исследователей к выводу о резкой обедненности Луны водой и другими летучими компонентами. Исследования последних лет заставляют несколько изменить эти представления. Стало ясно, что вода (Н₂O и/или ОН) на Луне есть, хотя и в очень ограниченных концентрациях, и присутствуют в трех разных резервуарах: 1) Н₂O и другие летучие в магматических системах Луны; 2) Н₂O и/или ОН в тонком (первые миллиметры) слое на большей части поверхности Луны; 3) Н₂0 и другие летучие в реголите полярных областей Луны. Эти три разновидности воды также называют вода лунных недр или ювенильная вода, поверхностная вода и захороненная вода.

Читать дальше>>

Луна удивительна и прекрасна, но посетить ее любой желающий сможет не раньше 2115 года — именно тогда, по прикидкам ученых, будет налажено прямое сообщение гражданских судов между Землей и нашим естественным спутником. А вот достичь подобия природе, внутреннего равновесия и полностью избавиться от всех своих страхов и тревог Вы сможете прямо сейчас. И поможет Вам в этом каббала. Это уникальное эзотерическое течение в иудаизме, уходящее своими корнями в XII век и успешно развивающееся и по сей день!

Хотите узнать подробности? Тогда посетите прямо сейчас сайт www.kabbalah.ru.

---

Лунный водород по изотопному составу отличается от земного, в нем содержится значительно меньшее количество дейтерия. Содержание дейтерия в лунных образцах из Моря Спокойствия, например, (81-133)х10^-4%, в материковых образцах «Аполлона-16» — (88-130)х10^-4%, в то время как для стандартного земного образца — морской воды — характерно значение D/H = 146х10^-4%. Скальные образцы лунных базальтов содержат значительно больше дейтерия, чем образцы реголита. По измерениям изотопного состава лунного водорода можно сделать вывод о том, что основным его источником является солнечный ветер, так как водород солнечного ветра по изотопному содержанию является более легким, чем морская вода.

 

Углерод, азот и сера в лунных образцах. Детальное рассмотрение проблемы наличия соединений углерода, азота и серы на Луне показывает, что углерод и азот содержатся в лунных образцах в небольших количествах, соответственно до 225×10 ⁴% и до 260×10 ⁴%, причем, по сравнению с образцами горных пород, содержание углерода и азота в реголите и брекчиях повышено. По сравнению с водородом, азотом и углеродом в лунных образцах много серы (до 0,21 %), главным образом, в виде сульфидов. Образцы лунного реголита по сравнению с образцами кристаллических пород обогащены тяжелыми изотопами ¹³С, ³⁴S, ¹⁸O.

 

Таким образом, общие закономерности содержания углерода в лунных образцах следующие:

1) практически совпадает содержание углерода в реголите, доставленном из различных районов Луны;

2) отмечено пониженное содержание углерода в реголите выбросов во время формирования небольших молодых кратеров;

3) содержание углерода в реголите увеличивается с уменьшением размеров зерен.

 

Эти особенности распределения углерода показывают, что в реголите, помимо следов газов — остатков ранней дегазации Луны, также присутствует внелунный углерод, привнесенный на поверхность Луны солнечным ветром, метеоритными и кометными ударами. Этот вывод подтверждается и данными по обогащенности лунного реголита и брекчий изотопом ¹³С по сравнению с кристаллическими породами, так как метеориты — углистые хондриты — обогащены изотопом ¹³С. Во время ударов метеоритов также происходит преимущественная потеря легкого изотопа углерода.

 

Распределение азота в лунных образцах коррелирует с содержанием углерода. Так, содержание азота в реголите выше, чем в кристаллических породах. При анализах химического состава лунных образцов азот обнаруживается как в виде N₂, так и в составе нитридов и нитратов.

