Аннотация результатов, полученных в 2017 году
Фундаментальной основой проекта служит схожесть геологической истории Земли и ее естественного спутника, исходя из концепции совместного образования Земли и Луны из единого сгущения в протопланетном газопылевом диске. С этой концепцией, подкрепляемой изучением изотопных отношений в исследованных образцах лунных пород, связано предположение о близости процессов формирования коры обоих тел и попытка восстановления особенностей древней коры Земли, стертых последующими эволюционными процессами при образовании гидросферы, атмосферы, биосферы, но сохранившихся в почти неизменном виде на Луне. В рамках проекта в отчетном году проведены исследования современных доступных данных о свойствах лунной коры, включая широкий комплекс измерений на космических аппаратах и анализ лунных метеоритов из коллекции ГЕОХИ. Начато изучение наиболее перспективных районов залегания полезных ископаемых, которые могут быть востребованы при осуществлении будущих проектов освоения Луны. По результатам исследований на лунных космических аппаратах был проведен анализ точности важнейших геофизических величин, используемых при изучении внутреннего строения Луны: размеры и форма фигуры, масса, средний момент инерции, приливные воздействия, характеризуемые числами Лява и Шида. Это позволило сформулировать уточненную модель недр для решения обратной задачи по нахождению таких величин, как вероятные радиусы, плотность и жесткость (вязкость) всех внутренних слоев. Показано, что отклик Луны на приливное возмущение, представляющее собой в общем случае вынужденное связанное упруго-пластическое колебание лунных недр при изменении внутреннего и внешнего гравитационных полей, может быть успешно исследован по наблюдаемым трем безразмерным приливным числам. В результате предварительных расчетов были получены следующие значения параметров слоев в структуре недр Луны: твердое внутреннее ядро 136 ± 50 км; жидкое внешнее ядро 275 ± 70 км, плотность 6193 ± 900 кг/м3; мантия 1400 ± 100 км, плотность 3350 ± 30 кг/м3; кора 30-45 км, плотность 2660 ± 150 кг/м3. На основании только геофизических данных невозможно однозначно подтвердить наличие переходного слоя пониженной жесткости между жидким внешним ядром и мантией. С учетом неоднородного слоистого строения Луны были проведены теоретические исследования и численные расчеты с целью получения оценок механизмов диссипации энергии в недрах Луны вследствие приливного взаимодействия с Землей. Анализ геологических данных по длительности синодического месяца в докембрии указывает на более быстрое суточное вращение Земли (около 20 ч) и большую величину приливов, с чем связано предположение о близости Луны к Земле около 4.5 – 4 млрд. лет при значении большой полуоси ее орбиты ~ 30 радиусов Земли. Гравиметрические данные также указывают на наличие реликтового приливного выступа, сформированного в мощной лунной коре во время ее кристаллизации и по своей величине отвечающей данному расстоянию. Проведен анализ данных прецессии Луны на основе данных, полученным по лазерным уголковым отражателям, который указывает на регулярное смещение направления оси вращения. Это свидетельствует о дополнительном источнике диссипации на границе жидкого внешнего ядра и мантии из-за различных скоростей вращения внутреннего ядра Луны и ее массивной внешней оболочки. Получены оценки величины теплового потока Луны и его зависимости от гравитационных аномалий и особенностей рельефа. Использовались данные измерений глубинными зондами в миссиях Апполон-15 и Апполон-17 и данные современных измерений в диапазонах микроволнового и инфракрасного излучения с космических аппаратов. По данным Апполона-15 средняя величина внутреннего теплового потока составляет 0.74 мкКал/см2 с2. По данным Апполона-17 средние величины внутреннего теплового потока составляют 0.672 мкКал/см2 с2 и 0.516 мкКал/см2 с2 для первого и второго зонда, соответственно. По гравиметрическим данным КА GRAIL, тепловым данным ИК-радиометрии с КА LRO Diviner и микроволновой радиометрии с КА Chang’e 1 была найдена взаимосвязь между крупными региональными гравиметрическими аномалиями, связанными в основном с крупными структурными неоднородностями в коре и мантии Луны, и тепловыми аномалиями, связанными с внутренним тепловым потоком. Подготовлены материалы по данным с КА Chang’e 1 и LRO Diviner для картирования латерального распределения внутреннего теплового потока Луны Для исследований теплофизических свойств лунного реголита на образцах-имитаторах в ГЕОХИ был спроектирован и изготовлен лабораторный стенд – миниатюрная муфельная печь с возможностью подачи газов и обеспечением герметичности. На ней проводился отжиг малых количеств образцов с линейным программированием температур от 25,0°С до 1000,0°С с шагом 50,0°С, хотя технически устройство позволяет задать любой другой шаг с точностью до ±1,0°С. Эксперимент по отжигу образцов проводился до 800±50°С в связи с резким повышением хрупкости керамической загрузочной лодочки. Кварцевый высокотемпературный реактор позволяет осуществлять подачу любого газа, а также создавать условия вакуума путем присоединения системы перепускных кранов. Для проверки функционирования системы был проведен тестовый эксперимент по адсорбции водорода. Количество водорода определялось на газовом хроматографе «КристалЛюкс – 4000М» (Хроматек, Россия). Реактор обеспечивает также возможность проведения испытаний по быстрому замораживанию водяного пара и летучих на модельных порошках. Разработана методика, по которой после насыщения образца-аналога летучими он погружается в емкость с жидким азотом, а вслед за тем помещается в нагревательный узел для дальнейших исследований. Планируется подвергнуть образцы облучению, с тем чтобы установить влияние радиации на адсорбционные свойства и приблизить результаты исследований образцов к реальным условиям нахождения реголита на лунной поверхности На основе данных