Лунный грунт из Моря Изобилия

Tags: луна и система земля-луна прикладная геология и геофизика геологические методы поисков и разведки интерпретация результатов

Similar

Геологи изучают планеты

Путешествия к Луне

От «Спутника» до «Глонасса»

Text

ACADEMY OF SCIENCES
OF THE USSR
Order of Lenin
V. I. Vernadsky Institute
of Geochemistry
and Analitical Chemistry
LUNAR
SOIL
from Sea
of Fertility
e
«NAUKA» PUBLISHING HOUSE
Moscow
1974
АКАДЕМИЯ НАУК СССР
Ордена Ленина
Институт геохимии
и аналитической химии
им. В. И. Вернадского
ЛУННЫЙ
ГРУНТ
из Моря
Изобилия
в
ИЗДАТЕЛЬСТВО «НАУКА»
Москва
1974
УДК 523.36:550.84
Сборник содержит статьи советских и иностранных ав-
торов, посвященные исследованию лунного грунта, до-
ставленного советской автоматической станцией «Лу-
на-16». Рассмотрены физические и механические свой-
ства лунного грунта, много работ посвящено минера-
логическим исследованиям и изучению химического
состава и распределения редких элементов в реголи-
те, отдельных фрагментах пород и минералах. Объект
исследования — лунный грунт — сложен. Компоненты,
составляющие его, представлены и первичными маг-
матическими лунными породами, и образованиями, воз-
никшими на поверхности Луны за время ее длитель-
ной истории. Рентгеноструктурный и рентгеноспек-
тральный методы, масс-спектрометрия, мессбауэров-
ская и рентгеноэлектронная спектроскопия, ЭПР. ак-
тивационный анализ и многие другие новейшие мето-
ды позволили охарактеризовать пробы грунта с самых
различных сторон. Геохимическая характеристика при-
ведена в сопоставлении с геохимическими особенно-
стями проб, доставленных американскими экспедици-
ями «Аполлон». Большое значение имеют работы по
определению геохронологическими методами возраста
реголита и отдельных частиц магматических пород, по-
казавшие их большую древность и сопоставимость
полученного возраста с возрастом Земли и ее древней-
ших геологических формаций.
The collection of articles will contains articles of both
Soviet and foreign authors dealing with the study of
lunar soil which had been brought back to Earth by
Soviet automatic station «Luna-16». Physical and mecha-
nical properties of lunar soil are examined; many artic-
les are devoted to mineralogical studies as well as stu-
dies of chemical composition and distribution of rare
elements in the regolith and certain fragments of lunar
soil and minerals. Lunar soil —the object of study—is
complex. It consists of components comprised of both
magmatic lunar rock as well as formations that emerged
on the surface of the Moon during her long existence.
Various methods — X-ray structural and X-ray spectral
methods, mass-spectroscopy, Massbauer- and X-ray ele-
ctronic spectroscopy, electron spin resonanse, activation
analysis as well as many other modern methods make
it possible to obtain complete characteristics of the
samples. The geochemical characteristic is given in
comparison with the geochemical properties of the
samples selected by he US «Apollo» missions.
The absolute geochronological age determinations
of the regolith and certain fragments of magmatic lu-
nar rocks are of great importance. These studies indi-
cate these rocks to have the age comparable with that
of the Earth and their ancient geological formations.
Ответственный редактор
академик А. П. ВИНОГРАДОВ
Editor-In-Chief
academician A. P. VINOGRADOV
20805-0082
-1 -----------D3-72-57-12
042(01)—74
g Издательство «Наука», 1974 г.
ПРЕДИСЛОВИЕ
В книге «Лунный грунт из Моря Изобилия»
собрано более 90 работ, посвященных изучению
разпозернистой породы — реголита, доставлен-
ной советской космической автоматической стан-
цией «Лупа-16». Большинство работ па русском
языке печатается впервые. Отбор пробы грунта
и возвращение ее на Землю при помощи авто-
матической станции был осуществлен в сентяб-
ре 1970 г. Автоматическая станция опустилась
в северо-восточной части Моря Изобилия. В
настоящее время стало хорошо известно, что на
поверхности Луны находится слой рыхлого по-
верхностного разнозернистого материала, рего-
лита, характер которого изменяется от одной
провинции Луны к другой. Особенно значитель-
но различаются по своим свойствам и составу
реголиты из областей лунных морей и высоко-
горных материковых областей Луны. Реголит
«Луны-16» представляет типичную породу мор-
ских территорий Луны. Он состоит из частиц
различного размера — магматических пород ти-
па базальтов и частиц, подверженных заметным
преобразованиям на поверхности Луны — оплав-
лению, спеканию, образованию сфероидов и т. п.
