Luna este singurul satelit natural al planetei Pământ. Romanii au numit satelitul Pământului Luna, grecii - Selena, vechii egipteni - Iyah. Luna a atras interesul oamenilor din cele mai vechi timpuri. . Luna este al doilea cel mai luminos obiect de pe cer după Soare. Deoarece Luna orbitează într-un cerc cu o perioadă de o lună, unghiul dintre Pământ, Lună și Soare se schimbă; vedem acest efect ca pe un ciclu de faze lunare. Perioada de timp între noile luni succesive este de 29,5 zile (709 ore).
Deși Luna se rotește pe propria axă, ea se confruntă întotdeauna cu Pământul cu aceeași parte. Faptul este că face un ciclu în jurul propriei axe în același timp (27,3 zile) cu o singură revoluție în jurul Pământului. Și întrucât direcția ambelor rotații coincide, este nerealist să-i vezi partea opusă față de Pământ. Dar, întrucât rotația Lunii în jurul Pământului pe o orbită eliptică are loc inegal, din Pământ este posibil să se vadă 59% din suprafața lunară.
Luna nu este un corp auto-luminos ca toate planetele. Poate fi observat numai în măsura în care este iluminat de Soare. Datorită particularităților mișcării, satelitul nostru este întotdeauna iluminat de Soare dintr-o singură parte, dar observatorul terestru vede jumătatea iluminată în moduri diferite în momente diferite. Luna își schimbă forma aparentă, iar aceste schimbări se numesc faze. Fazele depind de pozițiile relative ale Pământului, Lunii etc.
Fazele lunii
Lună nouă - faza în care luna se află între Pământ și Soare. În acest moment, el este invizibil pentru un observator pământesc.
Lună plină - punctul opus orbitei Lunii, în care este iluminată de Soare, emisfera este complet vizibilă pentru observatorul terestru.
Faze intermediare - poziția lunii între luna nouă și luna plină, atunci când observatorul terestru vede mai mult sau mai puțin din emisfera iluminată, acestea sunt numite sferturi.
Forțe gravitaționale între Pământ și Lună invocați câteva efecte interesante. Cea mai recunoscută dintre acestea este refluxul și fluxul mării. Tragerea gravitațională a Lunii este mai puternică pe partea Pământului, care este îndreptată spre Lună și mai puțin pe cealaltă parte. Prin urmare, planul Pământului, și în special oceanele, sunt întinse spre Lună. Dacă am privi Pământul din lateral, am vedea două umflături și ambele sunt orientate spre Lună, dar se află pe marginile opuse ale Pământului.
Acest fenomen este mult mai puternic în apa oceanului decât în \u200b\u200bcrusta tare, deoarece umflăturile de apă sunt mai mari. Și întrucât Pământul se rotește mult mai repede decât Luna se mișcă pe propria orbită, deplasarea bombatelor în jurul Pământului o dată pe zi dă două puncte de maree cele mai mari pe zi.
Datorită mărimii și compoziției sale, este clasat din când în când printre planetele din categoria terestră împreună cu, Pământul etc. Prin urmare, studiind structura geologică a Lunii, oamenii de știință pot afla multe despre structura și dezvoltarea Pământului.
Coaja satelitului are o grosime medie de 68 de kilometri. , schimbându-se de la 0 km sub marea lunară a Crizelor la 107 km în partea de nord a craterului Korolev pe partea din spate. Sub crustă se află mantaua și, probabil, un mic miez de fier sulfuros (cu o rază de probabil 340 km și o masă care reprezintă aproximativ 2% din masa întregii Luni.
Spre deosebire de mantaua Pământului, cochilia sa este doar parțial topită. Este curios că centrul de masă al Lunii este situat la aproximativ 2 km de centrul geometric în direcția către Pământ. Pe partea care se confruntă cu Pământul, crusta este cea mai îngustă.
Măsurătorile vitezei sateliților Lunar Orbiter au făcut posibilă crearea unei hărți a gravitației Lunii. Cu ajutorul său, au fost descoperite obiecte lunare unice numite mascons - acestea sunt mase de materie cu densitate crescută.
Luna nu are câmp magnetic. Cu toate acestea, unele dintre rocile din planul său prezintă magnetism rezidual, ceea ce indică faptul că, probabil, în analele, Luna avea un câmp magnetic.
Lipsit de atmosferă, câmp magnetic, planul lunar este expus influenței directe a vântului solar. Timp de 4 miliarde de ani, ionii de hidrogen din spațiu lovesc suprafața. Astfel, probele de sol lunar aduse de Apollo s-au dovedit a fi foarte semnificative pentru studiul vântului solar. Acest element lunar poate fi încă folosit ca combustibil pentru rachete.
Suprafața lunii poate fi împărțită în 2 tipuri: o zonă montană foarte veche, cu un număr imens de cratere (continente lunare) și mări lunare condiționate plate și tinere. Mările lunare, care reprezintă aproximativ 16% din întregul plan lunar, sunt cratere uriașe formate ca urmare a coliziunilor cu corpurile cerești care au fost ulterior inundate cu lavă. O mare parte a suprafeței este acoperită de regolit - un amestec de praf fin și resturi stâncoase obținute din coliziunile cu meteoriți. Din anumite motive necunoscute, mările lunare sunt concentrate pe latura cu care ne confruntăm.
Majoritatea craterelor de pe latura cu care ne confruntăm sunt numite după oameni celebri din istoria științei, fizicii, astronomiei, precum Tycho Brahe, Copernic și Ptolemeu. Trăsăturile reliefului de pe partea din spate au cele mai moderne nume, cum ar fi Apollo și Korolev - mai ales nume rusești, deoarece primele fotografii au fost făcute de nava rusă Luna-3.
În plus față de aceste caracteristici, partea îndepărtată a Lunii conține un bazin mare de cratere, cu diametrul de 2250 de kilometri și adâncimea de 12 kilometri - cel mai mare bazin de coliziune din și situat în partea de vest a părții vizibile (vizibilă de la sol) , care este un exemplu remarcabil de crater cu mai multe inele.
De asemenea, detaliile minore ale reliefului lunar sunt separate - cupole, creste, câmpii și crăpături, care se numesc brazde lunare.
Înainte de a obține probe de sol lunar, oamenii de știință nu știau nimic despre când și cum s-a format luna.
