К 40-летию высадки первого геолога на Луну

Харрисон Хейган «Джек» Шмитт (Harrison Hagan "Jack" Schmitt; род. 3 июля 1935 года). Астронавт-учёный, доктор геологии Гарвардского университета. Работал в Геологическом управлении Осло, Геологическом управлении США (шт. Нью-Мексико и Монтана) и в течение двух лет геологом на Аляске.  Непосредственно перед поступлением в Центр пилотируемых космических кораблей работал в отделе астрогеологии Геологического управления США, Аризона, где участвовал в составлении карт Луны и планет. Работал над геологией Луны, разрабатывал программы геологических исследований для экипажей Аполлонов, участвовал в геологической подготовке всех астронавтов. До 1974 года работал в НАСА помощником директора по научно-исследовательским работам. В программе Аполлон единственный летавший астронавт — не лётчик по профессии.
Был в составе экспедиции «Аполлон-17», шестой высадке людей на Луну. 7‒19 декабря совместно с Юджином Сернаном и Роналдом Эвансом совершил полёт на Луну в качестве пилота лунной кабины космического корабля «Аполлон-17». Лунная кабина с Шмиттом и Сернаном прилунилась в районе гор Тавр 11 декабря 1972 года. Местом посадки экипажа был юго-восточный берег Моря Ясности, северо-западнее гор Тельца. Это тёмный нанос между тремя высокими и крутыми скалами в районе, известном как долина Тавр-Литтров. Предварительные фотографии обнаружили скопления каменных глыб, расположенных вдоль подножия гор, которые могли послужить источником образцов пород. В районе также был оползень, несколько ударных кратеров, а также несколько тёмных кратеров, происхождение которых могло быть вулканическим. На Луне Шмитт пробыл 75 часов включая 3 выхода на ее поверхность общей длительностью 22 часа 5 минут. При передвижении по Луне Шмитт и Сернан пользовались луноходом. В то время, как Эванс совершал витки вокруг Луны, Шмитт и Сернан за время трёх вылазок, длившихся 7,2, 7,6 и 7,3 часа, собрали рекордные 110кг породы.
Проводилось измерение лунных сейсмических сигналов, производимых подрывами зарядов взрывчатки на поверхности, наблюдение собственной сейсмической активности в ходе лунотрясений или ударов метеоритов, запись сейсмических сигналов в ходе взлёта с лунной поверхности взлётной ступени лунного модуля. В ходе эксперимента была получена подробная информация о геологических особенностях Луны на глубинах до трёх километров.


Экипаж прошёл на лунном автомобиле 34км по Долине Тавр-Литтров, открыл в кратере Шорти так называемую «оранжевую грязь», представляющую собой оранжевые шарики из стеклоподобного материала. Целью исследования грунта являлось получение данных о физических характеристиках и механических свойствах лунного грунта на поверхности и на некоторой глубине и их различий на разных глубинах. Экспериментальные данные базировались на исследовании грунта в районе посадки для получения выводов о происхождении Луны и сопутствовавших процессов. Эксперимент по лунному геологическому исследованию имел целью получение наиболее полных сведений о возвышенностях в районе Таврских гор и процессах, изменивших их поверхность. Использование бура с мощным приводом, насадки пробоотборника, регулируемого привода, извлекателя керна, выталкивателя керна, 0,82-метровых буровых насадок, буровой установки с возможностью извлечения керна, установленной на задней части ровера, позволило получить образцы с глубины 3,3 метра.
Целью эксперимента по исследованию гравитации было создание высокоточной карты лунного гравитационного поля в районе посадки и создание привязки земной гравитации к лунной. Основными целями были измерение гравитации в районе лунной базы, в выбранных точках лунной поверхности и измерение гравитации в определённой базовой точке относительно точно таким же образом выбранных и размеченных точек на Земле. Измерения гравитации на поверхности привели к изучению таких особенностей как горные хребты, обрамляющие моря, краевые эффекты масконов (местных гравитационных аномалий на Луне), кратеров, борозд и обломочных пород на поверхности Луны, разбросы по толщине слоя реголита и потоков лавы, разброс толщин подстилающих пород и внешний вид лунных морей. Оборудование для эксперимента состояло из портативного гравиметра, который доставлялся на Ровере до выбранных участков поверхности.
Кроме того на поверхности Луны были проведены эксперименты по определению электрических свойств грунта, атмосферный эксперимент для того, чтобы изучить состав и изменчивость лунной атмосферы, эксперименты по измерению лунной гравитации, по исследованию космического излучения, по измерению уровней энергий нейтронов, по исследованию гравитационного поля.


На лунной орбите проводились съемки спектрометром дальней ультрафиолетовой области спектра лунной поверхности, лунной атмосферы, зодиакального света, солнечных излучений, излучений Земли, а также излучений галактик и звёзд. Сканирующим радиометром, размещённым на борту командного модуля измерялось тепловое излучение лунной поверхности с целью получения температурной карты лунной поверхности с высоким разрешением. Эта карта могла помочь рассчитать кривые охлаждения для различных областей Луны, и, таким образом, описать такие физические параметры лунной поверхности как теплопроводность, расчётную плотность и удельную теплоёмкость. Кроме того на борту лунного модуля проводились биологические эксперименты над мышами помещенными в специальный контейнер.
Для фотосъёмки в ходе эксперимента были использованы 70-миллиметровые камеры с электрическим приводом механизма и 60-миллиметровыми линзами.
На лунной поверхности был оставлен комплекс самого сложного оборудования.
Полёт продолжался 12 суток 9 ч 51 мин.