Каждая частица реголита хранит историю собы-
тий на поверхности Луны. Вот почему, как чи-
татель убедится сам, ученые разных стран — Со-
ветского Союза, США, Франции, Венгрии — с
исключительной тщательностью излагают в кни-
ге свои сложные исследования реголита Луны.
Для исследования реголита Луны, кажется, бы-
ли использованы все современные физико-хими-
ческие средства.
Исследования реголита «Луны-16», естест-
венно, сопоставлялись с аналогичными данными
для реголита Моря Спокойствия и Океана Бурь,
доставленного космонавтами «Аполлона-11» и
«Аполлона-12», в частности с данными, полу-
ченными в лабораториях СССР. Благодаря боль-
шому объему исследований в настоящее время
мы уже достаточно много знаем о морских тер-
риториях Луны, об их поверхности, горных поро-
дах — морфологии, минералогическом и петро-
графическом составе, возможном способе их об-
разования, геохимии этого процесса, об абсолют-
ном и радиационном возрасте реголита и многом
другом. Исключительное значение имеют дан-
ные о галактическом и солнечном излучении,
воздействии их на лунное вещество. Реакции,
возникающие под их влиянием, оставляют в ве-
ществе Луны изотопные и другие метки, кото-
рые являются записью космической истории
Луны. Это космохимическое направление, кото-
рое, несомненно, приобретет в ближайшее время
еще большее значение в области изучения гео-
химических процессов в космосе, представлено
и в сборнике.
Все, что мы узнали о лунных породах, имею-
щих древний возраст, позволяет нам впервые
ближе подойти к истории Земли в первые эта-
пы ее жизни — примерно первый миллиард лет
ее существования. Очень вероятно, что многое
из того, что мы видим сохранившимся в ланд-
шафте Луны, на Земле исчезло под мощными
осадками. Таким образом, представляется воз-
можным расширить изучение геологической ис-
тории Земли не только наших дней, но и зарож-
дения планеты. Работы, помещенные в нашем
сборнике, вместе с тем послужат объединению
усилий ученых, посвятивших свои силы сравни-
тельной космохимии.
Хотелось еще остановиться на специфике
сборника. Естественно, что терминология, при-
меняемая в настоящее время к лунным породам,
в том числе и к самому реголиту, основывается
на представлениях о земных объектах. Однако
использование ряда терминов нельзя признать
удачным. Прежде всего необходимо отметить
столь широко применяемые в иностранной лите-
ратуре названия поверхностной лунной поро-
ды — «лунная почва» или просто «почва»
(soil — англ.). Применительно к земным услови-
ям почвы — это продукт сложного комплекса яв-
лений и процессов и прежде всего активного воз-
действия биосферы, климата. Общеизвестно, что
на одинаковых коренных породах в различных
6
П редисловие
климатическо-ландшафтных зонах формируются
почвы разного типа. В связи с отсутствием на
Луне биолого-климатических факторов, воды
применение к поверхностной лунной породе
названия «почва» неправомерно. Поэтому мы ис-
пользуем, может быть, более общий, более тех-
нический термин— «грунт», или «лунный
грунт». При этом, естественно, подразумева-
ется, что другой термин «реголит» является его
синонимом. Последний введен в литературу Ме-
риллом в 1897 г. для обозначения совокупности
всех поверхностных рыхлых образований —
почв, аллювиальных, элювиальных, гляцпаль-
пых, коллювиальных и других отложений — не-
зависимо от способа образования. Для Земли он
не привился, по для Лупы, особенно в условиях
пока еще явно недостаточной ее изученности,
такой обобщающий термин следует признать
очень удачным, и мы им широко пользуемся на-
равне с «лунным грунтом».
Другой термин, который используется широ-
ко в американской литературе, это fines — фрак-
ция реголита меньше 1 см, как было определено
в сообщении о предварительных результатах ис-
следования реголита и образцов «Аполлопа-11».
