2.5.2. Кратеры на Луне. Вся поверхность Луны испещрена кратерами (рис. 2.10). Только на видимой с Земли половине поверхности Луны известно около 300 тысяч лунных кратеров с поперечным размером 1 км и более, в том числе почти 15 тысяч кратеров диаметром свыше 10 км. Можно сказать, что изучение лунных кратеров началось в 1609 г., когда Галилео Галилей направил свой первый телескоп на Луну и увидел там круглые «пятна». Первые рассуждения о природе лунных кратеров сделаны Робертом Гуком в его книге «Микрография», опубликованной в 1665 г. Гук сравнил лунные кратеры с ямками на поверхности кипящего алебастра и предположил, что кратеры образовались в результате вулканической активности. Гук рассматривал также ударное происхождение кратеров. Однако в то время космическое пространство считалось пустым, и Гук отверг ударную гипотезу, поскольку не мог себе представить, откуда могут взяться тела, ударяющие по поверхности Луны. Истинная – метеоритная – природа кратеров на Луне была выявлена лишь в 1924 г. А. Гиффордом.
Начиная с 1959 г. к Луне было совершено более 50 полетов космических аппаратов. В результате на поверхности Луны выявлены кратеры размерами от нескольких сантиметров до более чем 1000 км. Составлена подробная карта всей ее поверхности. Оказалось, что молодых кратеров на обратной стороне Луны почти в два раза больше, чем на видимой. Кроме того, именно на обратной стороне Луны располагаются гигантские ударные бассейны, такие как безымянный полукольцевой бассейн рядом с Морем Восточным (диаметром около 1100 км), кратеры Герцшпрунг (645 км), Королев (525 км) и Аполлон (485 км).
Рис. 2.10. Поверхность Луны (www.astrosurf.com/cidadao/moon_obs.htm)
Кратеры на поверхности спутников планет имеют диаметры до 1/3 диаметра спутника. При скорости астероида 20 км/с при столкновении со спутником планеты объем кратера может составить до 1500 объемов астероида. Скорости выброса вещества спутника из кратера относительно невелики, и может образоваться рой частиц с орбитой, близкой к спутнику. При более высоких скоростях столкновения осколки с поверхности спутника, преодолев гравитационное притяжение спутника, могут быть выброшены внутрь Солнечной системы.
2.5.3. Кратеры на Меркурии. Начиная с 1973 г. с пролетной траектории космического аппарата «Маринер-10» была сфотографирована почти вся поверхность Меркурия с разрешением до 100 метров. Это позволило увидеть Меркурий примерно так же, как Луну в большой телескоп с Земли (рис. 2.11). Обилие кратеров – наиболее очевидная черта его поверхности, которую по первому впечатлению даже специалисты-селенологи приняли за поверхность Луны. Действительно, морфология кратеров близка к лунной, их ударное происхождение не вызывает сомнения. Но в целом меркурианские кратеры по сравнению с лунными менее глубокие, что, очевидно, объясняется различием ускорения силы тяжести.
Рис. 2.11. Поверхность Меркурия (http://pds.jpl.nasa.gov/planets/ima-ges/browse/mercury/)
Рис. 2.12. Поверхность Венеры (http://pds.jpl.nasa.gov/planets/captions/venus/)
2.5.4. Кратеры на Венере. Венера окружена очень плотной атмосферой; ее плотность почти в 100 раз превышает плотность атмосферы Земли. Атмосфера Венеры непрозрачна и не позволяет увидеть какие-либо детали ее поверхности в оптическом диапазоне. Защитная роль ее атмосферы от внешнего (космического) воздействия подобна водному океану глубиной 1 км или слою скальных пород мощностью 300 м. Облик поверхности Венеры, выявленный с помощью космических аппаратов «Венера-15» (рис. 2.12), «Венера-16» и «Пионер-Венера», разительно отличается от облика Меркурия. На Венере очень мало кольцевых кратерных структур. На территории 115 млн км
2
2.5.5. Кратеры на Марсе. Планета Марс имеет довольно прозрачную и очень разреженную атмосферу, что позволяет видеть поверхность Марса в телескоп с Земли. Детали поверхности Марса изучались в течение столетий. Большая часть марсианской поверхности покрыта яркими областями красно-оранжевого цвета. Имеются также темные образования – их назвали марсианскими морями. Наблюдавшие Марс астрономы иногда видели слабые полосы или линии, пересекающие поверхность. Итальянский астроном Дж. Скиапарелли в 1877 г. нанес на карту эти линии и назвал их «каналами». Наличие каналов породило легенду о существовании марсианской цивилизации. Первые снимки Марса, полученные с космических аппаратов в середине 1960-х гг., показали, что его поверхность изобилует кратерами, в большинстве своем сильно разрушенными и немного напоминающими лунные. Большая часть марсианских кратеров имеет ударное происхождение, хотя имеются и вулканические кратеры. Ударные кратеры (см. рис. 2.13 на вклейке), как правило, имеют следы выглаживания. В целом кратеры на Марсе более мелкие, чем на Луне или Меркурии, но значительно более глубокие, чем на Венере.
