О природе аномальных образований в полярных районах Луны и Меркурия тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.01 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В. ЛОМОНОСОВА

Государственный Астрономический институт им. П.К. Штернберга

на правах рукописи УДК 523.3; 523.9

КОЗЛОВА Екатерина Анатольевна

О ПРИРОДЕ АНОМАЛЬНЫХ ОБРАЗОВАНИЙ В ПОЛЯРНЫХ РАЙОНАХ ЛУНЫ И МЕРКУРИЯ

Специальность 01.03.01 небесная механика и астрометрия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

МОСКВА 2004

Актуальность темы

Результаты наземных и космических исследований Луны и Меркурия, полученные за последнее десятилетие, поставили вопрос о существовании отложений летучих в полярных областях этих тел. Однако противоречивость в истолковании полученных экспериментальных данных приводит к тому, что вопрос о реальности полярных льдов на Луне и Меркурии остается открытым. Вместе с тем, надежное подтверждение этого факта имеет существенное значение для понимания процессов миграции вещества в Солнечной системе. Поскольку одним из наиболее вероятных источников летучих на поверхности таких безатмосферных телах, как Луна и Меркурий, могут быть кометы, сам факт наличия полярных льдов имеет космогонические следствия. Роль кометных ударов в формировании поверхностных структур Луны и Меркурия практически не исследована. Изучение природы полярных льдов могло бы пролить свет на многие аспекты этой проблемы. Наличие ледяных отложений на Луне имеет существенное прикладное значение, поскольку определяет стратегические направления в будущем освоении естественного спутника Земли.

Цель работы

Целью настоящей работы было исследование и сравнение морфологических характеристик ударных кратеров Луны и Меркурия. Изучение кратерных популяций полярных районов обоих тел. Выявление постоянно затененных областей в полярных районах обоих тел, вычисление площади этих областей и изучение температурного режима в таких областях, с целью изучения возможности обнаружения там летучих соединений.

При выполнении работы были поставлены следующие задачи:

1. Создать банк данных «Морфологического каталога кратеров Меркурия», включающий в себя кратеры с диаметрами более 10 км.

2. Исследовать морфологические особенности кратеров Меркурия. Провести сравнение морфологических характеристик кратеров Луны и Меркурия.

3. С учетом особенностей движения Меркурия и Луны вычислить местоположение и размеры постоянно затененных областей в

РОС. НАЦИОНАЛЬНАЯ БИБЛИОТЕКА 3

полярных районах обоих тел. Выполнить анализ распределения площадей этих областей.

4. Исследовать температурный режим в кратерах, содержащих области постоянной тени и расположенных в областях повышенного содержания водорода на Луне. Исследовать температурный режимов кратерах с аномальными отражательными свойствами на Меркурии.

Морфологический анализ кратерной популяции на поверхности Меркурия и, особенно, в его полярных районах, имеет важное научное значения в области изучение природы эволюции ближайшей к Солнцу планеты.

Сравнительный морфологический анализ полярных районов Луны и Меркурия важен для понимания процессов формирования аномальных районов на этих телах. В совокупности с изучением постоянно затененных областей и холодных ловушек как потенциальных мест низкотемпературных отложений летучих, результаты указанного исследования могут представлять интерес при решении ряда космогонических проблем.

СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, списка цитируемой литературы и двух приложений. Во Введение дается краткое описание проблем, затронутых в диссертации, определяются цели работы и обосновывается ее актуальность. Кроме того, во Введении приведен список публикаций по теме диссертации.

1. В Главе 1 в разделе 1.1 дается краткое описание поверхностей Луны и Меркурия, главной чертой которых являются ударные кратеры. Ударные кратеры встречаются на всех планетах земной группы и на большинстве известных спутников. Поверхность Меркурия

очень напоминает поверхность Луны. Предполагается, что она обра-

зовалась 4,5 млрд. лет назад. Известно, что поверхность планеты отражает солнечную радиацию и радиоволны так же как поверхность Луны. Поверхность сильно кратерирована. Есть несколько крупных бассейнов ударного происхождения. Средняя плотность Меркурия намного выше средней плотности Луны, почти равна средней плотности Земли и составляет 3,3 г/см3. Считается, что Меркурий имеет

относительно тонкую силикатную кору и мантию, а также большое железное ядро. Размер его ядра превосходит размер внутреннего ядра Земли. Радиус ядра Меркурия достигает 1900 км. Силикатная оболочка имеет толщину 600 км. Возможно, некоторая часть ядра находится в расплавленном состоянии. Железо может составлять от 60 до 70% массы Меркурия.

В разделе 1.2 дается описание различных типов кратеров. Кратеры различаются по размерам, морфологии и возрасту. По степени сохранности кратеры делятся на 5 классов (Arthur et al., 1963). Первый класс представляют свежие кратеры с хорошо выраженным валом. Ко второму классу относятся кратеры с заметным валом. Третий класс — это кратеры с сохранившимся валом, с террасами на склонах. К четвертому классу относятся кратеры с разрушенным валом, с обрушениями склонов. Пятый класс — это руины кратеров. Самые небольшие по размерам и свежие кратеры имеют чашеобразную форму. Более крупные кратеры имеют плоское дно. Иногда на дне кратеров заметны следы лавовых излияний. Некоторые кратеры имеют дно, полностью покрытое лавой. Часто на дне кратеров заметны центральные горки или пики. В многокольцевых бассейнах пики образуют центральное кольцо. Наиболее ярким примером многокольцевого бассейна является Море Восточное на Луне, расположенное к западу от Океана Бурь. Иногда молодые кратеры имеют систему лучей, которая простирается на сотни километров от кратера. Лучи особенно заметны в полнолуние. Примерами лучевого кратера являются кратер Тихо на Луне и кратеры Дега и Бронте на Меркурии.

(Melosh, 1989) выделяет 3 основных типа ударных кратеров: простые, сложные и многокольцевые бассейны. Значения диаметров, при которых происходит переход от одного типа кратера к другому, определяются силой тяжести на планетном теле. Чем больше сила тяжести, тем быстрее начинается переход к более сложным формам кратера. Величина переходного диаметра линейно зависит от величины 1/д, где g — ускорение силы тяжести на планете.

К простым кратерам относятся кратеры небольшого диаметра и чашеобразной формы. Нередко простыми кратерами являются вторичные кратеры, появившиеся при образовании более крупного кратера или бассейна. Максимальная глубина простых кратеров на Луне — 3 км, на Меркурии — 2 км. Второй тип ударных кратеров — сложные кратеры — характеризуются тем, что имеют плоское дно, часто покрытое материалам оползней со стен, террасы на стенах и центральные образования на дне: горки (одну или несколько), пики (так же один или несколько). Сложные кратеры имеют меньшую относительную глубину, чем простые кратеры того же диаметра (Melosh,

1989). Сложные кратеры появляются на Луне начиная с диаметров 10—18 км, а на Меркурии — начиная с 7 км, но при этом на кривой распределения область сложных кратеров пересекается с областью простых, верхний предел диаметров которых на Меркурии составляет 15 км.

Многокольцевые бассейны встречаются не только на Луне (Море Восточное) и Меркурии (Равнина Калорис), но и на других телах Солнечной системы. Примерами могут служить бассейн Валгалла на Каллисто, Гильгамеш на Ганимеде. На Луне периферийные кольца у структур появляются, начиная с диаметра 140 км. На Меркурии второе кольцо появляется уже начиная с диаметра 100 км (Ахмад Баба).

В разделе 1.3 рассматриваются различные типы ударников. На поверхности планет могут падать метеориты, астероиды и кометы. Выделяют три типа метеоритов: каменные, железокаменные и желе-зоникелевые. Каменные метеориты являются наиболее распространенным типом метеоритов: они составляют 92% от общего числа найденных метеоритов. В состав каменных метеоритов входят силикат железа и магния, примеси металлического железа и никеля. Каменные метеориты делятся так же на три группы: хондриты — метеориты, содержащие силикатные включения — хондры, ахондриты — каменные метеориты, не содержащие хондры и углистые хондриты — каменные метеориты, включающие органические соединения. Второй тип метеоритов — железокаменные — составляют только 2% от общего числа метеоритов, а метеориты третьего типа — железонике-левые составляют 6% от общего числа метеоритов.

На ранних стадиях развития Солнечной системы столкновения крупных тел с протопланетами были частым явлением. Следы таких столкновений хорошо заметны на поверхности безатмосферных тел, примерами которых являются Меркурий и Луна, в виде огромных многокольцевых бассейнов ударного происхождения.

КА «Вояджер» обнаружил на спутниках Юпитера Ганимеде и Каллисто цепочки кратеров. Предполагается, что эти цепочки образовались при падении фрагментов комет, захваченных притяжением Юпитера. Аналогичные цепочки кратеров были обнаружены на Луне, что предполагает выпадение на ее поверхность обломков комет, разрушенных при пересечении предела Роша вблизи Земли (Ме^И, 1989). Большинство комет обращается вокруг Солнца по эллиптическим орбитам. Кометы с периодами обращения менее 200 лет относятся к короткопериодическим, кометы с периодами более 200 лет являются долгоиериодическими. Новыми называются кометы, впервые приближающиеся к Солнцу. Среди известных к настоящему моменту долгопериодических комет новые составляют 15%.