Применительно к колонкам грунта, доставлен-
ным советскими автоматическими станциями,
можно сказать, что весь объем их материала
принадлежит к fines, что, таким образом, делает
его в данном случае полным синонимом «лун-
ного грунта» и «реголита». К тому же это новое
для английского языка слово невозможно просто
перевести по-русски, и его приходится заменять
в каждом конкретном случае определениями,
которые лучше передают характеристику объек-
та — мелкая фракция реголита, мелкий грунт
и т. д.
Очень удачным следует признать применение
к лунным образованиям типа спеков названия
агглютинат и мпкроагглютинат, первый из кото-
рых используется для описания земных спечен-
ных шлаковых и пепловых пород со стеклова-
тым цементирующим, сваривающим мате-
риалом.
Американскими исследователями для обозна-
чения специфичных базальтовых пород, богатых
калием (К), редкими землями (REE) и фосфо-
ром (Р), было введено сокращение KREEP, пер-
воначально примененное к стеклам и их поро-
дам-эквивалентам по нормативному составу, а
позднее и к собственно базальтовым породам
такого типа. Сокращение удачно передает основ-
ную геохимическую специфику объектов, и,
поскольку эта группа пород является крайне
важной для лунной петрологии, то постоянное
использование аббревиатуры KREEP в русском
тексте создает большие неудобства. Поэтому в
переводе она всюду заменена на слова «крип»,
«крпповый компонент», «крпповый базальт».
Аналогию можно провести с такими терминами,
как сиаль, сима, спматпческпй, спалпческпй,
мафический и т. д. Мы полагаем, что этот термин
легко войдет в практику, тем более что, по-вп-
димому, па породы крипового типа будет обра-
щено существенное внимание и среди земных
образований.
Во избежание путаницы между английскими,
латинскими и русскими названиями мы исполь-
зовали, как правило, русские и наиболее употре-
бительные названия морей, кратеров, гор и т. п.
объектов на поверхности Луны. Например, выб-
рано название Море Изобилия, а не Море Плодо-
родия.
Колонка «Луны-16» была подразделена на-
ми на слои А, Б, В, Г, Д. Пробы зарубежным
коллегам выдавались нз зон А, Б, В, Г, что в
английской и французской транскрипциях вы-
ражалось разными способами, либо А, В, С, D,
либо А, В, С, G. Опять-таки во избежание пута-
ницы при переводе все номера проб приведены к
нашей номенклатуре А, Б, В, Г. В то же время
для номеров шлифов «Луны-16», изготовлен-
ных, например, в Смптсонпанской астрофизи-
ческой обсерватории, сохранены номера с ин-
дексами SAO (например, шлиф SAO-ЗОЗ и
т. д.).
В связи с этим для последующих привозов
проб, начиная с «Луны-20», буквенное подраз-
деление колонок применяться не будет — все
слои будут иметь либо арабскую, либо латин-
скую нумерацию.
Переводы статей сделаны по препринтам и
журналу Earth and Planetary Science Letters,
1972, 13, № 2. Статья К. Аллегре и др. переве-
дена из С. R. Acad. Sci. Paris, ser. D, 1971,
t. 273, s. 779. Хотелось бы отметить предвари-
тельный характер ряда статей и советских, и
зарубежных исследователей и то, что многие
работы переводились с препринтов. Там, где
представлялась возможность, в подобные пере-
воды были введены коррективы по опубликован-
ным в журналах вариантам работ. К сожалению,
не всегда и не в полном объеме это удалось
выполнить.
Выход в свет настоящего сборника не подво-
дит черту под исследованием пробы «Луны-16».
Оно продолжается наряду с изучением других
проб и в наших и в зарубежных лабораториях,
и на этом этапе детального исследования может
быть обнаружено еще много интересного.
А. П. Виноградов
А. П. Виноградов
ПРЕДВАРИТЕЛЬНЫЕ
ДАННЫЕ
О ЛУННОМ ГРУНТЕ,
ДОСТАВЛЕННОМ
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Сообщаются итоги предварительных исследовании
образца лунного грунта, доставленного автоматической
станцией «Луна-16». Приведены сведения о грануло-
метрических характеристиках реголита, его оптических
свойствах, типах слагающих его пород, минеральном
составе. Определен химический состав макро- и микро-
элементов для различных частей колонки и для лунно-
го базальта. Изучен изотопный состав инертных газов
и некоторых элементов. Возраст по Rb/Sr методу оп-
ределяется в 4,85—4,25 млрд. лет.