По материалам Википедии

Фото Юджин Сернан

Фото Харрисон Шмитт

Фото Харрисон Шмитт

На краю кратера. Фото Харрисон Шмитт

Харрисон Шмитт (слева), Юджин Сернан (сидит), Роналд Эванс

 

Геология спутника Юпитера - Ио

Ио́ — спутник Юпитера, самый близкий к планете из четырёх галилеевых спутников и третий по размерам среди них. Его диаметр составляет 3 642 км (по размеру немногим больше спутника Земли — Луны), поэтому Ио является четвёртым по величине спутником в Солнечной системе. Спутник Ио сыграл значительную роль в развитии астрономии 17—18 веков. Он был открыт Галилео Галилеем в 1610 г., наряду с другими галилеевскими спутниками. Это открытие способствовало принятию модели Солнечной системы Коперника, разработке законов движения планет Кеплера и первому измерению скорости света.  
В отличие от большинства спутников во внешней части Солнечной системы, которые в основном состоят из водяного льда, Ио в основном состоит из силикатных пород, окружающих расплавленное железное или сернистое железное ядро. На Ио расположено более 400 действующих вулканов, и потому спутник является наиболее геологически активным во всей Солнечной системе. Эта чрезвычайная геологическая активность обусловлена периодическим нагреванием спутника в результате трения, которое происходит в его недрах, благодаря, приливным гравитационным воздействиям со стороны Юпитера, Европы и Ганимеда. У некоторых вулканов выбросы серы и диоксида серы настолько сильны, что поднимаются на 500 км над поверхностью. На поверхности Ио можно заметить более 100 гор, которые были приподняты благодаря обширному сжатию в основании силикатной коры спутника. На большей части поверхности Ио простираются обширные равнины, покрытые замороженной серой или диоксидом серы.
Во время особо крупных извержений, потоки в основном базальтовой лавы могут тянуться на десятки и даже сотни километров в длину. В результате вулканической активности, сера, диоксид серы (в виде газа) и силикатная пирокластическая материя (в виде пепла) поднимается на высоту 200км в открытый космос в виде своеобразных «зонтиков», окрашивая окружающую местность в красный, чёрный и белый цвета, а также создавая условия для поддержания тонкой атмосферы на Ио и пополняя свежей материей обширную магнитосферу Юпитера. Вулканический пепел и потоки лавы способствуют изменению большей части поверхности и красят поверхность в различные оттенки жёлтого, белого, красного, чёрного и зеленого.
Первыми космическими аппаратами, пролетающими мимо Ио были два аппарата-близнеца Пионер-10 и Пионер-11, пролетавшими 3 декабря 1973 г. и 2 декабря 1974 г. соответственно. При помощи Пионеров также удалось заметить наличие тонкого слоя атмосферы Ио и интенсивного радиационного пояса возле его орбиты. Пролёты зондов-близнецов Вояджер-1 и Вояджер-2 мимо Ио в 1979 г., благодаря их более совершенной системе визуализации, позволили сделать гораздо более детальные изображения спутника. Вояджер-1 пролетал мимо спутника на расстоянии 20 600 км. Изображения, снятые во время этого пролёта, показали странный разноцветный пейзаж, лишённый ударных кратеров. На снимках с высоким разрешением видна относительно молодая поверхность, испещрённая ямами странной формы, горами выше Эвереста и веществом, напоминающим вулканические потоки лавы.
Вскоре после пролёта Вояджера-2 были замечены шлейфы, исходящий от поверхности на одном из изображений, что доказывает наличие вулканической активности на Ио. Вояджер-2 прошёл от Ио на расстоянии 1 130 000  км 9 июля 1979 г. И хотя этот космический аппарат не приближался к спутнику так, как Вояджер-1, при сравнении их снимков удалось обнаружить несколько поверхностных изменений, произошедших за четыре месяца между пролётами.
Космический аппарат Галилео достиг Юпитера в 1995 г. через шесть лет после старта с Земли. Местоположение Ио в пределах одного из самых интенсивных радиационных поясов Юпитера исключило возможность длительных близких исследований, но Галилео довольно близко пролетел рядом с Ио прежде, чем войти на орбиту для своей двухлетней миссии, подробнее изучающей систему Юпитера. И хотя во время этого пролёта, произошедшего 7 декабря 1995 г., не было сделано ни единого снимка, он принёс значительные результаты по открытию присутствия на Ио железного ядра, подобного тому, какое встречается на других силикатных планетах внутри Солнечной системы. Галилео был свидетелем крупного извержения Пиллан Патера и смог подтвердить тот факт, что извержения вулканов состоят из силикатной магмы с примесью богатых магнием основных и ультраосновных составов с содержанием серы и двуокиси серы, роли которых можно сравнивать с ролями, отведенными воде и углекислому газу на Земле. Миссия Галилео была дважды продлена в 1997 и 2000 годах.


Плотность Ио равна 3,5275 г/см3, что намного выше плотности других галилеевых спутников и ставит его на первое место по плотности среди спутников Солнечной системы. Предполагают, что его внутренняя структура, представляющая собой ядро из железа или сульфида железа, сильно отличается от поверхности, богатой силикатами коры и мантии. Металлическое ядро составляет приблизительно 20% от массы Ио. В зависимости от количества серы в ядре, оно может иметь различный радиус: между 350 и 650км, если оно составлено практически полностью из железа, или между 550 и 900км, если оно состоит из соединений железа и серы. При моделировании внутреннего состава Ио можно предположить, что мантия состоит из 75% богатого магнием минерала фостерита, и имеет общий состав, подобный тому, который был обнаружен на метеоритах-хондритах.
Для поддержки теплового потока, наблюдаемого на Ио, 10—20% мантии может быть расплавленной, а области, где наблюдается вулканизм с огромной температурой, могут иметь больше расплавленных фракций. Анализ данных магнитометра Галилео в 2009 г. показал наличие магнитного поля на Ио, для которого был бы необходим океан магмы глубиной 5 км от поверхности. Дальнейший анализ, опубликованный в 2011 г., предоставил прямые доказательства существования такого океана. Этот слой составляет приблизительно 10% от мантии Ио. Температура в таком океане магмы достигает примерно 1200 гр. С. Толщина литосферы Ио, состоящей из базальта и серы и образованной при помощи обширного вулканизма Ио, составляет от 12км до 40км.
Наиболее вероятным энергетическим источником вулканизма на Ио считают приливный разогрев недр спутника в результате орбитальных резонансов Ио с Европой и Ганимедом, а не радиоактивный распад изотопов. Резонанс орбиты также помогает Ио и Юпитеру придерживаться определённого расстояния. В противном случае, приливы, спровоцированные Юпитером, заставили бы Ио медленно по спирали приближаться к планете. Вертикальные различия в приливном горбе Ио, между временем, когда Ио находится в апоцентре и перицентре, могут достигать 100 метров. Из-за этих различий возникает изменяющаяся приливная тяга, ведущая к трению или приливной деформации внутренней структуры Ио плавя существенное количество мантии и ядра спутника, что и выражается в его интенсивной вулканической активности.
На поверхности практически полностью отсутствует ударные кратеры и вместо них видны гладкие равнины, усеянные высокими горами, вулканическая лава и ямы различных форм и размеров. В дополнение к вулканам на Ио имеются невулканические горы, озёра расплавленной серы, вязкие лавовые потоки, достигающие длиной до сотен километров, кальдеры, глубина которых доходит до нескольких километров.

