Толщина лунного грунта в кратере Шеклтон на Южном полюсе
Луны может доходить до 40 м, что позволяет лучше оценить перспективность этого
района с точки зрения ресурсов для будущей лунной базы. Такой результат
получили ученые Института геохимии и аналитической химии им. В. И. Вернадского
РАН в исследовании, проведенном совместно с коллегами из США и Китая.
Поверхностный слой сыпучего лунного грунта, называемого
реголитом, образовался в основном в результате ударного воздействия метеоритов,
миллиарды лет бомбардировавших поверхность Луны. Реголит покрывает всю
поверхность Луны, однако его толщина зависит от возраста участка и
интенсивности его метеоритной обработки. Долгое время считалось, что реголит
представляет собой сухую смесь измельченных в песок и пыль пород, однако в
последние годы выяснилось, что в кратерах, расположенных в полярных областях,
чьи днища постоянно затенены из-за того, что Солнце никогда не поднимается на
этих широтах высоко над горизонтом, в составе реголита может находиться
небольшое количество водяного льда.
В связи с этим, как пишут авторы исследования, реголит,
содержащий водяной лед в полярных областях Луны, представляет большой интерес
как для фундаментальной науки по изучению Луны, так и для практических нужд,
таких как ресурс для жизнеобеспечения будущих лунных баз и топливо для
космических полетов. Именно поэтому полярные области вызывают повышенный
интерес исследователей всего мира. По этой же причине российская лунная
программа возобновляется в 2022 году полетом космического аппарата (КА)
«Луна-25», который должен совершить первую в истории посадку в районе Южного
полюса Луны.
Еще в 1970-х годах советские ученые нашли способ оценки
толщины реголита (аналитический подход Базилевского), основанный на анализе
характеристик небольших (менее 1–2 км в диаметре) лунных кратеров, покрывающих
сплошь всю поверхность Луны, включая днища крупных кратеров. Ведь в основном именно
в результате подобной бомбардировки и образуется лунный грунт. Поэтому вариации
толщины реголита можно оценить, зная площадь, занимаемую кратерами того или
иного диаметра, и характерное отношение глубины кратера к его диаметру.
В частности, такие оценки были сделаны в 1970-х годах
Александром Базилевским (одним из авторов данного исследования) и Кириллом
Флоренским при анализе мест посадки советских космических аппаратов (КА)
«Луна-16», «Луна-17» и «Луна-24». Толщина реголита, по их оценкам, составляла
от 3,2 до 4 м, что согласуется с результатами измерений, полученных наземным
радиотелескопом «Аресибо».
В новом исследовании, проведенном учеными ГЕОХИ РАН с
зарубежными партнерами, был применен тот же подход для оценки толщины реголита
на днищах трех крупных южнополярных кратеров Луны: кратера Шумейкер (диаметр 52
км, возраст 4,16 млрд лет), кратер Свердруп (33 км, 3,8 млрд лет) и кратер
Шеклтон (21 км, 3,15 млрд лет).
Рис. 1. На фотографиях южного полюса Луны видно, что
днища крупных кратеров затенены, и это не дает возможности разглядеть на них
мелкие детали.
Сложность анализа в данном случае заключалась в том, что
днища этих кратеров постоянно затенены (рис. 1), и «нормальных» телевизионных
или фотоизображений для них не существует, поэтому разглядеть на этих днищах
мелкие кратеры обычным способом невозможно. Однако в последние годы методом
локации были созданы достаточно подробные цифровые карты Луны. Визуализация
деталей поверхности в исследуемых затененных районах может быть получена с
использованием цифровых данных методом так называемой «отмывки» изображения
участков днищ кратеров размером 8 × 8 км.
Как разъясняют авторы исследования, «отмывкой» называют
картографический способ изображения рельефа методом теневой пластики. При этом
сам рельеф берется из цифровой модели. «Отмывка» создается с помощью
компьютерных технологий автоматическим способом с учетом двух параметров:
азимута и высоты источника освещения: чем меньше высота источника, тем
эффективнее осуществляется затенение. Таким образом цифровая модель
превращается в обычную с виду фотографию поверхности, на которой можно
разглядеть мелкие кратеры. Такие «фотографии» можно получить и для тех
участков, которые всегда находятся в тени.
Рис. 2. Изображения, полученные методом «отмывки» на
участках днищ кратеров Шумейкер (а), Свердруп (б) и Шеклтон (в) с
использованием цифровой модели поверхности Луны LOLA. Разрешение изображений –
10 м/пиксел.
На рис. 2 видно, что поверхности выбранных районов покрыты
многочисленными мелкими кратерами, образование которых должно было привести к
переработке поверхностного слоя исследуемых участков в реголит. Анализ показал,
что средняя толщина реголита на дне относительно молодого кратера Шеклтон (3,15
млрд лет) оказалась равной 3,2 м, что совпадает с подтвержденной измерениями
«Аресибо» оценкой толщины реголита в районе посадки «Луны-24» (от 3,2 до 4 м
при возрасте 3,2–3,4 млрд лет). Близость возрастов поверхностей в этих районах
подтверждает правильность предложенного подхода. Средняя мощность реголита на
дне более старого кратера Свердруп (3,8 млрд лет), по оценке авторов
исследования, составила 14 м, что также хорошо согласуется с результатами,
полученными по данным радаров.
Как утверждают ученые, эти совпадения указывают на то, что
принятый в исследовании подход к оценке толщины лунного реголита является
верным, и дают возможность считать приемлемой полученную оценку средней
мощности реголита на дне самого старого из рассматриваемых кратеров – Шумейкер (4,16
млрд лет) – 40 м.
Подробнее см. статью «Ударная переработка реголита в
полярных регионах Луны», А.Т. Базилевский, М.А. Креславский, В.А. Дорофеева, Юань
Ли, ЛиГанг Фан, «Астрономический вестник», 2022, т. 56, № 3, стр. 169-177.
Редакция сайта РАН