Как уже известно, автоматическая станция
«Луна-16» доставила образец лунного грунта»
взятого в Море Изобилия, в его северо-восточ*
ной части, в точке с координатами 0°41' южной
широты и 56° 18' восточной долготы, примерно в
100 км к западу от кратера Уэбб (рис. 1).
Море Изобилия носит следы сравнительно
спокойного опускания, берега его не имеют коль-
цевого гористого обрамления и имеют изрезан-
ные очертания. Море представляет собой равни-
ну с проходящими по ней невысокими (100—
300 м) валами разветвленного типа. Лучевых
систем крупных кратеров на этом участке нет.
Лунный грунт Моря Изобилия характеризует
новый район «морской» поверхности Луны. Та-
ким образом, три обширных моря на видимой
стороне, расположенных вдоль экватора Луны:
Море Спокойствия (образцы «Аполлона-11»),
Океан Бурь (сборы «Аполлона-12») и Море Изо-
билия (образцы «Луны-16»)—дают возмож-
ность довольно полно представить характер по-
верхностных горных пород Луны.
Рыхлый поверхностный материал Моря Изо-
билия— реголит — был взят при помощи бура,
который углубился в породу до 35 см. Глубже
он коснулся твердой породы пли отдельных
крупных фрагментов горной породы. Колонка
реголита заполнила бур. В гелиевой камере ко-
лонка сыпучего грунта — реголита — была пере-
несена на приемный лоток и не имела видимой
слоистости, казалась однородной (рис. 2). Толь-
ко небольшая часть грунта у забоя, на глубине
35 см, была сложена крупнозернистым материа-
лом. Общий вес реголита, доставленного «Лу-
ной-16», 101 г. Реголит в целом представляет со-
бой разнозернистый темно-серый (черноватый)
порошок, который легко формуется или слипает-
ся в отдельные рыхлые комки. Зерна либо оплав-
лены, округлены, либо угловатые. Зернистость
реголита увеличивается с глубиной: преоблада-
ют средние размеры зерен около 0,1 мм. Число-
вое распределение зерен хорошо соответствует
степенному закону, которому подчиняется рас-
пределение частиц при многократном дроблении.
Медианный размер зерен увеличивается с по-
верхности в глубину реголита от 70 до 120 мкм.
На этом основании и по характеру колонки ре-
голита можно было разделить ее на несколько
зон: А, Б, В, Г, Д. Реголит каждой зоны подвер-
гался изучению. Зона А, Б, тонкозернистый ма-
териал с малым содержанием грубой фракции,
занимает от 0 до 15 см длины колонки. Зона
В, Г, разнозернкстый материал с включением
обломков пород и других частиц размером более
3 мм, — от 15 до 33 см длины колонки. Зона
Д — крупнозернистый материал — от 33 до 35 см
длины (рис. 3).
Таким образом, мощность реголита в Море
Изобилия, в точке забора пробы, небольшая,
около 35 см и, возможно, достигает 0,5—1 м или
несколько более 1 м, напоминая мощность рего-
лита в Океане Бурь, которая допускается ~до
1—3 м, тогда как для Моря Спокойствия она до-
пускается до 6 м. Вероятно, истинной средней
мощности реголита мы пока не знаем.
Изучение физических свойств показало, что
реголит имеет объемный вес в естественном за-
легании около 1,17 (1,20) г!см2.
Путем механического уплотнения его плот-
8
А. П. Виноградов
ность может быть доведена до 2,3 г!см3. Удель-
ная теплоемкость 0,17 ккал!кг- град, теплопро-
водность 1,9-10-3 ккал/м-час-град, удельное
электросопротивление 3,42-106 ом-м и т. д. Это
относится к реголиту не в естественном залега-
нии, а при условии давления окружающей среды
10-5 торр и нагрузке на реголит 160 кг/м\
Были определены оптические свойства. Для
Моря Изобилия в среднем альбедо равно 0,069,
а в ближайшем районе к месту посадки «Лу-
ны-16» —0,105. Непосредственное определение
на образце реголита —0,107. Нормальное альбедо
несколько повышается в красных лучах: 0,086 в
ультрафиолетовой области, 0,126 — в ближней
инфракрасной и 0,107 в видимой области спект-
ра. По индикатрисам отражения отчетливо за-
метна зеркальная составляющая, причем угол
максимального отражения света несколько боль-
ше угла падения. Эта закономерность усилива-
ется с увеличением длины волны света и с
уменьшением угла освещения.
