По мере развития космической техники все более будут использоваться для изучения планет сначала автоматические станции, а затем аппараты, доставляющие исследователей на поверхность планет. Возможно также создание промежуточных. баз и постоянно действующих: исследовательских станций на некоторых планетах и астероидах. Все это заставляет изучать грунты, покрывающие ближайшие небесные тела, с точки зрения их состава, строения и свойств.
Нам сейчас ясно, что формирование грунтов других планет происходит не всегда по земному типу. Это определяется иными физическими условиями поверхности всех ближайших к нам космических соседей. В одних случаях на них отсутствует воздушная оболочка, в других — она незначительна, а в третьих — оказывается более мощной, чем на нашей планете. Также разнятся состав газовых оболочек, их температура и характер движения. Еще сложнее обстоит дело с гидросферой. В жидком виде она, кроме Земли, по всей вероятности, существует еще в марсианской коре, а в виде льда, парообразной, а возможно, и жидкой субстанций встречается в атмосфере Венеры и других планет (например, Юпитера и его спутников).
Все эти факторы приводят к особым условиям формирования грунтов на окружающих небесных телах. Даже магматические породы, изливающиеся из недр планет, часто имеют специфическое строение и состав, отличающий их от земных. Такие планеты, как Меркурий, Марс, а также спутник Земли — Луна, и астероиды подвергаются бомбардировке метеоритами, порождающей особые условия образования их грунтов.
Пока имеются лишь первые данные о характере грунтов в космосе, но и они свидетельствуют об их большом разнообразии.
Все рассмотренные особенности нашего спутника позволяют считать, что на нем встречаются следующие генетические типы грунтов* магматические породы; вулканические пеплы; метеоритные образования, сформировавшиеся за счет метеоритов и процессов, происходящих при их падении; космическая пыль; рыхлые грунты, возникшие в ходе физического (термического) выветривания при резкой смене дневных и ночных температур.
Имеющийся опыт работы автоматических станций, доставленные на Землю образцы и информация от американских астронавтов, высадившихся на поверхности Луны, позволяют говорить о наличии в лунной коре следующих групп грунтов:
1) скальных, сложенных базальтами (их разновидностью — реголитом), образцы которых доставлены на Землю. Их особенностью является значительное количество титансодержащих минералов. Пользуется также распространением габбро (его разновидность — долерит);
2) крупнообломочных, в составе которых находятся камни и обломки размером от нескольких метров до 2—20 мм;
3) песчано-пылеватых, образующих слои мощностью от сантиметров до многих десятков метров.
Лунные горные породы разделяются на три группы :
Базальты лунных морей образовались в процессе близкоповерхностной кристаллизации базальтовых лав. Возраст этих пород 3.1—3.9 миллиардов лет, это самые молодые породы, доставленные с Луны. Основными минералами являются пироксены, плагиоклазы, ильменит, оливины[2].
ANT-породы (анортозит—норит—троктолитовые) — это породы в которых преобладают плагиоклазы и пироксены, с примесями оливина. Возраст 3,6—4,6 млрд лет, обычно самые древние породы. Являются продуктами падения метеоритов и метаморфизма, подверглись интенсивным структурным изменениям, которые почти полностью уничтожили их первичные особенности. Большинство ANT-пород представляют собой брекчии, и могут состоять из смеси пород, формировавшихся независимо[2].
Породы, включающие соединения калия — K и редкоземельные элементы (англ. Rare earth element) — REE и фосфора — P.
На сегодня на Земле есть образцы лунной породы, попавшие на Землю из следующих источников:
Реголит (от др.-греч. ῥῆγος — одеяло и др.-греч. λίθος — камень) — остаточный грунт, являющийся продуктом космического выветривания породы на месте[3].
В настоящее время этим термином чаще всего называют поверхностный слой сыпучего лунного грунта.
Неслоистый, рыхлый, разнозернистый обломочно-пылевой слой, достигающий толщины нескольких десятков метров. Состоит из обломков изверженных пород, минералов, стекла, метеоритов и брекчий ударно-взрывного происхождения, сцементированных стеклом[7].
