Моря на видимой стороне Луны могли образоваться от падения астероида на ее обратную сторону
С того момента, как автоматическая станция «Луна-3» облетела вокруг Луны и передала на Землю снимки ее обратной стороны, ученых мучает загадка распределения лунных морей. Оказалось, что почти все они сконцентрированы на участке видимой стороны спутника нашей планеты. При этом с противоположной стороны от этого участка находится крупнейший кратер на Луне, бассейн Южный полюс — Эйткен. Гипотезы о связи этих двух структур высказывались давно, но построить стройную теорию, которая бы объясняла их происхождение и взаимосвязь, а также хорошо согласовалась с постоянно поступающими новыми данными о строении недр Луны и свойствах слагающих ее пород, долгое время не удавалось. Американские ученые построили модель формирования бассейна Южный полюс — Эйткен, в которой были учтены различные параметры магматического океана, еще не успевшего полностью застыть на момент падения породившего бассейн астероида. Результаты моделирования позволили авторам предложить сценарий, в котором дополнительный нагрев от импакта привел к перераспределению магмы в подповерхностном магматическом океане таким образом, что большая ее часть «перетекла» в ближнее к Земле полушарие. Заодно это позволило магме дольше просуществовать в жидком виде и излиться на поверхность через сотни миллионов лет, сформировав обширные базальтовые равнины, которые мы называем лунными морями.
Лунная дихотомия
До начала эпохи космических перелетов обратная сторона Луны была загадкой. Периоды обращения Луны вокруг Земли и ее вращения вокруг собственной оси совпадают, поэтому Луна всегда обращена к Земле одной стороной — той самой, которую мы видим на ночном небе. Правда, благодаря либрации мы можем видеть чуть больше половины лунной поверхности. Дело в том, что орбита Луны вокруг Земли немного вытянута, поэтому расстояние между этими телами меняется слегка неравномерно. Вращение Луны вокруг своей оси гораздо более однородно. Из-за этого с Земли кажется, что Луна поворачивается к нам то одним боком, то другим. Но либрация позволяет увидеть только девять «дополнительных» процентов лунной поверхности (то есть суммарно с Земли обозревается 59% Луны), причем под очень малым углом: горные цепи, иногда показывающиеся из-за края лунного диска, так и остаются лишь «трейлером» полной картины (рис. 2).
Рис. 2. Либрации Луны при наблюдении с Земли. В максимальной «фазе» либрации из-за лимба выглядывают моря Гумбольдта, Смита, Краевое и Южное. Фото с сайта epod.usra.edu
В далеком 1959 году советские исследователи запустили зонд «Луна-3», благодаря которому земляне наконец увидели изображение всей обратной стороны Луны (см. картинку дня Первый снимок обратной стороны Луны). На ней были всё те же кратеры и горы, но одна особенность оказалась удивительной: на обратной стороне практически нет лунных морей. Доля этих темных, сложенных застывшим вулканическим базальтом равнин составляет на ней всего 1%, в то время как на видимой стороне они покрывают 31% площади.
Асимметрия небесных тел — не самое редкое явление в Солнечной системе. На Марсе северное полушарие сложено равнинами, а южное покрыто кратерами и высокогорьями; на спутнике Сатурна Япете одно полушарие черное, а другое — белое, и его видимая яркость меняется так сильно, что это заметил еще Джованни Кассини в XVII веке. Как и во многих других случаях, от обнаружения явления до его объяснения прошло много времени. Дальнейшие исследования показали, что асимметрия лунных полушарий не ограничивается только видимыми отличиями. Лунная кора на видимой стороне тоньше, чем на обратной, отличается также и ее химический состав.
Что же вызвало отличия видимой стороны Луны от невидимой? Изначально ученые предполагали, что крупные астероиды, падавшие на Луну в период поздней тяжелой бомбардировки, пробивали ее кору, и образовывавшиеся бассейны заполнялись лавой. Однако от этой версии пришлось отказаться. Оказалось, что самый крупный ударный бассейн Луны, бассейн Южный полюс — Эйткен, расположен на ее обратной стороне и не является лунным морем. Его диаметр по внешним кольцевым валам составляет около 2200 км (две трети лунного!), а глубина, если считать по разнице между дном и высокогорьями на краях бассейна — 14 км. В бассейне расположена самая глубокая точка лунной поверхности, но на его дне присутствуют лишь небольшие локальные участки изверженных базальтов (рис. 1).