Рыхлый грунт лунных морей, реголит, при
микроскопическом исследовании имеет очень
контрастный характер по сравнению с рыхлым
грунтом Земли. Реголит не похож также и на
пепел земных вулканов. Могут быть выделены
две основные совокупности частиц: частицы пер-
вичных магматических поверхностных пород ти-
па базальтов, на что мы указали еще на основа-
нии данных гамма-спектров поверхности Луны,
полученных автоматической станцией «Луна-10»
в 1966 г., и частицы, подвергшиеся заметным
преобразованиям на поверхности Луны. Если
для первых характерен удивительно свежий об-
лик, наблюдающийся на Земле лишь на свеже-
раздробленных образцах неизмененных пород,
они практически не несут окатанности и облада-
ют угловатыми формами, то вторые имеют явные
следы оплавления — спекшиеся частицы слож-
ной формы, остеклованные с поверхности, замет-
ное количество сферических оплавленных обра-
зований — вроде застывших капелек, стеклян-
ного и металлического облика, подобно «косми-
ческим шарикам» на Земле. Это указывает на
то, что они образовались из жидкости и быстро
застыли. Под микроскопом частицы реголита
показаны на цветной табл. II, 2, а на цветной
табл. III разные частицы собраны в группы: габ-
бро, базальты, анортозиты, брекчии, шлаки и спе-
ки, стекла и монозерна, шарики, разные частицы
(см. также рис. 4). На растровом электронном
микроскопе видно (рис. 5, 6), как крупные сили-
катные частицы облеплены мелкой фракцией
других частиц. Содержание разных частиц до
фракции реголита + 0,45 мм показано в
табл. 1.
Частицы базальтовых пород имеют по край-
ней мере два типа, характеризующих условия
застывания базальтового расплава,— мелкозер-
нистые базальты (со стеклом) и крупнозерни-
стые базальты габброидного типа (соответствен-
но, цветные табл. VII, 7, 2 и VIII, 7, 2). Они име-
ют офитовую структуру и составляют около V4
всей крупнозернистой фракции (свыше 0,45 мм).
Основные минералы этих пород — плагио-
клазы, пироксены, ильменит, реже оливин.
Их относительное содержание меняется заметно
в различных частицах; таким образом, уже мож-
но сказать, что на Луне имел место вулканиче-
ский процесс с излиянием базальтов и, очевидно,
образованием лунной коры, мощность которой
точно еще неизвестна.
Таблица 1. Распределение частиц различных по-
род по фракции 4- 0,45 мм по зонам А, Б, В, Г (в %>
Порода А Б в Г
Габбро 13,1 17,5 8,1 15,2
Базальт 7,3 9,0 4,9 7,9
Анортозит 1,1 3,7 2,5 4,5
Брекчии 33,9 41,4 35,5 8,3
Шлаки и спеки 40,0 17,5 41,8 53,5
Стекла и монозер- на 2,3 4,0 6,2 6,1
Шарики 1,2 1,3 1,2 1,6
Разные частицы 1,2 5,7 — 2,6
Общее число ча- стиц, шт. 838 297 2351 755
Вес фракции, г 0,230 0,100 0,560 0,260
На наш взгляд, этот универсальный процесс
излияния легкоплавкого материала из недр Лу-
ны (с дегазацией) шел по механизму зонного
плавления. Встречаются и полевошпатовые по-
роды (анортозиты), белые кристаллические зер-
на. Содержание их незначительно. Их проис-
хождение и на Земле не очень ясно.
Брекчии — сцементированные, литифициро-
ванные породы, образовавшиеся в результате
уплотнения мелкораздробленного материала ре-
голита и содержащие в различных пропорциях
все компоненты, включая частицы первичных
магматических пород, железо-никелевый сплав
и т. п. Для некоторых брекчий отмечается ока-
танная форма частиц, а иногда и слабое уплот-
нение, что приводит к легкому их разрушению.
