Название проекта




Скачать 421.19 Kb.
НазваниеНазвание проекта
страница3/5
Дата21.09.2012
Размер421.19 Kb.
ТипДокументы
1   2   3   4   5

2. Геодинамика лунного ядра.

Исследования последних десятилетий однозначно поставили перед учеными проблему существования и происхождения лунного ядра: есть ли оно, какова его структура, химический состав и агрегатное состояние. Эти вопросы непосредственно связаны с глобальной проблемой происхождения и эволюции системы Земля-Луна (Canup , 2004).

Существует несколько аргументов в пользу существования у Луны железного ядра небольшого размера, до 600 км, с малой примесью серы и/или кислорода и горячей вязкой нижней мантии (Gusev et al., 2002, 2003):

1. Структура гравитационного поля Луны, выявленная из сопоставления высокоточных траекторных измерений “Lunar Prospector” (1999) с результатами лазерной альтиметрии, проведенной с борта “Clementine”(1994), а также с данными “Lunar Laser Ranging”(1969-2004), предполагает наличие металлического ядра. Современное определение величины полярного момента согласуется с железным ядром радиуса 220 – 450км или с примесью серы 330 – 590 км (Konopliv et al, 1998, 2001).

2. Интерпретация значения полярного момента в рамках химических, тепловых и плотностных моделей лунной коры (Kuskov et al., 2002) и мантии позволила сделать выводы о массе и размерах ядра.

3. Остаточная намагниченность лунных пород, выявленная Apollo 13 говорит о сильном магнитном поле в несколько гауссов у Луны примерно 3,9 – 3,1 млр. лет тому назад, которое могло генерироваться только благодаря динамо-механизму в жидком железном ядре в этот ранний период эволюции (Runcorn, 1996, Stegman et al., 2003).

4. Магнитометрические измерения, выполненные Лунар Проспектором в апреле 1998 года, независимо подтверждают наличие металлического ядра радиусом 250 – 430 км (Lin et al., 1999).

5. Оценка числа Лява, полученная из детального анализа данных по дистанционному слежению “Lunar Prospector” (Konopliv et al, 2001), k2=0.025+/– 0.003, свидетельствует о частичном плавлении в вязкой нижней мантии на границе с жидким ядром (Yoder et al, 2003), возможно, с образованием зоны в 200-300 км с ультранизкими скоростями сейсмических волн (ULVZ).

6. Анализ диссипации вращения Луны, полученной из ЛЛЛ, показал, что могут быть два источника диссипации: месячные твердотельные приливы и жидкое ядро, вращение которого отличается от твердого тела (Newhall & Williams, 1997; Williams et al., 2001). Оба эффекта были рассчитаны численным интегрированием уравнений вращения Луны, и, как результат, был получен радиус ядра 352 км, если ядро чисто железное, и 374 км, если оно представлено эвтектической композицией Fe-FeS.

Очевидно, что задачи и методы, предлагаемые в проекте, позволят существенно продвинуть изучение вопроса эволюции Луны, существования у нее ядра, определения его параметров и структуры.


3. Селенодезия обратной стороны Луны:

Для понимания некоторых особенностей лунной топографии и гравитационного поля, необходимо принимать во внимание, что в прошлом динамика системы Земля-Луна существенно отличается от наблюдаемой в настоящее время. В частности, именно с этим может быть связано то обстоятельство, что, при геометрической сплюснутости в 2.2+/-0.2 км, поверхность равного значения гравитационного потенциала сжата только на 0.5 км. Некоторые специалисты полагают, что Луна сохранила равновесную гидродинамическую фигуру, сформировавшуюся тогда, когда ее вращение происходило существенно быстрее.

Изучение взаимосвязи особенностей внутреннего строения небесного тела со свойствами гравитационного поля является классической задачей теории потенциала. Современные высокоточные методы наблюдения полета зондов в окрестности различных небесных тел позволяют дать подробное описание их гравитационных полей. Становится возможным рассматривать обратные задачи, делать заключения об особенностях внутреннего строения, объясняющие какие-либо характерные черты гравитационного поля.

По данным космических аппаратов построено ряд моделей гравитационного поля и геометрической фигуры Луны для видимой и обратной стороны (Konopliv et al., 1998, 2001, Ping et al., 2003). Однако в силу недостаточного объема материала, к настоящему моменту количество и качество информации о гравитационных и топографических особенностях обратной стороны Луны значительно уступает информации о видимой стороне. Поэтому важно объединить наблюдательные и теоретические усилия для получения согласованной полной топографической и гравитационной карте лунного шара.