Пролить свет на асимметрию распределения лунных морей помогло изучение лунного вулканизма, самым масштабным проявлением которого они и являются. История лунного вулканизма оказалась непростой; чтобы подчеркнуть ее особенности, расскажем сначала о вулканизме малых и больших скалистых тел Солнечной системы и о том, отчего он появляется.
Вулканизм скалистых тел Солнечной системы
Планеты, их спутники и астероиды образуются из газопылевого диска, который окружает протозвезду в момент ее формирования. Поначалу пылинки летают «в открытом космосе», но постепенно они, сталкиваясь, слипаются друг с другом и из них образуются все более и более крупные тела. По мере роста этих тел их ядра становятся изолированными от окружающей среды и приобретают способность сохранять тепло. Его источники не заставляют себя ждать: сначала нагрев происходит за счет распада радиоактивных изотопов, которые попадают в протопланетные диски после вспышек сверхновых, а затем — и за счет энергии аккреции. Когда размер тел достигает тысяч километров, падающие на них объекты начинают достаточно сильно разгоняться их притяжением, чтобы плавиться от энергии столкновения с поверхностью, — это тоже вносит вклад в нагрев тел на ранних стадиях формирования звездной системы. Наконец, если недра тела расплавились, то в них начинается гравитационная дифференциация (расслоение на металлическое ядро и силикатную оболочку), которая тоже высвобождает гравитационную энергию и преобразует ее в тепло.
Чем больше небесное тело, тем больше тепла выделяется при его образовании и тем дольше оно хранит тепло. Энергия аккреции «действует» разово — это запас, который «выдается» телу при его образовании и далее практически не пополняется; значительная часть ее сразу уходит в космос, поскольку выделяется на поверхности тела или вблизи от нее. Энергия дифференциации скалистых планет, как правило, тоже выделяется параллельно с аккрецией или вскоре после нее. Она составляет величину порядка нескольких процентов (или меньше) от энергии аккреции (например, для Земли — около 10%), но выделяется в недрах, из-за чего «действует» гораздо дольше. Более подробно о аккреционной и «дифференциационной» энергии небесных тел можно почитать здесь (отмечу, что в настоящее время общепринята теория о быстрой дифференциации недр при образовании Земли). Предположительно, отложенная дифференциация и связанные с ней эффекты могут иметь место на некоторых суперземлях — скалистых планетах, размером значительно превосходящих Землю.
Энергия радиоактивного распада выделяется непрерывно, хотя его мощность и ослабевает со временем из-за исчезновения короткоживущих изотопов, «вброшенных» в протопланетную туманность вспышками близких сверхновых. Например, сейчас основной вклад в радиогенный разогрев скалистых тел Солнечной системы вносят изотопы урана-238 и тория-232 (периоды полураспада 4,5 и 14 млрд лет, соответственно). На ранних этапах ее существования в этом участвовали и короткоживущие изотопы — уран-235 (T1/2 = 0,7 млрд лет), калий-40 (T1/2 = 1,25 млрд лет), железо-60 (T1/2 = 2,6 млн лет) и алюминий-26 (T1/2 = 0,71 млн лет). Последний следует выделить особняком — за счет очень короткого периода полураспада он скорее относится к источникам тепла «на старте». Благодаря интенсивному тепловыделению и большой исходной распространенности он внес главный вклад в «подогрев» малых тел, и мог плавить даже некоторые астероиды диаметром несколько десятков километров (N. Moskovitz, E. Gaidos, 2011. Differentiation of planetesimals and the thermal consequences of melt migration). Более крупные планетоиды от такого тепловыделения, достигавшего нескольких мегаджоулей на килограмм, могли бы и «вскипеть», но, когда они образовывались из более мелких тел, радиоактивного алюминия уже и след простыл.
