L; всередині місяця Для науки
Останні космічні місії та чисельне моделювання розповідають нам про історію Місяця та умови в його найглибших шарах.
Місячна поверхня не зазнала значних змін майже два мільярди років. Таким чином, космічні місії, які досліджували його з початку 1960-х, принесли нам безліч інформації, з якої ми сьогодні можемо скласти сценарії, що пояснюють її формування.
«Місячне обличчя» нам давно знайоме, але лише у ХХ столітті ми навчилися правильно його тлумачити. За допомогою простого бінокля спостереження показує, що він складається з двох типів місцевості. Темні, гладкі області утворюють те, що древні астрономи називали "морями". "Материки" Місяця, зі свого боку, є більш світлою місцевістю, поверхня якої усіяна кратерами будь-якого розміру. Оскільки дослідження космосу забезпечило нас зображеннями і зразками місячної поверхні, ми можемо отримати уявлення про умови там і повернутися до витоків цього маленького світу. Сьогодні сценарії, які ми витягуємо з нього, дозволяють нам вказати фізичні умови, які панують всередині нашого супутника.
На Місяці трансформація ґрунтів відбувається набагато повільніше, ніж на Землі. Наша планета оточена складною атмосферою, наділеною різними кліматичними зонами, де ростуть пустелі та тропічні ліси. Вода, вітер, дощ, лід і сніг формують поверхню, що кишить безліччю видів тварин і рослин. Сама земна кора зазнає повільних перетворень: піднімаються гори, землі занурюються морями, а материки повільно дрейфують. З часом обличчя Землі змінюється, оскільки це активна планета. На Місяці, навпаки, немає вільної води, а атмосфера, яку ще називають екзосферою, надзвичайно тонка: вона настільки рідкісна, що якби вона перебувала в умовах тиску і температури, що панують на поверхні Земля, вона помістилася б в обсязі великого будинку. Місяць також зазнавав низької вулканічної активності - про що свідчать кілька куполів, видимих із Землі, - що не спричинило значних змін (див. Малюнок 2). В результаті зовнішній вигляд місячної поверхні принципово не змінювався протягом мільйонів років.
Космічні місії
Більше того, завдяки вимірюванню місячного поля гравітації ми встановили момент інерції Місяця. Момент інерції тіла виражає свою стійкість до сил, які мають тенденцію модифікувати його обертальний рух, тобто той факт, що це тіло поводиться більш-менш як гіроскоп. Момент інерції такого об'єкта, як Місяць, дорівнює його масі, помноженій на квадрат його радіуса і на коефіцієнт, що характеризує розподіл речовини навколо осі обертання. У випадку однорідної кулі, яка обертається навколо осі, що проходить через її центр, цей “форм-фактор” дорівнює 0,4. Чим ближче маса зосереджена до осі обертання, тим менший форм-фактор. У випадку з Місяцем встановлено, що він становить 0,3931. Він дуже мало відрізняється від коефіцієнта однорідної сфери, а це означає, що щільність Місяця мало зростає з глибиною. Для порівняння, форм-фактор моменту інерції Землі становить 0,3307, завдяки масивному залізному ядру, що знаходиться в надрах нашої планети. Вважається, що Місяць також може мати невелике багате на залізо ядро, але його радіус становить не більше чверті місячного радіуса (на відміну від ядра Землі, радіус якого становить 55 відсотків радіуса Землі).
Коли космічним кораблям вдалося приземлитися на поверхню Місяця, ми почали вимірювати його сейсмічну активність. Вивчаючи час прибуття сейсмічних хвиль на різні сейсмографи, встановлені на місячній поверхні, ми реконструюємо шлях цих хвиль всередині Місяця і виводимо коливання їх швидкості як функцію глибини. Оскільки ця швидкість залежить від деформованості та стисливості перехрещених порід, ці дані дозволяють досліджувати глибокі шари Місяця і сприяли встановленню її внутрішньої структури (див. Рисунок 6). Крім того, повернення на Землю зразків гірських порід кардинально змінило наші припущення щодо походження нашого природного супутника. Фактично, з цього приводу планетологи виявили, що склад місячних порід майже ідентичний складу гірських порід у мантії Землі.