В настоящее время предполагается, что источником комет является гипотетическое Облако Оорта, расположенное на периферии Солнечной системы на расстоянии 100—150 тыс. а.е. от Солнца. Афелии новых комет располагаются как раз на таком расстоянии. Предполагается, что Облако Оорта содержит до 100 млрд. кометных тел. При сближении с Солнцем других звезд или газопылевых облаков возникающие гравитационные возмущения могут приводить к усилению притока комет во внутреннюю часть Солнечной системы. Это приводит к кометным ливням на поверхности планет. Наряду с гипотезой удара астероида кометные ливни рассматриваются как возможная причина вымирания значительной части биологических видов на Земле 65 млн. лет назад. Предполагается, что за время существования Солнечной системы могло пройти около 10 таких ливней. Длительность кометного ливня может составлять миллионы лет. При этом за 500 тыс. лет на Землю может выпасть до 200 комет (Шевченко, 1999).

В разделе 1.4 дается описание ударных процессов, соответствующих различным типам ударников. Процесс кратерообразования может быть разделен на три стадии (Melosh, 1989): контакт и сжатие, экскавация и модификация. На первой стадии ударник попадает в мишень, сжимая и ускоряя ее вещество в точке (или точках) контакта до скорости, сопоставимой со скоростью самого ударника. Сопротивление мишени тормозит ударник и препятствует его проникновению в мишень. В зоне контакта возникают ударные волны, которые распространяются от точек контакта в мишень и в ударник. На раннем этапе давление в ударной волне достигает нескольких ГПа, что значительно превышает прочность и мишени и ударника, поэтому материалы и ударника и мишени могут расплавиться и испарится (Melosh, 1989). Ударная волна в ударнике достигает его задней поверхности прежде, чем ударник проникает в мишень до половины своего диаметра. Большая часть кинетической энергии ударника передается мишени, что приводит к появлению области высоких давлений, температур и скоростей, размеры которой примерно равны размерам ударника. Первая стадия длится до тех пор, пока волна сжатия и разрежения не пройдет по всему ударнику.

Следующая стадия - стадия экскавации. В мишени распространяется ударная волна, которую можно считать почти сферической. По мере распространения и захвата все большего объема материала, эта волна затухает. Скорость ударной волны в среде всегда больше скорости звука в этой среде. В отличие от сейсмических или звуковых волн, скорость которых является устойчивой характеристикой среды, скорость ударной волны зависит от давления. Параметры состояния вещества и движения меняются скачком на фронте ударной вол-

ны. Ударная волна идет по породам, сжимая их. Вслед за волной сжатия происходит падение давления до нормального уровня - идет волна разрежения. Волна разрежения возвращается к плоскости контакта в тот момент, когда ударник проникает в мишень на глубину своего диаметра. В однородных породах ударная волна распространяется до тех пор, пока давление не достигнет предела упругости пород или сейсмического отражателя. При этом вещество мишени подвергается воздействию больших давлений и температур. В результате, вещество, находящееся непосредственно вблизи от места контакта испаряется, а по мере удаления от этого места происходит расплавление и далее раздробление вещества мишени. Результатом этой стадии является образование «переходного кратера», размеры которого намного превышают размеры ударника. Стадия экскавации длится намного дольше первой стадии: для полного ее завершения требуется от секунд до минут в зависимости от размера ударника.

Третья стадия образования кратера — стадия модификации. Она начинается, когда образовавшийся переходный кратер начинает об-рушаться под действием силы тяжести. В результате в малых кратерах происходит осыпание обломочного материала и подъем дна, образование центральной горки или пика и образование террас в крупных кратерах. В самых больших кратерах появляются кольцевые структуры.

В разделе 1.5 рассматривается эволюция кратера во времени, описываются процессы, формирующие различные типы кратеров. После завершения быстрых стадий образования кратера модификация кратера продолжается. Кратеры стремятся к гравитационному равновесию в результате вязкой релаксации. На планетах земной группы и на Луне в результате образования кратеров кора, имеющая меньшую плотность, чем мантия, утончается, под кратером образуется большая зона трещиноватости с диаметром в 2 — 3 раза больше диаметра видимого кратера. Трещиноватые породы становятся менее плотными и более легкими — возникают отрицательные гравитационные аномалии. Под корой уменьшенной плотности происходит вязкое течение материала мантии или мантии и коры. Это приводит к возникновению под кратером поднятия мантии. Подъем прекращается при достижении изостатического равновесия. В результате на поверхности образуется депрессия (Ме^И, 1989) Со временем депрессия может выровняться с окружающим рельефом, и на существование кратера будут указывать только гравитационные аномалии и геологическое строение места удара.

На планетах с атмосферой кратеры подвержены водной и ветровой эрозии, а на Земле — еще и воздействию живых организмов.

На безатмосферных телах, таких как Меркурий или Луна, этого нет. Кроме того, кратеры уничтожаются выпадением новых тел или базальтовым вулканизмом. Остатки таких практически разрушенных кратеров хорошо заметны на окраине Моря Дождей на Луне, или в районе Равнины Калорис на Меркурии.

2. В Главе 2 в разделе 2.1 описывается создание и структура морфологических каталогов кратеров Луны и Меркурия. Морфологический каталог кратеров Луны был подготовлен Государственным астрономическим институтом им. П.К.Штернберга совместно с Объединенным институтом ядерных исследований (г.Дубна). В этом каталоге приведены данные о координатах и морфологических признаках всех кратеров диаметром более 10 км, расположенных как на видимом, так и на обратном полушариях Луны. Весь материал охватывает пятнадцать тысяч кратеров Луны. Ранее в Лунно-планетной лаборатории Аризонского университета был подготовлен каталог «The system of lunar craters», включающий кратеры видимой стороны, диаметром более 5,5 км (Arthur et al., 1963-1966). Помимо координат и размеров, в этом каталоге были приведены сведения о степени сохранности кратеров, типе подстилающей поверхности и наличии центральных пиков. В «Морфологическом каталоге кратеров Луны» морфологические признаки значительно расширены. Каждый кратер имеет девять основных признаков: 1 — четкость или степень сохранности вала; 2 - наличие террас и обрушений на В1гутренних склонах; 3 — характер внешнего вала; 4 — наличие центрального пика, хребта и горок на дне; 5 — наличие цепочек и трещин; 6 — характер дна; 7 — наличие лавы на дне; 8 — лучевые системы; 9 — характер подстилающей поверхности.

В разделе 2.2 приводится описание нового «Морфологического каталога кратеров Меркурия». Для составления нового Морфологического каталога кратеров Меркурия, включающего около 6500 кратеров диаметром 10 км и более, нами были использованы «Атлас Меркурия» и Топографическая карта Меркурия масштаба 1:5000000, составленные американской Геологической службой по данным КА «Маринер 10». В результате этой миссии было сфотографировано около 45 % всей поверхности Меркурия. Вся поверхность планеты разделена на 15 районов, из которых закартографированы полностью или частично 9 областей. На каждую область, обозначенную буквой Н и порядковым номером от 1 до 15, в атласе приведена копия карты рельефа масштаба 1:5000000, уменьшенная в 2,5 раза, компьютерная фотомозаика данного района, стереоизображения и для некоторых районов крупномасштабные снимки.

При составлении каталога каждый кратер, выявленный на фотомозаике Атласа Меркурия, отождествлялся на Топографической карте, и проводились измерения координат его центра и диаметра. Затем при помощи фотомозаики и крупномасштабных снимков описывалась морфология кратера. Для описания морфологии кратера использовались 8 морфологических признаков: 1 — четкость или степень сохранности вала; 2 — наличие террас и обрушений на внутренних склонах кратера; 3 — наличие горок, пиков, центральных и кольцевых хребтов на дне кратера; 4 — наличие цепочек мелких кратеров и трещин на дне; 5 — характер дна кратера; б — наличие лавы на дне; 7 — характер подстилающей поверхности; 8 — наличие лучевой системы.

В разделе 2.3 проводится сравнение морфологических характеристик кратеров обоих тел по морфологическим признакам. В ходе сравнения было выявлено сходство распределений кратеров по интервалам диаметров и различия в морфологических характеристиках кратеров Луны и Меркурия. Был выявлен недостаток мелких кратеров (с диаметром <20 км) на Меркурии, по сравнению с Луной. Этот недостаток, возможно, связан с плохим качеством некоторых изображений Меркурия, полученных КА «Маринер-10». При этом процентное содержание крупных кратеров с диаметрами более 40 км на Меркурии выше, чем на Луне. Средняя плотность кратеров на поверхности Меркурия составляет 193 на 1 млн. км2, что в 2 раза меньше, чем средняя плотность кратеров на Луне, которая составляет 393 на 1 млн. км2.

