Жарков В.Н. Внутреннее строение Земли и планет

Подождите немного. Документ загружается.

ство специалистов склоняется i; мнению, что впенишо

магнитные ноля не могли явиться причиной лунного маг

нетизма. Резюмируя, можно сказать, что происхождение

древнего магнитного поля, которое намагнитило первич

ную лунную кору и лунные горные породы, является

одним пз важнейших нерешенных вопросов, стоящих

перед исследователями Лупы.

При всех имеющихся неопределенностях сейчас пред

почтение следует, видимо, отдать идее первоначально го

рячей Луны с активно действующим механизмом гндро-

магиптиого динамо. Эта идея подкрепляет предположе

ние о том, что Луна образовалась из рыхлых планете-

зималей с горячими недрами, о чем уже говорилось

в § 11.2.

11.5. Распределение электропроводности

и температуры

Лунные породы обладают низкой электропровод

ностью, характерной для диэлектриков. Электропровод

ность диэлектриков сильно — по экспоненциальному за

кону зависит от температуры. Поэтому, если определить

электропроводность лунных недр, сделать обоснованные

предположения об их составе, измерить в лаборатории

при высоких температурах электропроводность образцов,

моделирующих лунный состав, то тем самым мы получим

возможность оценить распределение температуры в нед

рах Луны, основываясь на данных наблюдений.

В принципе определение электропроводности Луны

проще, чем задача электромагнитного зондирования на

ружных слоев Земли. Па Земле проводящий экран соле

ных океанических вод н сильные неоднородности наруж

ного слоя затрудняют задачу определения электропровод

ности земных недр. На Луне трудности обусловлены

отсутствием «удобных» зондирующих источников (пере

менные электромагнитные поля в земной атмосфере) и не

удобствами, связанными с космическими исследованиями

на других планетах.

Электромагнитное зондирование Луны осуществляется

путем регистрации ее реакции на переменное поле, пере

носимое солнечным ветром, или же поле хвоста магнито

сферы Земли, пересекаемое Лупой прп ее движении по

орбите.

Изложим результаты этих работ, следуя Худу п Со-

нетту (1982 г.). Принцип, на котором основано определе-

пне электропроводности планеты, описан б ■§ 4.3. На

рис. 103 показаны две полосы распределения электропро

водности в Лупе, полученные разными методами Худом,

Хербертом и Сонеттом (1982 г.) (заштриховано) и Дей

лом, Наркпном и Дэйли (1976 г.) (ограничено прерыви

стыми линиями). Далее, при интерпретации предпочтение

отдается данным Худа с

сотрудниками, так как эти

данные получены иа ос

нове усреднения семи за

писей сигнала продолжи

тельностью более 30 ч

каждая, в то время как

полоса Дэлла с сотрудни

ками получена на основе

использования одной запи

си протяженностью в 6 ч.

В работе Худа с со-

т рудн и кам и мн нп м ал ьная

частота сигнала, для кото

рой определялся отклик

Луны, составляла ~10~5 Гц

(~'105 с). Как мы знаем

электромагнитного сигнала

быть прозондировано планетное тело. Из рис. 103 следу

ет, что пределы для распределения электропроводности

наиболее узки в интервале глубин 450—1350 км, а для

поверхностной и центральной зон Луны они значитель

но шире н таким образом значительно менее информа

тивны.

На рис. 104 представлены данные лабораторных ис

следований зависимости коэффициента электропроводно

сти а от температуры для оливина [Mg/(Mg + Fe) = 0,91]

и пироксенов с содержанием АЦ03 0,14%, 1,9% и 6,8%

(по данным Дуба п Хейбнера с сотр.). Сплошными лини

ями показаны сглаженные экспериментальные данные,

а продолжающие их прерывистые липни представляют

линейную экстраполяцию экспериментальных результа

тов в область высоких и низких температур. Мы видим,

что добавление А120 3 к ппроксенам заметно повышает их

электропроводность, а это существенно для интерпретации

данных по лунным недрам, недифференцированные зоны

которых могут содержать заметное количество АЬ03

(см. § 11.2). Штрпхпунктнром па рпс. 104 показаны

коэффициенты электропроводности для породы, содержа

Рпс. 103. Пределы электропроводно

сти в недрах Луны по Х уду с сотр.