3 teorii fundamentale ale formării lunii
- Luna și Pământul s-au format în același timp dintr-un nor de praf de gaz
- Luna s-a desprins de pământ
- Luna s-a format în altă parte și a fost ulterior capturată de câmpul magnetic al pământului.
Dar noile informații obținute printr-un studiu detaliat al probelor din Lună, în special distribuția izotopilor, au condus la următoarea teorie: Pământul s-a ciocnit cu un obiect de dimensiunea (posibil format într-unul din punctele Lagrange), acest lucru planetoidul a fost numit Theia. Luna s-a format din substanța eliminată de această coliziune. Nu toate detaliile acestei teorii au fost elaborate, dar această teorie este cea mai răspândită astăzi.
Caracteristicile planetare lunare
- Raza \u003d 1.738 km
- Axa semi-majoră a orbitei \u003d 384 400 km
- Perioada orbitală \u003d 27,321661 zile
- Excentricitate orbitală \u003d 0,0549
- Înclinarea ecuatorială \u003d 5.16
- Temperatura suprafeței \u003d -160 ° până la +120 ° C
- Ziua \u003d 708 ore
- Distanța față de Pământ \u003d 384400 km
Fotografii ale lunii
Misiunea Apollo
Luna plină care se ridică deasupra Templului lui Poseidon (construit 450-440 î.Hr.). În sudul Greciei, 26 iunie 2010, Anthony Ayomamitis a durat 15 luni pentru a selecta locația și ora expunerii de cinci minute.
Densitatea rocilor lunare este în medie de 3,343 g / cm3, ceea ce este semnificativ inferior densității medii pentru Pământ (5,518 g / cm3). Această diferență se datorează în principal faptului că compactarea materiei cu adâncimea se manifestă pe Pământ mult mai vizibil decât pe Lună. Există, de asemenea, diferențe în compoziția mineralogică a rocilor lunare și terestre: conținutul de oxizi de fier în bazaltele lunare este de 25%, iar titanul este cu 13% mai mare decât în \u200b\u200bcele terestre. Bazaltele „marine” de pe Lună se disting printr-un conținut crescut de aluminiu și oxizi de calciu și o densitate relativ mai mare, care este asociată cu originea lor profundă.
S-au folosit metode seismice pentru a studia structura lunii. În prezent, imaginea acestei structuri a fost dezvoltată în detaliu. În general, se acceptă faptul că interiorul lunii poate fi împărțit în cinci straturi.
Stratul de suprafață - scoarța lunară (grosimea acestuia variază de la 60 km pe jumătatea Lunii vizibile de pe Pământ la 100 km - pe cel invizibil) - are o compoziție apropiată de compoziția „continentelor”. Mantaua superioară este situată sub crustă - un strat gros de aproximativ 250 km. Chiar mai adânc, mantaua mijlocie are o grosime de aproximativ 500 km; Se crede că tocmai în acest strat s-au format bazaltele „marine” ca urmare a topirii parțiale. Sursele seismice lunare cu focalizare profundă sunt situate la adâncimi de aproximativ 600-800 km. Trebuie menționat, totuși, că activitatea seismică naturală pe Lună este scăzută.
La o adâncime de aproximativ 800 km, litosfera (învelișul solid) se termină și începe astenosfera lunară - un strat topit în care, ca în orice lichid, se pot propaga doar unde seismice longitudinale. Temperatura părții superioare a astenosferei este de aproximativ 1200 K.
La o adâncime de 1380-1570 km, există o schimbare bruscă a vitezei undelor longitudinale - aici este limita (destul de neclară) a celei de-a cincea zone - nucleul Lunii. Probabil, acest miez relativ mic (nu reprezintă mai mult de 1% din masa Lunii) este format din sulfură de fier topit.
Un strat superficial destul de slăbit al Lunii este format din roci, zdrobite de un flux constant de corpuri solide care cad pe el - de la micrometeoriți și praf la particule mari - meteoriți și asteroizi de mai multe tone.
Deasupra suprafeței Lunii, atmosfera gazoasă ca atare este absentă, deoarece nu poate fi reținută de Lună datorită masei sale scăzute. Drept urmare, chiar și cei mai ușori atomi la viteze termice medii sunt capabili să depășească atracția lunii. Prin urmare, densitatea gazului de deasupra Lunii este cu cel puțin 12 ordine de mărime mai mică decât densitatea atmosferei de suprafață (deși este vizibil mai mare decât densitatea gazului interstelar).
Stratul superior este reprezentat de crustă, a cărei grosime, determinată numai în regiunile bazinelor, este de 60 km. Este foarte probabil ca în vastele zone continentale din partea îndepărtată a Lunii, crusta să fie de aproximativ 1,5 ori mai puternică. Crusta este compusă din roci cristaline magmatice - bazalte. Cu toate acestea, în ceea ce privește compoziția mineralogică, bazaltele din regiunile continentale și marine prezintă diferențe notabile. În timp ce cele mai vechi regiuni continentale ale Lunii sunt formate predominant din roci ușoare - anortozite (aproape în întregime formate din plagioclasă medie și de bază, cu impurități minore de piroxen, olivină, magnetit, titanomagnetit etc.), roci cristaline din mările lunare, la fel ca bazaltele de pământ, sunt compuse în principal din plagioclase și piroxeni monoclinici (augite).
Sub crustă se află o manta, în care, la fel ca pământul, puteți distinge partea superioară, cea mijlocie și cea inferioară. Grosimea mantei superioare este de aproximativ 250 km, iar media este de aproximativ 500 km, iar limita sa cu mantaua inferioară este situată la o adâncime de aproximativ 1000 km. Până la acest nivel, viteza undelor de forfecare este aproape constantă, ceea ce înseamnă că substanța din interior este într-o stare solidă, reprezentând o litosferă puternică și relativ rece, în care oscilațiile seismice nu se umezesc mult timp. Compoziția mantalei superioare este probabil olivină-piroxenă, în timp ce șnițelul și melilita, care se găsesc în rocile alcaline ultrabazice, sunt prezente la adâncimi mai mari.
La limita cu mantaua inferioară, temperaturile se apropie de temperaturile de topire și de aici începe absorbția puternică a undelor seismice. Această zonă reprezintă astenosfera lunară. În centru, se pare că există un mic miez lichid cu o rază mai mică de 350 de kilometri, prin care nu trec undele de forfecare. Miezul poate fi fier-sulfură sau fier; în acest din urmă caz, ar trebui să fie mai puțin, ceea ce este în acord mai bun cu estimările distribuției densității peste adâncime. Probabil că masa sa nu depășește 2% din masa întregii luni. Temperatura din miez depinde de compoziția sa și, aparent, este în intervalul 1300 - 1900 K.