На Ио насчитывается порядка 100—150 гор и их высота достигает от 6 километров до 17,5±1,5 км. Большинство гор на Ио формируется в результате компрессионного давления в литосфере, которое взбрасывает и зачастую наклоняет куски коры Ио надвигая их друг на друга. Компрессионное давление, ведущее к образованию гор, является результатом оседания от непрерывного захоронения вулканических материалов. Глобальное распределение гор по поверхности Ио, как представляется, противоположно распределению вулканических структур — в областях с наименьшим количеством вулканов преобладает количество гор и наоборот. Это создаёт предположения о крупномасштабных областях в литосфере Ио, где, в одном случае доминирует сжатие (благосклонное к горному формированию), а в другом — расширение (благосклонное к формированию патеров). Однако, в отдельных областях горы и патеры часто расположены вблизи друг к другу. Это можно объяснить тем, что магма для достижения поверхности часто использует разломы, образованные во время формирования гор.
У гор Ио наблюдаются различные формы. Самой распространенной среди них является плато. Другие горы кажутся накренёнными глыбами. Только небольшое количество гор на Ио имеет вулканическое происхождение. Эти горы напоминают маленькие щитовидные вулканы. Вулканические горы небольшие и составляют в среднем только 1-2 км в высоту и 40-60 км в ширину.

В 2012 г. была составлена полная геологическая карта Ио, для которой использовались изображения с разной детализацией, которые при помощи компьютера склеили в единую мозаику с разрешением 1 км на пиксель. Карта составлялась 6 лет.

По материалам Википедии

NASA

NASA

Космический корабль Галилео. NASA

NASA

 

Величайшие вулканы Солнечной системы

На марсианском плато Тарсис (Tharsis Bulge) расположены четыре крупнейших вулкана Солнечной системы: Olympus высотой от подножия до вершины около 24км и диаметром 658км, и три вулкана поменьше каждый высотой около 14км – Ascraeus (диаметр ~350км), Arsia (диаметр ~330км) и Pavonis (диаметр ~300км). Площадь плато — 30 млн кв.км.
Olympus имеет крутые склоны по краям высотой до 7 км образованные растекающейся лавой. Это край одного из первых мощных потоков лавы.
Диаметр вулканической кальдеры Олимпа состоящей из шести перекрывающихся вулканических кратеров достигает 85км. Глубина кальдеры 3 км.
Атмосферное давление на вершине Олимпа составляет лишь 2% от давления, характерного для среднего уровня марсианской поверхности.
Олимп занимает столь большую площадь, что его невозможно увидеть полностью с поверхности планеты (дистанция, необходимая для обозрения вулкана, столь велика, что он будет скрыт из-за кривизны поверхности). Поэтому полный профиль Олимпа можно увидеть только с воздуха или орбиты. Соответственно, если встать на самой высшей точке вулкана, то его склон уйдёт за горизонт. Ширина вулкана почти в 3 раза превышает его высоту.
Анализ снимков аппарата «Марс-Экспресс» показал, что самая свежая лава на склонах Олимпа имеет возраст предположительно около 2 млн лет. Таким образом, нельзя исключать того, что вулкан снова начнёт извергаться.
Гигантский размер Олимпа говорит о том, что на Марсе отсутствует тектоника плит. Поскольку нет движения плит, то вулкан может существовать очень долго.
Территория, окружающая вулкан, во многих местах покрыта сетью небольших хребтов и гор. Эту горную систему называют Ореолом Олимпа. Ореол простирается на расстояние до 1000км от вершины - это остатки древних лавовых потоков, впоследствии подвергшихся разрушению и эрозии.
На некоторых фотографиях участков Ореола, сделанных с высоким разрешением, видно множество параллельных полосок – ярдангов. Вероятно, их направление отражает преимущественную направленность ветров, дующих в этой местности. Ярданги обычно образуются на поверхности, которая легко поддаётся эрозии, например, при наличии вулканического пепла.
Кальдера Ascraeus имеет диаметр до 57км и состоит из четырех наложенных друг на друга кратеров. Глубина кальдеры доходит до 2900м.
Кальдера Pavonis – 44км в ширину и глубиной около 4700м.
Кальдера Arsia – диаметр -110км, глубина - 1300м.