Наибольшее количество кратеров на Меркурии относится к 3 и 4 классам по степени сохранности. Кратеров-руин на Меркурии так же больше, чем на Луне. Процентное содержание кратеров, имеющих террасы или обрушения на внутреннем склоне, на Меркурии почти в 7 раз выше, чем на Луне. Кратеры, содержащие на дне горки, пики или хребты, составляют 35,7 % от общего числа кратеров Меркурия и 21,4 % от общего числа кратеров Луны. На Меркурии и Луне выделяют три типа подстилающей поверхности. Первый тип: материк — наиболее древние участки поверхности, несущие следы интенсивной метеоритной бомбардировки, второй тип: на Луне — моря — более молодые, чем материки участки поверхности, залитые базальтовыми лавами, на Меркурии — гладкие равнины. Абсолютное большинство кратеров Меркурия и Луны, расположено на материковой поверхности. Кратеров, расположенных на равнине, на Меркурии в . 3 раза больше, чем на Луне. В переходной зоне между материками и равнинами лежит 6,5 % кратеров Меркурия и только 2,6 % кратеров Луны. Кроме того, не удалось определить тип подстилающей по-

верхности для 0,7 % кратеров Меркурия из-за плохого качества изображений этого района. Проведенный нами предварительный анализ «Морфологического каталога кратеров Меркурия» и сравнение его с «Морфологическим каталогом кратеров Луны» показали, что в целом распределения кратеров по диаметрам для обоих небесных тел похожи, но имеются существенные различия в морфологии кратеров. Процент кратеров с разрушениями вала, с террасами и обрушениями склонов на Меркурии выше, чем на Луне. Возможно, это связано с широким распространением вулканизма на Меркурии в прошлом, а так же с другими эндогенными процессами, оставившими следы в виде эскарпов на поверхности планеты.

3. В Главе 3 в разделе 3.1 исследуется зависимость морфологии кратеров от региональных особенностей поверхности для Луны и Меркурия. Распределения кратеров по интервалам диаметров для равнин Меркурия и морей Луны и для материков Луны и Меркурия похожи. Обнаружено, что количество кратеров, расположенных на равнинах Меркурия составляет 11% от общего числа изученных кратеров Меркурия. На Луне на морях расположено значительно меньше кратеров: только 3% от общего количества кратеров Луны. Процент кратеров, расположенных в переходной зоне, на Меркурии так же выше, чем на Луне: 6,5 % и 3 % соответственно. Для материков и равнин Меркурия отмечен недостаток мелких кратеров (диаметр < 20 км) по сравнению с материками и морями Луны соответственно.

В разделе 3.2 исследуются и сравниваются морфологические особенности кратеров, расположенных в полярных районах Луны и Меркурия. На Луне в полярных районах было исследовано 2066 кратеров с диаметрами более 10 км, из них в районе Северного полюса 950 кратеров, а в районе Южного — 1116 кратеров. Площадь полярных районов Луны составила 2544 х 103 км2. На Меркурии в полярных районах было исследовано 831 кратер, из них 337 в районе Северного полюса и 494 в районе Южного. Площадь северного отснятого полярного района Меркурия равна 2038 х 106км2(рис. 3.8). Площадь южного отснятого полярного района Меркурия составила 2385 х 106км2 Плотность кратеров в полярных районах Меркурия значительно ниже плотности кратеров в полярных районах Луны. Но при этом распределения кратеров по интервалам диаметров сходны. На обоих телах плотность кратеров в районе Северного полюса ниже плотности кратеров в районе южного. В полярных областях Меркурия наблюдается недостаток мелких кратеров (с диаметрами <20 км), отмеченный выше для общего характера кратерной популяции Меркурия. При этом, плотности крупных кратеров (с диаметрами >40 км) в обоих

полярных районах Меркурия сравнимы, но значительно ниже плотности кратеров в южном полярном районе Луны, хотя и выше плотности кратеров в северном полярном районе Луны. Кратеров, имеющих террасы или обрушения в районе северного полюса Луны больше, чем в районе южного, а в районе южного полюса Меркурия больше, чем в районе северного. Кратеров, имеющих террасы или обрушения на склонах в полярных районах Меркурия значительно больше, чем в полярных районах Луны: 14% от общего числа полярных кратеров на Луне и 72% от общего числа полярных кратеров на Меркурии. На Луне среди этих кратеров наибольшую долю имеют кратеры с обрушением. Около 24% полярных кратеров Луны имеют центральные образования: горки, пики или хребты. На Меркурии кратеры с центральными образованиями составляют 43, 3% от общего числа кратеров в полярных районах. На Луне кратеры, имеющие цепочки кратеров и трещины на дне, составляют 20,3% от популяции полярных кратеров, на Меркурии подобные кратеры составляют 33,1% от соответствующей популяции. На обоих телах в северных полярных районах кратеров с цепочкой на дне больше, чем в южных. Абсолютное большинство кратеров в полярных районах обоих тел расположено на материковой поверхности — 99% на Луне и 87% на Меркурии. Около 8% полярных кратеров Меркурия расположено на равнине. В полярных районах Луны кратеров с диаметром > 10 км, расположенных на равнине, нет. Только 0,9% кратеров в полярных районах Луны находятся в переходной зоне. На Меркурии таких кратеров значительно больше и они составляют 4, 6% от всех кратеров полярных районов Меркурия. Таким образом, распределения кратеров в полярных районах Меркурия и Луны оказываются сходными с распределениями кратеров для всей поверхности обоих тел. Кроме того, исходя из различий в распределении кратеров по степени сохранности, по наличию террас и обрушений на склонах, по наличию трещин и лавы на дне, можно говорить о более сильном влиянии эндогенных процессов, таких, как вулканизм, на популяцию кратеров Меркурия.

4. В Главе 4 в разделе 4.1 рассмотрены особенности орбитального движения и вращения вокруг своей оси Луны и Меркурия. Период регрессии узлов лунной орбиты составляет 18,6 земных лет. За этот период ось вращения Луны совершает полный оборот вокруг оси, перпендикулярной плоскости эклиптики, двигаясь в направлении, противоположном движению по орбите, если бы наблюдатель находился на северном полюсе Луны. Это явление вызывает изменение угловой высоты Солнца над горизонтом (Куликов и др., 1972). Меркурий совершает 3 оборота вокруг своей оси за 2 оборота вокруг

Солнца. Солнечные сутки на Меркурии длятся 2 меркурианских года. При этом величина потока энергии от Солнца зависит от долготы места наблюдения на Меркурии.

В разделе 4.2.1 исследован характер освещенности в полярных районах Луны и Меркурия. Дан краткий обзор имеющихся сведений о «холодных ловушках» в полярных районах Луны и Меркурия. В результате полета американского КА «Лунар Проспектор» в полярных районах Луны были обнаружены области повышенного содержания водорода (Feldman et al., 2001). Наличие водорода было связано с возможностью нахождения в никогда не освещаемых прямыми солнечными лучами областях полярных кратеров отложений летучих соединений. В результате радиолокационных исследований Меркурия в 1993 и 1998-1999 гг. в полярных районах западного полушария планеты были обнаружены области с отражательными свойствами, сходными с отражательными свойствами ледяных поверхностей спутников Юпитера: Каллисто и Ганимеда (Harmon et al., 2001). Значение эффективного сечения радиолокационного отражения для ледяных спутников Юпитера лежит в диапазоне 0,4 — 1,6, для южной полярной шапки Марса эта величина составляет 0,5—0,6. Среднее значение величины эффективного сечения радиолокационного отражения аномальных областей в полярных районах Меркурия равно 0,89 (Harmon et al., 2001). Большинство этих областей было идентифицировано с ударными кратерами в полярных районах Меркурия.

В разделе 4.2.2 приведен обзор работ об источниках летучих в полярных районах обоих тел. Рассмотрены различные гипотезы происхождения отложений летучих в полярных районах Луны и Меркурия. Согласно (Fegley, 1991), основными продуктами дегазации лунных недр могут быть СО, COS, CS, CS2, SO и СО2. Данных о дегазации недр Луны и Меркурия в настоящий момент недостаточно, чтобы оценить, могло ли это привести к образованию отложений летучих соединений в постоянно затененных областях обоих тел.

Повышенное содержание водорода в полярных районах Луны и Меркурия может быть обусловлено взаимодействием протонов солнечного ветра с частицами реголита поверхности. Согласно результатам, полученным в работах (Crider, Vondrak, 2000; Crider, Vondrak 2003) протоны солнечного ветра образуют молекулы воды при взаимодействии с реголитом Луны, которые затем мигрируют в экзосфе-ре Луны до тех пор, пока не попадут в «холодные ловушки» вблизи ее полюсов, где формируют отложения водяного льда.

В работе (Шевченко, 1999) показано, что в течение одного комет-ного ливня на Луну может падать 4 — 5 новых долгопериодических комет типа кометы Хейла-Боппа. В случае падения на Луну долгоперио-

дической кометы с параметрами кометы Хейла-Боппа: с плотностью ядра ~ 0,1 г/см3 и массой 3,4 • 1018 г, для накопления отложений льда массой ~ 1015 г потребуется 300 падений таких комет на Луну. При падении на поверхность Луны или Меркурия кометы с элементным составом, идентичным элементному составу кометы Галлея, образуется временная атмосфера, основными составляющими которой являются такие соединения как Н2, СО, Н2О, СО2, К2, ИБОИ и небольшое количество БО и БО2. При этом в «холодных ловушках» концентрируются Н2О, СО2, Б и БО2. Эти соединения составляют основу льда кометного происхождения в «холодных ловушках». В отложения летучих соединений, образованных в результате взаимодействия протонов солнечного ветра с поверхностью Луны не должно быть серы или ее соединений, кроме того, СО2 доставляется тоже только кометами.