В спектр исследуемых задач включается проблема обнаружения влияния раннего лунного ядра на формирование континентальной коры обратной стороны Луны. Одним из возможных проявлений лунного ядра является конвекция в лунной ранней мантии, которая могла иметь место на ранних стадиях лунного развития (Spohn et al.,, 1997; 2001). В этом случае плюмы – восходящие потоки вещества и тепла – могли быть сохранены в коре Луны как положительные гравитационные аномалии. Поведение лунной поверхности в близи таких аномалий может иметь некоторые характеристики, известные по поведению плюмов на толстой континентальной коре Земли, а именно: увеличение теплового потока в области плюма; в тектонике континентальной коры, плюм также производит положительные гравитационные аномалии; топографические особенности в форме арочного линеамента; С точки зрения тектонофизики плутоно-подобные интрузий "масконы" есть результат вторжения плотного вещества мантии в менее плотную среду коры окружения, в этой области лунная кора становится более тонкой из-за подъемов границы Мохо. Подобное явление наблюдается в лунной коре по данным зонда Lunar Prospector (Potts et al., 2003).

В свете современных данных о Луне модель конвективного развития лунной мантии была предложена Конрадом и Шпоном (1997, 2000). По их расчетам ядро Луны охлаждается быстро в течение первого миллиарда лет до температуры нижней мантии. Частичное расплавление происходит в верхней мантии как последствие горячих поднимающихся плюмов, произведенных неустойчивостью горячей мантии на границе с ядром. За счет дифференциального вращения ядра и мантии ранней Луны эпизодически усиливается диссипация вращательной энергии. (Petrova, Gusev, 1997, 2001).

Последние данные, полученные миссией Клементины (Zuber et al., 1994) и Lunar Prospector (Konopliv et al., 1998, 2001) позволили с высокой точностью получить топографические и гравитационные карты аномалий лунной поверхности. И, если на видимой стороне наиболее заметные аномалии приурочены к бассейнам ударной природы, чем и объясняется их происхождение, то аномалии обратной стороны расположены на толстой континентальной коре, вне лавовых бассейнов, включая такие кратеры как Hertzprung (232 E, 1 N), Korolev (203 E, 4 S), Mendeleev (141 E, 6 N), Freunlich-Sharonov (175 E, 18 N), и Moscoviense (147 E, 26 N). Объяснение динамического происхождения подобных масконов на обратной стороне Луны пока не дано.

Мы предполагаем, что "масконы" в толстой (до 100 км) лунной континентальной коре могли быть произведены конвективными процессами в верхней мантии Луны на ранней стадии ее теплового развития.. Процессы формирования маскона очевидно аналогичны таким же явлениям на Земле: в период глобальной конвекции самые мощные плюмы могли достигать лунной коры и быть законсервированы в коре, сохраняя грибоподобные интрузии из пород плотного вещества нижней мантии (масконы). Определенные поверхностные характеристики должны наблюдаться при воздействии плюмов на кору: подъем границы Мохо, топографические особенности в форме арочного типа линеаментов; тепловые аномалии ("теплое пятно"), гравитационные аномалии (Gusev, Петрова, 1999, 2003). Комплексные измерения лунной поверхности эксперимента SELENE дают возможность проверить высказанную гипотезу.

Изучение раннего периода лунной истории в настоящее время является одной из самых актуальных задач планетных исследований, тесно связанной с проблемами планетной космогонии. Полученные к настоящему времени сведения показывают, что в первые 700 млн. лет своей истории Луна претерпела эпоху наиболее интенсивной бомбардировки планетезималями. В этот период на ее поверхности возникли более 40 многокольцевых бассейнов. Энергия ударов сыграла значительную роль в тепловой истории Луны, в формировании ее поверхности и недр, в формировании локальных магнитных полей, и, по-видимому, оказала влияние на динамику изменения параметров вращения. Загадочной остается природа современных полярных районов Луны. Особенности строения бассейна Южный полюс - Эйткен предварительно указывают на то, что образовавший его ударник относился к иной популяции, чем ударники, образовавшие более молодые бассейны. Достаточно указать, что исследования этого бассейна входят в программу практически всех планируемых лунных миссий. Единственный в настоящее время активный лунный спутник СМАРТ-1 (Европейское Космическое Агентство) в числе основных задач имеет изучение бассейна Южный полюс – Эйткен. Рабочая орбита спутника, на которую он выходит в марте 2005 года, имеет параметры, обеспечивающие наиболее подробное исследование именно этого бассейна Луны. Таким образом, ожидаемые результаты данного исследования будут соответствовать мировому уровню лунных и планетных исследований.