NASA

Гора Olympus. kees veenenbos

Arsia, Pavonis, Ascraeus. kees veenenbos

Olympus. NASA

Кальдера Olympus

Малый кратер Olympus с высшей точкой горы в стороне от главной кальдеры

Склоны в основании Olympus

Борт главного кратера Olympus высотой 2,9км

Кальдера Ascraeus. NASA

В кальдере Ascraeus

Кратеры и эрозия у подножия Ascraeus

На склоне Pavonis

Каньон заполненный лавой у подножия Arsia

Корабль Mars-Express. NASA

Метеоритные кратеры и эрозия на склоне Arsia

 

Величайшие внеземные чудеса Солнечной системы

Солнечные протуберанцы — в них происходят довольно быстрые движения потоков вещества от одного протуберанца к другому. Многие спокойные протуберанцы переживают активную стадию, длящуюся от десятков минут до нескольких суток, заканчивающуюся либо полным исчезновением, либо превращением его в эруптивный протуберанец. Кинетическая температура — 25000°К.   Эруптивные, или изверженные — по виду напоминают громадные фонтаны, достигающие высот до 1,7 млн км над поверхностью Солнца. Движения сгустков вещества в них происходят быстро; извергаются со скоростями в сотни км/сек и довольно быстро изменяют свои очертания. При увеличении высоты протуберанец слабеет и рассеивается. В некоторых протуберанцах наблюдались резкие изменения скорости движения отдельных сгустков. Эруптивные протуберанцы непродолжительны.  Корональные, или петлеобразные — возникают над хромосферой в виде небольших облачков, сливающихся затем в одно облако, из которого отдельными струями вниз к хромосфере спускаются потоки светящегося вещества. Все явление длится несколько часов. Иногда на высоте около 100 тыс. км от протуберанца отделяются куски, падающие затем обратно по траекториям линий магнитного поля.
Большие протуберанцы и энергичные корональные выбросы достаточно редки, они случаются значительно чаще вблизи максимума 11-летнего солнечного цикла активности, когда наблюдается много пятен и других активных явлений.
Полной теории, объясняющей разнообразные явления, связанные с солнечными протуберанцами, ещё нет. Несомненно, что, помимо силы тяжести, тут играют большую роль электрические и магнитные силы.

NASA

 

NASA

 


Вулкан Олимпус на Марсе высотой от подножия до вершины около 24км и диаметром 658км. Вулкан имеет крутые склоны по краям высотой до 7км образованные растекающейся лавой. Диаметр вулканической кальдеры Олимпа состоящей из шести перекрывающихся вулканических кратеров достигает 85км. Глубина кальдеры 3км.

skywalker.cochise.edu


Каньоны Маринер на Марсе имеют длину 4500км (четверть окружности планеты), ширину — 200км и глубину — до 10км. Эта система каньонов превышает знаменитый Большой каньон в 10 раз по длине, в 7 — по ширине и в 7 — по глубине, и является самой большой в Солнечной системе. Маринер разделяется на несколько регионов. На западе это лабиринт Ночи, восточнее находятся каньоны Титона и Ио, затем — Мелас и Офир, затем Копрат, Ганг, Эос и Капри переходящий в Хаосы (районы разрушенного рельефа), оканчивающиеся в равнине Хриса.

designyoutrust.com


Ураганы Юпитера достигающие скорости 660км час.

NASA

 

NASA


Вулканические извержения на спутнике Юпитера Ио. Во время особо крупных извержений, потоки базальтовой лавы могут тянуться на сотни километров в длину. В результате вулканической активности, сера, диоксид серы (в виде газа) и силикатная пирокластическая материя (в виде пепла) поднимается на высоту до 500км в открытый космос в виде своеобразных «зонтиков», окрашивая окружающую местность в различные оттенки красного, жёлтого, зелёного, чёрного и белого. На Ио расположено более 400 действующих вулканов, и потому спутник является наиболее геологически активным во всей Солнечной системе.

NASA


Кольца Сатурна – размер частиц материала в кольцах - от микрометров до сантиметров и реже десятков метров. Состав главных колец: водяной лёд (около 99%) с примесями силикатной пыли. Толщина колец чрезвычайно мала по сравнению с их шириной (до 400 тыс. км) и составляет от одного километра до десяти метров.

NASA

joe-capuano.blogspot.com

derby-vi-service.demon.co.uk


Гейзеры Энцелада – спутника Сатурна. Фонтаны водяного снега высотой в многие сотни километров, бьющие из четырёх трещин, расположенных в районе южного полюса недр Энцелада формирует «след», обращающийся уже вокруг самого Сатурна в виде кольца.

NASA


Гейзеры на Тритоне – спутнике Нептуна. Эти гейзеры бьют до высоты 18–20 км, а на этой высоте поворачивают и начинают стелиться параллельно поверхности Тритона, растягиваясь на сотню километров. Гейзеры – черные, так как вместе с азотом из недр извергается угольная пыль и частицы породы. Предполагается, что сейсмоактивность на Тритоне связана с далеким Солнцем – гейзеры особенно активны там, куда направлены прямые лучи светила. И хотя температура в недрах поднимается всего на 4 градуса, этого достаточно, чтобы слегка подогретый азот образовал мощный гейзер. По другой версии, сейсмическая активность на Тритоне может быть обусловлена влиянием более близкого Нептуна.

willbarnesonline.com

 