Брекчии магнитны, они составляют до 40% об-
щего числа частиц.
Рис. 1. КАРТА ЛУНЫ
с
10
А. П. Виноградов
Шлаки п спеки представляют собой мелкие
спекшиеся частицы, образующие агрегаты очень
сложной неправильной ветвистой формы. В их
состав входят все компоненты реголита.
Стекла, остеклованные и ошлакованные ча-
стицы распространены широко, по крайней мере
половина всех частиц реголита оплавлена или
ошлакована с одной или нескольких сторон.
В зависимости от состава (содержаний Fe и Ti и
др.) они имеют разный цвет — от темпо-бурого
до черного топа. Встречается как пузыристое
шлакообразное оплавление, так п гладкое гла-
зурное остекловывание. Это типичное лунное оп-
Р п с. 2 Фотография лунного грунта на лотке в приемной ка-
мере. В глубинной части колонки, на лотке виден более крупно-
зернистый материал
Р и с. 3. Схематическая колонка лунного грунта
лавление, происходящее при мгновенном нагре-
ве холодной в целом частицы.
Застывшие капли — шарики и сходные обра-
зования. Шарики разные по форме — грушевид-
ные, гаителевпдные, по окраске — прозрачные,
мутновато-белые, зеленоватые, желто-бурые, не-
прозрачные, часто пустотелые. Блеск их от
стеклянного до металлического. Число их уве-
личивается в мелких фракциях. Образуются они
при температурах, существенно превышающих
температуру плавления пород, прп их разбрыз-
гивании в расплавленном состоянии.
Наконец, встречаются зерна отдельных ми-
нералов: плагиоклаза, оливина, анортита, пирок-
сена, шпинелей, ильменита, железные частицы.
К железо-ипкелевым частицам в реголите мы
вернемся позже. О характере содержания раз-
личных минералов в реголите дает представле-
Таблица 2. Результаты измерений мессбауэров-
ских спектров лунного вещества
OcHabHbie зонbi
о
о.
(указан средний размер
иаса?иц фракции
менее / мм)
Г 0 см------------- ч ,
-10
- 15
-20
-25
'-30
6

Г дер дал г ар нал
парада (или ее
фрагмент^/ )
m
11
* §
В (90мОм)
£ $
н
н.
h
h *
Г(120мкм)
Д
КрулнозернистЬ/й
материал
Д(70мкм) О
hh
w
Б (80 мОм)
Минерал Доля общей площади мессбауэровского спектра железосодержащего минерала, %
наши измерения США («Аполлон-И»)
А-3 А-3 Г-8, +0,20—0,45 84-14 45-24
Ильменит 7,7 6,7 9,2 19,7 26,9
Пироксен 69,0 71,5 65,1 67,6 60,8
Оливин 18,8 16,7 25,5 4,4 6,1
Железо 4,5 5,1 Не подсчитано 5,8 2,1
Троилит <1 <1 <1 <1 <2
Магнетит ^2 <2 ^2 1,4 2,1
ние табл. 2. Из нее следует, что содержание, на-
пример, оливина в общем довольно заметно и
напоминает его содержание в реголите образцов
«Аполлона-12», тогда как содержание оливина
в образцах «Аполлона-11» значительно меньше.
Содержание же, например, ильменита, близко к
его содержанию в образцах «Аполлона-12», тог-
да как в образцах «Аполлона-11» его заметно
больше, чем в образцах «Луны-16» и «Аполло-
на-12». Оливин находится в реголите только в
виде отдельных монокристаллических осколков
неправильной формы (остроугольные кусочки),
различной окраски, а также в составе частиц
габбро. Рентгенограммы указывают на отсутст-
вие деформации решетки и эффектов двойнико-
вания, т. е. отсутствие напряженности решетки.
Это обычная а-модификацпя оливина и характе-
ризуется неупорядоченным распределением ато-
мов магния и железа в структуре. Как видно из
данных микрорентгеноспектрального анализа
Предсарителъные данные о лунном грунте, доставленном автоматической станцией «Лцна-16»
11
шлифа подобной силикатной частички, она име- ет состав (в вес. %):
SiO2 36,0 ai2o3 0,05
MgO 27,5 fiO2 <0,01
FeO 33,8 CoO 0,03
CaO 0,38 NiO <0,01
MnO 0,29
C12O3 0,15 98,2
Это однородны й кристалл оливина, желези-
стость которого 40 мол. % Fe2SiO;; состав
отвечает молекулярной формуле: [Mgi.i4Feo,79
(Са, Mg, Cr)o.o2]Si04.