о распределении скоростей микрометеороидов, величины их потока и химико-петрографическом составе их популяции был рассчитан приток летучих и нелетучих компонентов на поверхность Луны. Получено, что ежегодное поступление таких компонентов как H2O, CH4, SO2 и СО+СО2 на всю поверхность Луны составляет 184 тонны, 27 тонн, 27 тонн и 18 тонн соответственно, а поток Na и P оценивается в 5,5 и 1,8 тонны. Области зрелого реголита с содержанием аглютинатовых частиц около 40 % будут содержать порядка 10 % космогенного вещества хондритового состава, что должно учитываться при анализе данных, полученных дистанционными методами с космических аппаратов. Проводились лазерные эксперименты, имитирующие микрометеоритную бомбардировку поверхности Луны. В качестве мишени использовался образец базальта. Исходные структурные характеристики, химический и минеральный состав были исследованы на растровом электронном микроскопе, микрорентгеноспектральным анализом и рентгенофлюоресцентным анализом. По данным химического анализа материала, вылетевшего из кратера, построена треугольная диаграмма, в углах которой были расположены суммы оксидов различной летучести. На ней наблюдается тренд фракционирования химического состава в продуктах разлёта из кратера после лазерного удара: наблюдается обогащение труднолетучими компонентами. При облучении минералов протонами и ионами солнечного ветра происходит разрушение кристаллической структуры минерала с образованием на его поверхности радиационно-индуцированной аморфной пленки, восстановление элементов (Fe, Ti, Si и др.), а при взаимодействии протонов с освободившимися ионами кислорода на поверхности минеральных частиц лунного реголита образуется OH- и протонная вода. По данным проведенных расчетов c помощью программы SRIM2010 глубина имплантации зависит от энергии облучения, от массы облучающих заряженных частиц и от состава мишени. Если глубина имплантации протонов и ионов гелия определяется, прежде всего, их энергией, то глубина и степень аморфизации гораздо в большей степени зависит от плотности потока или дозы ионов. В отличие от облучения протонами, толщина аморфного слоя при облучении ядрами гелия даже при высокой дозе всегда совпадает с максимальной глубиной имплантации Не+. В процессе экспериментальных и аналитических исследований имплантации, механизмов захвата и концентрации гелия и водорода в породообразующих минералах-аналогах лунного реголита было выявлено, что адсорбированные на поверхности нано- и мезопор различных кристаллических фаз силикатов и алюмосиликатов молекулы газов колеблются с частотой до ~10^12 Гц, что попадает в терагерцовый диапазон шкалы электромагнитных колебаний. По данным лазерного альтиметра LOLA, установленного на борту космического аппарата Lunar Reconnaissance Orbiter, создана цифровая модель рельефа (ЦМР) южного полюса Луны с пространственным разрешением 30 метров. Данная ЦМР является основой для создания карт распределения и оценки прогнозных запасов основных типов летучих ресурсов в полярной области. В зависимости от формы накопления и сохранения летучих компонентов в лунном реголите выделены три основных типа газовых месторождений – имплантированные, слабосвязанные и замороженные летучие, которые отличаются по составу, содержанию, региональному распределению и запасам. Наиболее богатые месторождения имплантированных газов расположены преимущественно в экваториальной области в морских районах. Наиболее богатые месторождения слабосвязанных газов и замороженных летучих компонентов сконцентрированы преимущественно в полярных областях Луны, прогнозные запасы которых даже по предварительным данным на несколько порядков превышают запасы месторождений имплантированного типа на всей поверхности Луны. В отличие от имплантированной компоненты слабосвязанные и замороженные летучие крайне чувствительны и нестабильны к температурному и механическому воздействию, и требуют разработки специальных методов исследования и технических средств для поисков, разведки и разработки этих, наиболее ценных типов газовых месторождений. Проведенные нами уточненные расчеты миграции тел в Солнечной системе показали, что масса воды, доставленной на Землю телами, пришедшими из далеких областей Солнечной системы, могла быть сравнима с массой земных океанов, причем половина этой массы могла быть доставлена кометами и С-астероидами из зоны питания Юпитера и Сатурна, а вторая половина – с еще больших радиальных расстояний от Солнца. Меньшее отношение водорода к дейтерию D/H в океанической воде (земной стандарт SMOW), чем у большинства комет может быть связано с тем, что, помимо экзогенного источника, определенный вклад могла внести вода эндогенного происхождения, содержание которой в верхней мантии оценивается в несколько масс земных океанов. До 1/3 массы воды, доставленной к зародышу Земли из зоны питания Юпитера и Сатурна, могло прийти при росте зародыша до половины его нынешней массы. Соответствующие оценки получены также для Луны на раннем и последующем этапах эволюции. Угловой момент современной системы Земля-Луна и угловой момент родительского сгущения, необходимый для образования зародышей Земли и Луны при сжатии сгущения, могли быть получены при столкновении двух сгущений, двигавшихся до столкновения по круговым гелиоцентрическим орбитам. Показано, что относительный рост зародыша Луны был, вероятно, меньше, чем рост зародыша Земли, при аккумуляции планетезималей из зоны питания Земли, но больше, чем зародыша Земли, при аккумуляции тел, приходящих из-за орбиты Юпитера. При значительном росте массы зародыша Луны, для объяснения состава лунных пород нужно рассматривать не только прямое выпадение на нее планетезималей, но и значительный приток вещества к зародышу Луны за счет вещества, выброшенного с поверхности растущей Земли при ее многочисленных столкновениях с небесными телами. Эти результаты будут учитываться при анализе формирования древней коры Луны.