По гранулометрическому составу относится к пылеватым пескам (основная масса частиц имеет размер 0,03—1 мм). Цвет тёмно-серый, до чёрного, с включениями крупных частиц, имеющих зеркальный блеск. Частицы грунта обладают высокой слипаемостью из-за отсутствия окисной плёнки на их поверхности и высокой электризации. Кроме того, лунная пыль легко поднимается вверх от ударных воздействий и хорошо прилипает к поверхности твёрдых тел, что доставляло много неудобств участникам экспедиций «Аполлон». По утверждению Армстронга, Олдрина и профессора В. Ф. Скотта[8] в земной атмосфере реголит имеет характерный запах гари и отстрелянных пистонов.
Рис Лунный анортозит.
Условия формирования лунных грунтов значительно отличаются от земных. Прежде всего здесь отсутствует воздушная оболочка, поэтому поверхность то нагревается под действием солнечных лучей до 80—130 °С, то быстро охлаждается при наступлении лунной ночи до минус 100—150°С.
А. П. Виноградов выделяет в реголите два типа частиц: угловатые, похожие на только что раздроблённую породу, и преобладающие окатанные частицы со следами оплавления и спекания. Многие из них остеклованы и похожи на стеклянные и металлические капли. По минеральному составу реголита установлено, что лунные моря сложены преимущественно базальтами, а среди пород материков преобладают анортозиты и их разновидности. Для реголита обоих типов характерно присутствие частиц металлического железа.
Результаты лабораторных анализов образцов лунного грунта, доставленных на Землю, показали, что, будучи доставленными даже из одного района Луны, они имеют заметные различия в своем составе. Однако несмотря на это, а также на более значительное отличие в составе отдельных фрагментов одного и того же образца, можно выделить ряд наиболее характерных для данного района образцов, имеющих весьма сходный химический состав, к которому близок состав и большинства других образцов данного участка.
Таблица 3
Состав основных пород лунного реголита
| Название | Класс | Формула |
|---|---|---|
| Ильменит | Титанистый железняк | FeTiO3 |
| Оливин | Железомагниевый силикат | (Mg, Fe)2[SiO4] |
| Анортит | Алюмосиликат кальция | Ca[Al2Si2O8] |
| Пироксен | Щелочные силикаты | R2[Si2O6], где R — Na, Ca |
Элементный состав лунного реголита (в %)
| Элемент | Морской реголит | Материковый реголит | Реголит отдельных бассейнов |
|---|---|---|---|
| Ca | 7,9 | 10,7 | 7,7 |
| Mg | 5,8 | 4,6 | 6,1 |
| Fe | 13,2 | 4,9 | 3,7 |
| Al | 6,8 | 13,3 | 9,8 |
| Ti | 3,1 | 0 | 0 |
| Si | 20,4 | 21,0 | 21,8 |
| O | 41,3 | 44,6 | 43,3 |
| S | 0,1 | 0,072 | 0,076 |
| K | 0,1 | 0,073 | 0,24 |
| Na | 0,3 | 0,48 |
0,38
|
Луна имеет на своей поверхности такие довольно редкие геологические образования как пещеры
В 2015 году учёные опубликовали статью об обнаружении с помощью «Юйту» нового типа лунного грунта — базальтов необычного состава[38]. Образцы этого грунта отличаются от всего, что собрали американские астронавты в 1969—1972 годах во время программы «Аполлон» и советские станции «Луна-16», «Луна-20», «Луна-24»
Рис Панорама Луны. 2014 Справа виден китайский луноход Юйту, а левее и выше - Земля
В августе — сентябре 1975 г. в США в сторону Марса были запущены один за другим два космических аппарата — «Викинг-1 и -2». Достигнув примерно через 11 месяцев Марса, они вышли на орбиту искусственных спутников. С орбитальных модулей кораблей на поверхность Марса в разные точки его поверхности, удаленные друг от друга на расстояние около 6500 км, были доставлены спускаемые аппараты.
Среди ряда экспериментов, проводимых этими аппаратами (включавших в себя также и эксперимент по обнаружению органической жизни на Марсе, не давший пока, к сожалению, однозначно интерпретируемых результатов), был и эксперимент по определению химического состава поверхностного слоя грунта Марса методом рентгеновского флуоресцентного анализа. Прибор для проведения этого эксперимента являлся дальнейшим развитием рентгеновской спектрометрической аппаратуры, предназначенной для космических экспериментов.