Ганимед - спутник Юпитера

Ганимед открытый Галилеем 7 января 1610 года – является крупнейшим спутником в Солнечной системе. Он на 8% превосходит по размерам Меркурий (диаметр Ганимеда равен 5 268 км), а по массе уступает этой планете почти в два раза — на 45%. Для сравнения, диаметр Ганимеда на 2% больше диаметра Титана (спутника Сатурна) — второго по величине спутника в Солнечной системе, а также он обладает самой высокой массой среди планетарных спутников — его масса в 2,02 раза превышает массу Луны. Совершая облёт орбиты примерно за семь дней, Ганимед участвует в орбитальном резонансе 1:2:4 с другими спутниками Юпитера — Европой и Ио.
Ганимед состоит из примерно равного количества силикатных пород и водяного льда. Это полностью дифференцированное тело с жидким ядром, богатым железом. Предположительно на планете существует подземный океан, уходящий примерно на 200км вглубь под ледяной мантией. Предположительно, во внутреннем строении Ганимеда можно выделить три слоя: расплавленное железное или состоящее из сульфида железа ядро, состоящая из силикатных пород мантия покрытая мантией водяного льда. Точная толщина различных слоёв в недрах Ганимеда зависит от предполагаемого силикатного состава (доли оливина и пироксенов), а также от количества серы в ядре. Наиболее вероятное значение колеблется в пределах 800–900 км для радиуса ядра, 800км для толщины силикатной мантии, 900км для толщины ледяной мантии включая водяной океан.
Ганимед является единственным спутником в Солнечной системе, обладающим собственной магнитосферой, которая, скорее всего, была создана за счет конвекции в жидком, богатом железом, ядре. Многие модели для воспроизведения магнитного поля Ганимеда требуют наличия твёрдого ядра, состоящего из чистого железа, внутри жидкого Fe–FeS ядра, что схоже со структурой земного ядра. Температура в ядре Ганимеда предположительно составляет 1500–1700гр.К при давлении до 10 Гпа. Конвекция в расплавленном железе, которая обладает высокой электропроводностью, является наиболее разумным объяснением происхождения магнитного поля.

Поверхность Ганимеда представлена двумя типами поверхностных ландшафтов. Тёмные области, занимающие треть поверхности спутника, испещрены ударными кратерами, возраст которых доходит до четырёх миллиардов лет. Светлые области, покрывающие остальную территорию, богаты обширными углублениями и гребнями, возраст которых несколько моложе. Причина разрушенной геологии светлых областей до конца не изучена, но, вероятно, является результатом тектонической активности, вызванной периодическим нагреванием.
Водяной лёд расположен практически на всей поверхности и его массовая доля колеблется в пределах 50-90%, что значительно выше, чем на Ганимеде в целом. Неровный ландшафт светлее и имеет большее количество льда по сравнению с тёмным ландшафтом. Анализ изображений с высоким разрешением ближнего инфракрасного и ультрафиолетового спектров, полученных космическим аппаратом «Галилео» и посредством наблюдений с Земли, выявил содержание различных других частиц, помимо воды: углекислого газа, диоксида серы и, возможно, циана, серной кислоты.
У спутника имеется тонкая кислородная атмосфера, в которую включены O, O2 и, возможно, O3 (озон).


Ганимед, вероятно, сформировался из аккреционного диска или туманности; диск газа и пыли вокруг Юпитера существовал некоторое время после его формирования. Формирование Ганимеда, вероятно, заняло приблизительно 10 000 лет (для сравнения, приблизительная оценка формирования Каллисто достигает 100 000 лет). В туманности Юпитера при формировании галилеевых спутников, вероятно, было относительно мало газа, что объяснило бы огромное количество времени, требуемого для формирования Каллисто. В отличие от Каллисто, Ганимед был сформирован ближе к Юпитеру, где туманность была более плотной, что и объясняет более короткое время для формирования. Относительно быстрое формирование Ганимеда не спасло его от высокой температуры аккреции, которая, возможно, привела к таянию и видоизменению льда, отделению горных пород от льда.
Ядро Ганимеда после формирования в значительной степени сохранило высокую температуру, накопленную во время аккреции и дифференцирования, которая слегка нагревая ледяную мантию выполняет роль своеобразной тепловой батареи. Мантия, в свою очередь, переносит данное тепло на поверхность в результате конвекции. Вскоре распад радиоактивных элементов в горных породах продолжил разогревать ядро, вызывая обширные изменения: были сформированы внутреннее ядро, состоящее из железа-сульфида железа, и силикатная мантия. После этого, структура Ганимеда полностью сформировалась.
Приливная деформация льдов могла разогреть недра Ганимеда и вызвать колебания литосферы, что привело к появлению выступов, разломов, трещин, борозд, каналов и складок поверхности. В процессе была стёрта старая, более тёмная поверхность на 70% площади спутника. Формирование бороздчатой поверхности также может быть связано с ранним формированием ядра спутника и последующим приливным разогревом недр Ганимеда, что, в свою очередь, вызвало расширение Ганимеда на 1–6% благодаря фазовым переходам во льду и тепловому расширению.
За время последующей эволюции, глубинные «плюмажи» из разогретой воды, возможно, поднимались от ядра к поверхности, вызывая, в свою очередь, тектонические деформации литосферы. Радиоактивный разогрев внутри спутника может служить наиболее вероятным текущим источником тепла, например, для подповерхностного водного океана.
Кратерирование хорошо и чётко различимо на всех типах поверхности Ганимеда, но особой интенсивности оно достигает на тёмных участках поверхности: она обильно покрыта ударными кратерами и, судя по всему, развивалась в наибольшей степени именно благодаря ударным столкновениям. Более яркая бороздчатая поверхность служит пристанищем для куда меньшего числа кратеров. Плотность кратерирования указывает на возраст в 4 миллиарда лет для тёмных участков ландшафта, приблизительно, как и высокогорье Луны, и несколько меньший возраст для бороздчатой поверхности (но насколько моложе неизвестно).