Освіта Місяця
Гіпотеза поділу могла б пояснити, що лише гірські породи земної мантії схожі на Місяця. Ще в 1878 році Джордж Дарвін (син натураліста) висунув постулат, що на початку історії Землі шматочок її поверхні був би викинутий і що Тихий океан становив би шрам, залишений цією подією. Теза Дарвіна була доповнена ідеєю, що обертання Землі, набагато швидше в минулому, спричинило екваторіальну опуклість, така що частина речовини могла бути викинута в космос. Однак, коли ми вимірюємо загальний кутовий момент системи Земля-Місяць, ми виявляємо, що він занадто малий, щоб таке швидке обертання було можливим у минулому, якщо з тих пір кутовий момент не зменшився через "явище, яке все ще невідомо.
З часу повернення місячних зразків астрономи звернулися до четвертої теорії. Вважається, що наприкінці формування Землі 4,5 мільярда років тому в наш світ врізалася невелика планета розміром з Марс (у десять разів менша за Землю). Удар був настільки сильним, що планетоїд і гірські породи верхньої мантії Землі випаровувалися. Оскільки Земля вже значно диференціювалась, велика частина заліза, що містилося в ній, була зосереджена в своєму ядрі і не викидалася в космос. Значна частина вигнаної речовини впала назад на Землю, щоб відновити мантію, хімічний склад якої був дуже подібний до складу гірських порід, які залишилися на орбіті. Пізніше ці гірські породи сформували гігантський супутник - Місяць. Ця гіпотеза
пояснює подібність між поверхневими породами двох зірок; це також пояснює відсутність заліза на Місяці, а також низький вміст летких елементів.
Як частина теорії впливу, ми можемо досить точно встановити умови, що панували всередині Місяця на момент його формування. Накопичення кам’янистих частинок, конденсованих в хмарі орбітуючої речовини, повинно віддавати велику кількість тепла: зерна бурхливо зіткнулися, утворюючи все більші і більші блоки, які падали один на одного. Коли Місяць збільшувався, валуни досягали його поверхні зі зростаючими швидкостями, а їх кінетична енергія, перетворюючись на тепло, розплавляла свою
поверхневі шари. Місяць народився вкритий величезним океаном магми, що сягнув глибини 400 кілометрів. Незабаром ця магма затверділа, випромінюючи свою теплову енергію в космос і переносячи частину її на більш холодні глибини Місяця. У розплавлених регіонах важкі елементи відокремилися від легких і потроху почали мігрувати у напрямку до центру. Цей механізм хімічної диференціації супроводжувався великим виділенням енергії, яка нагрівала глибші шари Місяця. Таким чином, диференціація була самопідтримуваною і поширювалася до центру зірки. Сьогодні ми вважаємо, що молода Місяць швидко майже повністю придбала маленьке гаряче ядро
Складений із заліза, температура якого була значно вищою, ніж у мантії, а також твердої оболонки - літосфери - яка швидко формувалася. Температура цієї оболонки швидко знижувалася від поверхні розділу мантії до поверхні. Відтоді Місяць, організований у шари з різною температурою, безсумнівно, став оселею конвекційних рухів.
Вирок комп’ютерів
В Інституті планетології Університету Мюнстера ми змоделювали за допомогою комп'ютерних програм ці конвекційні струми, які збуджують місячну матерію. Для цього ми поділили Місяць на понад 700 000 об'ємних елементів, до яких застосували щойно описані принципи. Таким чином, ми змогли запитати нашу програму, щоб з’ясувати тиск, температуру, а також в’язкість мантійних порід на будь-якій глибині та в будь-який час місячної історії.
