АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2010, том 44, № 1, с. 41-47
УДК 523.45-87
ВЫБОР И ХАРАКТЕРИСТИКА МЕСТ ПОСАДКИ КА ФОБОС-ГРУНТ
© 2010 г. А. Т. Базилевский, Т. В. Шингарева
Институт геохимии и аналитической химиии им. В.И. Вернадского РАН, Москва Поступила в редакцию 17.07.2009 г.
В работе кратко описаны методика выбора мест посадки для КА Фобос-Грунт, характеристики рельефа Фобоса, история выбора потенциальных мест посадки в процессе работы над проектом и предложения по переносу мест посадки в область, для которой с борта КА Mars Express недавно получены снимки высокого разрешения при благоприятных условиях освещения.
PACS: 96.30.Hf
Главная задача проекта Фобос-Грунт — доставка на Землю вещества спутника Марса, Фобоса, для его изучения в лабораториях (Галимов, 2009; Marov и др., 2004; Galeev и др., 1996). Это предполагает посадку космического аппарата на Фобос, забор образцов в пределах доступности манипулятора грунтозаборного устройства, загрузку их в возвращаемую капсулу и доставку ее на Землю.
МЕТОДИКА ВЫБОРА МЕСТА ПОСАДКИ
Район посадки КА Фобос-Грунт выбирался, исходя из баллистических и инженерных требований обеспечения посадки. Он задавался представителями НПО им. С.А. Лавочкина (НПОЛ) и Института прикладной математики им. М.В. Келдыша РАН (ИПМ). Размеры района посадки, который должен быть расположен в экваториальной зоне Фобоса, составляют примерно 50° х 50°. Фобос — тело неправильной формы размером 19 х 22 х 27 км, и один градус широты на этом теле соответствует 190—225 м.
В пределах такого района в Институте геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН (ГЕОХИ) выбирались площадки (обычно две) с наименьшей шероховатостью поверхности. Последнее означает как можно меньшую долю площади, занятую крутыми (более 15°—20°) склонами на базе, соизмеримой с расстоянием между опорами спускаемого аппарата (~3 м) и более, и камнями высотой более полуметра. Такой подход успешно применялся при выборе мест посадки на Луну советских КА Луна-16, -17, -20, -21, -24 (Флоренский и др., 1971; 1972б; 1974; 1977).
Выбор площадок с наименьшей шероховатостью делался по снимкам поверхности Фобоса, полученным КА Viking-1 и -2, Mars Global Surveyor и Mars Express, и созданным на их основе картам (Kuzmin, Shingareva, 2002; Кузьмин и др., 2003; Basilevsky и др., 2008). Разрешение этих
снимков находится в пределах от 1—2 м до более 20 м на элемент изображения. Для того, чтобы опознать на снимке деталь поверхности, она должна быть поперечником более трех, а лучше, пяти элементов изображения. Отсюда следует, что на этих снимках можно различать образования поверхности поперечником, в лучшем случае, начиная с 5—10 м. А это означает, что сравнительно небольшие (метры—первые десятки метров), но опасные для посадки формы рельефа мы, в большинстве случаев, на снимках районов посадки не видим и для выбора наиболее безопасных участков должны, наряду с прямыми признаками опасности (крупные кратеры, скопления борозд), использовать косвенные признаки.
Например, по опыту лунных исследований, известно, что в близких окрестностях кратеров, проникающих через слой реголита в скальное основание, обильны опасные для посадки камни и таких ситуаций следует избегать. Но повышенная каменистость характерна лишь для окрестностей относительно молодых кратеров, камни выбросов из которых еще не разрушены микрометеоритной бомбардировкой и резкими перепадами температуры и не захоронены выбросами из более мелких кратеров. У таких молодых кратеров зона выбросов на снимках, сделанных при большой высоте Солнца над горизонтом, как правило, светлее окружающей поверхности. В окрестностях же старых, даже крупных кратеров камней сравнительно немного. Они уже разрушены. Поэтому наблюдения за вариациями яркости поверхности дают дополнительную информацию о степени опасности—безопасности данного места.
РЕЛЬЕФ ПОВЕРХНОСТИ ФОБОСА
Поверхность Фобоса испещрена многочисленными кратерами (рис. 1). Самый большой из них - кратер Стикни - диаметром около 9.5 км.
Рис. 1. Снимок Фобоса, полученный камерой HRSC на КА Mars Express 22 августа 2004 г. с орбиты 0756. Видны кратеры и борозды. Самый крупный кратер — Стикни диаметром 9.5 км. Снимок ESA/DLR/FU Berlin (Neukum).
Самые маленькие, различимые на снимках с наилучшим разрешением, имеют диаметр 5—10 м, но очевидно, что, как и на Луне (Флоренский и др., 1978; Florensky и др., 1978; Heiken и др., 1991), на Фобосе должны также быть кратеры дециметрового и сантиметрового размера на поверхности реголита и микрократеры на камнях. Кратеры на Фобосе по степени морфологической выраженности варьируют от относительно глубоких с четким приподнятым валом до неглубоких депрессий. По общей морфологии и отношению глубины к диаметру кратеры Фобоса близки к лунным ударным кратерам таких же размеров (Флоренский и др., 1972а; Basilevsky, 1976). Измерения на высотных профилях, построенных по цифровой карте части поверхности Фобоса, созданной по стереоснимкам, полученным КА Mars Express (Giese и др., 2004), показали, что для наиболее морфологически выраженных кратеров километрового диапазона размеров характерное отношение глубины к диаметру составляет 0.2—0.25 (Shingareva и др., 2008), что типично и для лунных кратеров.