VI. Имеющийся у коллектива научный задел по предлагаемому проекту: полученные ранее результаты

1. Спин-орбитальная вековая эволюция и физическая либрация многослойной Луны:

Основываясь на Гамильтоновом подходе, разработанном для двухслойной Земли Хетино (Getino, 1995), Петрова и Гусев (1999, 2001, 2003), построили модель свободного вращения двухслойной Луны и вычислили период Чандлеровых колебаний и впервые оценили период свободной нутации Луны.

Чандлеровские колебания (CW), представляющие собой движение оси вращения Луны относительно динамической системы координат (ДСК – триэдр осей инерции), вызванное несферичностью лунного тела и несовпадением оси вращения с главной осью инерции. Это единственная общая мода вращения, существующая для полностью твердой планеты. Для Луны она имеет большой период 74.6 года в системе координат, связанной с ДСК. Это колебание является прямым, т.е. осуществляется в направлении вращения Луны, оно обнаруживается в ЛЛЛ-наблюдениях как 3”8” эллиптическая компонента (Newhall, Williams, 1997).

Свободная нутация ядра (FCN), представляющая дифференциальное вращение жидкого ядра относительно вращения мантии. Эта мода существует только в том случае, если ядро жидкое. Она имеет квази-суточный период в ДСК и описывает обратное колебание (против вращения Луны). В пространстве, т.е. в инерциальной системе координат, лунная FCN имеет большой период порядка 144 лет, если динамическая фигура ядра подобна мантии (Petrova, Gusev, 2001). Величина периода около 186 лет соответствует динамически симметричному ядру с эллиптичностью 110-4 (Barkin, Gusev, Petrova, 2004) . Значения этих частот были получены из соответствующих уравнений вращения. Они зависят от размеров ядра, его химического состава и динамического сжатия.

В работах Баркина и Феррандиша (2003, 2004) предложен оригинальный подход по построению теории ФЛЛ, для Луны с эластичной внешней оболочкой и жидким ядром. При этом получается естественное развитие теория ФЛЛ для твердой модели Луны (Barkin, 1986). Были получены оригинальные канонические формы уравнения вращения Луны, и апробированы методы теории возмущений для гамильтоновых систем, применительно к рассматриваемой композиционной модели Луны. Эти работы открывают новые и широкие возможности для построения полной теории возмущенного вращения указанной модели Луны (описание свободных, периодических, резонансных либраций Луны, уточненные законы Кассини, эффекты от жидкого ядра в ФЛЛ, либрации ядра в условиях резонансов, влияние упругости, новые динамические эффекты).

В ИПА РАН разработана версия эшелонированного процессора EPSP. Она написана на стандартном языке FORTRAN-77 и не имеет ограничений на число степенных и тригонометрических переменных и на границы изменения их мультииндексов, которые фиксируются лишь для каждой конкретной задачи. EPSP снабжен богатым набором аналитических операций над эшелонированными рядами Пуассона. На основе EPSP разработаны специальные библиотеки, содержащие процедуры наиболее важных для небесной механики математических функций и разложений типичных небесно-механических функций (Ivanova, 1997, 2001). Однако процессор отлаживался только на простых примерах. Поэтому требуется тщательная отладка его на реальной задаче проекта.

Анализ вековых эффектов в динамике системы Земля-Луна будет опираться на уникальный опыт почти полувекового изучения орбитального движения и движения относительно центра масс искусственных и естественных небесных объектов в ИПМ им. Келдыша РАН. В частности, в ИПМ им. Келдыша проводились интенсивные исследования приливной эволюции вращения небесных тел (В.В.Белецкий), изучалось вековые эффекты во вращательном движении планет с жидким ядром. Специалистами ИМП им. Келдыша разработаны эффективные методики анализа резонансных эффектов в динамике небесных тел ( Sidorenko, 1994,1997; Neishtadt, Sidorenko, 2004 ).

Аналитическое, качественное и численное моделирование вращения и физической либрации Луны имеет длительную историю плодотворного развития научных школ в Московском и Казанском университетах, в Институте Прикладной (Теоретической) Астрономии РАН, Санкт-Петербург, в Институте прикладной математики , ИКИ, ИТА, РАН, Москва и связанны с такими выдающимися именами как Е.П. Аксенов, В.И. Арнольд, В.В Белецкий, В.А. Брумберг, Г.Н. Дубошин, А.И. Нейштадт, Ш.Т. Хабибуллин и др.. Ученики и ученики учеников этих научных школ и составляют костяк научного коллектива.

2. Геодинамика лунного ядра

Для того, чтобы объяснить наблюдаемые эффекты во вращении Луны: наличие свободных колебаний в присутствии относительно большой диссипации, необходимо, чтобы ядро было или полностью жидким, или между твердой мантией и твердым внутренним ядром имелась бы жидкая прослойка – внешнее жидкое ядро (Yoder, 1981).