(заштриховано) и Дэйлу с сотр. (ог

раничены прерывистыми л и н и я м и ) .

пз § 4.3, чем длиннее период

, тем до больших глубин может

щей ~38% оливина, ~10% плагиоклаза, ~45—50%

пироксена и 2—7% А120 3. Эти штрихпунктирные кривые

используются для интерпретации данных по электропро

водности лунных недр, показанных на рис. 103. По

современным представлениям (см. § 11.2, табл. 30) недра

Луны обогащены А120 3 по сравнению с недрами Земли.

ioVt,k-1

Рис. 104. Зависимость коэффициентов электропроводности оливинов, алю

миниевых пироксенов н смесей этих минералов от температуры по лабора

торным данным. Описание рисунка дано в тексте.

Поэтому при интерпретации данных рис. 103 мы будем

использовать верхнюю штрихпунктнрную кривую рис. 104,

которая соответствует пироксенам, содержащим 6,8 вес. %

А120 3.

С помощью этой кривой о = о(7’) и заштрихованной

полосы электропроводности на рис. 103 получается поло

са распределения температур в недрах Луны (рис. 105).

На рис. 105 для сравиения показаны также три распре

деления температуры (кривые 1—3), полученные расчет

ным путем. Селенотерма 1 рассчитана Шубертом с со

трудниками (1977 г.) в предположении, что конвектив

ный теплоперенос преобладал на глубинах >300 км на

протяжении всей лунной истории. Селенотерма 2 рассчи

тана Токсоцем и Соломоном (1973 г.) в предположении,

что на протяжении лунной истории преобладал механизм

кондуктнвного теплопереноса. Наконец, селенотерма

рассчитана Токсоцем с сотр. (1978 г.), которые допускали

на протяжении лунной истории конвективный тенло-

перепос в твердой поликристаллической мантии Луны.

Согласно последним авторам, конвекция в недрах Луны

в настоящее время очень слабая и ограничена глубинами,

большими ~700—800 км.

Если привлечь к интерпретации данных, представлен

ных на рис. 105, оценки значений (?,, для верхней и сред

ней мантии Луны (см. § 11.1), то температурные распре

деления 1 и 2 следует исключить как нереальные. В них

температуры слишком близко подходят к кривой плавле

ния безводного базальта (кривой солидуса), что противо

речит значениям > 1500. Сближение полосы темпера

тур и селенотер.мы

3 с кривой солидуса сухих базальтов

Рис. 105. Полоса распределения температур в недрах Луны по данным об

электропроводности и лабораторной зависимости а = а(71), показанной верх

ней штрихиунктирной кривой на рис. 104 (для пироксенов с содержанием

АЬ03 6,8 вес. %). Приведены три типа современных селенотерм (кривые

1—3), полученных на основе расчетов тепловой истории Луны для разных

моделей. Прерывистой линией дана кривая солидуса (затвердевания) для

безводного базальта. Температуры в твердых зонах Луны должны быть

ниже этой кривой.

для глубин, больших 1000 км, качественно согласуется

с данными сейсмологии о резком уменьшении механиче

ской добротности Qp при I > 1100 км и падении скоро

стей 5-волн.

В заключение можно сказать, что, хотя полоса тем

ператур, показанная на рис. 105 (информативная в ин

тервале глубин 450—1350 км), и хорошо с ней согласую

щаяся селенотерма 3 получены при некотором не под

дающемся оценкам произволе, они дают рабочие оценки

температур лунных недр, улучшение которых — дело

будущих исследований.

Тепловой поток нз недр планеты определяется по

формуле (47). На Луне выполнено два измерения тепло

вого потока (А-1.Г) it А-17). В обоих случаях бурилась

скважина на глубину ~230 см, в которую вводился

тепловой зонд. Стационарные температуры в Лупе (не

возмущаемые колебаниями температуры на дневной по

верхности) устанавливаются на глубине ~70 см и равны

~253К. Начиная с этой глубины, температурный гради

ент, отражающий стационарный тепловой поток пз недр

к поверхности, составил —1,3—1,7 град/м. Верхние 2 см

реголита при температуре 220 К характеризуются очень

низкой теплопроводностью, ~3,5 ■ 10-е кал/(см • град • с).

С ростом глубины теплопроводность быстро нарастает.