Таким образом, многие средние и почти все крупные скалистые тела в момент своего формирования обладают сильно разогретыми и частично расплавленными недрами. Расплав легче твердой горной породы того же состава, он выдавливается архимедовой силой к поверхности и образует магматический океан, который начинает остывать с ослаблением мощности аккреции и исчезновением короткоживущих изотопов. При застывании магмы происходит ее химическая дифференциация. Сначала в ней кристаллизуются наиболее устойчивые и тугоплавкие породы, такие как оливин и пироксен. Они обладают большей плотностью и поэтому оседают на дно магматического океана. Расплав, тем временем, обогащается элементами и соединениями, не склонными входить в состав этих минералов. По мере изменения состава магматического расплава начинают кристаллизоваться другие, более легкие породы, которые всплывают к поверхности и образуют первичную кору небесного тела. С формированием коры основным способом переноса внутреннего тепла на поверхность становится вулканизм.
После кристаллизации первичного магматического океана наступает период затухающего и эпизодического вулканизма. В основном он «подпитывается» вязкопластичной конвекцией в недрах небесного тела. Этот процесс аналогичен конвекции в жидкости, но происходит в «размягченном» твердом теле вблизи его точки плавления, а его характерный временной масштаб измеряется миллионами лет. На планетах, превосходящих размером Луну, вязкопластичная конвекция является важным механизмом поддержания вулканизма: она способна переносить большой поток тепла (по сравнению с теплопроводностью), и «помогает» небесному телу от этого тепла избавиться.
Температура плавления вещества возрастает с давлением, поэтому при подъеме к поверхности породы могут испытывать декомпрессионное плавление. Образующийся вторичный расплав просачивается наверх за счет меньшей плотности и скапливается в магматических очагах. Оказавшись среди более холодных пород литосферы, магма застывает, претерпевая дифференциацию, а образующиеся при этом легкие фракции расплава и выделяющиеся газы могут прорываться на поверхность, вызывая извержения вулканов. Постепенно недра остывают, конвекция замедляется и интенсивность вулканизма ослабевает.
После прекращения движения потоков вещества в недрах небесного тела на нем наступает «мертвый» период геологической истории, в течение которого поверхность изменяется только из-за метеоритных и астероидных ударов (а также эрозии, если тело обладает атмосферой).
Среди источников энергии, способных «оживить» планетные недра, основным является приливный разогрев — выделение энергии при периодических деформациях небесного тела, вызванных гравитацией других небесных тел и неравномерностью орбитального движения. Чем массивнее тело, с которым происходит приливное взаимодействие, чем ближе к нему разогреваемое тело, короче орбитальный период и выше эксцентриситет орбиты — тем сильнее разогрев. В Солнечной системе этот эффект ярче всего проявляется на спутниках планет. Главным примером здесь является Ио, спутник Юпитера. Диаметр его орбиты сравним с лунным, но центральное тело (Юпитер) массивнее Земли в 318 раз, а орбитальный период Ио короче лунного в 15 раз. Поэтому поток тепла из недр Ио определяется почти исключительно приливным разогревом и достигает 2 Вт/м2 (в 30 раз больше земного), а ее поверхность сплошь усеяна вулканами и потоками лавы. На остальных скалистых телах приливный разогрев незначителен, хотя полностью отсутствует он только тогда, когда два тела во взаимном приливном захвате обращаются друг вокруг друга по идеальным круговым орбитам.
Классическим примером истории вулканизма на скалистых небесных телах является вулканизм на Марсе. На этой планете никогда не действовали приливные силы (от Солнца она слишком далеко, крупных спутников не имеет), и вся ее геологическая активность вызвана энергией аккреции и распадом радиоактивных элементов. Вулканы извергались на Марсе на протяжении всего Нойского периода (~4,1–3,7 млрд лет назад), что запечатлелось в многочисленных сильно разрушенных вулканических постройках южного полушария, и последовавшего за ним Гесперийского периода, к концу которого завершилось образование колоссальных вулканических провинций Фарсида и Элизий. Приблизительно 3 миллиарда лет назад вулканизм на Марсе стал стихать. Правда, некоторые участки Фарсиды и горы Олимп образовались позже, 1–2 миллиарда лет назад. Сейчас на Марсе — конец второго периода вулканической истории. Кое-какая активность еще, по-видимому, сохраняется: в провинции Фарсида и бороздах Цербера (Cerberus Fossae) извержения еще происходят раз в несколько миллионов лет. Вероятно, подпитка идет от остывающих мантийных плюмов. Но в остальном Марс уже можно счесть остывшей планетой.