După Soare, Luna este cel mai vizibil corp cosmic de pe cer, așa că oamenii au manifestat întotdeauna un interes crescut față de el. Astăzi, lumina nopții este obiectul celui mai intens studiu.
Datorită cercetărilor astronomilor, știm aproape totul despre asta, dar unii oameni încă se întreabă ce este - un satelit, o stea sau o planetă. Pentru a da un răspuns fără ambiguități, este necesar, în primul rând, să înțelegem conceptele acestor corpuri cerești.
Ce este o stea?
Stelele din univers sunt bile masive de gaz care emit lumină și mențin echilibrul datorită propriei lor gravitații. În adâncurile lor, au loc reacții de fuziune termonucleară, iar temperatura este măsurată în milioane de kelvin.
În majoritatea cazurilor, stelele au un diametru mare și o masă mare. Compoziția lor chimică este o colecție de elemente ușoare, care cântăresc de obicei mai puțin decât heliul.
Deși luna este o minge, în compoziția sa predomină elemente grele precum siliciu, titan, magneziu, sodiu, fier. Reacțiile termonucleare nu apar în interiorul stelei de noapte, iar temperatura sa variază de la -160 ° C la +120 ° C. 
Luna are propriul său câmp gravitațional, care este capabil să provoace flux și reflux în oceanele Pământului, dar nu poate atrage obiecte mari către sine. Pe baza celor de mai sus, putem concluziona că Luna nu este o stea.
Ce este planeta?
O planetă din astronomie este un corp ceresc care orbitează o stea. Are un volum suficient de forțe gravitaționale pentru a dobândi o formă rotundă, dar masă insuficientă pentru reacțiile de fuziune termonucleare. Majoritatea acestor obiecte spațiale sunt compuse din elemente grele, deși astronomii cunosc așa-numitele planete gigantice, care sunt dominate de gaze - heliu, hidrogen, metan.
Fiecare și-a început educația cu o stare lichidă. Treptat, elementele mai grele s-au așezat în centrul său și au format miezul, în timp ce cele mai ușoare au rămas la suprafață.
În general, Luna îndeplinește toți parametrii specificați, adică este alcătuită din substanțe grele, are o formă rotundă și un miez bogat în fier. Cu toate acestea, are câteva trăsături care o disting de planetă. În primul rând, miezul interior al Lunii este foarte mic și are o greutate redusă. 
În timp ce majoritatea planetelor au o rază centrală de aproximativ 50% din dimensiunea lor totală, Luna are aproximativ 20%. În al doilea rând, unul dintre semnele importante ale unei planete este capacitatea de a-și curăța orbita de alte obiecte spațiale. Luna nu are o astfel de abilitate, adică suficiente corpuri cerești mari și resturi spațiale cad periodic pe ea. Astfel, Luna nu este o planetă.
Ce este un satelit?
Sateliții sunt obiecte care se rotesc de-a lungul unei anumite traiectorii în jurul altor corpuri cosmice. Mișcarea lor are loc sub influența gravitației, iar orbita poate fi atât regulată, cât și schimbătoare.
Corpurile cerești devin sateliți dacă au fost capturați de câmpul gravitațional al planetei în timpul mișcării lor în spațiu sau formate din același nor de gaz și praf ca și planeta însăși.
În ceea ce privește Luna, aceasta se învârte în jurul Pământului pe o orbită dată, dar povestea originii sale este ușor diferită. Se crede că în urmă cu 4,36 miliarde de ani, Pământul, fiind o protoplanetă, s-a ciocnit cu o altă protoplanetă, Theia. 
Coliziunea a avut loc tangențial, după care o mulțime de resturi au fost aruncate pe orbita apropiată a pământului, din care s-a format ulterior Luna. În ciuda acestei istorii, în astronomie se consideră că este exact satelitul Pământului.
În ultimii ani, unii oameni de știință au încercat să demonstreze că luna nu este încă un satelit, ci o planetă. Ei își bazează concluziile pe faptul că ocupă o poziție specială printre alți sateliți ai sistemului solar.
În primul rând, Luna are prea multă masă în comparație cu alte obiecte similare și este prea departe de pământ pentru a fi capturată de forțele sale gravitaționale. În plus, orbitează planeta noastră nu în plan ecuatorial, așa cum fac sateliții reali.
Din acest motiv, problema statutului Lunii rămâne deschisă. Poate că în viitor, astronomii o vor recunoaște ca o planetă independentă.
Trăsături planetare. Cu mult înainte de zborurile spațiale, au fost calculate masa, densitatea medie, raza lunii, rotația acesteia și parametrii orbitali. Planetele sistemului solar, de regulă, au mai mulți sateliți cu mase relativ mici. Luna Pământului este singura, masa sa relativă este mare (1/83 din masa Pământului), distanța față de Pământ este egală cu 60 de raze ale Pământului.
Luna se învârte în jurul Pământului într-o elipsă slab alungită cu o perioadă care coincide cu timpul revoluției sale în jurul propriei axe (și, prin urmare, Luna este întotdeauna întorsă pe Pământ pe o parte). Zilele lunare sunt aproape egale cu luna de pe Pământ - 27,3 zile de pe Pământ.
Figura vizibilă a Lunii este o sferă cu o rază de 1738 km (de 3,6 ori mai mică decât a Pământului). Datorită rotației, Luna este ușor turtită, cifra sa exactă este un elipsoid triaxial, dar axele diferă puțin. Raza polară este cu 2 km mai mică decât media, iar direcția spre Pământ este cu 1 km mai mare datorită atracției sale. Atracția reciprocă a Pământului și a Lunii determină o interacțiune mareică complexă care afectează structura și tectonica ambelor corpuri cerești.
O caracteristică esențială a Lunii este că centrul de masă este deplasat de la cel geometric cu 3 km spre Pământ și cu 1 km spre stânga (așa cum se vede de pe Pământ). Relieful suprafeței este, de asemenea, asimetric: pe partea vizibilă este la câțiva kilometri sub suprafața plană, pe partea opusă este mai înaltă. Raza maximă de relief a suprafeței lunare ajunge la 14 km, iar vârful cel mai înalt nu este inferior Chomolungma.
