МЕТОДЫ ИЗУЧЕНИЯ ФИЗИЧЕСКОЙ ПРИРОДЫ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

1. Применение спектрального анализа. Методом, дающим ценные и
наиболее разнообразные сведения о небесных светилах, является
спектральный анализ. Он позволяет установить из анализа
излучения качественный и количественный химический состав све-
тила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения
по лучу зрения и многое другое.

Спектральный анализ основан на разложении белого света на
составные части. Если узкий пучок света пустить на боковую
грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному,
составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску,
называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в
определенном порядке

Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных
волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электро-
магнитной волны. Длина волны в спектре уменьшается от красных
лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми
лучами спектра лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом,
но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину вол-
ны имеют рентгеновские лучи. Рентгеновское излучение небесных
светил, важное для понимания их природы, атмосфера Земли задер-
живает. За красными лучами спектра находится область инфра-
красных лучей. Они невидимы, но созданы специальные прием-
ники инфракрасного излучения, например особым способом приго-
товленные фотопластинки. Под спектральными наблюдениями пони-
мают обычно наблюдения в интервале от инфракрасных до ультра-
фиолетовых лучей.

Для изучения спектров применяют приборы, называемые
спектроскопом и спектрографом. В спектроскоп
спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фото-
графия спектра называется спектрограммой.

На рисунке 39 показано устройство спектрографа. Свет попа-
дает через узкую щель на объектив, который посылает его парал-
лельным пучком на одну или несколько призм. В призме свет раз-

45

 

Рис. 39. Схема устройства призменного
спектрографа.

Рис. 40. Сравнение спектра Солнца
(вверху) с лабораторным
спектром паров железа.

лагается на составные части и дает спектр. Его изображение
строят линзой на фотопластинке и получают спектрограмму. В спек-
троскопе это изображение рассматривают через окуляр. В астро-
номических спектрографах, кроме призмы, используют также и ди-
фракционную решетку, которая отражает свет и одновременно раз-
лагает его в спектр.

Существуют следующие виды спектров.

Сплошной, или непрерывный, спектр в виде ра-
дужной полоски дают твердые и жидкие раскаленные тела (уголь,
нить электролампы) и достаточно плотные массы газа.

Линейчатый спектр излучения дают разреженные
газы и пары при сильном нагревании или под действием электри-
ческого разряда. Каждый газ излучает свет строго определенных
длин волн и дает характерный для данного химического элемента
линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий
его свечения, например нагрев или ионизация, вызывают определен-
ные изменения в спектре данного газа.

Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указа-
нием яркости каждой линии. Например, в спектре натрия особенно
ярки две желтые линии.

Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары,
когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный
спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр,
перерезанный темными линиями, которые находятся в тех
самых местах, где должны быть расположены яркие линии, прису-
щие данному газу (рис. 40). Например, две темные линии погло-
щения натрия расположены в желтой части спектра (Вы можете
сравнением легко отождествить линии водорода в спектрах Солнца
и Сириуса, используя рисунок заднего форзаца.)

Изучение спектров позволяет производить анализ химического
состава газов, излучающих или поглощающих свет Количество ато-

46

 

мов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определя-
ется по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия
в спектре излучения или тем она темнее в спектре поглощения.

Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный
спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями погло-
щения, возникающими при прохождении излучения через атмосферу
звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд — это спектры поглощения.
(Рассмотрите изображения разных спектров на форзаце.)

Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять
химический состав только самосветящихся или поглощающих излуче-
ние газов. Химический состав твердого тела при помощи спектраль-
ного анализа определить нельзя.

Скорости движения небесных светил относительно Земли по лу-
чу зрения (лучевые скорости) определяются при помощи
спектрального анализа на основании принципа Доплера —
Ф и з о: если источник света и наблюдатель сближаются, то длины
волн, определяющие положения спектральных линий, укорачиваются,
а при их взаимном удалении длины волн увеличиваются. Это
явление выражается формулой:

где v — лучевая скорость относительного движения с ее зна-
ком (минус при сближении), К0— нормальная длина волны све-
та при неподвижном источнике, X — длина волны при движении
источника и с — скорость света. Иначе говоря, при сближении
наблюдателя и источника света линии спектра смещаются к его
фиолетовому, а при удалении — к красному концу.