Молекулы воды, созданные при ударах метеоритов и комет, или при взаимодействии солнечного ветра с веществом поверхности, попадая на освещенные Солнцем области поверхности, переходят на баллистические траектории, до тех пор, пока не разрушаться в результате процессов фотодиссоциации или фотоионизации, или попадают в затененные области поверхности, где формируют отложения. Согласно (Уазауаёа е1 а1, 1999) отложения СО2 остаются стабильными в течение длительного времени при температурах, не превышающих 60 К, отложения КИ3 остаются стабильными при температурах, не превышающих 70 К, отложения соединений серы остаются стабильными длительное время при температурах, не превышающих 220 К. Работы (Уазауаёа е1 а1., 1999) показали, что время полного испарения отложений водяного льда толщиной 1 м при температуре, не превышающей 110 К, составляет 1 млрд. лет. Эти оценки увеличиваются на 1 млрд. лет если толщину отложений увеличить на 1 м.

5. В Главе 5 в разделе 5.1 рассчитаны местоположения постоянно затененных областей в кратерах в полярных районах Луны и Меркурия с учетом орбитального движения и вращения вокруг своей оси Луны и Меркурия. Для расчета площади постоянно затененных областей в полярных районах обоих тел, кратеры больших диаметров (> 15 км) моделировались усеченными конусами, а кратеры малых диаметров (1 0 К М < Б < 15 км) — сферой. Для вычисления площади зон постоянной тени и изменений температур в кратерах каждый кратер разбивался на 10 поясов по высоте и на 360 участков по окружности вала. Для модели усеченного конуса добавлялось разбиение плоского дна: на 10 участков по радиусу и на 360 по окружности дна. Таким образом, кратер сферической формы разбивался на 3600 элементов,

а кратер в форме усеченного конуса — на 7200 элементов. Каждый элемент поверхности сферического кратера определялся двумя параметрами: углом поворота, отсчитываемым от положения точки юга, и высотой элемента. Элементы поверхности стены конического кратера определялись так же двумя параметрами: углом поворота, так же отсчитываемым отточки юга, и высотой элемента. Элементы плоского дна кратера так же определялись двумя параметрами: углом поворота, отсчитываемым отточки юга, и расстоянием до центра кратера.

В полярных районах Луны было исследовано 2066 кратеров: 950 кратеров в районе Северного полюса Луны и 1116 кратеров в районе Южного полюса. Далее проверялось наличие постоянной тени в кратерах. За основу было принято положение, что области постоянной тени могут существовать в кратере, если угол наклона стен кратера больше угловой высоты Солнца над горизонтом на данной широте для любого момента времени в любой день в течение всего цикла регрессии узлов лунной орбиты. Углы наклона стен кратеров вычислялись исходя из диаметров вала кратера и вычисленных диаметров плоского дна кратера. Зоны постоянной тени были обнаружены в 257 кратерах в районе Северного полюса Луны и в 296 кратерах в районе Южного полюса Луны.

В полярных районах Меркурия было исследовано 840 кратеров с диаметрами > 10 км, из них 346 в районе Северного полюса Меркурия и 494 в районе Южного полюса Меркурия. Поскольку к настоящему моменту имеются снимки только 45 % поверхности Меркурия, то мы можем говорить только о кратерах западного полушария, которое и было отснято во время полета КА «Маринер-10», и нескольких кратерах восточного полушария, в которых были обнаружены области с аномальными отражательными свойствами. Области постоянной тени были обнаружены в 109 кратерах Северного полушария и в 144 кратерах Южного полушария Меркурия.

Полная площадь постоянно затененных областей, расположенных в полярных кратерах Луны составляет 50428,7 км2 или 0,13% от полной площади поверхности Луны. Суммарная площадь постоянно затененных областей в полярных районах Меркурия составляет 49938,7 км2 или 0,15 % от площади исследованной поверхности Меркурия. Кроме того, было выявлено, что все кратеры Меркурия, обладающие аномальными отражательными свойствами, содержат постоянно затененные области.

В разделе 5.2.1 описана модель расчета температур в кратерах, расположенных в полярных районах Луны и Меркурия. Для Луны температуры в кратерах, обладающих постоянно затененными областями и совпадающих с районами повышенного содержания водоро-

да, рассчитывался для периода 18,6 земных лет. Для Меркурия рассчитывались температуры в кратерах, обладающих аномальными отражательными свойствами за период, равный двум меркурианским годам или одним меркурианским сукам. При расчете температур учитывались: поток прямого солнечного излучения, тепловой поток из недр обоих тел, поток, отраженный от областей кратера, освещенных прямыми солнечными лучами, вторично отраженный поток от всех элементов кратера и тепловой поток от всех элементов кратера.

В разделе 5.2.2 описан температурный режим в кратерах Луны, имеющих постоянно затененные области и совпадающих с районами повышенного содержания водорода в полярных областях Луны согласно данным ИСЛ «Лунар Проспектор». В разделе 5.2.3 описан температурный режим в кратерах Меркурия, совпадающих с районами, обладающими аномальными отражательными свойствами, согласно наземным радиолокационным исследованиям. В разделе 5.3 описаны вероятные районы нахождения отложений летучих в полярных областях Луны и Меркурия. Согласно данным, полученным в настоящей работе, в кратерах Амундсен, Эрмит, Пири, Кабео, Нобиле, Джоя, Фаустини, Вихерт, Малаперт а так же в безымянных кратерах (82,3°^ 120,9° Е,Б = 52КМ), (85,1°Н 151,2°Е, Б = 36КМ), (87,70Б,260,2° Е, Б=35 км), (85,5° Б, 48,1° Е, Б=30 км), (85,9° N. 44,8° Е, Б=29 км), (87,2° N 358,9° Е, Б= 17 км), (89° N 291,2° Е, Б= 14 км), (88,2° N 230,6° Е, Б = 13 км) и (88,2° N 140° Е, Б= 13 км), существуют постоянно затененные области, температурные условия в которых допускают существование открытых отложений водяного льда.

Максимальные температуры в постоянно затененных областях в безымянных кратерах (83,8° Б, 20,7° Е, Б = 26 км) и (83,8° Б, 20,7° Е, Б= 18 км) превышают 110К, что исключает возможность существования открытых отложений водяного льда (Уазауаёа е1 а1., 1999), но допускает наличие отложений льда, покрытых изолирующим слоем реголита или соединений серы.

Среди исследованных в настоящей работе кратеров Меркурия, обладающих аномальными отражательными свойствами, кратеры, совпадающие с областями Б, Е2 и Е, могут кроме отложений серы содержать отложения водяного льда, непокрытого слоем реголита, а так же отложения других летучих соединений, таких как СО2 и NH3. Максимальные температуры в затененных частях кратеров с областями X, С, I, Е, Н и Я не превышают 110К, что исключает существование отложений таких летучих соединений как СО2 и NН3, но позволяет сохраняться в течение длительного периода отложениям водяного льда (Уазауаёа е1 а1., 1999). В кратерах с областями К, Ь2, N М, Р, К2, М2, 12, В, В2, Б2, Ь, 02, У и и максимальная температура в

неосвещаемых частях кратеров превышает 110К — предел, при температурах выше которого стабильное существование водяного льда без покрытия слоем реголита невозможно (Уазауаёа е1 а1., 1999). За аномальные характеристики отраженного радиосигнала в кратерах Я, Т, Р2, Б, С2, Р2, У2, О и О, скорее всего, ответственны отложения соединений серы, так как даже в затененных областях этих кратеров максимальные температуры превышают 170К.

В Заключении приведены основные выводы и результаты работы.

НАУЧНАЯ НОВИЗНА

1. При участии диссертанта впервые создан «Морфологический каталог кратеров Меркурия», содержащий данные о 6500 кратерах Меркурия.

2. С использованием данных из нового «Морфологического каталога кратеров Меркурия» проведено крупномасштабное сравнение морфологических особенностей кратеров Луны и Меркурия.

3. Рассчитаны положения постоянно затененных областей в полярных районах Луны и Меркурия на основе «Морфологического каталога кратеров Луны» и нового «Морфологического каталога кратеров Меркурия», с учетом особенностей орбитального движения и вращения вокруг своей оси Луны и Меркурия.

4. Изучен температурный режим в кратерах полярных областей Луны и Меркурия с учетом особенностей орбитального движения и вращения вокруг своей оси Луны и Меркурия.

РЕЗУЛЬТАТЫ, ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ

1. На основании данных нового «Морфологического каталога кратеров Меркурия» показано сходство основных морфологических характеристик кратеров Меркурия и Луны.

2. Выявлены отличия в морфологии кратеров Меркурия и Луны, основанные на особенностях рассматриваемых регионов: на Меркурии доля кратеров со следами разрушений значительно выше, чем на Луне.