Фобос слишком маленькое тело, чтобы рассматривать возможность существования на нем взрывных вулканических кратеров, а наличие у наиболее выраженных из них обрамляющего кратер приподнятого вала говорит о том, что это не провальные образования. Очевидно, большинство кратеров Фобоса — ударные, образованные ударами метеоритов.
По числу кратеров на единице площади поверхности Фобос близок к древним испещрен-
ным кратерами материкам Луны (Thomas, Vever-ka, 1980). По-видимому, большинство кратеров километрового размера, наблюдаемых на поверхности Фобоса, сформировалось в конце периода интенсивной бомбардировки, около 4 млрд. лет назад. Среди более мелких кратеров, очевидно, велика доля более молодых кратеров. Для лунных кратеров ранее было установлено, что время их возможного существования зависит от размеров кратеров: чем крупнее кратер, тем, в среднем, медленнее он разрушается (Базилевский, 1974; Basilevsky, 1976).
Кроме кратеров, на поверхности Фобоса видны многочисленные борозды (рис. 1). Это линейные депрессии шириной 100—200 м при глубине 10—30 м и длиной в несколько километров, иногда до 20 км (Thomas и др., 1979). Многие из них почти радиально расходятся от кратера Стикни, на валу которого они наиболее широкие и глубокие. Борозды образуют несколько пересекающихся на поверхности систем. Они отсутствуют в окрестностях точки—антипода Стикни вблизи 270° з.д. Борозды иногда переходят в цепочки кратеров, что наблюдается в основном в антимарсианском полушарии Фобоса. В этих цепочках кратеры не имеют валов и напоминают провальные формы рельефа.
Наиболее вероятно, что борозды — это частично заполненные реголитом трещины в теле Фобоса, возникшие при больших метеоритных ударах, а ассоциирующие с ними цепочки кратеров — это результат просыпания реголита в образующиеся трещины. Есть и иные гипотезы образования борозд Фобоса, например гипотеза (Murray и др., 1994; 2006), согласно которой борозды - это слившиеся кратеры, образованные струями выбросов из больших марсианских ударных кратеров. Выбросы из больших ударных кратеров Марса, несомненно, иногда достигают Фобоса, и потому в доставленных образцах грунта естественно ожидать примеси марсианского вещества (Britt, 2003; Иванов, 2004). Но будь борозды ударными образованиями, они были бы обрамлены валами, что для большинства борозд не типично, и кроме того, в этом случае было бы трудно объяснить радиальное расхождение многих борозд от вала кратера Стикни (рис. 1).
Фобос покрыт слоем реголита, образованного за счет многократного перераспределения по поверхности выбросов из ударных кратеров и их дальнейшего дробления метеоритными ударами. Из теоретической модели кратерообразования (Housen и др., 1983) следует, что средняя толщина слоя реголита на Фобосе составляет 35 м, минимальная — 2 м, а максимальная — более 100 м. Размерный состав обломков, образующих реголит Фобоса, не известен. Грубая фракция обломков — это каменные глыбы поперечником от 3—5 до 20—
Рис. 2. Фрагмент снимка 55103 МОС (Mars Orbiter Camera) КА Mars Global Surveyor, на котором видны камни. Самый крупный камень на снимке 27 м в диаметре. Снимок NASA.
30 м, нередко наблюдаемые на снимках наиболее высокого разрешения (рис. 2).
Опираясь на аналогии с лунным реголитом, можно было бы предположить, что многократное дробление материала реголита метеоритными ударами приводит к тому, что средний размер частиц реголита на Фобосе, как и на Луне, составляет доли миллиметра. Однако очень низкая скорость убегания с Фобоса (~11 м/с) должна способствовать уходу с него вещества, подвергшегося наибольшим ударным нагрузкам и потому наиболее сильно передробленного и приобретающего наибольшую скорость выброса. В то же время известно, что значительная часть этого ушедшего вещества обращается вокруг Марса по орбитам, близким к орбите Фобоса, и какая-то часть его возвращается на Фобос (Soter, 1971). Каков баланс дробления, выброса, возвращения и при этом дополнительного дробления вещества реголита Фобоса, пока неизвестно.
Камни опасны для КА Фобос-Грунт не только как препятствие для посадки, но и как препятствие для отбора образцов грунта, поэтому важно попытаться дать прогноз их распределения по поверхности Фобоса. Выше сказано, что на снимках Фобоса видны каменные глыбы поперечником от 3—5 до 20—30 м. Таких камней на Фобосе не очень много. В то же время по результатам детальных исследований Луны и ряда астероидов известно, что с уменьшением размеров камней их распространенность резко возрастает (Флоренский и др., 1978; Florensky и др., 1978; Lee и др., 1996; Thomas и др., 2001). Поэтому в работе Кузьмина и др. (2003) была предпринята попытка спрогнозировать распределение камней на поверхности Фобоса с учетом данных по распространенности камней на астероиде Эрос, для которого есть снимки поверхности с разрешением до нескольких сантиметр
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.