Măsurătorile astronomice ale momentului de inerție al Lunii au arătat că este aproape de o sferă omogenă (0,4), la un moment dat chiar părea că densitatea din interiorul Lunii scade ușor spre centru. Mai târziu s-a dovedit că nu există o astfel de inversare a densității pe Lună, dar creșterea sa cu adâncimea este mică. Acest lucru este dovedit și de faptul că densitatea medie a Lunii (3,34 g / cm 3) este apropiată de densitatea probelor din scoarța lunară și este practic egală cu densitatea mineralelor care alcătuiesc mantaua superioară a Pământ. Toate acestea mărturisesc omogenitatea relativă a structurii Lunii în comparație cu Pământul. Pământul are un miez dens imens, astfel încât momentul său de inerție (0,33) este mult mai mic decât cel al unei sfere omogene, iar densitatea medie (5,54 g / cm 3) este semnificativ mai mare decât cea a rocilor mantalei.
Explorările spațiale recente au stabilit structura internă a lunii. Se compune din cochilii separate care diferă în ceea ce privește proprietățile fizice (crustă, manta, miez problematic), doar că aceste diferențe nu sunt la fel de clare ca cele ale Pământului.
Multe dintre proprietățile planetare ale Lunii diferă de Pământ. Nu există atmosferă, hidrosferă, biosferă pe Lună. Nu există câmp magnetic dipol stabil. În același timp, fluxul de căldură din adâncuri este neașteptat de mare, ceea ce poate indica finalizarea procesului de separare a crustei de materialul mantalei și concentrația tuturor elementelor radioactive din acesta.
Non-echilibrul, asimetria figurii Lunii, deplasarea centrului de masă, precum și anomaliile câmpului gravitațional și al altor câmpuri selenofizice, indică eterogenitatea orizontală a structurii Lunii. Luați în considerare structura interiorului lunar prin cochilii.
Crustă lunară. Ca și pe Pământ, Luna are o crustă „separată de manta printr-o graniță ascuțită. Grosimea scoarței lunare în partea de sud-est a Oceanului Furtunilor (60-65 km) este aceeași ca în Munții Pamir sau în Himalaya și nu numai a scoarței oceanice (7-10 km), ci și a scoarța continentală (40 km) (Fig. 10). Crusta lunară este a treizecime din dimensiunea lunii și, astfel, în raport cu raza planetei, este de 5 ori mai groasă decât scoarța medie a pământului.
Figura: 10. Comparația modelelor de viteză ale Lunii (1 - un exemplu de tăiere; 2 - o bandă de modele posibile) și a Pământului (3 - continent; 4 - zonă de tranziție; 5 - ocean)
Măsurătorile seismice, care oferă cele mai exacte estimări ale grosimii crustei, au fost efectuate până acum numai în Oceanul furtunilor. Potrivit altor date, în special gravimetrice, se poate concluziona că grosimea crustei este diferită în diferite regiuni: în emisfera estică, precum și în partea îndepărtată a lunii, crusta este de câteva ori mai puternică decât în cea occidentală. Este posibil ca în zona Mării Maskon a Crizelor și Yasnost materie subcrustală mai densă să se afle mai aproape de suprafață, aici grosimea crustei scade la 70-80 km.
Diferența dintre proprietățile fizice ale rocilor crustale din diferite regiuni se observă nu numai în viteza undelor seismice și a densității rocilor - acestea sunt magnetizate diferit și au conductivitate electrică diferită.
Acestea sunt împărțite în două tipuri: bazalturi întunecate ale „mărilor” și gabro-anortozite ușoare bogate în plagioclase și aluminosilicați de pe continente. În laboratoarele terestre, au fost măsurate viteza undelor elastice din probele de roci lunare. Ca rezultat al comparației lor cu viteza seismică, s-au făcut presupuneri cu privire la compoziția rocilor crustale. Se poate crede că scoarța lunară curată este compusă din gabro-anortozite - produsul separării materialului original al Lunii. Apropo, anortozitele se numără printre cele mai vechi roci de pe Pământ. Pe continentele Lunii, crusta este cu un singur strat, pe mări există un strat de bazalt. Este posibil ca bazaltii să formeze un strat de 25 km, iar creșterea vitezei cu 1 km / s se explică aici printr-o modificare a compoziției chimice a scoarței - o tranziție de la bazalturi la gabro-anortozite. O astfel de grosime de bazalturi se obține dacă presupunem că diferența de relief a mărilor și continentelor Lunii (în medie 4 km) este compensată de masa bazaltelor mai dense, astfel încât echilibrul să se producă la o anumită adâncime: greutatea a coloanei stâncilor suprapuse de pe mări și continente este aceeași.
Cu toate acestea, mulți geologi se îndoiesc că stratul de bazalt, format în timpul revărsării profunde a lavei ca urmare a zdrobirii și spargerii crustei de către meteoriți, poate fi atât de puternic. Judecând după rezultatele unui experiment de explorare seismică activă în zona de debarcare Apollo-17, deja la o adâncime de 1,5 km, viteza de deplasare a undelor seismice este aceeași ca și în probele din munții Taurus din jur. În acest caz, restul crustei este anortositic, creșterea rapidă a vitezei în stratul superior se explică prin compactarea rocilor, iar saltul său la o adâncime de 25 km înseamnă închiderea completă a fisurilor la o presiune critică de 1 kbar . Apropo, tocmai această putere a stratului de împrăștiere este obținută atunci când se analizează atenuarea amplitudinilor pe seismogramele lunare.
Un fenomen neobișnuit în comparație cu Pământul este, de asemenea, întregul strat superior de crustă cu o grosime de până la 25 km. Se distinge printr-o conductivitate electrică foarte scăzută (acest tip de "izolator" contribuie la succesul sondelor electromagnetice), conductivitate termică scăzută (un astfel de "termostat" ajută Luna să nu se răcească prea repede), valori mici, dar o creștere rapidă în vitezele undei seismice, heterogenitatea vitezei mari (distrugerea semnalelor seismice) și atenuarea slabă a energiei seismice (de unde și lungul „apel seismic” și propagarea ultra-lungă a undelor seismice).