На глубинах от 50 до 230см были получены значения от

5,3 ■ 10~5 до 1,23 • 10~4 калДсм ■ град ■ с). Рост теплопро

водности является следствием уплотнения лунного грунта

с глубиной. Места измерения теплового потока были

в пограничном районе между морской п континентальной

областями (Л-15) п в континентальной области (А-17).

Вначале Лэнгсет с сотрудниками получили для теплового

потока в обоих районах примерно одинаковые значения,

равные 0,70 • 10~6 кал/(см2 • с). Однако дополнительный

анализ привел авторов к заключению, что первые опубли

кованные ими результаты содержали систематическую

ошибку. После пересмотра данных оказалось, что теп

ловой поток в месте посадки А-15 равен 0,53 X

X 10~в кал/Чсм2-с), а для района посадки А-17 0,38 X

X 10_6 кал/(см2 - с). Получается так, что разные геологи

ческие структуры на Луне, так же как и на Земле, ха

рактеризуются различными тепловыми потоками. Это

означает, что прп исследовании Луны может быть ис

пользован метод структурной селенотермин.

По этим двум измерениям получается, что тепловой

поток из недр Луны примерно в трн-четыре раза меньше

земного теплового потока. Естественно, этот вывод носит

предварительный характер, так как двух измерений,

да еще которые дают значения, отличающиеся в 1,5 раза,

явно недостаточно, чтобы охарактеризовать важнейшую

энергетическую величину планеты — средний тепловой

поток из ее недр. Это становится особенно понятным,

если вспомнить, что толщина коры на обратной стороне

Луны, для которой отсутствуют данные о тепловом пото

ке, почти в два раза больше, чем на видимой стороне,

'а при глобальной дифференциации радиоактивные приме

ни сосредоточиваются в коре.

Поясним теперь простой оценкой, почему тепловой

поток из недр Лупы следует считать большим. Пред

положим, что тепловое состояние Луны и Земли примерно

стационарно, т. е. количество тепла, вытекающее через

поверхность обоих тел, равно количеству тепла, выделяе

мого в их недрах. Для Луны такое предположение близко

к действительности, а для Земли, как это следует из

рис. 65, тепловыделение составляет примерно 2/3 от ве

личины теплового потока. При стационарном тепловом

состоянии обоих тел тепловой поток пропорционален

объему н обратно пропорционален поверхности тела:

Следовательно, отношение тепловых потоков в предполо

жении одинаковой концентрации источников и стационар

ности, грубо говоря, равно отношению радиусов

Дл = 1738 км и /?з = 6371 км. Это отношение получается

равным 1/4, а лунный поток б?л ~ (1/3—1/4)д3. Однако

в стационарной Земле тепловой поток составлял бы 2/3

от наблюдаемого среднего теплового потока. Соответст

венно лунный поток будет меньше стационарного земного

всего в 1/2—3/8 раз. Объяснение этому известно — кон

центрация радиоактивных элементов в Луне заметно

больше, чем в Земле (см. табл. 30).

Данные о тепловом потоке позволяют сделать еще два

важных вывода. Мы уже отмечали, что наружные слои

Лупы сравнительно холодные и прочные (пе пластичные),

так как в течение ~3,5 • 109 лет они выдерживают напря

жения от лунных масконов. Это возможно лишь в том

случае, если недра Лупы претерпели глубокую дифферен

циацию с выплавлением лунной коры и выносом в нее

почти всех радиоактивных источников на раннем этапе

лунной истории. Тепло от радиоактивных источников,

сконцентрированных в коре, отводится через поверхность

Луны и почти пе идет на нагревание ее недр.

Второй вопрос, на который помогают ответить данные

о лунном тепловом потоке, это проблема источников энер

гии, из которой формируется тепловой поток. В случае

Луны не существует никаких источников, кроме радио

активности, которые могли бы давать существенный

вклад в формирование теплового потока. Сделать такой же

однозначный вывод в отношении Земли значительно

«л ('У-?.,)

Ча 0 з/'-’з) л

труднее. Хотя радиоактивных источников тепла в Земле/

достаточно, чтобы объяснить ее тепловой ноток, тем не

менее последние 10 лет все настойчивее выдвигается ги

потеза о важной роли энергии, выделяемой в Земле из-за

все еще протекающих в ней процессов гравитационной

дифференциации. Данные о лунном тепловом потоке

можно рассматривать как косвенное указание на то, что

и в Земле тепловой ноток формируется за счет радио

активности.