Малые и средние планетоиды проходят все эти этапы гораздо быстрее. Например, астероид Веста в поперечнике имеет всего около пятисот километров, но благодаря все тому же алюминию-26 и быстроте своего появления на свет она успела обзавестись расплавленными недрами. Заметный вулканизм на Весте проявлялся в первые несколько миллионов лет ее истории (F. Jourdan et al., 2020. Timing of the magmatic activity and upper crustal cooling of differentiated asteroid 4 Vesta). Причем он был довольно масштабным: на Земле находили метеориты, являющиеся фрагментами Весты, и состоящие из магматических пород (см. Посланники с астероида Веста). Минералогические следы древнего вулканизма на Весте нашел и космический аппарат Dawn, исследовавший ее c орбиты.
На Марсе, диаметр которого составляет 6780 км, вулканизм стал существенно стихать в возрасте 1,5 миллиарда лет, а на Весте, которая примерно в 13 раз меньше (ее диаметр равен 525 км), — в возрасте около 10 миллионов лет. При большом желании здесь можно углядеть квадратичную зависимость «критического возраста» от диаметра. Сложно сказать, имеет ли она место на самом деле: время остывания тела за счет теплопроводности, при прочих равных, линейно возрастает с его размером, но в эпоху вулканизма основной теплоперенос происходит за счет вязкопластичной конвекции и других явлений, которые явно «живут» по другим законам. Тем не менее, если для грубой оценки предположить, что квадратичная зависимость времени остывания от размера все же есть, то получим, что на Луне (диаметр которой равен 3438 км) аналогичный момент радикального ослабления вулканизма должен был настать спустя 400 млн лет после ее образования.
Вулканизм на Луне: ожидания и реальность
Согласно наиболее убедительной из имеющихся гипотез формирования нашего спутника, он образовался на 30–50 миллионов лет позже планет и других малых тел Солнечной системы в ходе столкновения прото-Земли и Тейи, гипотетического планетоида размером чуть поменьше Марса.
Рис. 3. Эволюция магматического океана на Луне: дифференциация (выделение металла в ядро), образование оливин-пироксеновой мантии, анортозитовой коры, застывание остатков расплава. Анимация с сайта en.wikipedia.org
Короткоживущих изотопов Луне не досталось, зато тепло от своего формирования она сохранила полностью. Основная масса обломков, выброшенных в околоземное пространство после столкновения с Тейей, образовала Луну спустя год после катаклизма, а тепло аккреции добавилось к жару от самого столкновения. Сразу после образования Луна обладала магматическим океаном глубиной много сотен километров (см. На поверхности Луны обнаружен материал ее мантии, «Элементы», 13.06.2019). Океан застыл за несколько десятков миллионов лет, сформировав сначала мантию из оливина и пироксена, а затем мощную кору из анортозита, толщина которой и свидетельствует о том, насколько глубок был сам океан.
О первоначальной истории вулканизма на Луне известно не так уж много. Анортозитовые высокогорья — самые старые участки лунной поверхности возрастом до 4,2 миллиардов лет — сплошь покрыты кратерами, а следов вулканизма на них мало. Самые старые кратеры в основном разрушались за счет перекрытия новыми кратерами и выброшенным из них материалом, а не за счет эндогенных процессов. Древнейшие лунные породы, относящиеся к тому же периоду, тоже не несут в себе признаков повсеместного вулканизма. Но все эти свидетельства позволяют определить верхнюю границу вулканической активности Луны в донектарский период: когда Луне было всего 300–400 миллионов лет, она уже была не более, чем умеренной (кстати, эта оценка хорошо согласуется с полученной выше грубой прикидкой). А еще через полмиллиарда лет она должна была бы полностью исчезнуть.
Селенохронологическая шкала
Период (эпоха) Возраст Что происходило Донектарский период ~4,5–3,9 млрд лет назад Нектарский период и раннеимбрийская эпоха ~3,92–3,8 млрд лет назад формируются многие ударные бассейны видимой и обратной сторон Луны Имбрийский период (позднеимбрийская эпоха) ~3,8–3,2 млрд лет назад формируется большинство лунных морей Эратосфенский период ~3,2–1,1 млрд лет назад формируются некоторые участки лунных морей, выбросы из ударных кратеров этого периода не выделяются на фоне окружающей поверхности Коперниковский период ~1,1 млрд лет назад — настоящее время выбросы из кратеров («лучи») светлее окружающей поверхности — они не успели потемнеть под действием солнечной радиации; вулканизм почти полностью отсутствует
Тем не менее, приблизительно одновременно с гигантскими извержениями на Марсе лунный вулканизм испытал второе рождение.