3. Рассчитаны площади постоянно затененных областей в полярных районах Луны и Меркурия, с учетом орбитального движения и вращения вокруг своей оси Луны и Меркурия. Выявлено совпадение кратеров, имеющих постоянно затененные области, с районами повышенного содержания водорода на Луне по данным КА «Лунар Проспектор» и с районами, обладающими аномальными отражательными свойствами по данным радиолокации на Меркурии.

4. Показано, что температурный режим в ряде кратеров, расположенных в районах повышенного содержания водорода на Луне и в районах, обладающих аномальными отражательными свойствами по данным радиолокации на Меркурии, позволяет летучим соединениям, в том числе и отложениям водяного льда, сохраняться в этих кратерах в течение длительного периода времени.

ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ

Результаты работы могут быть использованы при планировании и проведении космических проектов, касающихся изучения природы Луны и Меркурия. В частности, полученные в процессе работы результаты, использованы при определении объектов исследований по программе ИСЛ «Смарт-1» Европейского космического агентства. Изучение полярных областей Луны с целью выявления поверхностных отложений летучих включено в перечень основных задач этого спутника. Указанная часть работы выполнялась при поддержке гранта ИНТАС-ЕКА 00-792.

АПРОБАЦИЯ

Результаты, включенные в диссертацию, докладывались и обсуждались на следующих конференциях и семинарах:

1. 24 микросимпозиум по сравнительной планетологии. Москва,

1996. (Козлова Е.А., Родионова Ж.Ф. Глобальная ассиметрия крате-рированности северного и южного полушария на Меркурии)

2. 26 микросимпозиум по сравнительной планетологии. Москва,

1997. (Козлова Е.А., Родионова Ж.Ф. Морфологический анализ кра-терированности полярных районов Луны).

3. 34 микросимпозиум по сравнительной планетологии, Москва, 2001. (Козлова Е.А., Майкл Г.Г., Шевченко В.В. Постоянно затененные области в полярных районах Луны).

4. Всероссийская Астрономическая Конференция. Санкт- Петербург, 2001. (Козлова Е.А. Предварительные результаты анализа «Морфологического каталога кратеров Меркурия»).

5. 38 микросимпозиум по сравнительной планетологии. Москва, 2003. (Козлова Е.А. Температурные изменения в холодных ловушках на Луне).

7. Ломоносовские чтения. Москва, МГУ. 2004. (Козлова Е.А Новый морфологический каталог кратеров Меркурия).

Основные результата диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Rodionova J.F., Kozlova ЕА Morphological analysis ofthe cratering of the South pole - Aitken Basin on the Moon. (2000) Solar System Research. Vol. 34, N 5. p. 390-397.

2. Родионова Ж.Ф., Козлова Е.А Морфологический анализ крате-рированности бассейна Южный полюс - Эйткен на Луне. (2000).Астрономический вестник. Том 34. N5. стр. 432-440.

3. Петров Д.В., Шкуратов Ю.Г., Станкевич Д.Г., Шевченко В.В., Козлова Е.А Площадь холодных ловушек на поверхности Луны. (2003) Астрономический вестник, Том 37, № 4, стр. 285 -291.

Список литературы:

1. Melosh H.J. Impact cratering: A Geologic Process. Oxford Univ. press, New York, 1989, p. 245.

2. Шевченко В.В. О кометном происхождении лунного льда. Аст-рон. Вестник, Т. 33, № 5, с. 400-408, 1999.

3. Arthur D.W.G., Avnieray A.P., Horvath R.A., Wood C.A., Chapman C.R. The System of Lunar Craters // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, v. 2, № 30, 1963; v.3, № 40, 1964; v.3, № 50, 1965; v.5, parti, №70, 1965

4. Родионова Ж.Ф., Карлов А.А., Скобелева Т.П. Морфологический каталог кратеров Луны. Изд. МГУ, 173 с, 1987.

5. Куликов К.А, Гуревич В.Б. Основы лунной астрометрии. М., Наука, 392 с, 1972.

6. Feldman W.C., Maurice S., Binder A.B., Barraclough B.L., Elphic R.C. and D. J. Lawrence. Evidence for water ice near the lunar poles. J. Geophys. Res., V. 106, p. 23231-23252, 2001.

7. Harmon J.K. and P.J. Perillat. High-resolution Radar Imaging of Mercury's North Pole. Icarus, V. 149, p. 1 - 15, 2001.

8. Fegley В J. Thermodinamic model of the chemistry of lunar volcanic gases. Geophys. Res. Lett. V. 18, № 11, p. 2073-2076, 1991.

9. Crider D.H. and R.R. Vondrak. The solar wind as a possible source of lunar polar hydrogen deposits. J. Geophys. Res. V. 105, p. 26773-26782, 2000.

10. Crider D.H. and R.R. Vondrak. Space weathering effects on lunar cold trap deposits. J. Geophys. Res. V. 108, № E7, 2003.

11. Vasavada A.R., Paige D.A., Wood S.E. Near-Surface Temperatures on Mercury and the Moon and the Stability of Polar Ice Deposits. Icarus, 1999, V. 141, p. 179-193.

КОЗЛОВА Екатерина Анатольевна

О ПРИРОДЕ АНОМАЛЬНЫХ ОБРАЗОВАНИЙ В ПОЛЯРНЫХ РАЙОНАХЛУНЫ И МЕРКУРИЯ

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Подписано к печати 30.04.2004 Усл. печ. л. 1.1

Формат 60x84/16. Тираж 100 экз. Заказ №13. Отпечатано в ГАИШ МГУ, г. Москва, Университетский пр., 13.

Работа выполнена в Государственном им. П.К. Штернберга при Московском те им. М.В. Ломоносова

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук

доктор физико-математических наук

астрономическом институте государственном университе-

ШЕВЧЕНКО

Владислав Владимирович

КОЗЕНКО Александр Васильевич (ИФЗ РАН, Москва)

СМИРНОВ

Михаил Александрович (ИНАСАН РАН, Москва)

Ведущая организация:

Институт прикладной математики им. М.В. Келдыша РАН

на заседании Диссертационного совета Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, шифр Д.501.001.86

Адрес: 119992, Москва, Университетский проспект, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ (Москва, Университетский проспект, 13)

Автореферат разослан

Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физ.-мат. наук

АЛЕКСЕЕВ СО.

№ 16046

Оглавление

Список таблиц

Список иллюстраций

Введение

1. Метеоритные удары — основной процесс, формирующий поверхности безатмосферных тел

1.1. Кратеры - главная форма рельефа поверхностей Луны и Меркурия

1.1.1. Особенности строения поверхности Луны

1.1.2. Особенности строения меркурианской поверхности

1.1.3. Современные представления об истории формирования поверхности Меркурия

1.2. Типы кратеров

1.3. Типы ударников

1.4. Описание ударных процессов, соответствующих различным типам ударников

1.5. Природа эволюции кратера во времени - процессы, формирующие различные типы кратеров

2. Создание каталогов кратеров

2.1. Метод создания каталога кратеров. Особенности создания морфологических каталогов кратеров. Морфологический каталог кратеров Луны

2.2. Морфологический каталог кратеров Меркурия

2.3. Основные результаты статистики кратеров

3. Распределение кратеров в полярных районах Меркурия и Луны

3.1. Региональные свойства распределения кратеров. Связь вида распределения кратеров и природы поверхности региона

3.2. Распределение кратеров в полярных районах Луны и Меркурия

4. Свойства полярных районов Луны и Меркурия

4.1. Особенности орбитального движения и вращения вокруг своей оси Луны и Меркурия. Короткопериодические и долгопериодические параметры

4.2.1. Характер освещенности в полярных районах Луны и

Меркурия. Постоянно затененные области и «холодные ловушки»

4.2.2. Возможные источники летучих на Луне и Меркурии

5. Вероятная модель аномалий в полярных районах Луны и Меркурия

5.1. Вычисление положений затененных областей - холодных ловушек в полярных районах Луны и Меркурия с учетом короткопериодических и долгопериодических вариаций положений осей вращения планет

5.2. Расчет изменений температуры в кратерах, содержащих области постоянной тени в полярных районах Луны и Меркурия

5.2.1. Температурный режим в полярных кратерах Луны, содержащих области постоянной тени и совпадающих с районами повышенного содержания водорода 51 5.2.2. Температурный режим в полярных кратерах Меркурия, обладающих аномальными свойствами 56 5.3. Вероятные области нахождения летучих в полярных районах

Луны и Меркурия

Актуальность темы Результаты наземных и космических исследований Луны и Меркурия, полученные за последнее десятилетие, поставили вопрос о существовании отложений летучих в полярных областях этих тел. Однако противоречивость в истолковании полученных экспериментальных данных приводит к тому, что вопрос о реальности полярных льдов на Луне и Меркурии остается открытым. Вместе с тем, надежное подтверждение этого факта имеет существенное значение для понимания процессов миграции вещества в Солнечной системе. Поскольку одним из наиболее вероятных источников летучих на поверхности таких безатмосферных телах, как Луна и Меркурий, могут быть кометы, сам факт наличия полярных льдов имеет космогонические следствия. Роль кометных ударов в формировании поверхностных структур Луны и Меркурия практически не исследована. Изучение природы полярных льдов могло бы пролить свет на многие аспекты этой проблемы. Наличие ледяных отложений на Луне имеет существенное прикладное значение, поскольку определяет стратегические направления в будущем освоении естественного спутника Земли.