Скорости движения тел на Земле могли бы вызвать лишь ни-
чтожные смещения линий в спектрах тел, но и скорости небесных
тел (обычно десятки и сотни км/с) вызывают смещения столь ма-
лые, что их можно измерить на спектрограмме только под микро-

Tkonom.

Получив спектрограмму светила, над ней и под ней впечатывают
спектры сравнения от земного источника излучения, например
от ртутной или неоновой лампы (рис. 41). Спектр сравнения для
нас неподвижен, и относительно него можно определять сдвиг ли-
ний спектра звезды. Он обычно составляет сотые или десятые до-
ли миллиметра на фотографии. Чтобы выяснить, какому изменению
соответствует полученный на спектрограмме сдвиг, надо знать
масштаб спектра — на сколько меняется длина волны, если мы
продвигаемся вдоль спектра на 1 мм. Подстановка в формулу
величин Я, и с = 300000 км/с позволяет определить v — луче-
вую скорость движения светила.

Когда тело раскалено докрасна, в его сплошном спектре ярче
всего красная часть. При дальнейшем нагревании наибольшая яр-
кость в спектре переходит в желтую, потом в зеленую часть и т. д.
Теория излучения света, проверенная на опыте, показывает, что
распределение яркости вдоль сплошного спектра зависит от тем-

47

 

Рис. 41 Смещение линии Нт в спектре одной из звезд при ее движении по лучу
зрения. Сверху и снизу — лабораторные спектры сравнения ванадия.
Над ними написаны длины волн в ангстремах (1А =0,0001 мкм).

пературы тела. Зная эту зависимость, можно установить темпера-
туру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд
определяют еще при помощи термоэлемента, помещенного
в фокусе телескопа или специально созданных приемников инфра-
красного излучения.

Итак, мы видим, что многие астрономические данные, напри-
мер температура светил, определяются способами, проверяющими
друг друга. Получаемые данные вполне достоверны. Они проверены
многими учеными в разных странах.

13 1- Длина волны, соответствующая линии водорода, в спектре звезды больше,
чем в спектре, полученном в лаборатории. К нам или от нас движется звезда?
Будет ли наблюдаться сдвиг линий спектра, если звезда движется поперек луча
зрения?

На фотографии спектра звезды ее линия смещена относительно своего
нормального положения на 0,02 мм. На сколько изменилась длина волны,
если в спектре расстояние в 1 мм соответствует изменению длины волны
на 0,004 мкм (эта величина называется дисперсией спектрограммы)? С какой
скоростью движется звезда? Нормальная длина волны 0,5 мкм = 5000 А
(ангстрем) 1 А = Ю-10 м.

По рисунку 41 определите с помощью масштабной линейки диспёрсию
в ангстремах на 1 мм длины спектра в интервале длин волн 4261—4277 А.
Измерьте, используя лупу, сдвиг центра линии HY в спектре звезды (самая
широкая) относительно той же линии спектра сравнения. Вычислите по этому
сдвигу линий лучевую скорость звезды.

2. Оптические и радионаблюдения. Мы выяснили, что разнообраз-
ные и ценные сведения о светилах дает астрономам спектральный
анализ. Однако для изучения небесных объектов применяют и
другие методы, например фотографирование светил при помощи
астрографов. Астрограф — это телескоп, предназначенный спе-
циально для фотографирования участков ночного неба. Положения
звезд на снятых негативах измеряют при помощи специальных при-

48

 

боров в лаборатории. Негативы сохраняют в шкафах, где их ряды
образуют «стеклянную фототеку». С помощью астрономических фо-
тографий можно измерить медленные перемещения сравнительно
близких звезд на фоне более далеких, увидеть изображения -очень
слабых объектов на негативе, измерить величину потоков излуче-
ния, приходящего от звезд, планет и других космических объек-
тов Для высокоточных измерений энергии световых потоков ис-
пользуют фотоэлектрические фотометры. В них свет от звезды,
собираемый объективом телескопа, направляется на светочувст-
вительный слой электронного вакуумного прибора — фотоумножи-
теля, в котором возникает слабый ток, усиливаемый и регистри-
руемый специальными электронными приборами. Пропуская свет че-
рез специально подобранные цветные ^светофильтры, астрономы ко-
личественно и с большой точностью оценивают цвет объекта.