По материалам Википедии

 

 

Вулканизм Венеры

Венера - едва ли не единственная планета земной группы, поверхность которой почти полностью состоит из застывшей лавы. Это свидетельствует о бурной вулканической деятельности в  относительно недавний период времени. Долгое время учёные искали её признаки путём наблюдения планеты с помощью телескопов, но из-за плотного облачного покрова  выявить что-либо было просто невозможно. Исследование геологии поверхности Венеры достигло нового качественного уровня только с наступлением космического этапа изучения планет.
Именно в это время начались полёты советских и американских автоматических межпланетных станций (АМС) к Венере и её спутникам. Тщательная радиолокационная съёмка северного полушария Венеры с автоматических станций "Венера-15" и "Венера-16", выведенных в 1984г. на орбиты спутников планеты, показала, что многие горные вершины имеют на склонах явные следы потоков лавы. Ещё заметнее они на радиоизображениях, переданных американским аппаратом "Магеллан", который четыре года (1990-1994 гг.) работал на орбите спутника Венеры.
Также выяснилось, что более 75% поверхности - равнины, покрытые предположительно базальтовыми лавами, сходными с теми, что образуют дно океанов на Земле. Их химический состав неоднократно определялся при посадках советских автоматических станций «Венера» и «Вега». Он оказался близким к составу базальтов Земли. Достоверных следов современной геологической активности на Венере не обнаружено. Считается, что за последние 500 млн лет там не произошло сколько-нибудь существенных изменений. В возможной активности «подозревается» только один из крупнейших вулканов планеты - гора Маат, поперечник которой 400км, а высота - 11км.
Крупнейший вулкан Венеры - гора Маат возвышается на 8км над своим подножьем и на 11км - над средним уровнем планеты, являясь вершиной горной цепи, расположенной в горной области, названной исследователями Земля Афродиты. Диаметр основания этого вулкана - 600км. Только здесь найдены признаки недавней активности - вершина горы покрыта темным веществом с уникальными характеристиками, которых нет ни у одного из сотен вулканов Венеры. Главной движущей силой вулканических и тектонических процессов на Венере, по результатам анализа данных "Венеры-15,16", представлялись
вертикальные, восходящие и нисходящие, движения вещества недр планеты за счет тепловых неоднородностей - так называемых "горячих пятен". Горячие пятна существенны и в геологии Земли, но роль их считается второстепенной.
Вулканизм на Венере имеет свои, присущие только ему черты. Прежде всего это - венерианские вулканические структуры, подобные которым не встречаются более нигде в Солнечной системе; это новы, арахноиды и венцы.
Новы определяется либо как "радиально-трещиноватые центры", либо как "радиально-трещиноватые купола". Они имеют имеют хорошо выраженную систему радиальных структур в плане звездообразной формы, составленную, в основном, из грабенов. Описывая отдельные новы, многие исследователи отмечают, что для них характерна густая радиальная трещиноватость. Было показано, что изученные ими новы представляют собой возвышенности, в разной степени выраженные в рельефе. Значение нов учёные связывают с активным вулканизмом.
Арахноиды (получившие название из-за своей паутинообразной структуры) представляют собой "деформированные и просевшие купольно-вулканические поднятия или щитовые вулканические постройки, сформировавшиеся изначально над горячими пятнами верхней мантии". Для них характерны концентрические или кольцевые трещины или гряды и радиальные трещины или гряды, распространяющиеся за пределы кольцевой структуры на величину нескольких ее радиусов. Согласно одной из теорий, арахноиды предшествовали венцам. Яркие линии, простирающиеся от центра на многие километры, возможно, соответствуют разломам поверхности, возникшим, когда магма вырывалась из недр планеты. В целом же арахноиды изучены значительно меньше, чем новы.
Венцы Венеры - специфические кольцевые вулканотектонические структуры поперечником в сотни километров, окруженные хребтами, углублениями и радиальными линиями.


На основании данных КА "Венера 15/16" и "Магеллан" разными авторами была предложена трехэтапная обобщенная модель формирования нов и венцов за счет подъема и релаксации мантийных диапиров. На настоящий момент эта модель является общепринятой: Горячий мантийный диапир поднимается, стремясь достичь своего уровня нейтральной плавучести. Поднимаясь и механически воздействуя на вышележащие образования, диапир образует над собой радиально-трещиноватый купол воздымания, или нову. Форма поднятия на поверхности трансформируется из куполообразной в платообразную, начинает формироваться венец. Затем мантийный диапир, охлаждаясь, теряет термическую и динамическую поддержку, что приводит к топографической релаксации поднятия на поверхности, формируются периферийные вал и окружающая его депрессия. Их формирование сопровождается образованием концентрических структур сжатия и растяжения.

Hа планетее не обнаружено никаких следов деятельности жидкой воды. Это обстоятельство показало, что условия, близкие к современным, были на Венере на протяжении всего прослеженного вглубь отрезка геологической истории планеты.

По материалам Википедии

Арахноиды. NASA

Нова. NASA

Венец. NASA

 

Этапы формирования венца. По Сквайрсу 1992

Маат. NASA

 