Цель работы Целью настоящей работы было исследование и сравнение морфологических характеристик ударных кратеров Луны и Меркурия. Изучение кратерных популяций полярных районов обоих тел. Выявление постоянно затененных областей в полярных районах обоих тел, вычисление площади этих областей и изучение температурного режима в таких областях, с целью изучения возможности обнаружения там летучих соединений.

При выполнении работы были поставлены следующие задачи:

1. Сравнительное исследование морфологических характеристик кратеров Луны и Меркурия на основе созданных в ГАИШ " Морфологического каталога кратеров Луны" и "Морфологического каталога кратеров Меркурия".

2. Исследование морфологических характеристик кратерных популяций полярных районов Луны и Меркурия и изучение влияния региональных особенностей рельефа поверхности на морфологические характеристики кратеров.

3. Выявление постоянно затененных областей в полярных районах Меркурия и Луны и вычисление их площади.

4. Сравнение расположения постоянно затененных областей в полярных районах Луны и Меркурия с предполагаемыми районами нахождения летучих соединений и изучение температурного режима таких областей с учетом особенностей движения Луны и Меркурия вокруг Солнца.

СТРУКТУРА ДИССЕРТАЦИИ

Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, списка цитируемой литературы и двух приложений. Во введение дается краткое описание проблем, затронутых в диссертации, определяются цели работы, и обосновывается ее актуальность.

Основные результаты проведенных диссертантом исследований изложены в 13 публикациях, вышедших в периодических изданиях и в сборниках международных конференций в 1997 - 2004 гг. Ряд из этих работ были выполнены в кооперации с другими сотрудниками ГАИШ МГУ и сотрудниками Астрономической обсерватории Харьковского университета.

В цикле работ, рассматривающих создание «Морфологического каталога кратеров Меркурия», подготовленных совместно с Ж.Ф.Родионовой, Г.Г.Майклом и В.В.Шевченко, диссертант выполнила анализ и сравнение морфологических характеристик кратеров Меркурия и Луны.

В работах по морфологическому анализу области «Южный полюс-Эйткен» и полярных районов Луны, подготовленных совместно с Ж.Ф.Родионовой и В.В.Шевченко, диссертанту принадлежит анализ и сравнение морфологических характеристик кратеров Луны, расположенных в указанных областях.

В работе, посвященной теоретической оценке общей площади холодных ловушек на Луне, подготовленной совместно с Д.В.Петровым, Ю.Г.Шкуратовым. Д.Г.Станкевичем и В.В.Шевченко, диссертант выполнила подсчеты площади постоянно затененных областей в полярных районах Луны для случая реального распределения кратеров.

Морфологический анализ кратерной популяции на поверхности Меркурия и, особенно, в его полярных районах, имеет важное научное значения в области изучение природы эволюции ближайшей к Солнцу планеты.

Сравнительный морфологический анализ полярных районов Луны и Меркурия важен для понимания процессов формирования аномальных районов на этих телах. В совокупности с изучением постоянно затененных областей и холодных ловушек как потенциальных мест низкотемпературных отложений летучих, результаты указанного исследования могут представлять интерес при решении ряда космогонических проблем.

Значительная часть выполненной работы имеет также и научно-прикладное значение, поскольку может быть использована при подготовке космических проектов и в процессе анализа получаемой космическими аппаратами научной информации.

Работы по созданию «Морфологического каталога кратеров Меркурия» велись по согласованию с Европейским космическим агентством и результаты этих исследований предполагается использовать при подготовке будущих космических полетов к Меркурию.

Результаты исследований, включающих морфологический анализ Южной полярной области Луны, выявление постояннозатененных участков поверхности в этой области и потенциальных холодных ловушек, были использованы при подготовке перечня объектов для детального исследования с окололунной орбиты КА «СМАРТ-1» Европейского космического агентства. Цикл этих работ выполнялся в рамках гранта ИНТАС - ЕКА 00-792, соисполнителем которого диссертант являлась. Содержание данных исследований включено в отчеты по названному гранту.

Отдельные положения и результаты выполненной работы использовались в курсе лекций «Планеты во Вселенной» для студентов Астрономического отделения Физического факультета МГУ.

Фактический материал и количественные характеристики, приводимые в работе, могут быть использованы в различных справочных изданиях и учебниках по планетоведению.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В процессе выполнения настоящей работы решены следующие основные задачи:

1. Создан банк данных «Морфологического каталога кратеров Меркурия», включающий в себя 6500 кратеров с диаметрами более 10 км.

2. В ходе исследований морфологических особенностей кратеров Меркурия и сравнения морфологических характеристик кратеров Луны и Меркурия, выявлено общее сходство распределений кратеров обоих тел по соответствующим морфологическим признакам. Обнаружены отличия в морфологических характеристиках кратеров обоих тел: на Луне хорошо сохранившихся кратеров значительно больше, чем на Меркурии, что связано, возможно, с более значительными тектоническими процессами на Меркурии в прошлом, следы которых наблюдаются в виде эскарпов.

3. При исследовании морфологических характеристик кратеров обоих тел в зависимости от региональных особенностей выявлено общее сходство распределений кратеров обоих тел по соответствующим морфологическим признакам для сходных типов подстилающей кратеры поверхности.

4. С учетом особенностей движения Меркурия и Луны вычислены местоположение и размеры постоянно затененных областей в полярных районах обоих тел. Выполнен анализ распределения площадей этих областей.

5. Установлено совпадение постоянно затененных областей с районами повышенного содержания водорода в полярных районах Луны. Подтверждено наличие постоянно затененных областей в кратерах, обладающих аномальными отражательными свойствами в радиодиапазоне, на Меркурии.

6. При исследовании температурного режима в кратерах, содержащих области постоянной тени и совпадающих с областями повышенного содержания водорода на Луне, и в кратерах с аномальными отражательными свойствами на Меркурии, выявлены кратеры, в которых возможно наличие отложений летучих соединений, в том числе и водяного льда.

1. Атлас обратной стороны Луны, Москва, Наука, часть 2, 1967 г., часть 3, 1979

2. Базшевский А.Т., Иванов Б.А., Фельдман В.И., Флоренский К.П., Яковлев О.И. Ударные кратеры на Луне и планетах. М., Наука, 1983, 200 с.

3. БурбаГ.А. Номенклатура деталей рельефа Меркурия. М., Наука, 1989, 56 с.

4. Иванов Б.А. Успехи механики кратерообразования // Удар, взрыв и разрушение. М., Мир, 1981, с. 204-238.

5. Карлов А.А. Диалоговая система измерений графических изображений кольцевых структур Луны. // Тезисы докладов конференции «Обработка изображений и дистанционные исследования». Новосибирск, 1984, с.43-44.

6. Ксанфомалити JI.B. Парад планет. М., Наука, 1998. 256 с.

7. Ксанфомалити JI.B. Физические свойства поверхности Меркурия (Обзор) // Астрон. Вестник, 2001, Т. 35, №4, с. 1-15.

8. Ксанфомалити JI.B. Гигантский бассейн в неизвестной части Меркурия в интервале долгот 250° 290° W // Астрон. Вестник, 2004, Т. 38, № 1, с. 23-30.

9. Липский Ю.Н. и др. Каталоги кратеров Меркурия и Луны. М., 1977, 55 с.

10. Полная карта Луны 1:5 000 000, Научн. рук. Липский Ю.Н., М., Наука, 1979.

11. Родионова Ж. Ф., Карлов А.А., Скобелева Т.П. Морфологический каталог кратеров Луны. Изд. МГУ, 1987, 173 с.

12. Родионова Ж.Ф., Дехтярева К.И. Основные морфометрические характеристики лунных кратеров // Труды ГАИШ, 1988, Т. 50, с. 179-192.

13. Родионова Ж.Ф., Шевченко В.В., Карлов А.А. Анализ распределения кратеров Луны по данным «Морфологического каталога кратеров Луны» // Астрон. Вестник. 1989, Т. 23. № 1, с. 50-59.

14. Родионова Ж.Ф., Шевченко В.В., Карлов А.А., Смолякова Т.Ф., Савельева Е.Б. Морфологический анализ кратерированности лунной поверхности // Труды ГАИШ, 1989, Т. 61, с. 356-376.

15. Станюкович К.П. Элементы физической теории метеоров и кратерообразующих метеоритов // Метеоритика, Вып. 7,1950, с. 39-62.

16. Флоренский К.П., Базшевский А.Т., Гребенник Н.Н. Морфология ударных кратеров на Луне и планетах // Метеоритные структуры на поверхностях планет. М., Наука, 1979, с. 192-193.