Наши представления о небесных телах и их системах чрезвы-
чайно обогатились после того, как стало возможным изучать их
радиоизлучение. Для этого созданы радиотелескопы раз-
личных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на
обычные рефлекторы. Они собирают радиоволны в фокусе метал-
лического вогнутого зеркала. Это зеркало можно сделать решет-
чатым (рис. 42) и громадных размеров — диаметром в десятки
и сотни метров.

Другие радиотелескопы представляют собой огромные подвижные
рамы, на которых параллельно друг другу укреплены металлические
стержни или спирали (рис. 43). Приходящие радиоволны возбужда-

ют в них электромагнитные коле-
бания, которые после усиления
поступают в очень чувствительную
приемную радиоаппаратуру для ре-
гистрации радиоизлучения объекта.
Есть радиотелескопы, состоящие
из отдельных антенн, удаленных
друг от друга (иногда более чем
на 1000 км), с помощью которых
производятся одновременные на-
блюдения космического радиоис-
точник^. Такой способ позволяет
узнать структуру радиоисточника
и измерить его угловой размер, да-
же если он во много раз меньше
угловой секунды.

3- Обсерватории. Астрономические
исследования проводятся в на-
учных институтах, университетах
и обсерваториях. Пулковская
обсерватория под Ленинградом
(рис. 44) существует с 1839 г. и
знаменита составлением точнейших
звездных каталогов. Ее в прошлом

Рис. 42. Радиотелескоп с
чатым зеркалом.

решет-

 

веке называли астрономической столицей мира. В ходе бурного
развития науки в нашей стране было построено много дру-
гих обсерваторий, в том числе в союзных республиках. К круп-
нейшим следует отнести Специальную астрофизическую обсерва-
торию на Северном Кавказе, обсерватории Крымскую (вблизи
Симферополя), Бюраканскую (вблизи Еревана), Абастуманскую
(вблизи Боржоми), Голосеевскую (в Киеве), Шемахинскую (вблизи
Баку). Из институтов крупнейшие — Астрономический институт
имени П. К. Штернберга при МГУ и Институт теоретической
астрономии Академии наук СССР в Ленинграде.

Не каждая обсерватория ведет все виды астрономических ра-
бот, но на многих есть специальные инструменты, предназначенные
для решения определенного класса астрономических задач, напри-
мер для определения точного положения звезд на небе, а также
быстродействующие счетные машины.

4. Исследования с помощью космической техники занимают осо-
бое место в методах изучения небесных тел и космической среды. На-
чало этих исследований было положено запуском в СССР в 1957 г.
первого в мире искусственного спутника Земли, а затем полетом
первого в мире космонавта, советского гражданина — Ю. А. Гага-
рина. К настоящему времени космонавтика сделала возможным:

создание внеатмосферных искусственных спутников Земли;

создание искусственных спутников Луны и планет; 3) достав-
ку приборов, управляемых с Земли, на Луну и планеты; 4) созда-
ние автоматов, доставляющих с Луны пробы грунта; 5) полеты в
космос лабораторий с людьми и высадку космонавтов на Луну.

Рис. 43. Радиотелескоп с антенной в форме спиралей, установленных на общей
раме.

 

Рис. 44. Главное здание Пулковской обсерватории.

Внеатмосферные наблюдения позволяют принимать излучения,
которые сильно поглощаются земной атмосферой: далекие ультра-
фиолетовые, рентгеновские и инфракрасные лучи, радиоизлучение
некоторых длин волн, а также корпускулярные излучения Солнца
и других тел. Внеатмосферные наблюдения Луны и планет, звезд
и туманностей, межпланетной и межзвездной среды очень обогатили
наши знания о природе и физических свойствах этих объектов1

.ОБЩИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ПЛАНЕТ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ
И ЗЕМЛИ

