Реферат на тему:
Селенографія. Рельєф Місяця, грунт.
Альбедо Місяця дорівнює 0,073, тобто він відбиває в середньому лише
7,3% світлових променів Сонця, тому спостережувана поверхня нашого
супутника досить темна. У повню Місяць має зоряну величину на середній
відстані —12,7 У цій фазі він освітлює Землю в 465 000 разів слабкіше,
ніж Сонце. Кількість світла, що посилається Місяцем, коливається зі
зміною фаз, але не прямо пропорційно, а з коефіцієнтом, так що коли
Місяць знаходиться у чверті й ми бачимо половину його диска світлою, він
посилає нам не 50%, а лише 8% світла від повного Місяця.
Давні астрономи й філософи вже знали, що місячне освітлення є всього
лише відбиттям сонячного світла. Висловлювалися припущення про те, що
Місяць подібний до Землі, населений тваринами й людьми. Арістотель
вважав поверхню Місяця дзеркальною, чим пояснював видимі темні плями: це
всього лише відбиття земних морів і материків. З появою перших
європейських телескопічних спостережень, що проводилися Галілеєм,
починають відлік наукової селенографії. У серпні 1609 року Галілей
уперше спостерігав місячні гори. Він писав у «Зоряному віснику»: «Ми
дійшли висновку, що поверхня Місяця не гладка, і не рівна, і не
досконало сферична, як думав про неї цілий легіон філософів, а, навпаки,
нерівна, шорсткувата, поцяткована поглибленнями й височинами». З Галілея
ведеться традиція називати темні ділянки поверхні Місяця морями й
океанами.
У 1619 році П. Шейнер опублікував місячну карту. її діаметр був близько
10 см. У 1647 році Я. Гевелій видав книгу «Селенографія, або опис
Місяця» У ті часи телескопи були досить громіздкими й недосконалими,
довгофокус-ними, щоб зменшити хроматичну аберацію. Тому місячні карти
були дуже неточними.
У 1651 році Д. Річчолі склав карту Місяця, де більше двохсот деталей
одержали власні найменування. Гевелій назвав деякі місячні гірські
ланцюги іменами земних — Апенніни, Альпи, Кавказ, Карпати. Річчолі
продовжив традицію. Для «морів» і «океанів» він обирав імена, не
пов’язані із земними, але дуже романтичні: Океан Бур, Море Дощів, Озеро
Сновидінь, Залив Веселки, Болото Туманів. Кратери одержали імена
Галілея, Архімеда, Платона, а також церковних діячів, яких із певних
причин шанував Річчолі.
Докладна для свого часу карта Місяця була опублікована в 1830—1837 pp.
Бером і Медлером. На ній було позначено 7735 деталей. У 1878 р. Ю. Шмідт
опублікував ще більш докладну карту, яка багато десятиліть вважалася
найкращою. На ній позначено 32 856 деталей.
Наступним етапом у картографії місячної поверхні став перший фотоатлас,
виданий у 1897 р. Паризькою обсерваторією. У 1904 р. фотоатлас був
виданий у США. До кінця XX століття найпопулярнішим був фотоатлас
Койпера (США, 1960 p.), який містить 280 карт 44 ділянок Місяця, знятих
у різному ступені освітленості. На знімках цього атласу помітні деталі
завбільшки до 800 м.
У 1959 році уперше була сфотографована зворотна сторона Місяця (СРСР), а
в 1960 р. АН СРСР видала перший «Атлас зворотної сторони Місяця». У
ньому міститься опис близько 500 об’єктів.
На сучасних картах Місяця зображення пряме, тобто північний полюс
розташований у верхній частині карти, південний — у нижній. Півкуля
Місяця, звернена до Полярної зорі, називається північною, протилежна —
південною. Селенографічні координати включають широту й довготу.
Селенографічна широта — це кут між радіусом, проведеним із центру Місяця
в дану точку поверхні, і площиною місячного екватора. Селенографічна
довгота — кут, проведений між площиною почаїкового меридіана й площиною
меридіана даної точки місячної поверхні. Початковий меридіан проходить
на Місяці біля кратера Местин.
Рельєф Місяця
Рельєф місячної поверхні вивчається близько 400 років. За цей час
склалася специфічна термінологія, що може ввести в оману, тому що за
традицією місячні утворення іменувалися за аналогією із земними, хоча
найчастіше вони не мають нічого спільного ані в будові, ані в
походженні.
Найбільш близькими до земних форм на Місяці вважаються гірські хребти і
гірські ланцюги. Вони включають як добре збережені, так і частково
зруйновані об’єкти, або об’єкти зі згладженими формами. Ерозія місячного
рельєфу відбувається через вплив комплексу різних причин. Місячні породи
тріскаються й подрібнюються під впливом перепаду температур (добовий
перепад температур складає 270 — від +120 до —150). Корпускулярне й
короткохвильове випромінювання Сонця також руйнівно впливають на
поверхню Місяця. Крім того, вважається доведеним, що у формуванні
місячного рельєфу брав участь вулканізм, який у минулому мав величезну
міць і супроводжувався виверженням вулканів, виливом лави і різними
тектонічними процесами.
