ученых (Платон, Птолемей и др.).
Около некоторых кратеров наблюдается светлое вещество, ясно образующее лучи, радиально расходящиеся от них. Особенно хорошо развита система лучей около кратера Тихо. Среди других форм лунного рельефа можно отметить валы - длинные узкие возвышения, которые тянутся через моря, а также трещины, и круглые, лишенные вала, чашеобразные лунки или кратерочки. Имеется множество форм аномального характера, например, кратеры с двойным и даже тройным валом, пересекающиеся кратеры и т.д. В расположении и строении форм лунного рельефа можно отметить определенные закономерности. Моря образуют, например, пояс неправильной формы, ширина которого составляет около 60°, а средняя линия идет по большому кругу. К лунному экватору он наклонен на 23°. На материках гораздо больше кратеров и цирков, чем на морях. Общий объем вала и центральной горки кратера приблизительно равен объему впадины, образуемой дном (дно обычно ниже окружающей поверхности). Эта закономерность называется правилом Шретера. Самое благоприятное время для наблюдения лунных деталей - вблизи первой и последней четверти, когда они очень контрастны.
Рис. 158. Фотографии лунной поверхности, переданные телевизионными камерами автоматической межпланетной станции 'Рейнджер-7' (США, 1964 г.): а) высота 19,6 км, самые маленькие кратеры имеют диаметр около 15 м; б) последнее изображение, принятое с борта 'Рейнджер-7', высота около 300 м, размер площадки, изображенной на фотографии, 30Х20 м.
Все неровности лунной поверхности отбрасывают в эти периоды хорошо заметные тени, длина которых тем больше, чем ближе данная деталь к терминатору. По длине теней определяется высота лунных образований. Вершины гор, находящиеся за пределами терминатора, некоторое время освещаются солнечными лучами. Это явление тоже используется для определения высоты лунных гор. Высота образований, расположенных вблизи лимба, находится непосредственно из наблюдений формы лимба. Благодаря либрации этим способом может быть исследована довольно широкая полоса вдоль краев диска. Наконец, либрация позволяет определять высоту еще одним способом: сопоставляя снимки Луны при разных углах поворота, можно получить нечто вроде стереоскопического изображения. Высота лунных образований может быть определена с очень хорошей точностью: тень от горки высотой в 10 м имеет различимые размеры вблизи терминатора. Наибольшая высота лунных гор достигает 9 км.
Рис. 159. Фотография невидимой с Земли стороны Луны, полученная автоматической межпланетной станцией 'Зонд-3' 20 июня 1965г. в 5h25m по московскому времени. Крупное темное пятно справа - Море Восточное. Левее его расположены объекты, невидимые с Земли. В нижнем левом углу - фотометрическая шкала.
Около 40% лунной поверхности оставались недоступными для исследования из-за синхронного вращения нашего спутника до тех пор, пока не был совершен облет Луны советской межпланетной станцией 'Луна-3' (1959 г.). Она впервые сфотографировала обратную сторону Луны. К числу наиболее выдающихся деталей обратной стороны Луны относятся Море Москвы, Море Мечты, кратеры Циолковский, Лобачевский, Ломоносов, Максвелл. Моря, расположенные на обратной стороне Луны, имеют гораздо меньшие размеры, чем на видимой с Земли, кроме того, их очень мало. В 1965 и 1969 гг. советские межпланетные станции 'Зонд-3' и 'Зонд-7' повторили фотографирование обратной стороны Луны (рис. 159). Новые фотографии дают значительно больше деталей, чем прежние. Подтвердилось, что обратная сторона Луны имеет определенные отличия от стороны, обращенной к Земле. Низменные районы на обратной стороне представляют собой не темные, а светлые области, и они, в отличие от обычных морей, были названы талассоидами (мореподобными). На видимой с Земли стороне низменности залиты темной лавой; на обратной стороне этого не произошло, за исключением отдельных участков. Пояс морей, о котором упоминалось выше, продолжается на обратной стороне талассоидами. Несколько небольших морей, найденных на обратной стороне, расположены в центре талассоидов. В апреле 1966 г. был выведен на орбиту первый в мире искусственный спутник Луны 'Луна-10'. Запущенные вскоре американские спутники Луны 'Лунар Орбитер' провели систематическое фотографирование лунной поверхности с разрешением около 200 м (наземные телескопы дают разрешение не лучше 1 км). Аппараты серии 'Рейнджер', совершившие жесткую посадку, фотографировали лунную поверхность при подлете с расстояний всего в несколько километров. 