17. Хрянина Л.П. Метеоритные кратеры на Земле. М., Недра, 1987, 112 с. Шевченко В.В. Современная селенография. М., Наука, 288 е., 1980

18. Шевченко В. В. Диффузные структуры на Луне как следы кометного ливня // Астрон. Вестник, 1996, Т. 30, №1, с. 59-73.

19. Шевченко В. В. О кометном происхождении лунного льда // Астрон. Вестник, 1999, Т. 33, №5, с. 400-408.

20. Anderson L.R., Whitaker Е.А. NASA Catalogue of Lunar Nomenclature, Tucson, 1982.

21. Arthur D.W.G., Avnieray A.P., Horvath R.A., Wood C.A., Chapman C.R. The System of Lunar Craters // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, v. 2, № 30, 1963; v.3, № 40, 1964; v.3, № 50, 1965; v.5, part 1, № 70, 1965

22. Benz W, Slattery W.L., Cameron A. G. The origin of the Moon and the singleimpact hypothesis I // Icarus, 1986, V. 66, p. 515-535.

23. Benz W., Slattery W.L., Cameron A.G. The origin of the Moon and the singleimpact hypothesis II //Icarus, 1987, V. 71, p. 30-45.

24. Binder А.В. Lunar Prospector: Overview // Science, 1998, V. 281, p. 1475-1476.

25. Bottke W.F., Nolan M.C., Greenberg R., Kolvoord R.A. Collisional lifetimes and impact statistics of near-Earth asteroids // Hazards due to comets and asteroids. Ed. T. Gehrels,Univ. Arizona Press, 1994, p. 337 -358.

26. Bottke W.F., Love S.G., D. Titell. Interpreting the elliptical crater populations on Mars. Venus, and Moon. Icarus, 2000, V. 145, p. 108-121.

27. Bowker D.E., J.K. Hughes. Lunar Orbiter Photographic Atlas of the Moon, Washington, 1971.

28. Caputo C. et al., Mercury cratering 1: A Catalogue of Large Craters/ Proceedings of International colloquim of planetary geology. Rome, p. 435-466, 1976

29. Chapman C.R., Morrison D. Impacts on the Earth by asteroids and comets: assessing the hazard // Nature, 1994, V. 367, p. 33-40.

30. CookA.C., Spudis P.D., Robinson M.S. The topography of the lunar poles from digital stereo analysis. Abstract of Lunar Planet Sci. Conf. 30th, 1999, p.l 154.

31. Cook A C. Walters T.R. Lunar Polar Topography Derived From Clementine Stereo Images. Corrected manuscript #1083 submitted to Journal of Geophysical Research Planets.

32. Davies M.E., Dwornik S.E., Gault D.E., Strom R.G. Atlas of Mercury. NASA Special Publication SP-432. NASA, 1978, p. 128.

33. Emery J.P., Sprague A.L. Witteborn F.C., Colwell J.E., Kozlowski R.W., D.H. Wooden. Mercury: Thermal Modeling and Mid-infrared (5-12 цт) Observations // Icarus. 1998. V. 136. p. 104-123.

34. Gutschevski G.L., Kinsler D.C., Whitaker Е.А. Atlas and Gazetteer of the Near Side of the Moon, Washington, 1971.1.nar Topographic Orthophotomap, by scale 1 : 250 000, Washington. 1973 1977.

35. Melosh H.J. Impact cratering: A Geologic Process. Oxford Univ. press, New York, 1989, p. 245.

36. Melosh H.J., McKinnon W.B. The mechanics of ringed basin formation // Geophys. Res. Lett., 1978, V.5, p. 985-988.

37. Melosh H.J., W.B. McKinnon. Evolution of Planetary Lithospheres: evidence from multiring structures on Ganimed and Callisto // Icarus, 1980, V. 44, p. 454-471.

38. Melosh H.J., McKinnon W.B. Tectonics of Mercury // Mercury / Eds Vilas F., Chapman C.R., Matthews M.S. Tucson: Univ. Arizona Press, 1988, p.374-400.

39. O'Keefe J.D., T.J. Ahrens. Shock effects from a large impact on the Moon. Abstract of Lunar Planet Sci. Conf. 4th, 1975, p. 2831-2844.

40. O'Keefe J.D., T.J. Ahrens. Impact flow and crater scaling on the Moon // Phys. Earth and Planet. Interors, 1978, V. 16, p. 341-351.

41. O'Keefe J.D., T.J. Ahrens. Cometary and Meteorite Swarm Impact on Planetary Surfaces // Journal of Geophysical Research, 1982, V. 87, p. 6668-6680.

42. Pike J.R. Control of crater morphology by gravity and target type: Mars, Earth, Moon. Abstract of Lunar Planet Sci. Conf. 11th, 1980, p. 2159-2189.

43. Robinson M.S., P. G. Lucey. Recalibrated Mariner 10 Color Mosaics: Implications for Mercurian Volcanism //Science, 1997, V. 275, p. 197-200.

44. Roddy D.J., Kreyenhagen K, Schuster S., Orphal D. Theoretical and observational support for the formation of flat-floored central uplift craters by low-density impacting bodies. Abstract of Lunar Planet Sci. Conf. 11th, p. 943-945,1980

45. Rodionova Zh.F. Solar System Research, 2000, V. 34, No 5, p.390-397.

46. Schultz P.H. Cratering on Mercury // Mercury / Eds Vilas F., Chapman C.R., Matthews M.S. Tucson: Univ. Arizona Press, 1988, p.274-335.

47. Shoemaker E.H., Robinson M.S., Eliason E.M. The South polar region of the Moon as seen by Clementine // Science, 1994,V. 266, p. 1851/

48. Spudis P.D., Reisse R.A. Ancient Multiring Basins on the Moon Revealed by Clementine Laser Altimetry // Science, 1994, V. 266, p. 1848 1851.

49. Spudis P.D. Physical environment of the Lunar South pole from Clementine data: Implications for the future exploration of the Moon. Abstract of Lunar Planet Sci. Conf. 26th, 1995, p. 1339.

50. Strom R.G., Neukum G. The cratering record on Mercury and the origin of impacting objects // Mercury / Eds Vilas F., Chapman C.R., Matthews M.S. Tucson: Univ. Arizona Press, 1988, p. 336-373.

51. Thomas G.E., Masson P., Fleitout L. Tectonic history of Mercury 11 Mercury / Eds Vilas F., Chapman C.R., Matthews M.S. Tucson: Univ. Arizona Press, p.401-428, 1988

52. Wetherill G. W. Where do the meteorites come from? // Geochim. Cosmochim. Acta. 1976, V. 40, p. 1297.

53. Wieczorek M.A., R.J. Phillips. Lunar Multiring Basins and the Cratering Process // Icarus. V. 141, p. 246-259.

54. Williams K.K. and M.T. Zuber. Measurement and Analysis of Lunar Basin Depths from Clementine Altimetry // Icarus, 1977, V.131, p. 107-122.

55. Whipple F. I., Comets // Cosmic dust. 1978, p. 1-73.

56. Whitaker E.A. Rectified Lunar Atlas. Tucson, 1963.для Глав 4 и 5

57. Кротиков В.Д., Щуко О.Б. Пространственно-временные особенности теплового режима верхнего покрова Меркурия // Астрон. Вестник, 1996, Т. 30, № 5, с. 409-412.

58. Ксанфомалити Л.В. Парад планет. М., Наука. 1998. 256 с.

59. Куликов К.А., Гуревич В.Б. Основы лунной астрометрии. М., Наука, 392 е. 1972

60. Петров Д.В., Шкуратов Ю.Г., Станкевич Д.Г., Шевченко В.В., Козлова Е.А, Площадь холодных ловушек на поверхности Луны // Астрон. Вестник, 2003, Т. 37, № 4, с. 285-291.

61. Спудис П., Нозетт С., Лихтенберг К. Бистатический радиолокационный эксперимент КА «Клементина»: свидетельство присутствия льда на Луне // Астрон. Вестник, 1998, Т. 32, № 1, с. 21-27.

62. Станкевич Д.Г., Шкуратов Ю.Г., Петров Д.В. Оценка площади постоянно затененной поверхности Луны// Астрон. Вестник, 2001, Т. 35, № 6, с. 501-506.

63. Старухина Л. В. К вопросу о происхождении избытка водорода на лунных полюсах // Астрон. Вестник, 2000, Т. 34, № 1, с. 1-5.

64. Шевченко В.В. Диффузные структуры на Луне как следы кометного ливня // Астрон. Вестник, 1996, Т. 30, №1, с. 59-73.

65. Шевченко В.В. Лед на Луне — первые результаты проекта «Лунар Проспектор» // Астрон. Вестник, 1998, Т. 32, № 4, с. 310-314.

66. Шевченко В.В. О кометном происхождении лунного льда// Астрон. Вестник, 1999, Т. 33, № 5, с. 400 -408.

67. Щуко О.Б. Меркурий: влияние потока тепла из недр на тепловой режим и радиоизлучение верхнего покрова // Астрон. Вестник, 2001, Т. 35, № 2, с. 130-138.

68. Arnold J.R. Ice in the Lunar Polar Regions. J. Geophys. Res. V. 84, p. 5659-5668, 1979

69. Barlow N.G., Allen R.A., Vilas F. Mercurian Impact Craters: Implications for Polar Ground Ice // Icarus, 1999, p. 194-204.