Характерна риса місячного рельєфу — велика кількість кільцеподібних гір.
На сьогодні вони називаються місячними кратерами, однак у старих
друкованих виданнях зустрічається й інша класифікація. Так, кільцевий
гірський хребет, що обмежує гладку долину, називається цирком;
заглиблення діаметром у кілька кілометрів із більш пласким дном
називаються порами або маленькими кратерами.
Для деяких районів Місяця характерні ланцюги кратерів завдовжки біля
сотень кілометрів.
Крім гір, до позитивних (опуклих) форм місячного рельєфу належать піки
(досить ізольовані вершини на рівнинному дні місячних морів) і вали —
положисті узвишшя заввишки приблизно 1—2 км.
До негативних (увігнутих) форм місячного рельєфу належать розколини,
борозни й долини. Розколини — як правило, великі утворення завдовжки від
десятків до сотень кілометрів і завглибшки й завширшки від десятків до
сотень метрів. Борозни подібні до розколин, але схили в них менш круті,
а дно більш пласке. Долини характеризуються найбільшою шириною й
площиною дна.
Сучасний вигляд Місяця формувався протягом мільярдів років, причому
еволюція місячної поверхні триває й сьогодні. Прийнято таку періодизацію
еволюції місячної поверхні (за Хабаковим):
1. Первісний період. Місяць вкритий первісною корою з горбистою або
гребенистою поверхнею. Кільцеві гори відсутні.
2. Найдавніший період. Активне кратероутворення за рахунок внутрішніх
процесів.
3. Давній (алтайський) період. Опускання великих ділянок місячної кори і
лавовиверження. Формування найдавніших морів, що на сьогодні зникли.
Названий за іменем Алтайського хребта, який, можливо, є берегом давнього
моря.
4. Середній (птолемеївський) період. Інтенсивне кратероутворення і
зникнення давніх морів. Названий за іменем кратера Птолемей, що виник,
мабуть, у ту епоху і є однією з деяких збережених із того часу
найдавніших кільцевих гір.
5. Новий (океанський) період. Відбулися нові великомасштабні опускання
місячної кори. Більшість наявних на той момент кратерів затоплюється
лавою. Формується сучасний пояс місячних морів із відомими нам обрисами.
6. Новітній (коперниківський) період. Поява нових кратерів на поверхні
місячних морів. Названий за іменем кратера Коперник, характерного для
цього періоду, із прекрасно збереженим різким рельєфом.
Утворення Місяця
Походження Місяця природним шляхом цікавило астрономів ще з часів
Галілея, який вперше роздивився рельєф місячної поверхні. Висловлювалося
чимало припущень про те, як утворився супутник Землі. Найбільш широко
розроблялися гіпотеза первісного поділу, гіпотеза захоплення і гіпотеза
одночасного формування Місяця й Землі. Перша теорія належить біологові й
натуралістові Дж. Дарвіну, який припустив, що спочатку обидві планети
являли собою єдину розпечену масу. Загалом гіпотеза Дарвіна знаходилася
в струмені конкуруючих теорій про холодне і гаряче формування планет
Сонячної системи. Відповідно до першої, вони являли собою спочатку
холодну газопилову хмару, яка розігрівається в результаті стискання й
виділення великої кількості енергії, відповідно до другої — споконвічно
знаходилися в розігрітому стані, але поступово остигали, зберігаючи лише
гаряче ядро. Дарвін схилявся до другого варіанта. На його думку, у міру
остигання і прискорення обертання, єдина розпечена маса розділилася на
дві нерівні частини, з більшої утворилася Земля, із меншої — Місяць,
причому останній утворився із зовнішніх шарів первісної маси, що
відокремилися. Це пояснювало різницю в густині Місяця й Землі, тому що
зовнішні шари повинні були складатися з легших речовин. Однак
прихильникам цієї теорії не вдалося переконливо показати механізм
подібного процесу. Після того, як були отримані зразки місячної
речовини, виявилося, що розходження в хімічному складі суперечать
гіпотезі первісного поділу.
Гіпотеза захоплення довготривалий час була популярною як серед учених,
так і в колах аматорів. Німецький учений К. Вейцзеккер, шведський учений
X. Альфвен і американський учений Г. Юрі незалежно один від одного
запропонували теорію, за якою Місяць споконвічно не був супутником
Землі, а був самостійною малою планетою. При критичному проходженні
поблизу зони гравітаційного впливу Землі Місяць змінив траєкторію руху і
перетворився на елемент системи з двох небесних тіл. Але ймовірність
подібного явища настільки незначна, що це суперечить великій частоті
наявності супутників у планет. Астрономи давно встановили шляхом
спостережень, що супутники — не рідкісний виняток, а, скоріше, правило.