 

Количество серы в исследованных образцах изменяется от 0,02 до 0,23 %. В кристаллических породах серы несколько больше, чем в брекчиях и реголите, что объясняется потерей серы как относительно летучего элемента во время ударных процессов. По сравнению с метеоритной серой лунная сера несколько обогащена тяжелым изотопом ³⁴S, что объясняется более вероятной потерей легкого изотопа серы из реголита во время ударов комет и метеоритов.

 

Итак, в поверхностном слое реголита содержание летучих соединений ничтожно. Возможно, что в освещенных Солнцем районах газы вулканического происхождения могут сохраняться в лавовых трубах-полостях в толще лавовых отложений. Если температура в трубе успела снизиться ниже температуры конденсации газа в условиях герметичности трубы, то в трубе или в виде конденсатов на фрагментах стенок должно сохраняться вещество, близкое по составу к газам лунных лавовых извержений.

Морские породы представлены преимущественно застывшими лавами базальтового типа, которые заполнили ударные впадины лунных морей менее 4 млрд назад, после окончания интенсивной бомбардировки. Обнаружен также пирокластический материал — породы, образовавшиеся в результате разбрызгивания фонтанирующей лавы. Изредка в виде включений в морских базальтах встречаются ультраосновные породы. Морские породы слагают около 1% объема лунной коры.

 

Преобладающим типом морских пород Луны являются морские базальты. Лунные морские базальты делят по содержаниям титана, алюминия и калия на несколько групп: 1) Базальты с высоким содержанием титана (TiO₂ >8 мас.%). Это породы, собранные экспедициями «Аполлон-11» и -17»; 2) Базальты с низким содержанием титана и бедные алюминием (TiO₂ 2-6 мас.%, А1₂О₃ < 12 мас.%). Эта группа объединяет породы экспедиций «Аполлона-12» и -15»; 3) Базальты с низким содержанием титана, богатые алюминием (TiO₂ 3-6 мас.%, А1₂О₃ 12-15 мас.%). К этому типу относятся базальты, доставленные «Луной-16»; 4) Базальты с очень низкими содержаниями титана (TiO₂ <1 мас.%), исследованные в основном «Луной-24» (рис. ниже).

 

Морские базальты:

а. Шлиф 74275,93, «Аполлон-17», проходящий свет, без анализатора. Базальт с высоким содержанием титана. Долерит. В проходящем свете заметен коричневатый пироксен, изометричные, прозрачные кристаллы оливина с мелкими включения хромита (черное), лейсты плагиоклаза (серый, белый) и непрозрачный ильменит.

б. Шлиф 1517, «Луна-24», проходящий свет, без анализатора. Ферробазальт (долерит) с очень низким содержанием титана (ильменита). Порода сложена пироксеном (слегка коричневатый) и плагиоклазом (бесцветный). Содержание рудного минерала (черный, в основном хромит) очень незначительно

 

Выделяются также: 1) низкокалиевые низкотитанистые базальты с содержанием К₂O около 0,1%, 2) высококалиевые высокотитанистые базальты с содержанием К₂O около 0,3%, 3) крайне высококалиевые базальты с содержанием К около 0,9 мас.%). В минеральном составе различия между перечисленными группами выражаются в вариациях содержаний Ti-содержащего минерала ильменита и полевого шпата, с которым связано основное количество алюминия и щелочей.

 

Морские базальты отличаются крайне низкой летучестью кислорода, т. е. весьма восстановительной обстановкой их образования, практическим отсутствием летучих компонентов, таких как Н₂O и СO₂, и пониженными содержаниями щелочей. Морские базальты — продукт частичного плавления лунных недр на глубинах до 400 км, и следовательно, их состав должен в определенной степени отражать состав лунной мантии. От земных базальтов морские базальты Луны отличаются меньшими размерами слагающих их зерен минералов (сотни микрон) и практическим отсутствием вулканического стекла. Характерными минералами являются низко-Са клинопи-роксен, оливин, высоко-Са плагиоклаз, ильменит, армалколит ((Mg,Fe) Ti₂O₅).