Марсианский грунт с помощью лопатки миниатюрного экскаватора насыпался в специальную камеру (рис. 13) объемом немногим более 4 см3. Два помещенных рядом радиоактивных источника облучали грунт через окна камеры; через эти же окна проходило ответное флуоресцентное излучение грунта, которое регистрировалось четырьмя детекторами. Для определения вклада элементов, имеющих близкую по значению энергию излучения, применялись фильтры (как и в экспериментах, описанных выше).
Рис. 13. Схема проведения эксперимента по исследованию химического состава поверхности Марса с помощью аппаратов «Викинг»: 1 — камера, в которую засыпался образец грунта; 2 — образец грунта; 3 — пропорциональный счетчик; 4 — радиоактивный источник (кадмий-109); 5 — коллиматор источника и защитный экран; 6 — тонкое пленочное окно в камере, через которое велся анализ
Был произведен анализ нескольких образцов грунта, взятых в разных точках вблизи посадочных блоков станций (пробы грунта могли быть взяты с глубины до 6 см от поверхности). Этот анализ позволил определить содержание в поверхностном слое Марса основных породообразующих элементов — магния, алюминия, кремния, серы, хлора, калия, кальция, титана, железа, — а также оценить концентрацию таких элементов, как, например, рубидий, стронций, иттрий и цирконий.
Полученные результаты оказались весьма любопытными. Сравнение с химическим составом земных и лунных пород показало, что спектр марсианского грунта (рис. 14) не совпадает ни с одним из спектров, полученных в наземных экспериментах. Так, например, марсианский грунт содержит мало алюминия, калия и титана, но зато сравнительно богат железом и очень богат серой (см. табл. 4).
Рис. 14. Спектр флуоресцентного излучения поверхности Марса в месте посадки спускаемого аппарата «Викинга-1». Для сравнения приведен (сплошной линией) наиболее близкий по характеру спектр, полученный при наземных испытаниях. Бросается в глаза значительное содержание серы в марсианском грунте
Таблица 4
Насколько полученные результаты отражают общую картину содержания элементов в поверхностном слое Марса, сказать пока трудно, поскольку анализ производился лишь в двух точках поверхности планеты. Однако первое, что бросается в глаза при сравнении химического состава обоих районов посадки спускаемых аппаратов «Викингов», это то, что состав всех исследуемых образцов грунта оказался практически одинаковым, хотя грунт для анализа брался в весьма удаленных друг от друга точках, с разной глубины и в виде зерен разного размера.
Сравнительно высокое содержание железа на Марсе подтверждает существующее мнение, что красный цвет поверхности этой планеты обязан своим происхождением наличию там окислов железа. Не исключено, что они могут покрывать снаружи зерна других минералов, но это покрытие должно быть тонким или прерывистым.
Все рекорды побила сера: ее содержание в грунте Марса оказалось на один-два порядка больше, чем в земных и лунных породах. Причина такой аномалии пока непонятна, как неясно, например, и то, в виде каких соединений может входить сера в минералы, слагающие поверхность Марса.
Характерным является и низкое содержание калия в марсианском грунте. Оно, по крайней мере, в 5–8 раз меньше, чем в земной коре. Отношение концентраций кальция к калию, составляющее величину порядка 10 (а, возможно, и выше), указывает на то, что поверхность Марса слагают не граниты (как это характерно для Земли).
В поверхностном слое Марса обнаружены стронций, иттрий и цирконий (около 0,01 % для каждого элемента). Их количества оказалось меньше, чем в земных вулканических породах.
|
|
|
|
Зобор первой пробы 7 октября 2012 года. |
|
|
МАРСОХОД CURIOSITY |
|
|
|
|
|
МАРСОХОД CURIOSITY |
|
|
|
|
Участок рядом с кластером темных пород "Rocknest" был выбран в качестве места забора первых проб песка и марсианской пыли для химического анализа с помощью совка марсохода. Мозаика собрана из фотографий полученных правым глазом камеры MastCam на 52 сол (28 сентября 2012 года), за четыре дня до прибытия к "Rocknest". Кластер "Rocknest" занимает площадь 1,5 метра на 5 метров.
|
Рис Марсианский грунт. Снимок Оппортьюнити от 15 ноября 2017 года.