В период поздней тяжелой бомбардировки (4,1–3,8 млрд лет назад, то есть возраст Луны составлял 400–700 млн лет) на Луне образовалось множество ударных бассейнов, самые крупные из которых имеют диаметр от нескольких сотен до двух тысяч километров. Вскоре после их появления начались масштабные излияния базальтовой лавы, которые затопили почти все бассейны видимой стороны Луны, а также обширные низины на северо-востоке видимой стороны Луны, не привязанные к ударным структурам — эти территории стали Океаном Бурь, самым большим лунным морем. Наиболее мощные излияния происходили 3,9–3,1 млрд лет назад, и на пике интенсивность вулканизма была столь высокой, что, по некоторым оценкам, Луна могла обладать атмосферой из вулканических газов (D. H. Needham, D. A. Kring, 2017. Lunar volcanism produced a transient atmosphere around the ancient Moon). В тот же период формировались и «континентальные» лунные вулканические системы — холмы, извилистые лавовые русла и даже кальдеры (B. L. Jolliff et al., 2011. Non-mare silicic volcanism on the lunar farside at Compton–Belkovich).
Что же вызвало столь масштабные извержения в то время, когда Луна уже должна была успокоиться? Как уже отмечалось, приливные силы на Луне незначительны и явно не могут быть ответственными за вулканическую активность. Раньше, правда, Луна располагалась ближе к Земле, но даже с учетом этого приливного разогрева не хватало на то, чтобы кардинально изменить картину.
Основная причина кроется все в том же лунном магматическом океане и в дифференциации расплава при его кристаллизации. Дело в том, что не все элементы одинаково легко входят в горные породы. В частности, калий (K), редкоземельные элементы (REE, Rare earth elements) и фосфор (P) склонны оставаться в расплаве «до последнего», концентрируясь в нем на стадиях кристаллизации и оливина, и анортозита. Благодаря этому на последних стадиях затвердевания магматического океана в нем кристаллизовались породы с повышенным содержанием этих элементов. Их так и называют — KREEP-породы. Помимо калия, который в первый миллиард лет существования Солнечной системы содержал заметную долю радиоактивного изотопа 40К, в них концентрируется также и торий, и поэтому KREEP-породы являются одним из самых мощных источников радиогенного тепла. К тому же они, кристаллизуясь в «бутерброде» из анортозитовой коры и оливиновой мантии, залегают на небольшой глубине.
Если лунный магматический океан был глубоким, то и KREEP-пород из него должно было образоваться много. Это бы объяснило поздний разогрев лунной литосферы, который оказался достаточным для масштабных базальтовых извержений. Но из этого объяснения, однако, следует, что лунные моря должны быть распределены относительно равномерно по лунной поверхности. Поскольку глубокий магматический океан был глобальным (есть считать, что он глубокий, то иначе быть не может), слой KREEP-пород должен тоже быть глобальным, и вызывать равномерный разогрев на границе лунной коры и мантии. И тут самое время вспомнить то, с чего мы начинали: на обратной стороне морей почти нет.
Возможные объяснения
Поначалу исследователи объясняли эту асимметрию различиями в толщине лунной литосферы. На обратной стороне она намного мощнее, поэтому при однородном тепловыделении магматическому расплаву там было бы сложнее пробить себе дорогу наружу. Однако на обратной стороне Луны, благодаря астероиду, который «выкопал» бассейн Южный Полюс — Эйткен, находятся и самые тонкие участки лунной литосферы. И морей в них нет, как и почти во всех других крупных бассейнах обратной стороны. В частности, кратер Лоренц сравним размером с Морем Влажности, однако в первом базальтов нет, а во втором их слой достигает трех километров в толщину. Самый красивый ударный бассейн Луны — Море Восточное — сравнимо с Морем Дождей, но базальт залил только его центральную часть и небольшие участки вокруг нее, оставляя великолепные кольцевые валы открытыми. Из этих примеров следует, что интенсивность разогрева нижних слоев лунной литосферы была неоднородной. А это требует дополнительного объяснения.