В заключение отметим, что селенотерме 3 на рис. 105,

которая хорошо согласуется с полосой температур, восста

новленной по электропроводности, соответствует значение

~ 0,41 кал/(см2 - с).

11.7. Лунная хронология

На Луне нет и, видимо, никогда не было плотной ат

мосферы и гидросферы. В результате поверхность Луны

запечатлела и сохранила следы начальной истории Сол

нечной системы. В связи с этим исследование Луны

имеет исключительно большое значение для проблемы

происхождения и эволюции Земли и планет. В этом

смысле Луна для проблемы происхождения представляет

больший интерес, чем, скажем, Земля, Венера и Марс —

планеты, на которых процессы эрозии стерли следы ран

ней истории.

Методом радиоактивного датирования лунных образ

цов, доставленных на Землю, установлено, что возраст

Луны равен возрасту Земли и метеоритов (~4,570Х

X 109 лет). Видимо, Луна с самого начала была горячей.

Ее формирование происходило из рыхлых горячих нлане-

тезималей, что сопровождалось образованием «Океана

магмы», глобальной кристаллизационной дифференци

ацией, осаждением маленького расплавленного ядра (ве

роятно, из Fe—FeS), в котором по механизму гидромаг

нитного динамо генерировалось собственное селеномаг

нитное поле. Кристаллизационная дифференциация Луны

на завершающей стадии ее роста привела к созданию

асимметричной габбро-анортозитовой коры и дифферен

цированной верхней, а возможно и средней мантии.

Асимметрия коры указывает на то, что уже на завер

шающей стадии роста Луна находилась в состоянии син

хронного вращения, т. е. была повернута к Земле полу

шарием с тонкой корой. По геологическим и космическим

масштабам времени выплавление ранней лунной коры

[Произошло очень быстро п датируется возрастом 4,460)

\Х 109 лет, определенным урано-свннцовьшн методами

"Первый период в жизни Луны продолжался —1,1 • 108ле1

Это был период формирования макроструктуры лунны:

л,едр.

f Следуюпщй период в развитии Лунтй длился дольше

Его завершение связывается с началом образования кру

говых морей, выбросы из которых практически завершил!

формирование макрострух;туры матсдшкюв. Окончанш

периода датируется временем ударного образования Моря

Дождей ~ .3,860 • 10" лот назад. В Э'гот период в Луне

.протекали разнообразные процессы, которые привели

к стабилизации Луны как плапетпого.;.‘тела. В начале пе

риода завершилась кристаллизация верхней мантии —

зон-источников морских базальтов. В<озраст этого события

установлен Rb-Sr н Ят-1\т(1-методамн и равен 4,400 X

X 10" лет или больше. Это был период активно]! вулкани

ческой деятельности, интенсивной 'бомбардировки лунной

поверхности метеоритами, в результате чего возникли

лунные брекчии и происходил ударный метаморфизм

древних пород. Активную роль в .завершающей фазе фор

мирования коры и облика нашего спутника играли как

эндогенные (внутренние), так н экзогенные (внешние)

процессы.