70. Berezhnoi A.A. Determination of the main source of water in lunar cold trap. Abstract of Lunar Planet Sci. Conf. 30th, № 1598, 1999

71. Bussey D.B., Spudis P.D. Illumination condition at the lunar South Pole // Geophysical Research Letter, 1999, V. 26, p. 1187-1190.

72. Bussey D.B., Robinson M.S., Edwards K., Spudis P.G., Feldman W.C. Determination of permanently shadowed terraine in the lunar polar regions. Abstract of Lunar Planet Sci. Conf. 33,2002.

73. Bussey D.B. Permanent shadow in simple craters near the lunar poles. . Abstract of Lunar Planet Sci. Conf. 34,2003.

74. Butler B.J., D.O. Muhleman, Slade M.A. Mercury: Full-disk radar images and the detection and stability of ice at the north pole // J. Geophys. Res., 1993, V. 98, p. 15003-15023.

75. Butler B.J. The migration of volatiles on the surface of Mercury and the Moon // J. Geophys. Res., 1997, V. 102, p. 19283-19291.

76. Carruba V, Corradini A. Lunar Cold Traps: Effects of Double Shielding // Icarus, 1999, V. 142, p. 402-413.

77. Crider D.H., Vondrak R.R. The solar wind as a possible source of lunar polar hydrogen deposits // J. Geophys. Res., 2000, V. 105, p. 26773-26782.

78. Crider D.H., Vondrak R.R. Space weathering effects on lunar cold trap deposits // J. Geophys. Res., 2003, V. 108, №E7.

79. Fegley B.J. Thermodinamic model of the chemistry of lunar volcanic gases // Geophys. Res. Lett., 1991, V. 18, № 11, p. 2073-2076.

80. Feldman W.C., Barraclough B.L., Hansen C.J., Sprague A.L. The neutron signature of Mercury's volatile polar deposits // J. Geophys. Res., 1997, V. 102, p. 25565-25574.

81. Feldman W.C., Barraclough B.L., Maurice S., Elphic R.C., Lawrence D.J., Thomsen D.R. and Binder A.B. Major Compositional Units of the Moon: Lunar Prospector Thermal and Fast Neutrons // Science, 1998, V. 281, p. 1489-1493.

82. Feldman W.C., Maurice S., Binder А.В., Barraclough B.L., Elphic R.C., Lawrence D.J. Fluxes of Fast and Epithermal Neutrons from Lunar Prospector: Evidence for Water Ice at the Lunar Poles // Science, 1998, V. 281, p. 1496-1500.

83. Feldman W.C., Maurice S., Binder А.В., Barraclough B.L., Elphic R.C. Lawrence D.J. Evidence for water ice near the lunar poles // J. Geophys. Res., 2001, V. 106, p. 2323123252.

84. Fernandez J.A. The distribution of the perihelion distances of short-period comets // Astron. Astrophys., 1984, V.135,p. 129-134.

85. Harmon J.K. Slade M.A. Radar mapping of Mercury: Full-disk images and polar anomalies // Science, 1992, V. 258, p. 640-643.

86. Harmon J.K., M.A. Slade, Velez R.A. Radar mapping of mercury's polar anomalies // Nature, 1994, V. 369, p. 213-215.

87. Harmon J.K., Perillat P.J. High-resolution Radar Imaging of Mercury's North Pole // Icarus. 2001, V. 149, p. 1-15.

88. Heisler J., Tremaine S, AlcockS. The frequency and intensivity of comet shawers from the Oort Cloud // Icarus, 1987, V. 70, № 2, p. 269-288.

89. Killen R.M., Benkhoff J., Morgan Т.Н. Mercury's polar caps and the generation of an OH exosphere // Icarus, 1997, V. 125, p. 195-211.

90. Kozlova E.A., Michael G.G., Shevchenko V.V. Permanently shadowed areas at the lunar poles. Abstract of 34-th Int. Microsimp. On Planetology, Moscow, 2002, #MS065

91. Margot J.L., Campbell D.B., Jurgens R.F., Slade M.A. Topography of the lunar poles from radar interferometry: A survey of cold trap location // Science, V. 284, p.58-60, 1999

92. Mitchell D., de Pater I.D. Microwave imaging of Mercury's thermal emission at wave-length from 0,3 to 20,5 cm. // Icarus, 1994, V 110, p.2-32.

93. Morgan Т.Н., Shemansky D.E. Limits to the lunar atmosphere // J. Geophys. Res., 1991, V. 96, p. 1351-1367.

94. Moses J. J., Rawlins K., Zahnle K., Dones L. External sources of water for Mercury's putative ice deposits // Icarus, 1999, V. 137, p. 197-221.

95. Nozette S„ Lichtenberg C.L., Spudis P., Bonner R., Ort W., Malar et E., Robinson M„ Shoemaker E.M. The Clementine bistatic radar experiment // Science, 1996, V. 274, p. 52925300.

96. Paige D.A., S.E. Wood, Vasavada A.R. The thermal stability of water ice at the poles of Mercury // Science, 1992, V. 258, p. 643-646.

97. Petrov D. V, Shkuratov Y.G., Stankevich D.G. Areas of Lunar Cold Traps Permanently Shaded Once and Twice. Abstract of Lunar Planet Sci. Conf. 33th,2002.

98. Pike J.R. Geomorphology of impact craters on Mercury // Mercury / Eds Vilas F., Chapman C.R., Matthews M.S. Tucson: Univ. Arizona Press, 1988, p. 165-273.

99. Robinson M.S., Davies M.E., Colvin T.R., Edwards K.E. Revisited positional information for mercurian polar craters. Abstract of Lunar Planet Sci. Conf. 29th, p. 1856-1857, 1998

100. Robinson M.S., Davies M.E., Colvin T.R., Edwards K.E. A revised control network for Mercury // J. Geophys. Res., 1999, V. 104, p. 30847-30852.

101. Salvail J.R., Fanale F.P. Near-surface ice on Mercury and the Moon: A topographic thermal model // Icarus, 1994, V. 111, p.441-455.

102. Shevchenko V.V. Giant comets in inner solar system. Abstract of Lunar Planet Sci. Conf. 27th. 1996, p. 1195-1196.

103. Slade M.A., Butler B.J., Muhleman D.O. Mercury radar imaging: evidence for polar ice // Science, 1992, V. 258, p. 653-640.

104. Sprague A.L., Hunten D.M., Lodders K. Sulfur at Mercury, elemental at the poles and sulfides in the regolith // Icarus, 1995, V. 118, p. 211-215.

105. Stacy N.J., Campbell D.B., Ford P.G. Arecibo Radar Mapping of the lunar Poles: A Search for Ice Deposits // Science, 1997, V. 276, p. 1527-1530.

106. Starukhina L. V. Water detection on atmosphereless celestial bodies: Alternative explanations ofthe observations // J. Geophys. Res., 2001, V. 106, № 7, p. 14701-14710.

107. Thomas G.E. Mercury: Does its atmosphere contain water? // Science, 1974, V. 183, p. 11971198.

108. Ueno S., Azuma H., Fujii N. Permanently shadowed regions at the lunar poles From a crater topography. Proc. 23rd ISAS Lunar and Planetary Symposium., ISAS, Tokyo, 1990, p. 271276.

109. Ueno S., Mukai Т., Azuma H. Temperature distribution in the Permanently shadowed Area in Lunar Polar regions. Proc. 24th ISAS Lunar and Planetary Symposium. ISAS, Tokyo, 1991, p.190-196.

110. Vasavada A.R., Paige D.A., Wood S.E. Near-Surface Temperatures on Mercury and the Moon and the Stability of Polar Ice Deposits // Icarus, 1999, V. 141, p. 179-193.

111. Watson K., Murray B.C., Brown H. The behavior of volatiles on the lunar surface // J. Geophys. Res., 1961, V. 66, p. 3033-3045.

112. Zuber M.T., Smith D.E. Topography of the lunar poles from digital stereo: implication for the size and location of permanently shaded regions // Geophysical Research Letter., 1997, V. 24, p. 2183-2186.

113. Рис I / Поверхность Луны по снимкам К.4 «Лунар Орбитер» (NASA)

114. Рис. 1.2, Поверхность Меркурия по снимкам КА «Марииер-10». Хорошо заметен эскарп Антоииади, пересекающий кратеры северного no.'iyiuapm(NASA)

115. Рис. 1.3. Зависимость величины переходного диаметра для перехода от простых кратеров к сложным. (Melosh, 1994)

116. Рис. 2. /. Положение северного полюса Меркурия по данным КА «Маринер -10» (Davies et al., 1978).

117. Рис. 2.2. Новое положение северного полюса Меркурия по данным радиолокационных наблюдении 1998 1999 гг. (Harmon et al, 2001). Латинскими буквами обозначены области с аномальными отражательными свойствами.

118. Рис. 2.3. Кратер Брамс (58,9° N; 177° W; 114 км), расположенный в регионе Н-3, на окраине Равнины Калорис на Меркурии.1. Степень сохранностио* СОа о о. фк