Частично объяснение буквально лежит на поверхности: когда ученые построили карту распределения тория (являющегося маркером KREEP-пород), они обнаружили, что на участке, занятом лунными морями, повышена концентрация этого элемента (рис. 4, см. D. J. Lawrence et al., 1998. Global Elemental Maps of the Moon: The Lunar Prospector Gamma-Ray Spectrometer). Этот участок назвали KREEP-провинцией. Ученые сразу же предположили, что он отражает асимметрию распределения KREEP-пород под поверхностью Луны, а моря образовались там, где этих пород было достаточно, чтобы «растопить» второй этап лунного вулканизма. Но осталось еще объяснить, каким образом возникла эта асимметрия.
Рис. 4. Распределение тория по лунной поверхности. Карта построена по данным гамма-спектрометра аппарата Lunar Prospector. Цветовая шкала в частях на миллион (ppm). Рисунок с сайта en.wikipedia.org
Ученые из Университета Брауна под руководством Александра Эванса (Alexander J. Evans) обратили внимание, что KREEP-провинция находится в антиподальной точке от бассейна Южный полюс — Эйткен. Попытки связать расположение этих двух структур друг с другом проводились и раньше. Например, высказывалось предположение, что ударные волны от столкновения, сходясь в антиподальной точке со всех сторон, могли вызвать там особенно сильное сотрясение, которое фрагментировало лунную кору и облегчило выход расплавов на поверхность. Но это не объясняет практически полного отсутствия вулканических базальтов в самом бассейне, где литосфера была разрушена больше всего (недавно китайский луноход Чанъэ-4 напрямую отыскал там породы, выброшенные ударом из лунной мантии, C. Li et al., 2019. Chang’E-4 initial spectroscopic identification of lunar far-side mantle-derived materials). Более того, в нем тоже наблюдается повышенная концентрация тория, хотя и не такая выраженная, как в KREEP-провинции.
Ученые предположили, что удар, помимо образования самого бассейна, вызвал разогрев лунной мантии за счет ударной компрессии. Поскольку в ту эпоху мантия еще была близка к точке плавления, разогрев значительно уменьшил ее вязкость и вызвал глобальный сдвиг режима мантийной конвекции на Луне. Чтобы выяснить детали этих событий, они создали ряд компьютерных моделей с различными исходными данными (состоянием лунной мантии на момент образования бассейна Южный полюс — Эйткен и мощностью астероидного удара) и отследили их эволюцию в течение 600 миллионов лет. Модели подробно учитывали строение лунных недр: в них была включена лунная мантия, слой KREEP-пород с добавкой ильменита, и холодная анортозитовая литосфера. Статья с описанием результатов моделирования вышла недавно в журнале Science Advances.
Использование нескольких моделей связано с неопределенностью исходных параметров. Во-первых, возраст бассейна Южный полюс — Эйткен известен с недостаточной точностью. Он точно старше всех бассейнов видимой стороны Луны (3,8–4 млрд лет) и приблизительно датируется возрастом 4,2–4,3 млрд лет. Может показаться, что погрешность пять процентов — это немного, но в пересчете на возраст Луны она существенна: бассейн мог сформироваться в любой момент в интервале 200–300 млн лет с момента образования нашего спутника, а в начале этого периода недра Луны были значительно горячее, чем в конце. Во-вторых, недостаточно точно известен и размер ударника: бассейн размером 2000×2500 км мог сформироваться как при падении сравнительно небольшого астероида под прямым углом, так и при касательном ударе тела гораздо большего размера. Еще один фактор неопределенности заключается в том, что формирование крупных кратеров — это не только выброс породы в момент столкновения. Свой вклад в структуру «воронки» вносят и обрушение стенок сразу после удара, и деформация подстилающей поверхности, стремящейся заполнить образовавшуюся пустоту. Поэтому размер бассейна зависит не только от силы удара, но и от свойств породы в точке удара. Чем они менее прочные, тем больше диаметр и тем меньше итоговая глубина бассейна.
