В лаборатории сравнительной планетологии Института геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского совместно с Московским государственным университетом им. М.В. Ломоносова изучили распределение малых ударных кратеров (первые сотни метров) на внутренних склонах и покровах выбросов более крупных кратеров на Луне.

Для этого исследователи проанализировали строение и форму рельефа 24-х лунных кратеров диаметром 5-15 км (рис. 1). Показано, что темп склоновых процессов не превышает миллиметры в миллион лет. Таким образом, рельеф изученных лунных кратеров стабилен и практически не меняется на протяжении миллиардов лет. Результаты опубликованы в журнале Solar System Research и могут быть использованы для планирования будущих лунных экспедиций.

Рисунок 1. Расположение изученных кратеров на Луне (звёздочки)

Выбросы этих кратеров представляют собой субгоризонтальные поверхности, на которых склоновые процессы практически не работают, а плотность наложенных кратеров позволяет оценить возраст кратера-хозяина с момента его формирования с помощью стандартной процедуры измерения частотно-размерного распределения наложенных кратеров. Внутренние стенки кратеров-хозяев представляют собой наклонные поверхности, где склоновые процессы протекают наиболее интенсивно, а плотность наложенных кратеров на стенках позволяет оценить возраст с момента последнего обновления поверхности под действием склоновых процессов. Таким образом появляется возможность оценить темп склоновых процессов на Луне путём сравнения популяций кратеров, наложенных на выбросы и стенки кратеров-хозяев.

Для того чтобы получить такие оценки, в работе была изучена морфология и топографическая конфигурация 24-х кратеров в интервале диаметров 5–15 км, располагающихся в Морях Ясности, Кризисов и Изобилия, а также в материковой местности гор Апеннины (рис. 1). Изученные кратеры формировались в трех типах мишеней: (1) двуслойная (материк, перекрытый морем), (2) однослойная морская и (3) однослойная материковая. По плотности наложенных кратеров в зоне выбросов был оценен возраст изученных кратеров (от 0,31 до 3,83 млрд лет), а сравнение этой плотности с плотностью на стенках позволило оценить темп склоновых процессов.

Темп (скорость изменения) склоновых процессов (Е, мм/млн лет) на Луне сильно отличается от линейного и описывается степенной функцией вида: Е = 4,39 х А^–1,03, где А — возраст (млрд лет, рис. 2).

Рисунок 2. Изменение темпа склоновых процессов в зависимости от возраста кратера-хозяина. Показаны две аппроксимирующие кривые: сплошная для всей выборки изученных кратеров, пунктирная — для выборки, из которой был исключён наиболее молодой кратер Messier. R2 — коэффициент детерминации

«Оценки темпа склоновых процессов, полученные в нашем исследовании, меняются от ~17 мм/млн лет для наиболее молодого кратера до ~0.8 мм/млн лет для наиболее древнего кратера. Изученные кратеры представляют собой стабильные формы рельефа и практически не меняют своей конфигурации на протяжении миллиардов лет. При этом тип мишени не оказывает существенного влияния ни на темп склоновых процессов, ни на изменения формы кратеров с течением времени», — прокомментировал заведующий лабораторией сравнительной планетологии ГЕОХИ РАН доктор геолого-минералогических наук Михаил Арсеньевич Иванов.

Работа выполнена при финансовой поддержке Российского Научного Фонда, грант № 21-17-00035: Оценка темпов экзогенного обновления поверхности Луны.

Источник: ГЕОХИ РАН.

Новости Российской академии наук в Telegram →