Венера долгое время была загадкой для астрономов. Дело в том, что Венера окружена мощной атмосферой. В ней от высоты 18 до 75 км размещается несколько ярусов облаков, закрывающих поверхность планеты.
Венера по размерам, плотности и силе тяжести весьма близко напоминает Землю. Венерианский год около 225 дней, однако продолжительность суток составляет 118 земных. Интересно, что Венера не имеет магнитного поля.
Советские станции «Венера-9, -10, -11 и -12», помогли раскрыть тайну, которой окутана планета. Прежде всего было установлено, что здесь царит всегда испепеляющая жара. Температура поверхности около 500 °С. Нижний припланетный слой воздуха состоит из углекислого газа, плотность которого в 70 раз выше, чем приземного слоя. Давление атмосферы на поверхности Венеры достигает 9,8 МПа.
Условия формирования свойств грунтов здесь весьма своеобразны. Температура почти всегда одинаковая. Разница между ее дневными и вечерними значениями оказывается в пределах менее 1 °С. Дождей нет, потому что воды в атмосфере планеты вообще очень мало. Be* тер сравнительно слабый и вряд ли превосходит скорость 1 м/с. Однако даже при столь малых ветрах следует учитывать высокую плотность углекислой атмосферы и отсюда — ее повышенную способность к разрушению пород. Можно полагать, что на минеральный срстав грунтов влияет также взаимодействие пород с горячим углекислым газом. Рельеф планеты до сих пор изучен слабо. Имеющиеся сведения позволяют предполагать присутствие вулканических гор и Обширных равнин.
Панорамы, полученные советскими спускаемыми аппаратами «Венера», в том числе последнее цветное изображение, позволяют говорить о том, что на планете пока зарегистрировано два типа грунтов: скальные, магматические и рыхлые, крупнообломочные. Последние состоят из глыб, камней со слоистой структурой и мелких обломкдв до 1—2 мм. Судя по снимкам, имеется также пепловый материал с «вулканическими бомбами» (образования, связанные со взрывами во время извержения вулканов).
Оис 180-градусная панорама поверхности Венеры с советского спускаемого аппарата " Венера-9" , 1975 год. Черно-белое изображение бесплодных, черных, похожих на сланец скал на фоне плоского неба. В центре внимания - земля и зонд. Несколько строк отсутствуют из-за одновременной передачи научных данных.
Рис Спускаемый модуль "Венера-13" "приземлился" на Венере 1 марта 1982 г. Две его камеры снимали на 180° или 60°.
Исследование поверхности Венеры стало возможным с развитием радиолокационных методов. Наиболее подробную карту составил американский аппарат «Магеллан», заснявший 98 % поверхности планеты. Картографирование выявило на Венере обширные возвышенности. Крупнейшие из них — Земля Иштар и Земля Афродиты, сравнимые по размерам с земными материками. Ударных кратеров на Венере относительно немного. Значительная часть поверхности планеты геологически молода (порядка 500 млн лет). 90 % поверхности планеты покрыто застывшей базальтовой лавой.
В 2009 году была опубликована карта южного полушария Венеры, составленная с помощью аппарата «Венера-экспресс». На основе данных этой карты возникли гипотезы о наличии в прошлом на Венере океанов воды и сильной тектонической активности[56].
Предложено несколько моделей внутреннего строения Венеры. Согласно наиболее реалистичной из них, на Венере есть три оболочки. Первая — кора толщиной примерно 16 км. Далее — мантия, силикатная оболочка, простирающаяся на глубину порядка 3300 км до границы с железным ядром, масса которого составляет около четверти всей массы планеты. Поскольку собственное магнитное поле планеты отсутствует, то следует считать, что в железном ядре нет перемещения заряженных частиц — электрического тока, вызывающего магнитное поле, следовательно, движения вещества в ядре не происходит, то есть оно находится в твёрдом состоянии. Плотность в центре планеты достигает 14 г/см³.
Подавляющее большинство деталей рельефа Венеры носит женские имена, за исключением высочайшего горного хребта планеты, расположенного на Земле Иштар близ плато Лакшми и названного в честь Джеймса Максвелла.