Найбільш доведеною вважається гіпотеза, запропонована О. Ю. Шмідтом і
його послідовниками в середині XX століття. Вона припускає утворення
всіх планет Сонячної системи з єдиної газопилової хмари, у якій завдяки
наявності неоднорідного розподілу речовини утворювалися конгломерати,
щось на зразок зародків майбутніх планет — планетезималі. Менша густина,
яку має Місяць у порівнянні із Землею, вимагала пояснення: чому речовина
протопланетної хмари розділилася з концентрацією важких елементів у
Землі. Виникло припущення, що першою почала формуватися Земля, оточена
могутньою атмосферою, збагаченою порівняно леткими силікатами; при
подальшому охолодженні речовина цієї атмосфери скондесувалася в кільце
планетезималей, із яких і утворився Місяць. На користь цієї гіпотези
свідчить той факт, що в багатьох планет Сонячної системи є не тільки
супутники, але й кільця, що складаються з більш-менш дрібних часток
речовини. Встановлено, що такі кільця є не тільки в Сатурна, але й в
Урана, Меркурія, Плутона, хоча і більш розріджені й не такі ефектні, як
у Сатурна. Загалом гіпотеза холодного утворення вписується в загальну
теорію про утворення Сонячної системи приблизно в один час із єдиної
маси, але і зараз немає точних фактів, що дозволили б остаточно
підтвердити або спростувати її.
Місячний ґрунт
Дослідження, проведені за допомогою пілотованих космічних апаратів,
показали, що поверхня Місяця вкрита так званим реголітом. Він являє
собою уламково-пиловий шар завтовшки від декількох метрів до декількох
десятків метрів, що складається з часток різних розмірів. Реголіт
утворився шляхом дроблення, перемішування й спікання місячних порід при
падінні метеоритів і мікро-метеоритів. Аналізи показали, що реголіт
насичений нейтральними газами в результаті впливу сонячного вітру.
Склад місячних порід відрізняється від найдавніших метеоритів. Не
подібний він і до піроліту (передбачувана первинна речовина мантії
Землі). Зразки порід, узяті з височин, мають вік 4 млрд років і більше.
Зразки, узяті з морів, трохи молодші — 3,1—3,95 млрд років. І ті й інші
зразки мають вулканічне походження, однак часто вони були дуже
роздробленими в результаті ударів метеоритів.
За походженням найдавніші місячні зразки подібні до земних вулканічних
порід і, мабуть, кристалізувалися з розплаву. Середній склад кори
височин містить дуже велику кількість оксиду алюмінію (до 25%).
За сейсмічними даними, місячна кора має товщину близько 50 км. Імовірно,
існував первинний шар магми, із якого «виплавилася» сучасна кора,
підстильна мантія і нижня мантія, що складається з піроліту. Верхня
мантія за сучасними уявленнями повинна складатися з олівіну, а нижня
(первинна) з олівіну й піроксену.
Моря є більш молодими утвореннями і являють собою базальтові рівнини.
Вони містять близько 1% маси кори. Моря багаті на оксид феруму, деякі —
на оксид титану.
У складі місячних порід міститься близька до земної кількість магнію,
алюмінію, кальцію, силіцію. Калій, натрій і хлор складають значно меншу
частину в порівнянні із Землею. Заліза на Місяці міститься близько 10%.
Внутрішня будова Місяця
Будова Місяця моделюється, виходячи з даних місячної сейсмології, і
враховує швидкість проходження й поширення сейсмічних хвиль. За
розподілом зон швидкостей отриманий профіль структури Місяця.
Зовнішній шар — кора — має неоднорідну товщину, що в середньому складає
близько 50 км. Кілька сотень метрів тягнеться шар кори, сформований
реголітом, а нижче розташований шар, що утворився в результаті
часткового плавлення мантії.
Наступний шар — це верхня мантія Місяця. Вона простягається від основи
кори всередину приблизно на 500 км.
Середня мантія — шар, розташований на глибині від 500 до 1000 км. Це
область найбільш давніх шарів Місяця, що не зазнавали розплавлювання. За
швидкостями сейсмічних хвиль середня мантія повинна складатися з
олівінів, що включають до 85% форстериту, і невеликої кількості
піроксенів.
Нижня мантія розташована на глибинах понад 1000 км. Спостереження
поширення сейсмічних хвиль дозволяють припустити, що ще глибше
розташована область, аналогічна до земної астеносфери (перехід від
мантії до ядра). Деякі дані свідчать про те, що Місяць може мати залізне
ядро радіусом до 360 км.
Нашли опечатку? Выделите и нажмите CTRL+Enter