1. Изучение физической природы планет. Уже давно были установ-
лены размеры и массы планет, период их вращения вокруг оси и
наклон этой оси к плоскости орбиты для каждой планеты. Размеры
и масса планет определяют еще одну важную характеристику — силу
тяжести на поверхности, которая прежде всего указывает, может
ли данная планета удерживать вокруг себя атмосферу. Молекулы,
имеющие скорость большую, чем параболическая, покидают планету.
В результате малые планеты и большинство спутников планет не
имеют никакой атмосферы. У не очень массивной планеты атмосфера
малоплотная; например, у Марса с меньшей силой тяжести на
поверхности, чем у Земли, атмосфера более разреженная. У пла-
нет-гигантов, примером которых является Юпитер с большой силой
тяжести у поверхности, атмосферы плотные* и содержат молеку-
лярный водород, который практически отсутствует в атмосферах
четырех планет, ближайших к Солнцу. Плотность атмосферы и ее

1 В настоящее время новые открытия происходят так часто, что книги, в част-
ности учебники, не могут за ними успевать, поэтому новости астрономии следует
черпать из журналов, лекций и газет.

51

 

химический состав определяют степень поглощения в ней светового,
теплового и корпускулярного излучения, идущего от Солнца. Темпе-
ратура поверхности планеты зависит от ее расстояния до Солнца
и наличия атмосферы. Вращение планеты способствует выравни-
ванию температур на ночном и дневном полушарии.

Изучение планет проводится как с помощью наземных астроно-
мических инструментов, установленных в обсерваториях, так и с
помощью космических аппаратов.

Об основных результатах исследований речь пойдет в следую-
щих параграфах.

2. Характеристика планет земной группы. Четыре ближайшие к
Солнцу планеты называются планетами типа Земли в отличие от пла-
нет-гигантов — Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. Планеты в
этих группах сходны между собой по физическим условиям. Это яв-
ление не случайное. Оно связано с историей образования и разви-
тия планет. Плутон, еще мало изученный, близок по размеру и
массе к планетам земной группы.

Меркурий, Венера, Земля и Марс отличаются от планет-гиган-
тов меньшими размерами, меньшей массой, большей плотностью, бо-
лее медленным вращением, гораздо более разреженными атмосфе-
рами, малым числом спутников или отсутствием их. Изучение этих
планет способствует более глубокому знанию физической природы
Земли.

I 3. Земля. Атмосфера. Газовая оболочка — атмосфера, окру-
жающая Землю, содержит 18% азота, 21% кислорода и ничтожное
количество других газов.

Нижний слой атмосферы называется тропосферой, которая
простирается до высоты 10—12 км (в средних широтах). В ней
температура падает с высотой; выше лежит стратосфе-
ра — слой постоянной температуры порядка —40° С. С высоты око-
ло 25 км температура земной атмосферы медленно растет вследст-
вие поглощения ультрафиолетового излучения.

Плотность атмосферы падает с высотой. На высоте около 6 км
она в 2 раза меньше, чем у поверхности Земли. На высоте в сотни
километров плотность атмосферы измеряется по торможению дви-
жения искусственных спутников Земли. Там она в миллионы
раз меньше, чем у поверхности. Выше, до нескольких радиусов
Земли, имеется только разреженный водород. Плотность там поряд-
ка сотен атомов в кубическом сантиметре.

В верхних слоях земной атмосферы солнечное излучение про-
изводит сильную ионизацию. Ионизованные слои атмосферы назы-
ваются ионосферой.

Атмосфера отражает или поглощает большую часть излучения,
приходящего к Земле из космического пространства. Например,
она не пропускает вредное рентгеновское излучение Солнца. Ат-
мосфера предохраняет нас и от непрерывной бомбардировки микро-
метеоритами и от разрушающего действия космических лучей — по-
токов быстро летящих элементарных частиц (в основном прото-
нов и ядер атомов гелия).

52

 

Рис. 45. Схема радиационного пояса (магнитосферы) Земли.

Атмосфера играет важнейшую роль в тепловом балансе Земли.
Видимые глазом солнечные лучи могут проходить через нее почти
без ослабления. Они поглощаются земной поверхностью, которая
при этом нагревается и излучает инфракрасные лучи. Только бла-
годаря существованию атмосферы на Земле смогла появиться жизнь.