Рельеф Венеры
Ударный кратер на Венере
Радарный снимок русел лавовых потоков на Венере
Радар АМС «Пионер-Венера-1» в 1970-х годах снимал поверхность Венеры с разрешением 150—200 км. Советские АМС «Венера-15» и «Венера-16» в 1983—1984 годах с помощью радара закартировали большую часть северного полушария с разрешением 1—2 км, впервые засняв тессеры и венцы. Американский «Магеллан» с 1989 по 1994 год произвёл более детальное (с разрешением 300 м) и почти полное картографирование поверхности планеты. На ней обнаружены тысячи древних вулканов, извергавших лаву, сотни кратеров, арахноиды, горы. Поверхностный слой (кора) очень тонок; ослабленный высокой температурой, он слабо препятствует прорыванию лавы наружу. Два венерианских континента — Земля Иштар и Земля Афродиты — по площади не меньше Европы каждый, однако по протяжённости их несколько превосходят каньоны Парнгэ, названные в честь хозяйки леса у ненцев, которые являются самой большой деталью рельефа Венеры. Низменности, похожие на океанские впадины, занимают на Венере только одну шестую поверхности. Горы Максвелла на Земле Иштар возвышаются на 11 км над средним уровнем поверхности. Горы Максвелла, а также области Альфа и Бета являются единственными исключениями из правила о наименованиях, принятого МАС. Всем остальным районам Венеры даны женские имена, в том числе русские: на карте можно найти Землю Лады, равнину Снегурочки и каньон Бабы-Яги[57].
Ударные кратеры — редкий элемент венерианского пейзажа: на всей планете их лишь около 1000. На снимке справа — кратер Адывар диаметром около 30 км. Внутренняя область заполнена застывшим расплавом пород. «Лепестки» вокруг кратера образованы раздроблённой породой, выброшенной наружу во время взрыва при его образовании.
Особенности номенклатуры
Поскольку облака скрывают поверхность Венеры от визуальных наблюдений, её можно изучать только радиолокационными методами. Первые, довольно грубые, карты Венеры были составлены в 1960-е гг. на основе радиолокации, проводимой с Земли. Светлые в радиодиапазоне детали величиной в сотни и тысячи километров получили условные обозначения, причём в то время существовало несколько систем таких обозначений, которые не имели всеобщего хождения, а использовались локально группами учёных. Одни применяли буквы греческого алфавита, другие — латинские буквы и цифры, третьи — римские цифры, четвёртые — именования в честь знаменитых учёных, работавших в сфере электро- и радиотехники (Гаусс, Герц, Попов). Эти обозначения (за отдельными исключениями) ныне вышли из научного употребления, хотя ещё встречаются в современной литературе по астрономии.[58] Исключением являются область Альфа, область Бета и горы Максвелла, которые были удачно сопоставлены и отождествлены с уточнёнными данными, полученными с помощью космической радиолокации[59].
Схема деления карты Венеры на листы (для каждого указано буквенно-цифровое обозначение и латинское название по примечательной детали рельефа)
Первую карту части венерианской поверхности по данным радиолокации составила Геологическая служба США в 1980 году. Для картографирования была использована информация, собранная радиозондом «Пионер-Венера-1» («Пионер-12»), который работал на орбите Венеры с 1978 по 1992 год.
Карты северного полушария планеты (треть поверхности) составлены в 1989 году в масштабе 1:5 000 000 совместно Американской геологической службой и российским Институтом геохимии и аналитической химии им. В. И. Вернадского. Использовались данные советских радиозондов «Венера-15» и «Венера-16». Полная (кроме южных полярных областей) и более детальная карта поверхности Венеры составлена в 1997 году в масштабах 1:10 000 000 и 1:50 000 000 Американской геологической службой. При этом были использованы данные радиозонда «Магеллан»[58][59].
Правила именования деталей рельефа Венеры были утверждены на XIX Генеральной ассамблее Международного астрономического союза в 1985 году, после обобщения результатов радиолокационных исследований Венеры автоматическими межпланетными станциями. Было решено использовать в номенклатуре только женские имена (кроме трёх приведённых ранее исторических исключений)[58]:
Некратерные формы рельефа Венеры получают имена в честь мифических, сказочных и легендарных женщин: возвышенностям даются имена богинь разных народов, понижениям рельефа — прочих персонажей из различных мифологий:
Как и у Земли, Луны и Марса, геологическая история Меркурия разделена на периоды (понятие эр используется только для Земли). Это деление установлено по относительному возрасту деталей рельефа планеты. Их абсолютный возраст, измеряемый в годах и оцениваемый по концентрации кратеров, известен с низкой точностью. Эти периоды названы по именам характерных кратеров. Их последовательность (от более ранних к более поздним, с датировками начала): дотолстовский (~4,5 млрд лет назад), толстовский (4,20–3,80 млрд лет назад), калорский (3,87–3,75 млрд лет назад), мансурский (3,24–3,11 млрд лет назад) и койперский (2,2–1,25 млрд лет назад).