Близько 4,5 мільярда років тому температура ядра Місяця була ще дуже високою (близько 2000 ° С). Потужні шлейфи гарячої речовини піднімались від межі ядра та мантії до нижньої межі літосфери. Ця літосфера сформувалася дуже рано. Дійсно, втрати енергії випромінюванням пропорційні відношенню поверхні до об’єму, відношення, яке через малі розміри Місяця набагато більше для нашого супутника, ніж для Землі. Таким чином, зовнішні шари Місяця швидко охолоджувались, і літосфера товщиною до 400 кілометрів утворилася менш ніж за два мільярди років. Ця літосфера була занадто жорсткою, щоб її оживляли конвекційні рухи, і тепло прогресувало там лише за допомогою провідності, набагато менш ефективного механізму, ніж конвекція. Таким чином, твердий шар на поверхні Місяця відігравав роль теплоізолятора по відношенню до підстилаючої мантії. Цей сценарій передбачає, що мантія Місяця охолоджується набагато повільніше, ніж якби їй дали більш тонку літосферу.
Температура ядра знижувалася, поки лише через 300 мільйонів років вона не досягла температури мантії. Відтепер конвективні рухи підтримувалися лише розпадом радіоактивних елементів, що містяться в місячних породах. Добре локалізовані гарячі шлейфи, що характеризували попередню епоху, поступово зникали, а рух гарячої речовини вгору став більш дифузним. Холодні шлейфи, опускаючись, як величезні пальці, в гарячу речовину, почали тонути в мантії з нижньої межі літосфери. Через деякий час конвекційна структура мантії визначалася вже не великими відпливами, а існуванням малих аномалій температури в обсязі мантії. Вважається, що сьогодні конвективні рухи практично зникли. Однак наші розрахунки показують, що в нижній мантії залишаються регіони, де температура перевищує температуру сусідньої породи і де повинні відбуватися переміщення речовини. Однак ці переміщення становлять близько півміліметра на рік (наземні континенти дрейфують на кілька сантиметрів на рік).
Ми розрахували температуру Місяця за всю його історію і показали, що вона іноді перевищувала температуру плавлення силікатних порід. Наші моделювання дозволяють припустити, що на початку місячної історії існував регіон, де температура перевищувала цю температуру плавлення і яка утворювала майже закриту оболонку всередині зірки, трохи нижче літосфери. Саме це водосховище було б джерелом лави, яка, виливаючись у великі ударні кратери, утворювала базальтові ґрунти місячних морів. Коли Місяць охолоджувався, цей шар розріджувався. Потім він втягнувся там, де крізь нього проходили холодні пальці, що падали з нижньої межі літосфери. Приблизно через два мільярди років температура місячної мантії була скрізь нижче температури плавлення силікатних порід. Таким чином, за нашими розрахунками, вулканічна активність Місяця зупинилася через 2,5-3 мільярди років після початку його історії.
Місячні тремтіння
Звичайно, ці чисельні моделювання частково базуються на гіпотезах, і вони не можуть замінити пошук доказів in situ. Важливо порівняти отримані результати з вимірами, проведеними під час місій з вивчення космосу: це єдиний спосіб перевірити, чи правильні зроблені припущення, та вдосконалити наші моделі.
Згідно з вимірами сейсмічної активності Місяця, зробленими в рамках місій "Аполлон", гіпоцентри місячних землетрусів знаходяться глибиною від 600 до 900 кілометрів, поблизу межі між літосферою та мантією. Вважається, що вони спричинені, найчастіше, скороченням гірських порід у міру їх охолодження. Це стиснення створює напруги у твердому матеріалі, які виділяються у вигляді сейсмічних хвиль. У цьому контексті вогнища землетрусів можуть бути знайдені лише там, де матеріал є жорстким і більше не анімується конвекційними рухами. Наші моделі, які передбачають, що літосфера досягає глибини 400 кілометрів і що верхня мантія, яка знаходиться безпосередньо внизу, також стала жорсткою, сумісні з цими вимірами. Крім того, ці вимірювання сумісні з іншим передбаченням нашої моделі: існування в нижній мантії регіонів все ще досить теплих, щоб відчувати дуже повільні конвективні рухи.