Mantaua lunară se află sub crustă. Limita dintre ele este ascuțită - în manta, viteza de deplasare a undelor seismice (8-9 km / s pentru longitudinale și 4,7 km / s pentru undele de forfecare) și densitatea (3,3-3,4 g / cm 3 în comparație cu 2,8– 2,9 g / cm 3 pentru scoarță). O astfel de limită clară pe Lună este singura (în timp ce pe Pământ există una chiar mai ascuțită - între manta și miezul exterior). Se explică printr-o modificare a compoziției chimice a substanței. Mantaua Lunii, ca și cea a Pământului, judecând după raportul dintre vitezele și densitatea undelor seismice, este compusă din roci ultrabazice, în care, în comparație cu crusta, există puțini oxizi de siliciu și o mulțime de fier și magneziu. Principalele minerale care formează roci aici sunt olivina și piroxenul.
„Vârful” de mare viteză găsit în mantaua superioară a regiunii Fra Mauro ar putea însemna că aproximativ un sfert din cantitatea de olivină a fost convertită într-o varietate mai densă din aceeași compoziție, spinela. O altă explicație este posibilă: la presiunile și temperaturile caracteristice adâncimilor lunare de 60 - 100 km (până la 5 kbar și până la 300 ° C), se formează o varietate stabilă de granat dens, caracterizată printr-o viteză mare a undelor seismice.
Litosferă. Caracteristica planetară a structurii profunde a Lunii este divizarea sa într-o puternică sferă exterioară rigidă și rece și o regiune interioară încălzită, parțial topită și plastică. Învelișul exterior al Lunii este numit prin analogie cu Pământul ca litosferă - aici condițiile termodinamice sunt comparabile cu Pământul: presiune 35–40 kbar și o temperatură de aproximativ 1200 ° C (sub punctul de topire al bazaltelor). Cu toate acestea, aceste condiții sunt atinse la adâncimi (800-900 km), de multe ori depășind grosimea litosferei Pământului - 50-70 km sub oceane, 100-200 km sub continente (Fig. 11). În general, litosfera Lunii este litosfera Pământului, caracterizată prin putere, rigiditate și factor de calitate seismică. Este atât de dur încât ține masconi timp de miliarde de ani și este atât de solid încât valurile provenite de la cutremurele lunare slabe „strălucesc” prin ele.
Figura: 11. Structura Pământului și a Lunii în scara de presiune
În litosfera lunară se disting mai multe straturi: crustă, mantaua superioară (până la 200-300 km), mantaua mijlocie (până la 500-600 km), stratul de tranziție (până la 800-900 km). Cea superioară (mantaua este compusă din roci cristaline compacte foarte dense cu compoziție ultramafică. Cifra seismică de merit atât în \u200b\u200bunde longitudinale, cât și în unde transversale, precum și vâscozitatea materiei, este cu 2-3 ordine de mărime mai mare decât parametrii corespunzători în litosfera Pământului. Spre deosebire de Pământ, unde viteza undelor seismice din litosferă crește în medie. Pe Lună cresc numai în crustă, în timp ce în mantaua superioară rămân constante sau ușor slăbesc. Acest lucru se explică prin faptul că influența temperaturilor (până la 500-600 ° C) depășește efectul presiunii (15 mii atm, care corespunde zonelor inferioare ale platformei crustale).
Conform calculelor geochimice teoretice, o crustă de feldspat de 50-60 km grosime s-ar fi putut topi dintr-un strat de olivină gros de 250 km în mantaua superioară.
În mantaua medie a Lunii, există o scădere bruscă a vitezei undelor longitudinale și, în special, transversale. Datorită acestui fapt, parametrul elastic, raportul Poisson, crește brusc. Un raport ridicat al lui Poisson înseamnă o scădere a compactității rocilor, apropiindu-le de o stare amorfă. Valoarea sa pentru mantaua mijlocie (0,35) este aceeași ca în regulitul lunar, precum și în substanțele asemănătoare argilei. Această caracteristică a mantalei medii a Lunii permite unora seismologi să creadă că există aici un material primitiv de meteorit, care nu a fost niciodată topit complet.
În mantaua mijlocie, până la o adâncime de 500-600 km, viteza valului de forfecare și cifra de merit seismică continuă să scadă din ce în ce mai vizibil. Presiunea aici este de 25 kbar (ca la frontiera crustă-manta din regiunile muntoase ale Pământului) și temperatura este de 1000–1100 ° C (ca în regiunea riftului Baikal).
Dezechilibrul hidrostatistic al figurii și deplasarea centrului de masă indică existența unei neomogenități orizontale a structurii Lunii, în primul rând în litosfera sa. Anomaliile gravitaționale peste mările circulare ale lunii pot fi cauzate de blocuri de materie cu densitate ridicată din mantaua superioară a lunii.
Inomogenitatea orizontală a densităților duce la solicitări, care provoacă cutremure lunare tectonice la adâncimi de 25 - 300 km. Aceste solicitări (100-200 kg / cm 2) sunt de zeci de ori mai mici decât forțele orizontale care determină activitatea tectonică a litosferei Pământului; prin urmare, cutremurele lunare tectonice sunt atât de slabe în comparație cu cutremurele.
În partea inferioară a mantalei medii se observă eterogenități și mai mari. Acest strat, în esență, poate fi distins ca un strat special al tranziției de la litosferă la zona centrală a Lunii. Aici, în intervalul de adâncime de la 600 la 800-900 km, rămâne un raport Poisson ridicat și are loc o schimbare bruscă a proprietăților fizice ale substanței lunare: rezistența electrică scade cu 2 ordine de mărime, factorul Q pentru undele longitudinale scade de 3 ori, iar vâscozitatea scade de 100-1000 de ori. Trecerea de la litosferă la zona centrală are loc treptat. Prin urmare, înregistrările cutremurelor lunare nu au faze ale undelor reflectate de la baza litosferei.
Centrele cutremurelor lunare de maree sunt limitate la zona de tranziție. Răspândirea largă a adâncurilor sursei și concentrarea lor în două „cusături seismice” înguste de dimensiuni planetare subliniază natura complexă a tranziției de la litosferă la astenosfera Lunii și eterogenitatea structurii acestei zone. Repetabilitatea formei de înregistrare și energia redusă a cutremurelor lunare de maree sunt legate de ideea că mantaua mijlocie a Lunii constă din blocuri omogene de dimensiuni relativ mici.