После формирования Меркурия 4,6 млрд лет назад происходила интенсивная бомбардировка планеты астероидами и кометами. Последняя сильная бомбардировка планеты окончилась 3,8 млрд лет назад.
Вулканическая активность, вероятно, была характерна для молодого Меркурия. Часть регионов, например, равнина Жары, была покрыта лавой. Это приводило к образованию гладких равнин внутри кратеров, наподобие лунных морей, но сложенных светлыми породами. Вулканизм на Меркурии закончился, когда толщина коры увеличилась настолько, что лава уже не могла изливаться на поверхность планеты. Это, вероятно, произошло в первые 700–800 млн лет его истории.
В дальнейшем, когда Меркурий остывал от извержений лавы, объём его уменьшался, и каменная оболочка, остывшая и затвердевшая раньше, чем недра, вынуждена была сжиматься. Это приводило к растрескиванию внешней каменной коры планеты и наползанию одного края на другой с образованием своего рода «чешуи», в которой один слой пород надвинут на другой. Верхний слой, надвинувшийся на более низкий, приобретал выпуклый профиль, напоминая застывшую каменную волну. Следы таких движений до сих пор отчётливо видны на поверхности Меркурия в виде уступов высотой в несколько километров, имеющих извилистую форму и протяжённость в сотни километров. Такое сжатие коры планеты безусловно сопровождалось сильными землетрясениями. В 2016 году было обнаружено, что тектоническая активность на Меркурии имела место и в последние 50 миллионов лет, приводя к землетрясениям магнитудой до 5 баллов.
Все последующие изменения рельефа обусловлены ударами о поверхность планеты внешних космических тел.
Меркурий успевает обежать Солнце за 88 земных суток (год Меркурия). Но солнечные сутки (оборот вокруг своей оси) составляют ни много ни мало 176 земных суток. Получается, что солнечные сутки в 2 раза длиннее года на Меркурии!
Рис Первые изображения Меркурия с высоким разрешением, полученные АМС «Мессенджер», 22 января 2008
Хотя плотность Меркурия близка к земной, сила тяжести на нем составляет только 38 % от силы тяжести на Земле. Условия образования грунтов (расчлененный рельеф, очень разреженная гелиевая атмосфера, наличие большого числа метеоритных кратеров и проявления вулканической деятельности) очень напоминают лунные.
рис. Гигантский уступ Дискавери длиной 350 км и высотой 3 км образовался при надвигании верхних слоёв коры Меркурия в результате деформации коры при остывании ядра
Поверхность Меркурия во многом напоминает лунную — она сильно кратерирована. Плотность кратеров на поверхности различна на разных участках. От молодых кратеров, как и у кратеров на Луне в разные стороны тянутся светлые лучи. Предполагается, что более густо усеянные кратерами участки являются более древними, а менее густо усеянные — более молодыми, образовавшимися при затоплении лавой более старой поверхности. В то же время крупные кратеры встречаются на Меркурии реже, чем на Луне. Самый большой кратер на Меркурии — бассейн равнины Жары (1525×1315 км). Среди кратеров с собственным именем первое место занимает вдвое меньший кратер Рембрандт, его поперечник составляет 716 км[79][80]. Однако сходство Меркурия и Луны неполное — на Меркурии существуют образования, которые на Луне не встречаются.
Важным различием гористых ландшафтов Меркурия и Луны является присутствие на Меркурии многочисленных зубчатых откосов, простирающихся на сотни километров, — уступов (эскарпов). Изучение их структуры показало, что они образовались при сжатии, сопровождавшем остывание планеты, в результате которого площадь поверхности Меркурия уменьшилась на 1 %. Наличие на поверхности Меркурия хорошо сохранившихся больших кратеров говорит о том, что в течение последних 3–4 млрд лет там не происходило в широких масштабах движение участков коры, а также отсутствовала эрозия поверхности, последнее почти полностью исключает возможность существования в истории Меркурия сколько-нибудь существенной атмосферы.