Облако Оорта

Облако О́орта — гипотетическая сферическая область Солнечной системы, служащая источником долгопериодических комет. Инструментально существование облака Оорта не подтверждено, однако многие косвенные факты указывают на его существование. Предполагаемое расстояние до внешних границ облака Оорта от Солнца составляет от 50 000 до 100 000 а.е. — примерно световой год. Это составляет примерно четверть расстояния до Проксимы Центавра, ближайшей к Солнцу звезды. Пояс Койпера расположенный за орбитой Плутона (крупнейший объект пояса - планета Эрис (Эрида) размером примерно равная Плутону) и Рассеянный диск - две другие известные области транснептуновых объектов и в тысячу раз меньше облака Оорта. Внешняя граница облака Оорта определяет гравитационную границу Солнечной системы — сферу Хилла, определяемую для Солнечной системы в 2,0 св. года.
Облако Оорта, как предполагают, включает две отдельные области: сферическое внешнее облако Оорта и внутреннее облако Оорта в форме диска. Объекты в облаке Оорта в значительной степени состоят из водяных, аммиачных и метановых льдов. Астрономы полагают, что объекты, составляющие облако Оорта, сформировались около Солнца и были рассеяны далеко в космос гравитационными эффектами планет-гигантов на раннем этапе развития Солнечной системы.
Хотя подтверждённых прямых наблюдений облака Оорта не было, астрономы считают, что оно является источником всех долгопериодических комет и комет галлеевского типа, прилетающих в Солнечную систему, а также многих кентавров и комет семейства Юпитера. В настоящее время известны сотни объектов, расположенных на орбитах между Юпитером и Нептуном (в том числе 2060, 5145 Фол и другие). Международное астрономическое бюро определило эти объекты к новому классу — кентавры. Орбиты кентавров не стабильны. Эти объекты являются, почти наверняка, «беженцами» из пояса Койпера. Их дальнейшая судьба не известна. Некоторые из них проявляют кометную активность. Крупнейшим из них является Хирон,  который имеет размер около 170км в диаметре, т.е. в 20 раз больше, чем комета Галлея. Если он когда-либо изменит орбиту и начнет приближаться к Солнцу, это будет поистине впечатляющая комета.
Внешняя часть облака Оорта всего лишь является приблизительной границей Солнечной системы, и, таким образом, она легко может подвергаться воздействию гравитационных сил как проходящих мимо звёзд, так и самой Галактики. Эти силы иногда заставляют кометы направляться в центральную часть Солнечной системы. Исходя из их орбит, короткопериодические кометы могут происходить из рассеянного диска, а некоторые всё же и из облака Оорта. Хотя пояс Койпера и более удалённый рассеянный диск наблюдались и измерялись, объектами облака Оорта на данный момент можно предположительно считать только четыре известных объекта: Седну, 2000 CR105, 2006 SQ372 и 2008 KV42.
Впервые идея существования такого облака была выдвинута эстонским астрономом Эрнстом Эпиком в 1932 году. В 1950-х идея была независимо выдвинута нидерландским астрофизиком Яном Оортом как средство решить парадокс: в истории существования Солнечной системы орбиты комет непостоянны; в конечном счёте, динамика диктует, что кометы должны либо столкнуться с Солнцем или планетой, либо должны быть выброшены планетными возмущениями из Солнечной системы. Кроме того, их состав из летучих веществ означает, что, поскольку они неоднократно приближаются к Солнцу, излучение постепенно выпаривает их, пока кометы не распадаются или не развивается изолирующая корка, которая предотвращает дальнейшее выпаривание. Таким образом, рассуждал Оорт, кометы, возможно, не сформировались на их текущих орбитах и, должно быть, провели почти всё время своего существования во внешнем облаке.
Существует два класса комет: короткопериодические кометы и долгопериодические кометы. Короткопериодические кометы имеют сравнительно близкие орбиты, с периодом менее 200 лет и малым наклонением к плоскости эклиптики. Долгопериодические кометы имеют очень вытянутые орбиты, порядка тысяч а.е., и появляются со всех наклонений. Оорт отметил, что имеется пик распределения афелиев (наиболее удалённых от Солнца точек орбиты) у долгопериодических комет — примерно 20 000 а.е., который предполагает на этом расстоянии облако комет со сферическим, изотропным распределением. Относительно редкие кометы с орбитами менее 10 000 а.е., вероятно, пролетели один или более раз через Солнечную систему, и поэтому имеют такие орбиты, сжатые притяжением планет.
Считается, что облако Оорта занимает обширную область от 2000—5000 а.е. вплоть до 50 000 а.е. от Солнца. Некоторые оценки помещают внешний край между 100 000 и 200 000 а.е. Эта область может быть подразделена на сферическое внешнее облако Оорта (20 000—50 000 а.е.) и внутреннее облако Оорта в форме тора (2000—20 000 а.е.). Внешнее облако слабо связано с Солнцем и является источником долгопериодических комет, и, возможно, комет семейства Нептуна. Внутреннее облако Оорта также известно как облако Хиллса, названное в честь Джека Хиллса, который предположил его существование в 1981 году. Модели предсказывают, что во внутреннем облаке в десятки или сотни раз больше кометных ядер, чем во внешнем; его считают возможным источником новых комет для пополнения относительно скудного внешнего облака, поскольку оно постепенно исчерпывается. Облако Хиллса объясняет столь длительное существование облака Оорта в течение миллиардов лет.
Внешнее облако Оорта, как предполагают, содержит несколько триллионов ядер комет, больших чем приблизительно 1,3 км (приблизительно 500 миллиардов с абсолютной звёздной величиной более яркой чем 10,9), со средним расстоянием между кометами несколько десятков миллионов километров. Его полная масса достоверно не известна, но, предполагая, что комета Галлея — подходящий опытный образец для всех комет в пределах внешнего облака Оорта, предполагаемая объединённая масса равна 3·1025 кг, или примерно в пять раз больше массы Земли. Масса внутреннего облака Оорта в настоящее время неизвестна.
Исходя из проведённых исследований комет, можно предположить, что подавляющее большинство объектов облака Оорта состоят из различных льдов, образованных такими веществами, как вода, метан, этан, угарный газ и циановодород. Однако открытие объекта 1996 PW, астероида с орбитой, более типичной для долгопериодических комет, наводит на мысль, что в облаке Оорта могут быть и скалистые объекты. Анализ соотношения изотопов углерода и азота в кометах как облака Оорта, так и семейства Юпитера показывает лишь небольшие различия, несмотря на их весьма обособленные области происхождения. Из этого следует, что объекты этих областей произошли из исходного протосолнечного облака. Это заключение также подтверждено исследованиями размеров частиц в кометах облака Оорта и недавним исследованием столкновения космического зонда Deep Impact с кометой Темпеля 1, относящейся к семейству Юпитера.
Считается, что облако Оорта является остатком исходного протопланетного диска, который сформировался вокруг Солнца приблизительно 4,6 млрд лет назад. В соответствии с широко принятой гипотезой объекты облака Оорта первоначально формировались намного ближе к Солнцу в том же процессе, в котором образовались и планеты, и астероиды, но гравитационное взаимодействие с молодыми планетами-гигантами, такими, как Юпитер, отбросило объекты на чрезвычайно вытянутые эллиптические или параболические орбиты. Моделирование развития облака Оорта от истоков возникновения Солнечной системы до текущего периода показывает, что масса облака достигла максимума спустя приблизительно 800 млн лет после формирования, поскольку темп аккреции и столкновений замедлился и скорость истощения облака начала обгонять скорость пополнения.
Модель Хулио Анхеля Фернандеса предполагает, что Рассеянный диск, который является главным источником короткопериодических комет в Солнечной системе, также мог бы быть основным источником объектов облака Оорта. Согласно модели, приблизительно половина объектов Рассеянного диска перемещена наружу в облако Оорта, в то время как четверть сдвинута внутрь орбиты Юпитера и четверть выброшена на гиперболические орбиты. Рассеянный диск, может быть, всё ещё снабжает облако Оорта материалом. В результате одна треть текущих объектов рассеянного диска, вероятно, попадёт в облако Оорта через 2,5 млрд лет.
Гравитационное взаимодействие с соседними звёздами и галактические приливные силы изменили кометные орбиты — сделали их более круглыми. Это объясняет почти сферическую форму внешнего облака Оорта. И облако Хиллса, которое сильнее связано с Солнцем, в итоге должно все же приобрести сферическую форму. Недавние исследования показали, что формирование облака Оорта определённо совместимо с гипотезой, что Солнечная система формировалась как часть звёздного скопления в 200—400 звёзд. Эти ранние ближайшие звёзды, вероятно, играли роль в формировании облака, так как в пределах скопления число близких проходов звёзд было намного выше, чем сегодня, приводя к намного более частым возмущениям.