În lumina noilor cunoștințe despre structura profundă a Lunii, imaginea pregătirii cutremurelor lunare arată astfel. Sub influența forțelor de atracție ale Pământului și ale Soarelui, în Lună apar mari diferențe în stresul mareelor. Se concentrează pe contactul dintre zonele exterioare dure și cele interioare încălzite ale Lunii. Acest lucru este facilitat de relieful complex și contrastant al zonei de tranziție. Posibil, poziția epicentrelor cutremurului lunar reflectă direcția fluxurilor convective de materie din astenosferă.
În momentele în care atracția Lunii de către Pământ și Soare crește, fluidele fierbinți și gazele sunt injectate în zona de tranziție prin impulsuri. Ele formează un fel de „lubrifiant”, care facilitează în continuare mișcarea blocurilor de-a lungul rupturii în momentul cutremurului lunar. Mărimile focarelor, intervalele dintre șocuri și energia lor sunt în acord în cadrul teoriei care descrie procesul cutremurului ca o „rupere” rapidă a fisurilor din zonele slăbite. Pe Lună, rupturile apar în blocuri omogene de material slab cimentat. De aceea, forma oscilațiilor în unde de la fiecare sursă este atât de bine conservată de la împingere la împingere. Datorită dimensiunii reduse a blocurilor, scuturarea nu este mare. Iar „programul” lor este complet reglementat de „indicatorul” gravitațional al Pământului și al Soarelui. Nu mai devreme s-au acumulat stresurile, urmând următorul impuls de stres și „lubrifiere” din astenosferă - are loc un cutremur slab de lună. Forțele de maree ale Pământului fac ca Luna să tremure frecvent și slab, împiedicând acumularea de forță pentru o împingere puternică.
Astenosfera și problema nucleului Lunii. Zona interioară a Lunii a fost detectată de o slăbire accentuată a energiei undelor de forfecare la adâncimi mai mari de 800-900 km. Aceasta corespunde unei scăderi a factorului Q seismic al undelor de forfecare la 100-200 și a undelor longitudinale la 500. Prin efectul absenței undelor de forfecare, zona interioară a Lunii seamănă cu miezul exterior al Pământului, care, pe baza acestui fapt cardinal, este considerat efectiv lichid (se știe că undele de forfecare nu se propagă în apă). Cu toate acestea, se numește „astenosferă”, deoarece presiunea (peste 35 mii atm) și vâscozitatea (1020-1021 poise) din ea sunt aceleași ca în astenosfera Pământului la adâncimi de 100-150 km. Se pare că astenosfera lunară este parțial topită, picăturile de bazalt din peridotită se topesc la o presiune corespunzătoare la o temperatură de 1450-1550 ° C. În astenosfera Pământului are loc și topirea parțială a boabelor de bazalt, totuși, unde transversale trec prin ea, deși viteza lor scade și energia slăbește. Această reacție diferită la propagarea undelor transversale se explică prin puterea semnificativ diferită a astenosferei pe Pământ și Lună și rolul lor diferit în viața tectonică a acestor corpuri cerești. Astenosfera Pământului are o grosime de 100-200 km, care este de 1/30 - 1/60 din raza sa; Astenosfera lunară este de 10 ori mai puternică, ocupă jumătate din raza lunară. Și dacă luăm în considerare faptul că nu există un material solid bun din punct de vedere seismic mai adânc decât astenosfera lunară, ca și pe Pământ, se dovedește că undele de forfecare din Lună se mișcă mult timp în condiții nefavorabile, prin urmare ele nu pot „trece” prin zona centrală către partea opusă a Lunii.
În astenosfera Lunii, ca și Pământul, sunt posibile fluxuri convective de materie parțial topită, dar viteza lor (0,1 cm / an) și acțiunea sunt semnificativ diferite. Nu sunt capabili să împartă sau să mute blocurile monolitului litosferic, puterea lor este suficientă doar pentru a injecta materie încălzită în orizonturile inferioare ale litosferei, la care planeta răspunde cu „clicuri” seismice slabe.
Ideile moderne despre structura zonei centrale a Lunii sunt pur provizorii. O scădere a vitezei undelor longitudinale la valori de 3,6-5,2 km / s nu contrazice presupunerea existenței unui miez de sulfură de fier cu o rază de 200-400 km în centrul Lunii. Limitarea mărimii miezului dă valoarea momentului relativ de inerție al Lunii, care se măsoară cu o precizie ridicată (0,395 ± 0,05). Calculele arată că pentru un model cu o crustă având o densitate de 3 g / cm 3 și o manta omogenă (densitate 3,43 g / cm 3), momentul de inerție ar trebui să fie 0,399. În cazul unui miez de sulfură de fier cu o rază de 700 km, momentul de inerție va scădea la 0,391. Dacă miezul este pur fier, atunci nu va afecta valoarea momentului de inerție cu o rază de cel mult 450 km. Viteza scăzută a undelor longitudinale în centrul Lunii nu poate fi explicată prin metalizarea silicaților mantalei, pentru aceasta există presiuni prea mici (nu mai mult de 50 mii atm) și temperaturi (până la 2000 K). În centrul Pământului, temperatura este aproape aceeași ca pe suprafața Soarelui (6000 K), iar presiunea este de câteva milioane de ori mai mare decât atmosferică (3,5 · 10 6 atm).
Este interesant să privim intestinele Pământului și ale Lunii, comparându-le pe o singură scară de adâncimi, adică raportul dintre adâncimile straturilor și raza planetei (Fig. 12). Apoi, există o coincidență a adâncimilor relative ale principalelor scoici planetare. La o adâncime de 0,05 raze relative, are loc cea mai puternică creștere a vitezei undei seismice. Pe Lună, aceasta corespunde tranziției de la crustă la manta, pe Pământ - începutul tranziției de la mantaua superioară la cea inferioară. La jumătate din rază, începe o zonă unde dispar undele de forfecare. În același timp, pe Lună, compoziția materiei, aparent, rămâne manta, adică predomină silicații ultrabazici. Pe Pământ, acest lucru se datorează cel mai probabil unei schimbări a compoziției chimice. În cele din urmă, ambele corpuri cerești conțin o sferă interioară cu o rază relativă de 0,2, constând în principal din fier.
Figura: 12. Principalele scoici ale Pământului și ale Lunii
Evoluția și starea termică a Lunii. Datele privind compoziția, starea și proprietățile fizice ale rocilor lunare, colectate puțin câte puțin în expediții dificile și riscante, în ciuda limitărilor cunoscute ale acestor date, ne permit să tragem concluzii importante, deși preliminare, despre etapele principale și direcția evoluției a Lunii.