Аннотация результатов, полученных в 2018 году
Был изучен новый лунный метеорит NWA11828, принадлежащий к отдельному клану практически не исследовавшихся лунных метеоритов. Было показано, что порода NWA 11828 представлена полевошпатовой реголитовой брекчией и состоит из следующих компонентов: а) округлые обломки материковых пород - гранулиты с минеральным составом, отвечающим анортозитам, габбро и норитам, б) фрагменты приповерхностных базальтов, в) фрагменты импактного расплава, г) раскристаллизованное импактное стекло, д) минеральные обломки, е) включения Fe-Ni металла и троилита. Среди обломков минеральных зерен встречены циркон ZrSiO4 и бадделеит ZrO2 - продукт его ударного разложения, а также SiO2 (вероятно, коэсит) и форстерит. Судя по составу зерен металла, очевидно, что последним ударником служил хондрит, скорее всего, относящийся к обыкновенным или энстатитовым хондритам группы Н. Присутствие различных типов фрагментов пород, в т.ч. импактного расплава и стекол, предполагает присутствие в брекчии импактных продуктов, возникших, по крайней мере, в 2-х ударных событиях. Найден фрагмент Ol-Px-An породы со шпинелью, являющийся новым типом лунных материковых пород, со шпинелью с железистостью Fe# ~ 0,20. Помимо этого, в матрице присутствуют и единичные зерна такой же шпинели. Фрагмент породы подобен класту троктолита с розовой шпинелью из образца 65785 (Apollo 16) и класту в лунном метеорите ALHA81005, а также, вероятно, шпинель-анортозитовым породам, выходы которых зафиксированы в ходе спектрального минералогического картирования лунной поверхности аппаратом М3. Как предполагается, фрагмент шпинель-содержащей породы мог возникнуть либо при кристаллизации перидотитового расплава в условиях мантии, либо при взаимодействии базальтового (пикритового) расплава с материковыми анортозитами. Дальнейшая разработка этих моделей имеет важное значения для определения условий формирования древней лунной коры. Были продолжены исследования динамических факторов, связанных с образованием Луны и оказавших воздействие на ее форму и рельеф. Проанализирована начальная фаза развития приливного выступа Луны и по его уточненным размерам получены ограничения на параметры орбиты и распределение плотности ранней Луны. Для изучения эволюции приливного выступа был разработан полуаналитический подход, использующий эквипотенциальные поверхности для слоев разной плотности. Это позволило сделать оценку функциональной связи эксцентриситетов первичной коры и мантии ранней Луны. Анализ гравиметрии высокого разрешения GRAIL, показал, что средняя плотность континентов Луны 2550±250 кг/м3, а толщина составляет 35-40 км. Эта величина значительно отличается от ранее принятой величины плотности (~ 2800 кг/м3 ) и может быть связано со значительной пористостью (до ~12%) и развитой системой трещин в лунной коре, вызванной интенсивной метеоритной бомбардировкой. Разработанная нами двухслойная модель ранней Луны достаточно хорошо воспроизводит основные наблюдаемые характеристики «реликтового» приливного выступа в предположении, что ранняя Луна находилась на расстоянии d = D/RE ≈ 31.5 и плотность верхнего слоя магматического океана составляла 1956 кг/м3 до затвердевания. Позже, когда остатки летучих были дегазированы, кора Луны, очевидно, уплотнилась и приобрела современные значения. Были изучены особенности лунного магматизма на примере вулканической провинции Монс Рюмкер в Океане Бурь. Большая часть региона имеет содержание TiO2 и FeO 1-3 мас.% и 13-17 мас.%, соответственно. На основании спектральных и морфологических характеристик были выделены три структурно-геологических блока, называемые IR1, IR2 и IR3 и обнаружено не менее четырех этапов вулканической активности. Первая стадия закончилась около 3,71 млрд. лет назад, и лава частично покрыла линейные впадины, которые могли быть образованы за счет формирования кратера Синус Иридиум. Вторая стадия произошла около 3,58 млрд. лет, лава характеризуется более низким содержанием TiO2 (1–2%), также произошло наложение материала на часть линейных впадин в блоке IR1. Стадия 3 произошла около 3,51 млрд. лет и охватывает центральную и южную часть плато. По сравнению со стадией 2, базальты, образованные на этой стадии, характеризуется повышенным содержанием TiO2 (в основном 2–3%) и FeO (15–17%). Последний этап - формирование куполов с крутыми склонами – около 3 млрд. лет. Для сравнения ранних проявлений вулканизма были также рассмотрены вулканические провинции Груйтуйзен и Мариус Хилз. Регион Груйтуйзен расположен между Океаном Бурь и Морем Дождей, где в геологически короткие сроки после образования кратера Иридиум образовались три купола. Модельный возраст двух куполов Дельта и Гамма составляет 3.85–3.7 млрд лет (ранний Имбрий). Вулканическая провинция Мариус Хилз является важнейшим объектом исследования вулканической активности Луны, так как на площади комплекса в 35000 км2, расположенном в центре Океана Бурь, располагается несколько сотен вулканических построек включая извилистые борозды, пологие и крутые купола и конусы. Породы содержат 8-11 мас.