Так как при фракционной кристаллизации «Океана

магмы» радиоактивные примеси сконцентрировались

в остаточном расплаве — тонкой подкоровой зоне «Пред

вестник* KREEP-комноиента» (см. рис. 102) и коре, то

дальнейшая эволюция недр определялась медленным

остыванием наружного слоя Лупы — увеличением толщи

ны лунной литосферы, соответственно вытеснением

астеиосфериой зоны — зоны конвекции — к центральным

областям. В конце этого периода Луна зафиксировала

свою равновесную фигуру, которая впоследствии была

модифицирована в основном лишь из-за перераспределе

ния вещества в наружном слое при ударном образовании

круговых морен и из-за течений вещества, сформировав

ших масконы. В эту эпоху, ~4 • 109 лет назад, Луиа на

ходилась от Земли на расстоянии, равном ~20Д3

(см. § 11.8). В этот же период происходило зарождение

базальтовых магм в истощенной верхней мантии Луны за

счет процессов частичного плавления, вызванного слабым

радиогенным разогревом. При прохождении через тонкий

KRE ЕР-слой лавы могли обогащаться KREEP-комнонен-

той и при излиянии порождать KREEP-породы. Форми

рование поверхностных пород ранней Луны заметнр

осложнялось процессами ударного метаморфизма, когда

при высокоскоростных падениях тел астероидных разме

ров могло разбрасываться вещество с глубин в десятой

километров. /

Третий период в эволюции Луны длился ~108 йет

(4—3,9 • 109 лет назад) и связан с ударным образованием

круговых бассейнов (Море Дождей, Море Восточное,

Море Ясности, Море Кризисов и др.). Выбросы пз крате

ров будущих круговых морей образовали насыпные горы

и некоторые формации, например Фра-Мауро в Океане

Бурь, в значительной степени стерли следы предыдущей

истории лунной поверхности и, как мы уже говорили,

завершили формирование материков.

Следующий, четвертый, период связан с заполнением

базальтовой лавой лунных морей и завершением образо

вания масконов. Этот период был весьма продолжитель

ным (от 3,90 • 109 до 3,16 • 109 лет назад, а по фотогеоло-

гическим данным получена минимальная оценка возраста

морских базальтов 2,6 • 109 лет). Таким образом, как от

мечалось выше, события образования ударных кратеров

круговых морей и заполнения их лавой разделены за

метным интервалом времени.

Лавы морских базальтов составляют ~ 1 % от массы

лунной коры, и в балансе внутренней энергии Луны роль

этого вулканизма незначительна. Однако, покрывая 17%

площади Луны, они завершили формирование облика ви

димого полушария нашего спутника.

Четвертый период в эволюции Луны называют «мор

ским», хотя более фундаментальной его особенностью

является затухание тектонической активности планеты.

В этот же период происходит ослабление магнитогидро

динамических процессов генерации собственного селено

магнитного поля и вымирание поля. Состояние Луны

стабилизировалось, о чем свидетельствует сохранение

планетным телом его размеров с точностью до ±1 км в

последние 3 • 10* лет. В последний — «послеморской» пе

риод лик Луны не менялся за счет эндогенных процессов,

хотя падение на нее метеоритов и образование кратеров

происходило.

Таким образом, эрозия лунной поверхности в послед

ние 3 • 109 лет обусловлена только метеоритной бомбар

дировкой. Эта бомбардировка, по существу, пе стерла

главных событий в жизни Луны, о которых мы говорили

выше.

\ Исследования Лупы, проведенные космическими ап

паратами в последние 20 лет, сделали наши представле

ния о пей более конкретными. Но более конкретными

стали и все важнейшие проблемы, связанные с Луной и

Солнечной системой в целом. Решение этих проблем —

дело будущего и, видимо, требует больших усилий.

11.8. Об истории лунной орбиты

Начало изучению приливной эволюции лунной орбиты

было положено во второй половине прошлого века

Дж. Дарвином, который показал, что приливное трение

(см. § 2.6) на протяжении больших, космических интер

валов времени может радикально изменить орбитальные

элементы небесных тел, в частности, нашего естественно

го спутника — Луны. Эволюция лунной орбиты в основ

ном определяется диссипативной функцией Земли

(197)

где 6 — угол запаздывания земных приливов. Оценить

эволюцию расстояния между Землей и Луной можно

с помощью простой модели: достаточно рассмотреть дви

жение спутника по круговой орбите радиуса с в эквато

риальной плоскости планеты. Тогда изменение с со вре

менем I подчиняется уравнению

dc QGmRnk 8 ,,

t - - p 7 T 7 S r = e -e" u - <198>

где G — гравитационная постоянная, М и т — массы

Земли и Луны, ц. = Gi.M + т) = с3п2 — кеплеровская по

стоянная для системы Земля — Луна, п — угловая ско

рость вращения Луны относительно Земли, R3 — радиус.

Земли, к2 « 0,3 — число Лява.

Основная трудность рассматриваемой задачи связана

с неопределенностью функции 6(f) в прошлом. Самое

простое предположение bit) — б3 = б0 = const дает для

времени «отодвигания» Луны от с0 = 0 до современного

радиуса лунной орбиты с3 = 60,3R3

9 ci3a

“--nr-Jsr <199>

Современное значение угла запаздывания 83» ( 2 —4 )°~

= (0,035-0,07) рад и

t*—(1,9 -г 0,95) • 109 лет., (200)