Дані орбіти космічних зондів підказували нам, що центр мас Місяця знаходиться приблизно в двох кілометрах від його геометричного центру. Не виключено, що цей результат є підтвердженням існування конвекційних роликів у мантії на початку місячної історії (ці ролики, застиглі в результаті охолодження зірки, становили б аномалії щільності в мантії). Таким чином, у моделях Місяця, до яких ведуть наші моделювання, центр мас знаходиться в середньому на три кілометри від геометричного центру, який надзвичайно близький до спостережень. Однак немислимо, щоб цей зсув спричинявся зміною товщини місячної кори в певних регіонах, і для визначення відповідної ролі цих двох явищ будуть необхідні нові спостереження.
Інші труднощі залишаються. За деякими датами радіоактивного датування, Місяць все ще відчував магматичну активність близько мільярда років тому. Однак на даний момент жодна з наших моделей не передбачає, що на той момент температури все ще були вищими за температуру плавлення силікатних порід (всі наші моделі передбачають, що температура мантійних порід опускається нижче цієї точки на 500 мільйонів років раніше). Однак ми з оптимізмом отримуємо подальші результати у цій галузі.
Час, до якого температури деяких регіонів залишалися вище температури плавлення, пов'язаний з температурами, які панували в Місяці на початку його історії. Ми майже впевнені, що на початку своєї еволюції Місяць прихистив область, де температура перевищувала цю температуру плавлення, і форма та положення якої були обумовлені існуванням океану кристалізованої магми. Однак думки щодо початкової товщини цього океану розходяться. Якщо визнати, що вона була відносно товстою (близько 600 кілометрів), то верхня мантія Місяця, мабуть, була в середньому теплішою і охолоджувалася повільніше, ніж передбачали попередні моделі. Крім того, місячна мантія може містити домішки, які, як показано в термодинаміці, загалом знижують температуру плавлення.
Нові місії
Зараз ми майже впевнені, що внутрішні частини Місяця були під час його еволюції частково талими. Однак думки все ще розходяться щодо еволюції цієї частково рідкої породи. Ми вважаємо, що магматичний шар, який лежав під місячною поверхнею, ймовірно, містив сполуки різної щільності та температури плавлення. Ці сполуки спочатку кристалізувались, охолоджувались і мігрували в глибші регіони. Отже, довгий час океан магми складався із суміші твердих і рідких компонентів. Чисельне моделювання такого сценарію досягти непросто. Ми розглядаємо систему, де рідинна речовина циркулює між уже твердими «блоками гірської породи», і переміщення речовини зовсім відрізняються від простих конвекційних рухів, про які ми вже згадували. В Інституті планетології в Мюнстері ми спробуємо змоделювати не тільки теплову еволюцію, але й хімічну еволюцію Місяця.
Місяць, наш найближчий сусід по Сонячній системі, завжди збуджує нашу цікавість. Астрономи та інженери сподіваються, що найближчим часом роботи і люди знову будуть блукати поверхнею нашого супутника. Якби там було створено постійну базу, можна було б дослідити Місяць більш глибоко, використовуючи різноманітні методи. Однак такі проекти існують лише на зародковому етапі. На щастя, нам не потрібно буде чекати їх реалізації, щоб отримати нові дані, за допомогою яких ми будемо вдосконалювати наші моделі та уточнювати історію нашого супутника.
Нові наукові місії на Місяць можуть забезпечити більшу і точнішу базу даних, що ще більше зменшить невизначеність, що залишається в наших дослідженнях. На початку 2003 року Європейське космічне агентство запустить розумний зонд -1 на Місяць, щоб випробувати нові рушійні техніки, корисні для майбутніх міжпланетних місій. Ця машина також буде проводити вимірювання, призначені для визначення складу та мінералогічних характеристик місячного грунту. Японський зонд Lunar-a запустить два "проникаючі пристрої", які потраплять у місячний грунт і вимірюватимуть там сейсмічну активність, а також деякі характеристики поверхневої речовини. Завдяки цьому новому збору даних ми можемо сподіватися, що ми краще зрозуміємо механізми, що працюють у внутрішніх шарах Місяця, а також їх структуру. і що виникнуть несподівані результати.