% TiO2 и 17-30 мас.% FeO, аналогично значениям в окружающем Океане Бурь. Формирование куполов в этом регионе завершилось около 2,98 млрд. лет назад (Эрастофенский период). Рассмотренные геологические объекты обладают как разным составом, так и временем образования. Для большинства вулканических куполов характерны высокая степень вязкости магмы, что является следствием либо повышенного содержания SiO2, как в случае с Груйтуйзеном, либо низким содержанием летучих, как в случае Мариус Хилз. Также для большинства экструзий такого рода характерны низкие скорости извержения. Проведены численные исследования взаимодействия частиц солнечного ветра с основными породообразующими минералами лунного реголита. С помощью программного пакета SRIM-2013 было проведено моделирование бомбардировки поверхности минералов частицами солнечного ветра (1H+ и 4He++). Были задействованы три самые распространенные разновидности минералов лунного грунта: форстерит (магнезиальный оливин), анортит (кальциевый плагиоклаз) и энстатит (магнезиальный ортопироксен). Определялась зависимость глубины имплантации в минеральную матрицу ионов от их энергии, получены расчетные оценки для минеральной подложки толщиной 1мкм. Средний пробег ионов составил около 0,50 мкм, а для анортита чуть больше: 0,65 мкм. Потеря энергии за счет колебания атомами кристаллической решетки составила не более 0,3 эВ для водорода и 2,0 эВ для гелия. Траектория ионов отклонялась от первичного пучка в среднем на 200-300 нм для 1H+ и на 300-400 нм для 4He++, в обоих случаях отклонения максимальны для анортита. Была получена оценка максимума ионизационных потерь энергии ионов водорода и гелия в зависимости от энергии облучения при взаимодействии с минералами лунного реголита. Показано, что для водорода максимум потерь энергии ионов приходится на энергию пучка 75-80 кэВ, а для гелия этот максимум имеет более пологий вид и точка максимума находится на отметке 650-660 кэВ. Получены оценки величин проникновения заряженных частиц в кристаллическую решетку минералов и вероятности возникновения точечного дефекта-вакансии и образования некомпенсированного заряда, что следует учитывать при оценках эффективности имплантации в лунный реголит протонов солнечного ветра и эффективности образования протонной воды на поверхности Луны. Проведены исследования параметров среды в условиях фазовых переходов при формировании минеральных фракций пород из расплавов. С этой целью осуществлены серии экспериментов, по результатам которых получены оценки весовых процентов газов, растворенных в магме при давлениях и температурах, характерных для образования лунной коры. Эксперименты по нагреванию образцов вещества метеоритов в широком диапазоне температур и детектирования связанных газов, выделяемых при дегазации, проводились на сконструированной авторами установке для прокаливания вещества (в дробленой и перетертой формах) в цельном реакторе из кварцевого стекла. Определение летучих компонентов производилось на газовом хроматографе “КристалЛюкс 4000М”. Был исследован состав газовых компонентов при прокаливании при температурах от 200 до 800°С образца метеорита Челябинск (обыкновенный хондрит, тип LL5). Образец обладает в своей структуре двумя разностями: светлый хондритовый материал и темная брекчия импактного расплава, которые характеризуются сходным минеральным составом: оливин, ортопироксен, авгит, клинобронзит, альбит, троилит, хромит, FeNi-сплав и др. В ходе экспериментов по дегазации при 800°С были определены следующие летучие: H2O, N2, CO2, CO, CH4, H2 и H2S, в которых можно выделить макрокомпоненты H2O, N2, CO2 с концентрациями в пределах 5-40 мкг/г образца и остальные микрокомпоненты с концентрациями в пределах 0.1-2 мкг/г, за исключением H2S - продукта восстановления водородом троилита, выход которого увеличивается в 10 раз при перетирании образца. Наблюдаемое изменение содержания паров воды переменно, что связано с ее участием, как основного окислителя, в нескольких конкурирующих реакциях. Относительно низкая концентрация метана и монооксида углерода свидетельствует о том, что большая часть углерода переходит в CO2, а CO и CH4 являются преимущественно продуктами восстановления диоксида углерода в ходе дегазации. Последние при этом начинают дополнительно участвовать в других реакциях, вследствие чего их концентрация со временем уменьшается. При прокаливании перетертого метеоритного вещества при температуре от 200 до 800°С (с шагом в 100°С) была изучена зависимость концентрации получаемых летучих компонентов от времени и температуры и получены определенные оценки относительно границ протекания ряда реакций. Показано, что концентрация углекислого газа постепенно увеличивается от 1 до 13 мкг/г с шагом 2-2.5 мкг/г и по достижении определенного уровня становится относительно стабильной, а содержание водорода линейно возрастает от ~0.01 мкг/г при температуре 200°С до максимального значения 0.48 мкг/г, после