Рис. 5. Моделирование сдвигов конвекции в лунной мантии после формирования бассейна Южный полюс — Эйткен (он находится сверху на схемах). Показаны три возможных сценария развития событий. Каждый сценарий проиллюстрирован двумя столбцами: в левом показано распределение KREEP-пород (сиреневый слой), в правом — температура в кельвинах (в соответствии с цветовой шкалой). A — стратифицированная мантия с возрастанием температуры от поверхности к ядру (соответствует более позднему удару), B и C — термически однородная мантия (более ранний удар). Сценарий 2B отличается от сценария B более мощным ударом. Первые две строки — состояние непосредственно до и после удара, третья и четвертая — спустя 300 и 600 миллионов лет после него. Пунктирный круг — глубина 500 км, соответствующая максимальной глубине происхождения образцов обогащенных титаном изверженных пород, вынесенных на поверхность и найдена лунными миссиями. Самый правый столбец — схема развития мантийной конвекции. Рисунок из обсуждаемой статьи в Science Advances
Во всех моделях удар привел к образованию мощного восходящего потока в мантии под бассейном. Нагретые породы поднимались, увлекая за собой окружающие участки мантии, достигли «потолка» литосферы и растеклись в стороны, захватывая за собой расположенные у ее границы KREEP-породы. В сценарии удара по стратифицированной мантии разогрев не смог вовлечь всю мантию в конвекцию (рис. 5, слева). Растекание пород в основном ограничилось полусферой вокруг бассейна и оказало незначительное влияние на распределение KREEP-пород. В остальных приведенных в публикации сценариях конвекция была намного интенсивнее. В них конвективный поток «растолкал» KREEP-породы от точки удара и собрал их вокруг ее антипода. В сценарии, в котором был рассмотрен наиболее массивный удар по термально-однородной мантии, они даже пошли «на второй круг»: нисходящий антиподальный поток увлекал породы за собой, и в конечном итоге значительная их часть оказалась собрана вблизи лунного ядра.
Дополнительные соображения и учет наблюдательных данных позволяет исключить первый сценарий: измеренное гамма-спектрометром с орбиты распределение KREEP-пород указывает на резкую границу между KREEP-провинцией и остальной поверхностью Луны. На видимой стороне они оказались вынесенными на поверхность астероидным ударом, который образовал Море Дождей и, возможно, другими крупными столкновениями. Вне обогащенной территории удары достаточной силы тоже имели место, однако в их выбросах KREEP-пород не обнаруживается — значит, в моменты соответствующих ударов их там уже не было. KREEP-породы есть в самом бассейне Южный полюс — Эйткен, но там их наличие ничему не противоречит: во время исходного удара слой KREEP-пород еще был глобальным, поскольку с образования бассейна все и началось.
Выбор между вторым и третьим сценарием может показаться более сложным, поскольку главные отличия затрагивают лунные недра. Но признаки присутствия KREEP-пород в глубине Луны были найдены. Сейсмические данные свидетельствуют о наличии богатого расплавом низковязкого слоя, окружающего лунное ядро. Его параметры соответствуют погрузившимся KREEP-породам, обогащенным ильменитом и частично перемешавшимся с окружающими породами. Кроме того, среди лунного грунта, доставленного на Землю, оказались образцы, захватившие в свой состав включения KREEP-пород при кристаллизации на глубине около 500 км, что гораздо больше исходной глубины их залегания. Все это соответствует третьему сценарию, в котором конвекция, собрав KREEP-породы в KREEP-провинции, не остановилась и увлекла их часть в глубокие слои лунной мантии.
Таким образом, обсуждаемая работа не только подтверждает связь лунного бассейна Южный полюс — Эйткен с асимметрией распределения лунных морей, но и уточняет происхождение самого бассейна. Вероятно, астероид летел по более пологой траектории и был крупнее, чем предполагалось ранее, а сам бассейн образовался ближе к ранней границе приведенного интервала (то есть ~4,3 млрд лет назад).