Подтверждением того, что в прошлом происходили столкновения малых тел с Марсом, являются находки на Земле метеоритов с Марса (см. рис. 2.14 на вклейке). Расчеты показывают, что только при таких столкновениях возможны выбросы марсианского вещества со скоростями, достаточными для того, чтобы покинуть эту планету.
2.5.6. Кратеры на астероидах. Практически все детальные фотографии астероидов служат прямым доказательством падения на них небесных объектов. Например, карта астероида Веста (диаметр астероида 500 км) была сделана на основе снимков, полученных космическим телескопом им. Хаббла (см. рис. 2.15 на вклейке). На карте видно, что на поверхности выделяется кратер протяженностью во всю длину астероида. Этот огромный кратер находится в нижней части изображения. Исследования показали, что астероид Веста испытал мощное разрушительное соударение около миллиарда лет назад.
Рис. 2.16. Астероид Итокава (http://galspace.spb.ru/)
Еще один пример – астероид (25143) Итокава (рис. 2.16). Этот астероид является одним из довольно подробно исследованных астероидов [Hirata et al., 2009; Barnouin-Jha et al., 2008; Cheng and Barnouin-Jha, 2007]. Орбита астероида находится между орбитами Марса и Земли. Этот астероид был выбран объектом исследования зонда «Хаябуса» и впоследствии получил свое современное название по имени основателя японской космической программы профессора Хидэо Итокавы. Астероид Итокава относится к астероидам класса S(IV) (см. главу 3). Длина астероида составляет 548 м, средняя плотность – 2,1 г/см
3
Астероид вращается вокруг оси с периодом 12,32 ч, имеет неправильную форму, его можно рассматривать как состоящий из двух частей. На его поверхности можно выделить 2 типа ландшафта: пересеченную местность, покрытую большим количеством камней и валунов, и ровные реголитовые равнины у «перешейка». На Итокаве обнаружено более десятка ярко выраженных ударных структур круговой формы. Одной из крупнейших является Малая Вумера диаметром около 50 м. Большинство кратеров малого размера заполнены пылью и по внешнему виду напоминают «пруды», обнаруженные на поверхности астероида Эрос. Главной особенностью Итокавы является наличие очень большого количества камней и валунов. Всего было выявлено более 1000 валунов размерами более 5 м, а максимальный размер некоторых глыб достигает ∼ 50 м. С помощью рентгеновского спектрометра, установленного на аппарате «Хаябуса», удалось исследовать состав астероида, четко идентифицировать линии Mg, Si, Al.
Краткое описание основных типов малых тел Солнечной системы, составляющее содержание этой главы, позволяет сделать несколько выводов. Во-первых, имеющиеся знания о происхождении и миграции малых тел все еще фрагментарны, а гипотезы не стали теориями. В некоторых областях исследования только начинаются. Во-вторых, хотя мы уже определенно понимаем, что все популяции опасных космических объектов динамичны и непрерывно пополняются, но механизмы такого пополнения изучены пока недостаточно. Наконец, едва ли возможно полностью каталогизировать всю популяцию малых тел, особенно комет и крупных метеороидов.