чего начинает падать из-за участия в качестве активного восстановителя в различных реакциях, причем с увеличением температуры положение пика смещается. Концентрации CO и CH4 напрямую зависят от количества H2. Полученные результаты непосредственно связаны с процессами формирования древней коры Луны и Земли, а также с проблемой зарождения и эволюции их прото-атмосфер. Можно сделать предварительный вывод о том, что, хотя большая часть летучих была дегазирована магматическим океаном ранней Луны, удерживаемой части достаточно, чтобы поддерживать пониженную плотность верхнего слоя формирующейся коры, вплоть до ее затвердевания. Создана цифровая модель рельефа (ЦМР) северного полюса Луны и разработано специальное программное обеспечение (ПО), позволяющее сопоставлять и обрабатывать данные лазерного альтиметра LOLA и двух оптических камер высокого разрешения LROC, АМС NASA Лунный орбитальный зонд (Lunar Reconnaissance Orbiter , LRO). Использовались данные модели рельефа LRO LOLA (Elevation Model) с разрешением 118 м и модели глобальной мозаики LRO LROC-WAC (Global Mosaic) с разрешением 100 м. Данная ЦМР является базисом для дальнейших работ в рамках гранта, так как по ней можно проследить особенности морфологии в данной области и исследовать корреляцию рельефа и распределения изучаемых веществ по поверхности северного полюса Луны. ЦМР покрывает область северного полюса между широтами -80 и -90. Используя данные спектральной съемки с космических приборов Lunar Prospector и Lunar Reconnaissance Orbiter, находящиеся в свободном доступе, в программе ArcGis были составлены карты содержания водорода на поверхности лунных полюсов. Полученные карты представляют собой полярные области луны от 80° северной и -80° южной широты с изолиниями содержания H, количество которого меняется от <20 до >160 г/т (ppm). При этом, нахождение постоянно затемненных областей (permanently shadowed regions) не изменяет среднюю картину распределения элемента и не порождает аномальных значений. Также были составлены приблизительные карты мощностей реголита, толщина которого изменяется от 5 м в областях кратеров до 15 м на континентальных хребтах. Пересчет запасов водорода производился в программе PetroMod 2017. С помощью карты мощностей была создана 3D модель верхнего слоя реголита полюсов, затем была наложена карта распределения концентрации H. Финальный расчет прогнозных запасов осуществлялся за счет встроенного в пакет программы модуля. Значения прогнозных ресурсов представлены в тоннах на квадратный километр и изменяются от 1200 до 6600. Основные области максимальной концентрации (5,0-6,5*10^3 т/км2) на северном полюсе находятся непосредственно на полюсе и к востоку от кратера Рождественский; на южном полюсе эти области располагаются к северу от кратеров Хауэарс и Шумейкер, также к северу и западу от кратера Кабеус. Расчетные запасы прогнозных ресурсов приведены на водородный эквивалент. При пересчете на воду, прогнозные ресурсы на территориях с максимальной концентрацией составляют 155,80-201,24 т/км2. Разработана и численно исследована модель формирования зародышей системы Земля-Луна из общего разреженного сгущения и последующего роста этих зародышей. Данный сценарий является альтернативным сценарию образования Луны вследствие мегаимпакта, который сталкивается с рядом трудностей. Получены ограничения на величину моментов количества движения при столкновении разреженных сгущений, необходимых для формирования небесных тел со спутниками, в частности, системы Земля-Луна. Показано, что при росте масс зародышей Земли и Луны масса сгущения, родительского для этих зародышей, могла быть меньше 0.02 массы Земли. Получены оценки относительного роста зародышей. Показано, что за время роста массы зародыша Земли в 10 раз Луна могла приобрести 0.04-0.3 своей массы, в зависимости от эксцентриситетов орбит планетезималей, выпадавших на зародыши Земли и Луны. Проведены расчеты миграции малых тел из зоны питания Юпитера и Сатурна и с радиальных расстояний вплоть до 40 а.е. от Солнца, и на основе вычисленных массивов элементов орбит вычислены вероятности столкновений планетезималей с Землей и Луной за динамические времена жизни планетезималей. Проведены расчеты миграции пылевых частиц к Земле и Луне с различных расстояний от Солнца и оценены вероятности их столкновений с Землей и Луной по сравнению с крупными телами. Проведены серии расчетов миграции планетезималей для нескольких вариантов архитектуры планетной системы: для современных орбит всех планет Солнечной системы и для конфигурации системы, в которой Уран и Нептун еще не сформировались. Получены сравнительные оценки суммарных масс планетезималей, выпадавших на Землю и Луну из зоны питания планет земной группы и из-за орбиты Юпитера на разных стадиях эволюции. Показано, что при массах зародышей планет земной группы, близких к их современным значениям, большинство планетезималей выпадало на Землю за время не более 20 млн. лет, причем потоки из зоны питания Земли и из зоны питания