Благодаря зонду «Мессенджер», заснявшему всю поверхность Меркурия, выявлено, что она однородна. Этим Меркурий не схож с Луной или Марсом, у которых одно полушарие резко отличается от другого[45]. Самая высокая точка на Меркурии (+4,48 километра над средним уровнем) расположена к югу от экватора в одной из старейших областей на планете, а самая низкая точка (-5,38 километра ниже среднего уровня) находится на дне Рахманиновского бассейна, окружённого двойным кольцом загадочных гор, которые, по предположению учёных, являются одними из последних вулканических проявлений на планете[81].
Первые данные исследования элементного состава поверхности с помощью рентгенофлуоресцентного спектрометра аппарата «Мессенджер» показали, что она бедна алюминием и кальцием по сравнению с плагиоклазовым полевым шпатом, характерным для материковых областей Луны. В то же время поверхность Меркурия сравнительно бедна титаном и железом и богата магнием, занимая промежуточное положение между типичными базальтами и ультраосновными горными породами типа земных коматиитов. Обнаружено также относительное изобилие серы, что предполагает восстановительные условия при формировании поверхности планеты[78].
Кратеры меркурия
Кратеры на Меркурии варьируют от маленьких впадин, имеющих форму чаши, до многокольцевых ударных кратеров, имеющих в поперечнике сотни километров. Они находятся на разных стадиях разрушения. Есть относительно хорошо сохранившиеся кратеры с длинными лучами вокруг них, которые образовались в результате выброса вещества в момент удара. Некоторые кратеры разрушены очень сильно. Меркурианские кратеры отличаются от лунных меньшим размером окружающего ореола выбросов, из-за большей силы тяжести на Меркурии[65].
Поверхность напоминает лунную (снимок АМС «Мессенджер»)
Радиолокационное изображение кратеров северного полюса Меркурия
Кратер Койпер (чуть ниже центра) (снимок АМС «Мессенджер»)
Одна из самых заметных деталей поверхности Меркурия — равнина Жары (лат. Caloris Planitia). Она получила такое название потому, что расположена вблизи одной из «горячих долгот». Эта лавовая равнина заполняет кратер (импактный бассейн) размером 1525×1315 км — крупнейший на планете. Его вал местами (горы Жары) превышает 2 км. В центре равнины находится своеобразная система борозд, получившая название Пантеон[79][80] (неофициальное название — «Паук»).
Вероятно, тело, при ударе которого образовался кратер, имело поперечник не менее 100 км. Удар был настолько сильным, что сейсмические волны прошли всю планету насквозь и, сфокусировавшись в противоположной точке поверхности, привели к образованию здесь своеобразного пересечённого «хаотического» ландшафта.
Самый яркий участок поверхности Меркурия — 60-километровый кратер Койпер. Вероятно, это один из наиболее молодых крупных кратеров планеты[82].
В 2012 году учёные обнаружили ещё одну интересную последовательность кратеров на поверхности Меркурия. Их конфигурация напоминает лицо Микки Мауса[83]. Возможно, в будущем и эта цепь кратеров получит своё название.
Правила именования деталей рельефа Меркурия утверждены на XV Генеральной ассамблее Международного астрономического союза в 1973 году:
Маленький кратер Хун Каль (указан стрелкой), служащий точкой привязки системы долгот Меркурия. Фото АМС «Маринер-10»
Есть и некоторые характерные черты рельефа, например странные 2—3-километровые обрывы, вытянутые на тысячи километров. Этот элемент ландшафта, как видно, связан с тектоническими движениями массы планеты. Колебания между дневной и ночной температурами достигают значительной величины: днем до плюс 345 °С, а ночью до минус 180 °С. Сейчас полагают, что грунты Меркурия очень близки к лунным. Здесь есть скальные магматические породы типа базальтов. Большое распространение, по всей вероятности, имеют рыхлые грунты, образовавшиеся вследствие ударов метеоритов и процессов физического (термического) выветривания.
Обнаружены на Меркурии и «масконы». Это позволяет предположить наличие значительного по мощности песчано-обломочного грунта.
Что бы оставить комментарий войдите
Комментарии (0)