Послесловие
Предполагаемое время завершения лунного вулканизма довольно хорошо соотносится с периодом полураспада калия-40. Он составляет 1,25 млрд лет, а излияния базальта в основном завершились 3,2 млрд лет назад — когда Луне было 1,3 млрд лет. Тем не менее, некоторые участки Океана Бурь (самого центра KREEP-провинции) были заполнены лавой намного позже, 1–2 млрд лет назад. От радиоактивного калия к тому времени осталась одна четверть, и на главную роль среди элементов, генерирующих внутреннее тепло, стал выходить торий. Тепло аккреции к этому времени тоже должно было исчерпаться (даже у вчетверо большей Земли оно сейчас составляет половину от общего потока тепла, а вторую половину обеспечивает радиогенное тепло). И тем не менее, сейсмические данные утверждают, что лунные недра еще далеки от полного остывания. В нижних слоях лунной мантии присутствует расплав, а верхние 90 км ядра вовсе находятся в жидком состоянии.
Вероятно, тут все-таки сказывается небольшой вклад, который вносят приливные силы в разогрев лунных недр. Лунное ядро имеет в диаметре всего 700 км (20% диаметра Луны), при остывании оно должно застыть быстро. Вероятность, что сейчас оно кристаллизовалось лишь частично, а не является полностью расплавленным или полностью застывшим, сама по себе довольно мала. Приливной разогрев эффективен, если он вызывает вязкопластичную деформацию, а особенно хорошо он работает на границах разнородных слоев (комбинацией подобных механизмов объясняют активность спутника Сатурна Энцелада, см. G. Choblet et al., 2017. Powering prolonged hydrothermal activity inside Enceladus). В тонком слое расплава, зажатом между твердыми слоями, приливный разогрев может усиливаться и концентрироваться, что может создавать обратную связь и поддерживать этот слой именно в таком состоянии. Кроме того, аналогично калию и торию, в железном расплаве концентрируются сера, углерод и другие легкие элементы, которые понижают температуру его плавления. Современное состояние лунных недр вполне может быть стационарным или близким к нему, когда отток тепла через поверхность компенсируется радиоактивным распадом и саморегулирующимся приливным разогревом. Означает ли это, что геологическая активность Луны еще не прекратилась?
Рис. 6. Слева: участок лунной поверхности неподалеку от кратера Созиген, заполненный «мореподобным» базальтом — пример недавнего лунного вулканизма. Подсчет перекрывающих кратеров дает возраст 18,1 млн лет. Справа: участки недавнего базальтового вулканизма, большинство из которых находится в пределах KREEP-провинции. Изображения с сайта science.org
Оказывается, вполне означает. При тщательном анализе снимков аппарата Lunar Reconnaisance Orbiter были обнаружены участки базальтовых лав, которые выглядят гораздо моложе даже самых свежих лавовых полей Океана Бурь (S. E. Braden et al., 2014. Evidence for basaltic volcanism on the Moon within the past 100 million years). Подсчет мелких кратеров, которых на этих образованиях очень мало, дает возраст, не превосходящий десятков миллионов лет. Ученые постарались найти альтернативные объяснения отсутствию ударных кратеров. Например, если изверженная порода является высокопористым материалом, то мелкие метеориты будут тормозиться только в ее глубине, не оставляя обычных следов. Такая порода могла бы возникнуть из вязкой и насыщенной газами магмы, которая после застывания превратилась в некое подобие монтажной пены. Но даже на Земле подобные лавы образуют лавовые купола с низкой пористостью или фрагментируются при вспенивании на куски, образуя пемзу. На Луне с ее низкой гравитацией лавовые купола должны быть еще выше земных, но форма застывших потоков предполагает, что они не были вязкими, а значит, не могли удержать вулканические газы в своем составе. К тому же участки молодых базальтов находятся в пределах все той же KREEP-провинции или рядом с ее границами. Вероятнее всего, кратерной датировке можно верить, и наш спутник еще порадует нас вулканическими извержениями: в геологическом масштабе десятки миллионов лет — это «сейчас».
Источник: Matt J. Jones, Alexander J. Evans, Brandon C. Johnson, Matthew B. Weller, Jeffrey C. Andrews-Hanna, Sonia M. Tikoo, James T. Keane. A South Pole-Aitken impact origin of the lunar compositional asymmetry // Science Advances. 2022. DOI: 10.1126/sciadv.abm847.
Иван Лавренов
Рис. 1. Видимая и обратная стороны Луны. Большое темное пятно в нижней части правого снимка — ударный бассейн Южный полюс — Эйткен. Фото с сайта ru.wikipedia.org