Юпитера и Сатурна происходили в одно и то же время. Миграция планетезималей к Земле из-за орбиты Сатурна значительно возросла после завершения аккумуляции Урана и Нептуна и их перехода на современные орбиты. Тела, мигрировавшие из-за орбиты Юпитера, могли выпадать на Землю и Луну в процессе их роста, поэтому в состав их недр вошло вещество из зоны формирования планет-гигантов. Планетезимали в зоне питания системы Земля-Луна могли существовать достаточно долго, до тех пор, пока массы зародышей Земли и Луны оставались небольшими. Перенос тел, богатых летучими, к планетам земной группы из внешних областей Солнечной системы в эпоху ее формирования мог быть источником обилия воды и летучих на Земле и Луне. По нашим оценкам масса воды, доставленной к Земле из зон питания Юпитера и Сатурна и зоны за орбитой Сатурна, могла быть сравнимой с массой земных океанов. Вероятности столкновений с Луной были в ~ 16–17 раз меньше, чем с Землей, для тел, пришедших из-за орбиты Юпитера, и в 25-35 раз меньше для планетезималей из зоны питания Земли, соответственно, на сильно и слабо эксцентричных орбитах. Экзогенный источник воды и летучих на основе рассмотренного миграционного механизма вносит вклад в понимание образования водных ресурсов на Земле, и позволяет объяснить наличие льда воды и летучих в затененных полярных областях Луны. Международные ресурсы по исследованиям в рамках проекта РНФ, выполненным в 2018 г., представлены на сайтах: https://link.springer.com/article/10.1134/S0038094618050040 https://link.springer.com/article/10.1134/S0038094618050052 https://link.springer.com/article/10.1134/S0016702918110022

Аннотация результатов, полученных в 2019 году
Проведены расчеты миграции планетезималей в зоне планет земной группы на нескольких стадиях формирования планет земной группы. На основе полученных элементов орбит мигрировавших планетезималей вычислялись вероятности их столкновений с зародышами планет и Луны. Результаты расчетов показали, что при массах зародышей планет земной группы, составлявших около 0.1 масс планет, зародыш планеты рос в основном за счет планетезималей из окрестности его орбиты. Показано, что Земля и Венера могли приобрести более половины своей массы за 5 млн. лет. Зародыши планет с такими массами, и соответственно зародыш Луны, аккумулировали вещество из всей зоны питания планет земной группы, а не только из зоны около орбиты Земли, как при меньшей массе зародыша Земли. Поэтому в модели мульти-импактов состав вещества, выпадавшего на зародыш Луны, менялся со временем, так как вещество начинало приходить из более широких областей Солнечной системы. Проведенные нами расчеты миграции планетезималей из зоны питания Юпитера и Сатурна показывают, что динамическое время жизни значительной части этих планетезималей не превышало двух миллионов лет. Поэтому вещество этих планетезималей могло выпадать на зародыши Земли и Луны на стадии их формирования. Суммарная масса таких планетезималей, столкнувшихся непосредственно с зародышем Луны, могла быть порядка 10^{-5} от массы Земли. Динамическое время жизни большинства тел в зоне питания Урана и Нептуна не превышало 20 млн. лет после образования крупных зародышей этих планет. Некоторые тела, мигрировавшие из зоны за орбитой Сатурна, могли выпадать на планеты земной группы и Луну в течение длительного интервала времени, а отдельные тела могут выпадать даже в современную эпоху. Вероятность выпадения на Луну тела, первоначально находившегося на расстоянии 20-40 а.е. от Солнца, порядка 5∙10^{-8}. Доля воды и летучих на Луне существенно меньше, чем на Земле, так как значительная часть из них покидала Луну при высокоскоростных столкновениях тел с Луной, а попавшие на Луну летучие и вода через некоторое время покинули ее из-за более слабого, чем для Земли, гравитационного поля Луны. Вода и летучие могли сохраниться в составе лунных пород. При движении Луны вокруг Земли большее число околоземных объектов выпадает на переднюю полусферу Луны, чем на ее заднюю полусферу. Это отношение больше для меньших средних скоростей столкновений. Вероятности столкновений пылинок с диаметром около 10-100 микрон больше (во многих случаях на два порядка), чем вероятности столкновений тел, которые имеют такие же начальные гелиоцентрические орбиты, что и пылевые частицы. Из-за меньших масс и меньших относительных скоростей захват пылевых части зародышем Луны был более эффективен, чем захват тел. Исследованы минералогическая и геохимическая характеристики компонентов лунной брекчии NWA11828, представленных кластами базальтоидных пород, фрагментов импактного расплава, обломков анортит-оливиновых гранулитов и связующей матрицы. Установлено, что, судя по их химическому составу, практически все эти компоненты брекчии возникли из материковых пород высокомагнезиальной серии. Примечательным является ассоциация розовой шпинели с фрагментами оливин-анортитовых гранулитов и присутствие зерен энстатита с Al2O3~ 6,5мас. %. Эта ассоциация возможна при образовании исходных пород (троктолитов) на глубинах 25 – 40 км. Предложенная история образования брекчии включает в себя: а) образование гранулитов по троктолитам при температуре 850 – 900о С, возможно в ложе крупного импактного кратера; б) вынос фрагментов гранулита в результате ударного события на поверхность; в) перемешивание с реголитом материкового состава; г) образование породы в результате крупного ударного события с последующим достаточно длительным прогревом в импактной толще, приведшим к девитрификации стекла; д) выброс обломка брекчии с поверхности Луны и его падение на Землю. Подобная история предполагается и для других полевошпатовых метеоритов, могущих быть близкими к первичным земными породам. Судя по их Ar-Ar возрастам (Korochantseva и др., 2016), часть из них образовалась во время «тяжелой бомбардировки» первичного материала лунной коры. Эти лунные породы – импактные брекчии и фрагменты в них гранулитов – могут быть близкими к первичным земными породам. Такие породы в настоящее время отсутствуют вследствие геологической активности нашей планеты и, соответственно, их переработки. Данные по минералогии и геохимии этой группы метеоритов могут быть использованы для реконструкции процессов, происходивших на ранних стадиях эволюции Земли. Проведены серии экспериментов по дегазации метеоритов. Были изучены метеориты «Aba Pau» (L3) и NWA 12370 (H5). Исследованные летучие компоненты (H2O, N2, CO2, CH4, CO, H2, H2S) условно разделены на макро- (H2O, N2, CO2) и микро-составляющие (CH4, CO, H2, H2S). Повышенные содержания СО2, СО, Н2О и Н2 и пониженные содержания N2 и СН4 в Н-хондрите зависит от содержания железа Обнаружен серооксид углерода (COS) в содержании 10-8÷10-11 г на 1 г образца. В метеоритах с низким содержанием железа (LL и L хондритах) COS был обнаружен COS при дегазации при высоких температурах, а в H-хондрите с высоким содержанием железа) COS проявлялся на протяжении практически всего эксперимента. Установлено, что наличие H2S зависит непосредственно от матрицы объекта, т.е он является полностью реакционным и связанным с процессами разложения железосернистых соединений в метеоритах Проведенные эксперименты предшествуют исследованиям степени удержания метеоритных летучих в лунных породах при импактных процессах. Оптимальным выбором исходной породы стал MORB-базальт. К полученной смеси добавлялись летучие компоненты, H2O и CO2, в замороженном в виде как главные летучие компоненты метеоритного вещества, влияющие на ход кристаллизации из расплава. Сопоставление полученных геохимических данных с результатами минералого-геохимического картирования регионов Луны различного возраста позволит уточнить исходный состав ЛМО и его временную эволюцию, вплоть до остаточной выплавки KREEP-базальтов. Для определения дифференциации в ударном процессе были произведены серии экспериментов по лазерному «удару» образцов базальта и базальтового стекла, которое моделировало стеклянную составляющую агглютинатов и лунного реголита. Показано, что в эксперименте с базальтом только ~ 25% сферул испытали глубокую испарительную дифференциацию, а в опыте с базальтовым стеклом доля таких шариков оказалась ~ 90% Сделан вывод, что стекло подвергается более лёгкому испарению и расщеплению связей, а в случае с базальтовой мишенью доминирует процесс смешения в различных пропорциях расплавов исходных минералов. Корреляции компонентов расплава подтверждают экспериментально предсказанный ряд летучести. В первую очередь теряются легко и умеренно летучие компоненты (N2O, K2O, FeO, SiO2), в то время как CaO, TiO2 и Al2O3 накапливаются в остатке. Для сравнения ранних проявлений лунного вулканизма был рассмотрен ряд вулканических провинций. Данные свидетельствуют об эволюции мантийных выплавок во времени со смещением состава в сторону большего содержания железа и оливина. Более молодые вулканические провинции обладают более основным составом пород, по сравнению с самыми ранними. Магматическую историю Луны можно разбить на три фазы. Ранняя Луна была планетой активного вулканизма, а также подверглась интенсивной ударной бомбардировке. Самый древний вулканизм на лунный представлен крошечными осколками морских базальтов, найденными в континентальной брекчии с Аполлона-14. Основная фаза морского вулканизма началась после стадии LHB, когда новые потоки лавы сохраняли свою структуру, и представляет собой длительный период извержения низко-титанистых базальтов, от 3600 до 3100 млн. лет назад. Поздняя фаза, самые последние проявления вулканизма на Луне, возможно, произошли совсем недавно, ~ 800 миллионов лет назад. Исследования лунной геодинамики во многом опираются на геохимические результаты. Во время формирования коры (первые 400-600 млн. лет) вещество было достаточно вязким и разогретым, практически не реагирующим на удары метеоритов. Пониженная плотность на этом этапе может объясняться высоким содержанием летучих, растворенных в магме, прежде всего H2O и CO2. Мы рассмотрели основные особенности строения ранней Земли и ключевые физические