Самым распространенным минералом рего-
лита является анортит, затем авгит и ильменит.
Анортит встречается в виде мелкозернистых
агрегатов it образцах базальта, габбро, шари-
ках и в мелкой фракции реголита. Одиночных
монокристаллов не найдено. Плагиоклаз най-
ден также в виде монокристалла триклинной
симметрии. Пироксены типа авгитов-пижонитов
встречаются в кусочках породы, где они в ряде
случаев играют главную роль в базальтах габ-
бро. С помощью рентгеиосиектралыюго анали-
за было изучено распределение элементов в
шлифах базальта, что помогло идентифициро-
вать минералы (рис. 7).
Ильменит обнаруживается в валовой пробе
реголита, иногда в сростках с авгитом. Обнару-
жена хромистая шпинель в виде монокристал-
лов темного цвета. Что касается магнитного
материала, то можно привести микрорептге-
цоснектральпый анализ образца 3-46. Анализ
с поверхности (без приготовления шлифа)
показывает неравномерное распределение Fe,
Ni, Сг, Ti, Si, Al. Mg. Ca. Выделяются зоны с
породообразующими элементами и зоны с по-
вышенными концентрациями Fe и Ni — Fe ~
6%, a Ni ~ 1% (рис. 8). В некоторых точках
наблюдается содержание железа до 66%, а
тшкеля — до 6%. Однако методом мессбауэров-
ской спектроскопии не удалось в магнитных
Рис. 4. Различные типы частиц: шарики и сферические обра-
зования, стекла, спеки
Р и с. 5. Изобралсенне частиц тонкой фракции реголита, полу-
ченное на растровом электронном микроскопе во вторичных
электронах. Крупные силикатные частицы облеплены более
мелкими
Рис. 6. Изображение частиц тонкой фракции реголита, полу-
ченное на растровом электронном микроскопе во вторичных
электронах. Крупные силикатные частицы с сечением, близким
к гексагональному, и следами роста на поверхности присыпаны
очень мелким материалом
12
.1. П. Виноградов
Рис. 7. Снимки участка шлифа крупнозернистого базальта
(габбро), полученные на рентгеновском микроанализаторе
Минералы: Пи — пироксен, Ил — ильменит, Пл — плагио-
клаз; картины распределения алюминии, магния, титана, же-
леза
частицах обнаружить Ni. Рентгеновский анализ
железных частиц обнаруживает a-железо, т. е.
камасит. Обнаружить тэнит не удалось. Объем
железных частиц не достигает 1 % в реголите.
О происхождении этих частиц трудно сейчас
сказать что-либо определенное. Как мы увидим
дальше, количество никеля в реголите, по срав-
Р и с. 8. Растровые изображения магнитной частицы, заре-
гистрированные на рентгеновском микроанализаторе
а — изображение в поглощенных электронах; б — картина
распределения железа; в — кремния; г — никеля
пению с его содержанием в монолитной поро-
де (базальтах), увеличивается в случае мате-
риала «Луны-16», а также «Аполлона-! 1» и
«Аполлона-12» в среднем в 5 раз, а кобальта
лишь в 1,5 раза максимум. Вместе с тем мы
видим очень малое содержание платиноидов в
реголите, тогда как в железных метеоритах их
во многие сотни раз больше, чем в породах.
Химический анализ был параллельно сделан
рентгеноспектральпым (главным образом ос-
новных элементов), масс-спектральным (все
элементы), спектральным и активационным ме-
тодами, выборочно для отдельных элементов
(табл. 3).
Как мы видим, колебания главного состава
реголита на четырех уровнях незначительны.