Majoritatea cercetătorilor sunt de acord că luna s-a format suficient de repede, iar temperatura sa inițială a fost ridicată. Potrivit oamenilor de știință de la Institutul de Fizică al Pământului al Academiei de Științe a URSS, corpul Lunii a fost asamblat într-un „roi de satelit” din apropierea Pământului acum 4,5 miliarde de ani, la scurt timp după ce Pământul însuși a ieșit din gazul rece și particule de praf ale unui nor protoplanetar. Acest lucru explică deficiența observată a fierului și a elementelor cu topire redusă în Lună în comparație cu Pământul.
Determinările grosimii crustei lunare și a litosferei, efectul „dispariției undelor transversale” în zona sa centrală, magnitudinea fluxului de căldură și absența unui dipol magnetic planetar fac posibilă judecarea stării actuale a Interiorul lunii. Vârsta celor mai vechi (4,15 miliarde de ani) și cea mai tânără (3 miliarde de ani) stânci, timpul topirii bazaltelor marine (3,75 -3,15 miliarde de ani) și magnetizarea remanentă ridicată a rocilor indică trecutul planetar îndepărtat al Lunii .
Reconstrucția istoriei termice a Lunii este realizată de mulți cercetători prin rezolvarea ecuațiilor de conducere a căldurii de pe computerele electronice. În același timp, sunt stabilite condițiile limită enumerate și se estimează temperatura inițială a Lunii, concentrația elementelor radiogene, densitatea, capacitatea termică, conductivitatea termică, precum și variabilitatea acestor constante fizice în timp.
Aparent, direcția principală a procesului planetar de „viață” pe Lună (precum și pe Pământ și alte planete terestre) constă în stratificarea corpului inițial omogen al planetei în cochilii: crustă ușoară, manta, miez greu.
Apusul pe lună în urmă cu 4,5 miliarde de ani nu a fost la fel de măreț de calm ca acum. Luminarul s-a cufundat în „oceanul” stropitor de roci topite. O grindină de meteoriți s-a revărsat în ea, ducând la amestecarea, degazarea, stingerea și topirea substanței-mamă a Lunii. În cochilia topită la scară planetară, a avut loc separarea fracțională a fazelor - s-au format scoarța și mantaua Lunii. În același timp, elementele radioactive au fost concentrate în crustă, provocând un flux de căldură ridicat, rocile crustale au fost îmbogățite cu calciu și aluminiu (s-au format anortozite), iar oxizi de fier și magneziu (piroxeni și olivină) au predominat în manta.
Perioada activității magmatice lunare a durat nu mai mult de 1,5 miliarde de ani. Treptat, învelișul exterior al Lunii, răcindu-se din exterior, s-a solidificat, grosimea litosferei a crescut cu aproximativ 200 km la fiecare miliard de ani.
Aparent, la sfârșitul primului miliard de ani, a apărut un miez central topit. Este posibil ca mecanismul de autoreglare al „dinamului electromagnetic” să funcționeze în el; dovada forței sale anterioare este paleo-magnetizarea ridicată a rocilor lunare, lichidul său „rămânând” aparent a suferit unde seismice în apropierea centrului lunii.
Pe măsură ce scoarța exterioară s-a răcit și bombardamentul cu meteorite a continuat acum 4,4-4,1 miliarde de ani, s-a format un relief tipic craterului lunar. Fisurile cauzate de impactul meteoritului s-au extins în scoarță pentru zeci de kilometri, iar regolitul a avut o grosime gigantică - câțiva kilometri.
De-a lungul timpului, frecvența căderii corpurilor cosmice pe Lună a scăzut, dar în cele din urmă, în urmă cu 4,1–3,9 miliarde de ani, au avut loc cataclisme care au lăsat o urmă de neșters pe suprafață sub forma unor goluri uriașe - Bazinele Mari. Cele mai vechi dintre ele (cum ar fi Marea Liniștii) au o formă neregulată, un fund puțin adânc și nu conțin exces sau deficiență de mase. Iar cei relativ tineri (Mările ploilor, crizelor etc.) sunt rotunde, adânci, „mascon”. Se pare că în urmă cu 4 miliarde de ani, ceva s-a schimbat în proprietățile mecanice ale scoarței; probabil, creșterea și cristalizarea topiturii se topește.
Ultimul capitol al vieții endogene active a Lunii este inundarea Marilor Bazine din latura vizibilă de mările acum „înghețate” de bazalturi întunecate. Bazaltele s-au ridicat din adâncuri, unde degradarea elementelor radioactive a asigurat temperatura necesară topirii lor. Revărsările aveau cel mai probabil un caracter impulsiv și erau limitate la locuri ale scoarței, fragmentate și slăbite de căderea meteoriților. Datorită diferențelor în compoziția și temperatura subsolului în diferite regiuni ale Lunii, perioada de umplere a bazinelor marine cu bazalturi a durat de la 3,8 la 3,0 miliarde de ani. Absența mărilor de pe partea îndepărtată a lunii poate fi explicată atât prin puterea mai mare a scoarței sale, cât și prin faptul că gravitația Pământului a îndreptat meteoriții către partea lunii cu fața către ea întotdeauna.
Calma relativă a domnit pe Lună acum 3 miliarde de ani. O imagine atât de veche a lumii cosmice a fost prezentată de Lună cercetătorilor din ultima aniversare de 18 ani (Fig. 13).
Figura: 13. Principalele etape ale evoluției (sus) și distribuției temperaturii în timp (jos) conform Toksotsu:
1 - diferențierea cu formarea unei cruste; 2 - formarea anortozitelor; 3 - activitate magmatică, bombardare a meteoritului; 4 - formarea Bazinelor Mari; 5 - umplerea „mărilor” cu bazalturi (umbrire oblică - zonă de topire parțială a substanțelor, celulă - zonă de topire completă)
În prezent, Luna și-a epuizat resursele tectonice „vitale”. Procesul de separare a substanței sale a fost finalizat de mult timp. Luna se răcorește - radiația de căldură prin suprafață depășește generația sa din interior. Dacă fluxul de căldură pentru întreaga existență a Lunii a fost proporțional cu prezentul, atunci a pierdut o energie de ~ 10 36 erg, care depășește energia de separare a densității și conținutul de căldură al materiei într-o stare de topire completă și este proporțională cu energia legăturii gravitaționale a Lunii.
