АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2013, том 47, № 1, с. 13-20
УДК 523.42:551
О СПЕКТРЕ СОБСТВЕННЫХ КОЛЕБАНИЙ ЛУНЫ
© 2013 г. Т. В. Гудкова, С. Н. Раевский
Институт физики земли им. О.Ю. Шмидта РАН, Москва, Россия Поступила в редакцию 23.03.2012 г.
Определение внутреннего строения Луны по объемным волнам во многом затруднено из-за неоднородности ее верхнего слоя, потому в данной работе исследуется возможность изучения недр Луны посредством зондирования ее собственными колебаниями. Спектр собственных колебаний рассчитан для двух современных моделей внутреннего строения Луны, полученных в результате анализа данных сейсмической сети Apollo новыми методами: модели MG (Garsia и др., 2011) и MW (Weber и др., 2011). В отличие от модели MG в модели MW имеется внутреннее твердое ядро. Для этой модели проводится оценка влияния модуля сдвига внутреннего ядра на структуру колебаний.
DOI: 10.7868/S0320930X13010027
ВВЕДЕНИЕ
В настоящее время исследования Луны имеют особый приоритет в планетных исследованиях: создание сети лунных геофизических станций, таких как SELENE2 (Tanaka и др., 2008) и Lunette/LIN (Neal и др., 2010), развертывание сети широкополосных сейсмометров на поверхности Луны (Yamada и др., 2011), российский проект Луна-Глоб. Это связано с планируемыми космическими миссиями как для создания на Луне базы, на которой будут работать сменяемые экипажи космонавтов, так и для решения фундаментальных научных задач. Одна из таких задач — построение теории образования Земли, ее начального состояния и эволюции. Не вызывает сомнений, что для решения этой проблемы исследование Луны имеет первостепенное значение. Совместное образование Земли и Луны позволяет получить информацию об условиях, в которых происходило образование Земли, и получить информацию о ранней эволюции Земли, которая не сохранилась на нашей планете. Понимание важности изучения Луны привело к тому, что уже в конце 1960-х годов в ИФЗ РАН была создана монография, в которой излагались геофизические методы в применении к нашему естественному спутнику (Жарков и др., 1969).
В Солнечной системе Луна является единственным космическим телом, кроме Земли, для которого были получены сейсмические данные. Первые сейсмические эксперименты на Луне проводились в 1969 г. космическим аппаратом Apollo-11. Затем сейсмические станции устанавливались экспедициями Apollo-12, -14, -15, -16 и -17. В результате были построены первые модели Луны по сейсмическим данным (Latham и др., 1973; Toks oz и др., 1974; Nakamura и др., 1974; Bills, Ferrari, 1977; Goins и др., 1981; Nakamura, 1983). Данные сейсмических исследований указали на сложное внутреннее строение Луны. Оказалось,
что наш естественный спутник имеет небольшое ядро; мантию, причем нижняя часть мантии характеризуется заметными диссипативными свойствами и, возможно, находится в частично расплавленном состоянии; и мощную кору толщиной 40—60 км на видимой стороне и несколько большую на обратной. В последующих работах (Khan и др., 2000; Lognonné и др., 2003; Chenet и др., 2006) значения толщины коры были уменьшены (до 30—45 км). В работе (Vinnik и др., 2001) был выполнен новый анализ строения коры в месте посадки КА Apollo-12. Авторы подтвердили, в принципе, референсную модель коры, полученную Toksoz и др. (1974) и Goins и др. (1981), и улучшили значения VP, VS и р в верхнем слое толщиной 1 км.
Особое место в физике Луны занимает проблема изучения ядра (радиусом между 250 и 430 км, что составляет 15—25% от среднего радиуса спутника). Определение радиуса лунного ядра необходимо для понимания тепловой структуры, истории лунного динамо и происхождения и эволюции Луны. Наибольший успех в изучении лунного ядра был достигнут в работе Williams и др. (2001), в которой анализировались данные о лазерном зондировании Луны, полученные за последние 28 лет. В работе изучалось влияние дис-сипативных эффектов на вращение Луны и движение по орбите. Оказалось, что диссипация оказывает заметное влияние на вращение Луны. Williams и др. (2001) удалось разделить источники диссипации, которые действуют на приливы в теле Луны от Земли (и Солнца), от диссипации на границе ядро—мантия из-за того, что скорость вращения жидкого ядра отличается от вращения твердой мантии. Впервые были получены указания, что все лунное ядро жидкое или жидким является его заметная часть. Для радиуса ядра была принята оценка ~(352—374) км (в случае железно-
го ядра его радиус равен 352 км, а в случае эвтектики системы Fe—FeS — 374 км).
Радиус ядра Луны оценивался и в других работах. В сборнике "Происхождение Земли и Луны" (Hood, Zuber, 2000) он помещался в интервал 170—360 км. Konopliv и др. (1998), исходя из данных о гравитационном поле, получили для радиуса лунного ядра диапазон 220—450 км. Hood и др. (1999) проанализировали данные, полученные при прохождении Луны через хвост магнитосферы Земли, и для радиуса металлического ядра была получена оценка (340 ± 90 км).