Вид Земли из космоса представлен на рисунках 31 и 32. Около
половины поверхности земного шара всегда окутано облаками.
Если бы Земля постоянно была окутана облаками, то люди никогда
бы не увидели звездного неба и, возможно, очень долго не узнали
бы о существовании безграничной Вселенной с множеством миров.
4. Земля. Магнитное поле. Магнитное поле Земли достаточно вели-
ко (около 5 • 10 5 Гл) и позволяет пользоваться компасом, что
возможно не на всякой планете. С удалением от Земли индукция
магнитного поля ослабевает.

Исследование околоземного пространства космическими аппара-
* тами показало, что наша планета окружена мощным радиаци-
онным поясом (рис. 45), состоящим из быстро движущихся
заряженных элементарных частиц — протонов и электронов. Его
называют также поясом частиц высоких энергий (на рисунке 45
густота цвета показывает степень концентрации частиц).

Внутренняя часть пояса простирается примерно на 500—5000 км
от поверхности Земли.

Внешняя часть радиационного пояса находится между высотами
в 1—5 радиусов Земли и состоит в основном из электронов с энер-
гией в десятки тысяч электронвольт — в 10 раз меньшей, чем
энергия частиц внутреннего пояса.

Частицы, образующие радиационный пояс, вероятно, захватыва-
ются земным магнитным полем из числа частиц, непрерывно выбра-

ВНЕШНЯЯ ЧАСТЬ ПОЯСА

ВНУТРЕННЯЯ ЧАСТЬ ПОЯСА

53

 

Рис. 46. Полярное сияние.

сываемых Солнцем. Особенно мощные потоки частиц рождаются при
взрывных явлениях на Солнце — так называемых солнечных вспыш-
ках. Поток солнечных частиц движется со скоростью 400—1000 км/с
и достигает Земли примерно через 1—2 дня после того, как на Солн-
це произошла породившая его вспышка горячих газов. Такой усилен-
ный корпускулярный поток возмущает магнитное поле Земли. Быстро
и сильно меняются характеристики магнитного поля, что называет-
ся магнитной бурей. Стрелка компаса колеблется. Возникает
возмущение ионосферы, нарушающее радиосвязь, происходят п о-
лярные сияния (рис. 46).- Полярные сияния разной формы и
окраски возникают на высотах от 80 до 1000 км. Их образование
связано с тем, что в полярных областях частицы, двигаясь вдоль
линий индукций магнитного поля, проникают в атмосферу. Частицы
бомбардируют молекулы воздуха, ионизируют их и возбуждают
свечение, как поток электронов в вакуумной трубке. М. В. Ломоносов
первым высказал догадку о том, что полярные сияния имеют электри-
ческую природу. Цветовые оттенки полярного сияния обусловлены
свечением различных газов атмосферы.

Итак, мы выяснили, что на Земле и в ее атмосфере происходят
разнообразные процессы, многие из которых связаны с Солнцем,
отстоящим от нас на 150 млн. км, т. е. Земля не изолирована
от космоса.

54

 

- ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ НА ЛУНЕ И ЕЕ РЕЛЬЕФ

Физические условия на Луне. Луна — самое близкое к Земле
небесное тело и потому изучена лучше всего Ближайшие к нам
планеты примерно в 100 раз дальше, чем Луна. Луна меньше
Земли по диаметру вчетверо, а по массе в 81 раз. Средняя ее
плотность 3,3 • 103 кг/м3, т. е. меньше, чем у Земли. Вероятно,
у Луны нет такого плотного ядра, какое есть у Земли.

Мы видим всегда только одно полушарие Луны, на котором
никогда не заметно ни облаков, ни малейшей дымки, что служило
одним из доказательств отсутствия на Луне водяных паров и атмо-
сферы. Позднее это было подтверждено прямыми измерениями на
поверхности Луны. Небо на Луне даже днем было бы черное, как в
безвоздушном пространстве, но окружающая Луну разреженная
пылевая оболочка немного рассеивает солнечный свет.