31 января 1966 г. к Луне была запущена советская автоматическая межпланетная станция 'Луна-9', которая 3 февраля 1966 г. совершила, впервые в истории человечества, мягкую посадку на лунную поверхность в Океане Бурь, к западу от кратеров Марий и Рейнер. 4 и 5 февраля станция передала на Землю изображение лунного ландшафта в области прилунения (рис. 160). Этот эксперимент положил начало систематическому исследованию лунной поверхности с помощью АМС, совершающих мягкую посадку. Первые сведения о характере лунной поверхности были получены из астрономических наблюдений. Глаз наблюдателя воспринимает Луну как яркий, слегка желтоватый диск. Это впечатление в некоторых отношениях обманчиво: отражательная способность Луны очень низка. Отражательная способность некоторой плоской поверхности, освещенной параллельными лучами, выражается через ее альбедо. Альбедо - это отношение потока, рассеянного по всем направлениям, к падающему. Аналогичная величина может быть введена для средней отражательной способности сферы. Она носит название сферического альбедо. Сферическое альбедо Луны в визуальных лучах составляет всего лишь 0,06 и, кроме того, альбедо систематически увеличивается с длиной волны, так что на самом деле цвет Луны красноватый, а не желто-белый. Отражательная способность светлых областей в два-три раза больше, чем темных. Самые яркие районы - скопления светлого вещества вблизи лучевых кратеров отражают приблизительно 20% падающего на них света. Спектральная отражательная способность, т.е. зависимость альбедо от длины волны для всех частей лунной поверхности,
Рис. 160. Фотография лунного ландшафта, переданная станцией 'Луна-9' после мягкой посадки.
почти одинакова, различаются только абсолютные величины коэффициента отражения. Поглощенное лунной поверхностью солнечное излучение нагревает ее. Температура днем определяется уравнением теплового баланса
bs T 4 + F = E (1 - A) cos z,(10.5)
где Е - энергетическая освещенность, А - альбедо, z - зенитное расстояние Солнца в данной точке, Т - температура, b - коэффициент излучения, s - постоянная Стефана - Больцмана. В правой части уравнения стоит количество энергии, поглощаемой поверхностью в единицу времени, а в левой - энергия, излучаемая по закону Стефана - Больцмана, плюс отводимая в глубь за счет теплопроводности (F ). Ночью правая часть равна нулю и температура определяется уравнением
bs T 4 + F = 0.(10.6)
Днем поток F направлен от поверхности внутрь, ночью, наоборот, к поверхности, и берется со знаком 'минус'. Согласно закону Вина максимум распределения энергии в спектре собственного теплового излучения подсолнечной точки Луны находится вблизи По мере удаления от подсолнечной точки температура должна уменьшаться, а максимум смещаться в сторону более длинных волн. Для сравнения напомним, что максимум распределения энергии в спектре Солнца находится вблизи 4700 Å = 0,47 мк. Так как планковская кривая очень круто спадает с уменьшением длины волны при l > l max (см: § 108), получается, что в видимой области спектра собственным излучением Луны можно пренебречь; Луна здесь светит только отраженным светом. С увеличением длины волны интенсивность отраженного света уменьшается (поскольку его спектр приблизительно повторяет солнечный), а интенсивность собственного излучения Луны увеличивается. В окне прозрачности земной атмосферы, расположенном в области от 8 до 14 мк, отраженное излучение ничтожно мало по сравнению с собственным, а в радиодиапазоне - тем более. При излучении энергия уходит не с самой поверхности, а с некоторой глубины, которая зависит от длины волны и электропроводности материала. Чем больше длина волны, тем в среднем больше глубина излучающего слоя. Инфракрасное излучение уходит с глубины порядка 0,1 мм, и его интенсивность определяется практически температурой поверхности. А вот радиоволны с длиной 10 см выходят с глубины порядка 1 м. Измерения инфракрасного излучения Луны и ее радиоизлучения показали следующее: 1) В дневное время температура поверхности Луны составляет в полдень на экваторе около 390°К. 2) В ночное время температура поверхности очень низка, = 100-120° К. 3) Теплопроводность, определяющая величину F, очень мала; она близка к теплопроводности сухого песка в вакууме. Колебания температуры от дня к ночи почти полностью сглаживаются уже на глубине 10 см. Итак, астрономические наблюдения указывали на пористый характер лунного поверхностного материала. Это подтвердили исследования лунного грунта, проводившиеся сначала на Луне первыми космическими аппаратами, совершившими мягкую посадку.