 

Место посадки станции «Луна-24»

 

Возраст низкотитанистых алюминистых базальтов оценивается как 3,9-4,2 млрд лет, крайне низкотитанистых базальтов в месте посадки корабля «Аполлон-17» около 4 млрд лет, а в районе посадки станции «Луна-24» — около 3,3 млрд лет. Возраст высокотитанистых базальтов в районах посадки «Аполлон-11» и «Аполлон-17» оценивается в пределах 3,5-3,8 млрд лет, высококалиевых высокотитанистых базальтов в районе посадки «Аполлон-11» около 3,55 млрд лет и низкотитанистых базальтов в районе посадки «Аполлон -12 и -15» в диапазоне 3,08-3,37 млрд лет.

 

Высокотитанистые морские базальты широко распространены в таких лунных морях, как Море Спокойствия, Море Дождей, Океане Бурь, а также в подчиненном количестве присутствуют в Море Изобилия, в Море Влажности и в Море Облаков. Низкотитанистые морские базальты широко распространены в Море Ясности, Море Кризисов, Море Холода, Море Познанном и в подчиненном количестве присутствуют по периферии Моря Дождей, центральную часть которого занимают высокотитанистые базальты. По данным гамма-съемки автоматической станции «Лунар Проспектор» железистые базальты западной части Океана Бурь обогащены Th (>2-6 г/т), U и К. Так как эти базальты покрывают значительные территории, их происхождение сложно объяснить простой ассимиляцией нижележащего корового субстрата, обогащенного K₂O, REE, Р (KREEP). Вполне возможно, что этот факт указывает на изначальную обогащенность мантийного источника редкоземельными элементами, однако этот вопрос пока остается дискуссионным.

 

Лунный пирокластический материал:

а. Фото NASA #S73-15085 Частицы оранжевого стекла из образца грунта 74220 (корабль «Аполлон-17»).

б. Фото NASA #S71-43587 Частицы зеленого стекла из образца грунта 15401 (корабль «Аполлон-15»)

 

Лунный пирокластический материал является очень редким типом лунных морских образований. Он представлен зелеными и оранжевыми стеклами — преимущественно в виде стеклянных шариков и их обломков, которые по химическому составу не имеют прямых эквивалентов среди кристаллических пород (рис. выше). Зеленые стекла отличаются примитивным мафическим составом и рассматриваются как наименее дифференцированное лунное вещество. Поверхность частиц зеленых и оранжевых стекол сильно обогащена Zn, Pb, F и другими легколетучими компонентами, что связывается с конденсацией на их поверхности вулканических испарений.

 

Ультраосновные породы, которые тоже крайне редки, встречаются, как уже говорилось, в виде включений в морских базальтах. Они представлены передробленными и перекристаллизованными дунитами, реже перидотитами. Состоят преимущественно из оливина (Fe₉—₁₂) с примесью пироксенов, плагиоклаза, металлического железа, троилита. Образование этих пород связывается как с ранним этапом глобальной дифференциации Луны (возраст мантийных дунитов близок возрасту Луны), так и с более поздними этапами становления лунной коры.

Как правило, осмотр достопримечательностей Чехии ограничивается стандартным набором: Прага, культурный и исторический центр страны, с огромным количеством зданий, построенных в совершенно различных стилях – от романских ротонд, еврейских синагог и готических башен до домов в стиле ренессанс и барокко, дворцовый комплекс Пражский Град, Пражский зоопарк, Еврейский музей, Мемориальный комплекс Терезин и парочка других туристических объектов. Но есть одно место, посмотреть на которое могут не все, хотя оно находится совсем недалеко от всеми любимой столицы Чехии – путь займет не более часа. Однако решится посетить такую достопримечательность только настоящий смельчак. Трудно представить себе что-то более зловещее и завораживающее одновременно. Читать дальше>>