По материалам Википедии

 

Эрис покрытый метановым снегом с примесью азотного льда со спутником Дисномия. starchild.gsfc.nasa.gov

Вид на Солнце с Седны. Adolf Schaller

В облаке Оорта. livejournal.com

 

Меркурий

НАСА продемонстрировало "потрясающий", по отзывам специалистов, цветной глобус Меркурия. Подобно паззлу, он сложен из тысяч фотоснимков, сделанных камерами межпланетного зонда "Мессенджер".
Если бы на орбите Меркурия находились люди, они увидели бы его поверхность однообразно-бурой."Камера "Мессенджера" работает в диапазоне от ультрафиолетового до инфракрасного излучения. Кроме того,  использована компьютерная обработка для усиления цветовых оттенков поверхности, отражающих состав меркурианских скал. Оранжевые участки - это равнины, залитые старой вулканической лавой. Синий цвет указывает на содержание в грунте пока неизвестного нам темного минерала. А эти красивые светло-голубые лучи, расходящиеся в стороны от кратеров - следы свежих извержений.
Специалисты НАСА обещают скоро подготовить полную карту Меркурия с разрешением 200м на пиксель (глобус имеет разрешение 1км на пиксель и охватывает не всю поверхность; правда, новая карта, в отличие от глобуса, будет черно-белой).
"Мессенджер"  начал полет к Меркурию в 2004г. и достиг орбиты ближайшей к Солнцу планеты спустя четыре года. По мнению наблюдателей, нынешний успех облегчит администрации НАСА задачу добиться выделения средств на продление миссии. На борту корабля достаточно топлива, чтобы обеспечить его функционирование до 2015г.
Доказана высокая вулканическая активность на Меркурии. Открыты обширные лавовые плато и доказательства взрывных выбросов породы из недр планеты. Установлено, что на дне некоторых кратеров, куда не достигают солнечные лучи, имеется лед, и что породы, формирующие поверхность Меркурия, отличаются высоким содержанием серы и калия. Пока непонятно, почему эти неустойчивые элементы не испаряются под воздействием жары. Настоящей сенсацией стало наличие полярных ледовых шапок на планете, находящейся всего в 50 млн км от Солнца. Возможно, темный цвет "загадочного" минерала объясняется наличием в его составе большого количества серы.
Пока остается загадкой природа многочисленных углублений неправильной формы с блестящими стенками и краями, покрывающих поверхность Меркурия словно оспины. "В поисках чего-то подобного в Солнечной системе, мы вспомнили о запасах замерзшего CO2 на Марсе. Конечно, "углекислый лед" не может находиться прямо на поверхности Меркурия с его палящим зноем. Но, возможно, он входит в состав силикатных пород и постепенно испаряется, переходя из твердого сразу в газообразное состояние. В результате порода проседает, создавая углубления, а газ блестит в солнечных лучах", - предполагает доктор Блюитт.
Новый этап исследований Меркурия начнется в 2022 году, когда к нему приблизятся два спутника, которые Европейское космическое агентство и Япония собираются запустить в рамках совместного проекта BepiColombo.

По материалам Википедии

Слева напрво: Меркурий, Венера, Земля, Марс

 

Экзопланета Cancri e

Экзопланета Cancri e — одна из пяти планет звезды 55 в созвездии Рака, расположенной в 40 световых годах от Земли. Эта звезда чуть уступает Солнцу по массе и размерам. Прежние исследования спектра 55 Cnc показали, что углерода в ее составе в два раза больше, чем кислорода. А значит, это должно быть свойственно и ее планетам.
Масса планеты в два раза больше массы Земли, и она расположена так близко к своему светилу, что температура на той части ее поверхности, которая постоянно повернута к звезде, достигает 2,5 тысячи градусов. Компьютерное моделирование, проведенное в 2011 году, показало, что Cancri e состоит из графита и алмазов, некоторого количества карбидов и силикатов и большого железного ядра, причем на долю алмазов приходится до трети вещества планеты. Это говорит о том, что поверхность планеты представляет собой расплавленный океан из углеродной и кремниевой лавы.  При этом, на темной стороне Cancri e царит относительная "прохлада" – температуры там в среднем составляют 1,1 тысячи градусов.
Лавы с освещенной поверхности Cancri e испаряются с образованием силикатно-углеродных облаков, которые, возможно, разряжаются градом из корундов и алмазов на темной стороне экзопланеты.

 NASA/ESA Hubble Space Telescope

 

© 2010 - 2017 Александр Бабкин babkin.ag65@gmail.com
Использование материалов разрешается при условии ссылки на сайт