Pe Pământ, imaginea este diferită: pierderea totală de căldură aici este mai mică decât energia de diferențiere gravitațională, care a dus la formarea miezului de fier al Pământului.
Poate că cheia înțelegerii diferențelor termice din regimurile planetare stă în „capacitatea” lor de a transforma căldura în alte forme de energie. Energia totală eliberată pe an de cutremure este cu doar 2-3 ordine de mărime mai mică decât pierderea de căldură a Pământului. Luând în considerare eficiența „motorului termic”, se dovedește că Pământul „știe” să transforme căldura în mișcări mecanice în timpul cutremurelor și altor procese tectonice.
Totul este diferit pe Lună: mai puțin de o miliardime parte din eliberarea sa de căldură este transformată în energie seismică - restul se „evaporă” în spațiu și este inutil pentru selenotectonică. „Viața” tectonică a Lunii este „paralizată” de litosfera puternică, dură și rece. În astenosfera sa încălzită, pot exista fluxuri convective de materie, dar acestea sunt slabe și insuficiente pentru a diviza sau mișca litosfera și sunt capabile să provoace numai crăpături slabe la contactul cu aceasta. În plus, presiunea și temperatura intestinelor sale sunt insuficiente pentru transformările de fază ale mineralelor, care pe Pământ servesc ca o sursă puternică a activității sale.
Note:
Peridotita este o rocă ultrabazică, bogată în oxizi de fier și magneziu și sărăcită în siliciu. Se compune în principal din mineralele olivină și piroxen.
Luna a fost mereu admirată, visată, luptată pentru ea. Este un satelit natural al Pământului, care a devenit al doilea cel mai strălucitor după Soare. Este mai aproape de Pământ decât orice obiect spațial și prima persoană care a mers pe el, l-a examinat, a luat probe de sol. Dar Luna atrage nu numai ochii și gândurile unei persoane, ci și planeta noastră complet. Potrivit oamenilor de știință, un satelit al Pământului a apărut acum 4,46 miliarde de ani aproape imediat după formarea Pământului. Distanța dintre Pământ și Lună măsurată de la centrele lor este de 384467 km, adică 0,00257 unități astronomice. Diametrul său mediu este de aproximativ 3.476 km, puțin mai mult de un sfert din diametrul Pământului. În volum este 21,99 10⁹km³, adică 0,02 din volumul Pământului. Perioada revoluției sale în jurul Pământului este de 27,3 zile pe Pământ. Masa Lunii este de 7,35 10²² kg sau 7,35 10⁹ tone, ceea ce reprezintă 0,0123 din masa planetei noastre. Densitatea satelitului nostru de 3340 kg / m³ este aproape aceeași cu cea a mantalei Pământului.
Condiții pe suprafața lunară.
Atmosfera de pe Lună este foarte descărcată și conform standardelor noastre este absentă. Aproape că nu există câmp magnetic uniform pe Lună, câmpul gravitațional este foarte slab și toate gazele de la suprafață se evaporă instantaneu în spațiu. Din cauza lipsei de aer. care este necesar pentru a forma o culoare albastră, cerul este permanent negru cu stele strălucitoare chiar dacă Soarele apare deasupra orizontului. Pământul nostru din cerul lunar este aproape nemișcat și dimensiunea discului pământului este de 3,7 ori mai mare decât cel lunar de pe pământ. Pământul strălucește pe Lună prin lumina reflectată a Soarelui de aproape 50 de ori mai puternic decât Luna strălucește pe Pământ. Magnitudinea Pământului pe Lună este de -16m. Fazele iluminării Pământului pe Lună sunt opuse fazelor lunare de pe Pământ, adică atunci când avem o lună plină, atunci pe Lună Pământul este văzut neluminat. Temperatura suprafeței în timpul zilei ajunge la aproximativ plus 120 grade Celsius, iar noaptea scade rapid la minus 160-170 grade. Dar deja la o adâncime de un metru, temperatura solului este aproape constantă și egală cu - 35 de grade Celsius. Stratul cel mai de sus al solului este format din praf și resturi și se numește regolit. Stratul liber superficial de regolit s-a format din cauza bombardamentelor frecvente ale meteoritilor, meteoriții lovind stratul superior, devin foarte fierbinți, zdrobind solul, transformându-l în fragmente și praf.
Suprafața lunară este de 37,96 10⁶km² și constă din aproximativ 40% din craterele uriașe formate din coliziuni cu corpurile cerești. Oamenii de știință s-au certat mult timp despre originea craterelor ca vulcanice sau meteorice. Astăzi, teoria general acceptată a meteoritului craterelor. Craterelor li s-au dat nume în cinstea oamenilor de știință: Arhimede, Copernic, Galileo, Riccioli etc.
Aproape 16% din suprafață este ocupată de așa-numitele mări. Mai devreme, văzând pete întunecate pe Lună, oamenii credeau că există apă și mări ca ale noastre și chiar le-au dat nume acestor mări. Primele nume pentru mările lunare au fost date de astronomul italian D. Riccioli: Marea Norilor, Marea Clarității, Marea Ploilor și așa mai departe. După ce au aflat mai târziu despre absența apei în stare lichidă pe Lună, ei nu au schimbat numele mării. Cea mai mare parte a așa-numitelor mări lunare este concentrată pe latura Lunii care se confruntă cu Pământul. Oamenii de știință au descoperit că mările sunt adevărate inundații de lavă din intestinele Lunii, sunt acoperite cu roci vulcanice, în special bazalt, au o formă rotunjită cu o suprafață destul de plană și s-au format aproximativ 4 miliarde de ani.
Munții de pe lună au fost descoperiți pentru prima dată de Gallileo și li s-au dat nume terestre: Alpi, Caucaz, Carpați etc. Destul de recent, cu ajutorul sondei japoneze Kaguya, a fost descoperită o gaură de 65 metri diametru și 80 metri adâncime pe suprafața Lunii lângă platoul Marius. Se speculează că gaura duce la un tunel sub suprafață, ca o peșteră. Potrivit oamenilor de știință, astfel de tuneluri s-ar fi putut forma în timpul activității vulcanice a satelitului nostru. În viitor, atunci când explorați luna, va fi un loc minunat pentru a susține viața și a proteja oamenii de radiațiile solare.