На Луне нет атмосферы, смягчающей палящие солнечные лучи,
не пропускающей к поверхности опасные для живых организмов
рентгеновское и корпускулярное излучения Солнца, уменьшающей
отдачу энергии ночью в мировое пространство и защищающей
от космических лучей и потоков микрометеоров. Нет там ни обла-
ков, ни воды, ни туманов, ни радуги, ни зари с рассветом. Тени резкие
и черные.

С помощью автоматических станций установлено, что непрерыв-
ные удары мелких метеоритов, дробя поверхность Луны, как бы об-
тачивают ее и сглаживают рельеф. Мелкие осколки не превращаются
в пыль, а в условиях вакуума быстро спекаются в пористый шлако-
подобный слой. Происходит молекулярное сцепление пыли в подобие
пемзы. Такая структура лунной коры придает ей малую теплопровод-
ность. В результате при сильных колебаниях температуры снаружи
в недрах Луны даже на небольшой глубине температура сохраняется
постоянной. Огромные перепады температуры лунной поверхности
от дня к ночи объясняются не только отсутствием атмосферы, но и
продолжительностью лунного дня и лунной ночи, которая соответ-
ствует двум нашим неделям. Температура в подсолнечной точке Лу-
ны равна 4-120° С, а в противоположной точке ночного полушария
— 170°С. Вот как изменяется температура в течение одного лунного
дня!

Рельеф Луны. Уже со времен Галилея начали составлять карты
видимого полушария Луны. Темные пятна на поверхности Луны были
названы «морями» (рис. 47). Это низменности, в которых нет
ни капли воды. Дно их темное и сравнительно ровное. Большую
часть поверхности Луны занимают гористые, более светлые прост-
ранства. Есть несколько горных хребтов, названных, подобно
земным, Альпами, Кавказом и т. д. Высота гор достигает 9 км. Но
основной формой рельефа являются к р а т е р ы. Их кольцевые валы
высотой до нескольких километров окружают большие круглые впа-
дины диаметром до 200 км, например Клавий и Шиккард. Всем
крупным кратерам даны названия в честь ученых. Так, на Луне есть
кратеры Тихо, Коперник и др.

55

 

Рис. 47. Схематическая карта крупнейших деталей на обращенном к Земле полу-
шарии Луны.

В полнолуние в южном полушарии хорошо видны в сильный би-
нокль кратер Тихо диаметром 60 км в виде яркого кольца и рас-
ходящиеся от него радиально светлые лучи. Их длина сравнима с
радиусом Луны, и они тянутся, пересекая много других кратеров и
темных впадин. Выяснилось, что лучи образованы скоплением мно-
жества мелких кратеров со светлыми стенами.

Лунный рельеф лучше изучать тогда, когда соответствующая
местность лежит вблизи терминатора, т. е. границы дня и ночи
на Луне. Тогда освещенные Солнцем сбоку малейшие неровности
отбрасывают длинные тени и легко заметны. Очень интересно в
течение часа проследить в телескоп за тем, как вблизи термина-
тора на ночной стороне загораются светлые точки — это вершины
валов лунных кратеров. Постепенно из тьмы выплывает светлая
подкова — часть кратерного вала, но дно кратера еще погружено в

56

 

Рис. 48. Схематическая карта обратной стороны Луны, невидимой с Земли.

полный мрак. Лучн Солнца, скользя все ниже, постепенно обрисо-
вывают и весь кратер. При этом хорошо видно, что, чем меньше
кратеры, тем их больше. Они часто расположены цепочками и даже
«сидят» друг на друге. Позднейшие кратеры образовались на ва-
лах более старых. В центре кратера часто видна горка (рис. 49),
в действительности это группа гор. Кратерные стены обрываются
террасами круто внутрь. Дно кратеров лежит ниже окружающей ме-
стности. Рассмотрите внимательно вид внутренности вала и цент-
ральной горки кратера Коперник, сфотографированных искусствен-
ным спутником Луны сбоку (рис. 50). С Земли этот кратер виден
прямо сверху и без таких подробностей Вообще с Земли в наи-
лучших условиях едва видны кратеры до 1 км в диаметре. Вся по-
верхность Луны изрыта мелкими кратерами — пологими углубле-
ниями — это результат ударов мелких метеоритов.