Согласно модели внутреннего строения Луны (Stevenson and Yoder, 1981), давление на СМВ должно быть около 45 кбар, а температура около 1000oC. При таких условиях ядро не может быть чисто железным, так как в результате планетарного охлаждения, как предсказывает теория, оно должно бы полностью затвердеть (Stevenson et al., 1983). Затвердевание начинается от центра. Для того, чтобы ядро могло сохранить расплавленную оболочку, в модели постулируется небольшая концентрация серы. Наличие железа ускоряет процесс формирования квази-чистого железного твердого внутреннего ядра, в то время, как во внешней его части постепенно увеличивается концентрация всплывающей более легкой серы. Этот процесс продолжается до тех пор, пока не будет достигнут эвтектический состав Fe-FeS, для которого характер затвердевания являются другим (Besson & Nicol, 1990). Эвтектическая композиция – это состояние, в котором встречаются и твердая и жидкая составляющая сплава одновременно. Из-за того, что внутреннее твердое ядро растет, а внешняя жидкая оболочка обогащается серой, точка затвердевания смещается до более низких температур, сохраняя таким образом внешнюю оболочку в расплавленном состоянии, несмотря на общее охлаждение Луны. Расчеты показывают, что 1% – 5% серы в ядре сохранит ядро от затвердевания на протяжении времени жизни Луны (Spohn et al, 2001). Так, для того, чтобы сохранить чистое железо в расплавленном состоянии, необходима температура 1600oC, в то время как точка плавления эвтектического состава Fe-FeS около 1000oC при соответствующем давлении (Fei et al, 1995, Boehler, 1996, Kuskov et al., 2002)

Наблюдаемая при ЛЛЛ диссипация может быть полностью объяснена наличием жидкого ядра, поэтому и делается вывод (Petrova et al., 2001, 2002), что в настоящее время ядро не достигло своей конечной стадии – твердого состояния. Относительные размеры внутреннего и внешнего ядер будут зависеть от начальной пропорции Fe/S и современной температуры ядра (Konrad, Spohn, 1997). Согласно расчетам (Stevenson,Yoder,1981) при массе серы в ядре от 4% до 13% по весу толщина жидкой оболочки составляет 65 – 180 км.

Гусевым и Петровой (2004) была рассчитана модель свободного (Эйлерова) вращения Луны, содержащей силикатную мантию и жидкое железное ядро с примесью серы (7% – 15 % по весу). Две моды свободных колебаний – Чандлеровы Колебания и Свободная Нутация Ядра – были получены при учете турбулентной диссипации в слое на границе ядро–мания (CMB) (Gusev, Kawano, Petrova, 2003, 2004, 2005).
1   2   3   4   5

Похожие:

Название проекта iconНазвание инвестиционного проекта, его суть и целесообразность реализации
Корпорации и других Участников проекта, подкреплённое результатами финансовых прогнозов, анализом потенциала рынка, прозрачностью...
Название проекта iconПроекта
Название проекта: Перевод котельных с угля и мазута на природный газ в Костромской области, Россия
Название проекта iconОтчет номер контракта и руководитель проекта
Название проекта: "Экологический туризм и территории всемирного природного наследия в России"
Название проекта iconРекомендации по созданию и оценке педагогической эффективности учебно-образовательных презентаций Microsoft PowerPoint Рекомендации по созданию презентации
Первый лист – это титульный лист, на котором обязательно должны быть представлены: название проекта; название выпускающей организации;...
Название проекта iconНазвание проекта
Цель проекта: изучение нового материала о структуре древнегреческого театра и его роли в истории и культуре Древней Греции
Название проекта iconДанные о проекте Номер проекта 11-4- 4-0038 Название проекта Программа управления дискретными клапанами на базе программируемой логической интегральной схемы

Название проекта iconНазвание проекта
Краткий обзор Вашего учебного проекта включает тему учебного проекта в рамках Вашего предмета, описание основных учебных практик...
Название проекта iconНазвание проекта
Краткий обзор Вашего учебного проекта включает тему учебного проекта в рамках Вашего предмета, описание основных учебных практик...
Название проекта iconНазвание проекта
Краткий обзор Вашего учебного проекта включает тему учебного проекта в рамках Вашего предмета, описание основных учебных практик...
Название проекта iconНазвание проекта
Краткий обзор Вашего учебного проекта включает тему учебного проекта в рамках Вашего предмета, описание основных учебных практик...
Разместите кнопку на своём сайте:
Библиотека


База данных защищена авторским правом ©lib.znate.ru 2014
обратиться к администрации
Библиотека
Главная страница