величины ее приливного взаимодействия с Луной с помощью известных данных об эволюции лунной орбиты. Угловая скорость осевого вращения планеты, Ω, и угловая скорость движения спутника по орбите, ω, при этом полагались изначально рассогласованными: ω ≠ Ω. Ранняя Земля полагалась деформируемым планетным телом, свойства которого отличаются от идеально упругого, что характеризуется показателем добротности Q < ∞. Величина Q связана с углом δ запаздывания (при Ω > ω) или опережения (при Ω < ω) твердого прилива по отношению к кульминации приливообразующего тела и является интегральной мерой диссипации приливной энергии в недрах планеты. Показано, что приливная эволюция системы Земля-Луна должна была происходить весьма неравномерно и более всего соответствует реликтовой фигуре Луны гиперболический закон изменения δ(t). В этом случае, период отодвигания Луны от какого-то неизвестного нам близкого к Земле начального расстояния (нами использовано d ~ 20 R) и примерно до половины современного расстояния (т.е. 30 R) можно назвать временем быстрых изменений. Затем начался период относительного покоя, который длился почти миллиард лет, благодаря чему смог застыть МО и сформироваться наблюдаемый реликтовый приливной выступ Луны. Начиная примерно с 1,2 млрд. лет, начался период непрерывного увеличения расстояния Земля-Луна, связанный с ростом диссипации приливной энергии. Модель круговой экваториальной орбиты Луны позволила нам также оценить энергетический вклад приливного трения в тепловой баланс Земли. На основании проведенных исследований были уточнены лунные ресурсы. К наиболее важным ресурсам относятся газовые компоненты и вода. К рудным ресурсам относятся металлы (Al, Ti, Fe и др.), редкие металлы и редкоземельные элементы. Лунный грунт также является ценным ресурсом для использования в качестве местного строительного теплозащитного и радиационно-защитного материала. Летучие газовые компоненты в зависимости от механизма удержания и формы нахождения в лунном реголите подразделяются на три основных типа – имплантированные, слабосвязанные и замороженные летучие. Выделенные типы газовых месторождений отличаются по составу, содержанию, региональному распределению и запасам летучих компонентов. Избирательное обогащение в зависимости от минерального состава лунного реголита приводит к неоднородному региональному распределению концентрации изотопов гелия и других имплантированных газов в лунном реголите. Самые высокие концентрации имплантированного гелия наблюдаются в ильмените, который является главным рудным минералом в морских лунных базальтах. На основе распределения содержания TiO2 по данным спектральной съемки КА «Клементина» были выделены и оконтурены четыре основных категории – 1.0-3.0 вес.% , 3.0-5.0 вес.%, 5.0-8.0 вес.% и 8.0-10.0 вес.% (Приложение, Рисунок 4б) и определена площадь территории для каждой из выделенных категорий. Первые три категории располагаются на территории лунных морей и занимают около 12% площади видимого полушария Луны. Полученная карта выделенных категорий летучих компонентов имплантированного типа также является и картой распределения месторождений Ti, на основе которой в дальнейшем могут быть оценены прогнозные запасы металла различных категорий. Наиболее богатой по содержанию титана является категория I, которая охватывает 687 531 км2. На основе созданных карт цифровой модели рельефа высокого разрешения полярных областей Луны построены карты эпитермального нейтронного альбедо высокого разрешения. Результаты исследования показали, что только в интервале широт 87.5-90° ю.ш. (Приложение, Рисунок 7) полярной области доминирующим по концентрации и распределению по сравнению с другими типами является замороженный тип летучих компонентов. Созданы карты цифровой модели рельефа высокого разрешения полярных областей Луны построены карты эпитермального нейтронного альбедо более высокого разрешения, чем существующие аналоги. Карта охватывает Южную полярную область от 50 до 90° ю.ш., и отображает интенсивность потока эпитермальных нейтронов от поверхности Луны. Была построена регулярная сеть точек через интервалы в 0.1 градуса широты и долготы, и каждой точке присвоено значение растровых ячеек со слоя рельефа и слоя интенсивности отраженного нейтронного потока. Таким образом, получен массив данных из 1.4 миллиона точек, для каждой из которых известна абсолютная высота и значение интенсивности нейтронного потока, ассоциируемого с содержанием воды. Статьи в журналах по исследованиям, выполненным в 2019 г., представлены на сайтах: http://sciencejournals.ru/contents/astvest/2019/astvest3_19v53cont.pdf https://journals.eco-vector.com/0869-5652/article/view/12839 https://link.springer.com/article/10.1134/S0038094619050046 https://yadi.sk/i/ifmloGZ-X-w8cg https://elibrary.ru/item.asp?id=39180392 https://urss.ru/cgi-bin/db.pl?lang=Ru&blang=ru&page=Book&id=257942#FF1 - оглавление и предисловие к монографии «Формирование Луны и ранняя эволюция Земли» (URSS. 2019. 320 с. ISBN 978-5-9710-7283-6)