Полученные в ходе миссии Apollo сейсмические данные ученые анализируют до сих пор. В работах Garsia и др. (2011) и Weber и др. (2011) был заново проведен анализ лунных сейсмограмм с учетом поиска фаз отраженных от ядра волн, и впервые получена оценка радиуса ядра сейсмическими методами. Weber и др. (2011) пришли к следующему выводу: жидкое ядро Луны радиусом 330 ± 20 км имеет твердую сердцевину радиусом 240 ± 10 км, содержащую большое количество железа, кроме того, часть лунной мантии (около 150 км) на границе с ядром находится в частично расплавленном состоянии. Наличие внутреннего ядра и его размер ранее предсказывались, исходя из термодинамических соображений (W^zorek и др., 2006). Радиус ядра Луны в модели Garsia и др. (2011) составляет 380 ± 40 км.
Тем не менее сейсмические модели лунных недр (профили скоростей продольных VP и поперечных VS волн), предложенные разными авторами на основе анализа лунных сейсмограмм, заметно различаются. Это можно объяснить нечеткими определениями первых вступлений S-волн на сейсмограммах из-за слабости сигнала и сильным рассеянием в низкоскоростной с высоким значением диссипативного фактора Q верхней части коры. При построении скоростных моделей значительные систематические ошибки вносят горизонтальные неоднородности в районах расположения сейсмических станций. Сильная неоднородность наружного слоя коры толщиной 15—20 км, которая приводит к многократному отражению и рассеянию объемных сейсмических волн, затрудняет интерпретацию их прихода. Таким образом, вопросы о скорости распространения сейсмических волн в недрах планеты и о наличии возможных границ их скачкообразного изменения в лунной мантии и о радиусе ядра все еще остаются не вполне определенными.
Модельные распределения скоростей продольных и поперечных волн на основе геохимических данных (Kuskov, Kronrod, 2001; Kuskov и др., 2002) также неоднозначны.
Одной из центральных задач является построение сферически-симметричной модели внутреннего строения Луны, которая, как и в случае Земли, могла бы служить нулевым приближением — от-счетной моделью. Из-за сильной неоднородности наружных слоев Луны и ограниченного числа
сейсмометров, которые могут быть установлены на ее поверхности, использование объемных волн для построения модели внутреннего строения нулевого приближения недостаточно. Для этой цели могут быть привлечены также данные о спектре собственных колебаний и поверхностных волнах.
Расчет спектра собственных колебаний и дисперсионных кривых для поверхностных волн для первых моделей Луны был выполнен Takeuchi и др. (1961), Carr и Kovach (1962), Derr (1969), Bolt и Derr (1969), Жарков и др. (1969). Детальный обзор работ по сейсмологии Луны можно найти в работах Lognonné и Mosser (1993), Lognonné (2005), Lognonné и Johnson (2007).
Собственные колебания представляют особый интерес для исследования внутреннего строения планеты, так как при обработке данных не требуется знание местонахождения источника и времени события, и следовательно, достаточно иметь запись на одной станции.
В работах (Гудкова и Жарков, 2000; 2001; Gudk-ova, Zharkov, 2002) рассматривался вопрос о зондировании недр Луны методом собственных колебаний. Для суждения о возможности применения метода собственных колебаний для исследования лунных недр, исходя из имеющихся сведений о ее сейсмичности и чувствительности современной аппаратуры, были проведены оценки амплитуд различных типов собственных колебаний, возбуждаемых при лунотрясениях, а также проанализировано, как они зависят от глубины очага и природы сил, действующих в нем, на примере скоростной модели Nakamura (1983).
Khan и Mosegaard (2001) сообщили об идентификации сфероидальных колебаний Луны после обработки сейсмических записей падения пяти крупных метеоритов на поверхность, зарегистрированных сейсмической сетью Apollo. Но в работах (Gagnepain-Beyneix и др., 2006; Gudkova и др., 2011) было показано, что получить информацию о сфероидальных колебаниях низких степеней по записям сейсмической сети Apollo не представлялось возможным из-за низкой чувствительности имевшихся в то время приборов и невысокой сейсмической активности Луны — сигналы собственных колебаний и поверхностных волн были намного ниже уровня инструментального шума.
Учитывая возросший интерес к исследованиям недр нашего спутника, развитие сейсмической аппаратуры и новых методов обработки сейсмических данных, мы считаем целесообразным рассчитать спектр собственных колебаний Луны на основе современных моделей.
СОВРЕМЕННЫЕ СЕЙСМИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ
На рис. 1 показаны профили плотности и скоростей продольных VP и поперечных VS волн, полученных по результатам обработки сейсмических
1600
1200
о ^
S
ч
се Рч
800
400
0
О СПЕКТРЕ СОБСТВЕННЫХ КОЛЕБАНИИ ЛУНЫ (а) (б) (в)
1600 - ! 1600
1200
800
400
Vp
1200
800
400
Vs
234567890 Плотность, г/см3
2 4 6 8 10 0 Скорость, км/с
1 2 3 4 5 6 Скорость, км/с
Рис. 1. Сводный график распределения плотности (а) и скоростей продольных Vp (б) и поперечных Vs (в) волн в сейсмических моделях Луны по данным (Garsia и др., 2011) (сплошные линии) и (Weber и др., 2011) (пунктирные линии).
Р
д
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.