57

 

С Земли видно только одно полушарие Луны. В 1959 г. со-
ветская космическая станция, пролетая мимо Луны, впервые сфо-
тографировала невидимое с Земли полушарие Луны. Принципиально
оно не отличается от видимого, но на нем меньше «морских» впадин
(рис. 48). Теперь составлены подробные карты этого полуша-
рия на основании многочисленных фотографий Луны, выполненных с
близкого расстояния автоматическими станциями, посылавшимися к
Луне Искусственно созданные аппараты неоднократно опускались
на ее поверхность. В 1969 г. на поверхность Луны впервые опус-
тился космический аппарат с двумя американскими космонавтами.
К настоящему времени на Луне побывало несколько экспедиций кос-
монавтов США, благополучно вернувшихся на Землю. Они ходили и
даже ездили на специальном вездеходе по поверхности Луны, уста-
навливали и оставляли на ней разные аппараты, в частности сей-
смографы для регистрации «лунотрясений», и привезли образцы
лунного грунта. Образцы оказались очень сходными с земными гор-
ными породами, но у них обнаружили и ряд особенностей, свойствен-
ных лишь лунным минералам. Советские ученые получили пробы
лунных пород из разных мест при помощи автоматов, которые по
команде с Земли брали пробу грунта и возвращались с ней на Землю.
Более того, на Луну посылались советские луноходы (авто-
матические самоходные лаборатории, рис. 51), выполнившие много
научных измерений и анализов грунта и прошедшие по Луне зна-
чительные расстояния — несколько десятков километров. Даже в тех
местах лунной поверхности, которые с Земли выглядят ровными,
грунт изобилует воронками и адсыпан камнями всевозможной
величины. Луноход «шаг за шагом», управляемый с Земли по радио,
передвигался с учетом характера местности, вид которой передавался

Рис. 49.

Цирк Альфонс, в
котором наблю-
далось выделе-
ние вулканиче-
ских газов (сни-
мок сделан авто-
матической стан-
цией вблизи Лу-
ны).

 

Рис. 50. «Центральная горка», скорее, горная цепь в центре кратера Коперник
и террасы его вала, обрывающиеся внутрь (кратер снят с искусственного
спутника 'Луны. С Земли он выглядит сходно с цирком Альфонс).

Рис. 51. Советский луноход.

 

на Землю по телевидению. Это величайшее достижение советской
науки и человечества важно не только как доказательство неогра-
ниченных возможностей человеческого разума и техники, но и как
прямое исследование физических условий на другом небесном теле.
Оно важно и тем, что подтверждает большинство выводов, которые
астрономы делали лишь из анализа света Луны, приходящего к
нам с расстояния 380 000 км.

Изучение лунного рельефа и его происхождения интересно и
для геологии — Луна как бы музей древней истории ее коры, так
как вода и ветер ее не разрушают. Но Луна — это не совсем
мертвый мир. В 1958 г. советский астроном Н. А. Козырев заметил
в кратере Альфонс выделение газов из лунных недр.

В формировании рельефа Луны, по-видимому, принимали участие
и внутренние, и внешние силы. Роль тектонических и вулканических
явлений несомненна, так как на Луне есть линии сброса, цепочки
кратеров, огромная столовая гора со склонами такими же, как и у
кратеров. Имеется сходство лунных кратеров с лавовыми озерами
Гавайских островов. Менее крупные кратеры образовались от уда-
ров больших метеоритов. На Земле есть также ряд кратеров, обра-
зованных при падении метеоритов. Что касается лунных «морей»,
то они, по-видимому, образованы проплавлениями лунной коры и
излияниями лавы вулканов. Конечно, на Луне, как и на Земле, ос-
новные этапы горообразования происходили в далеком прошлом.

Многочисленные кратеры, обнаруженные на некоторых других
телах планетной системы, например на Марсе и Меркурии, должны
иметь такое же происхождение, как и лунные. Интенсивное кратеро-
образование, по-видимому, связано с малой силой тяжести на по-
верхности планет и с разреженностью их атмосферы, мало смягчаю-
щей бомбардировку метеоритами.

Советские космические станции установили отсутствие у Луны
магнитного поля и поясов радиации и наличие на ней радиоактив-
ных элементов.