Гораздо заметнее различие составов между ре-
голитом и базальтовой породой. Если мы срав-
Предсарителъныр данные о лунном грунте, доставленном автоматической станцией «Луна-16»
13
Таблица 3. Содержание макроэлементов во фрак-
ции реголита зон Л, Б, В, Г (в вес. %)
Компонент Реголит Базальт
A Б в Г
SiO2 41,7 41,2 42,5 41,3 43,8
AI2O3 15,32 15,40 15,45 15,15 13,65
FeO 16,80 16,55 16,30 16,90 19,35
CaO 12,20 12,80 12,42 12,55 10,40
MgO 8,73 8,82 8,96 8,60 7,05
TiO2 3,39 3,46 3,30 3,42 4,90
ZrO2 0,015 — 0,013 — 0,04
Сг20з 0,31 0,25 0,30 0,26 0,28
MnO 0,21 0,20 0,20 0,22 0,20
Na2O 0,37 0,36 0,36 0,28 0,33
K2O 0,10 0,12 0,10 0,10 0,15
S 0,19 0,20 0,18 0,25 0,17
ним состав пород «Луны-16» с образцами по-
род Луны «Аполлона-11» и «Аполлона-12», то
различия в целом также невелики, за исключе-
нием содержаний Ti, Zr и некоторых других
химических элементов, находящихся в лунных
породах в малых количествах (микроэлементы;
табл. 4).
Нужно отметить высокие содержания F, S,
С1 и других летучих, которые диссипировали с
Луны. Однако в частпцах реголита наблюдают-
ся вакуоли, возможно, содержащие вульгар-
ные газы; они исследуются.
Сравнение химического состава реголита и
монолитных пород трех морей указывает на то,
что материал везде имеет один и тот же харак-
тер с вариацией состава как реголита, так и
монолитных пород. Наиболее резкое различие
в составе пород «Луны-16» заключается в низ-
14
А. П. Виноградов
Таблица 4. Содержание микроэлементов в породах «Луны-16» (масс-спектральные и спектральные
определения; в ч.н.млн.)
Эле- мент Реголит _ Ба- зальт Эле- мент Реголит Ба- зальт Эле- менл Реголит Ба- зальт
A Б в r A Б в r A Б в r
Li* 10 10 Ga 11 4,9 1,2 РЬ 6,4 6,6 7 6 7,7
Be* 2,8 2 2,7 — Ge 1,3 1,2 1,2 1,5 2,5 I 40,15 0,26 0,14
F 265 292 246 277 181 As 0,4 0,36 0,6 0,3 2,9 Y 5 49 50 56 58
В 4,5 3,9 6 4,6 5 Se 0,45 0,5 — 0,4 0,7 La 27,3 8 7,4 7,2 7,7
Р — 254 — 200 511 Br 0,26 0,27 0,24 0,33 1,3 Се 1 26 : 24 23 24,6
Sc 27 33 23,3 25 20 Ru 0,03 0,044 0,01 — 6 Рг 4,5 4,7 4,6 4,5 4,8
Cl 66 74 36 72 — Rh — 0,0037 — — Nd 20 28 21 23 25
V 64 73,5 55,3 55 42,5 Pd 0,0086 0,012 — 0,01 0,027 Sm 5,6 6,8 6,2 6,8 7,1
Со 68 56 44 61 29 Ag* 0,05 0,059 0,02 0,07 0,2 Eu 1,6 1,2 1,3 1,4 1,2
Ni 190 137 250 178 147 Cd 1 0,75 1 1,3 — Gd 6,0 4,7 4,6 5,8 4,8
Си 36 39,8 35 36 13 In 0,06 0,025 0,086 0,08 Tb 0,75 1,0 0,9 0,9 0,9
Zn 10 20 33 21,5 26 Ba 42 259 37 48 206 Dy 5,0 5,3 5,0 5,0 5,2
Rb 3 6,3 5,5 — —. Si 1,6 1,4 2 4 Ho 2,0 2,2 1,9 1,8 2,0
Sr 90 156 — 182 445 Sb 0,4 0,3 0,7 0,35 0,5 Er 5,0 5,0 5,0 4,7 5,0
Cs 0,06 , 0,26 — 0,08 0,75 Те 0,2 0,15 0,2 __ Tm 0,4 0,4 0,4 0,4 0,4
Zr 350 334 354 346 — W — 4,7 5,3 7,5 9 Yb 3,5 3,6 3,5 3,5 3,6
Hf 1,1 3,6 1,2 1 о,з Au 0,0033 0,0013 0,003 Lu 0,28 0,3 0,3 о,з о,з
Mo 7 12 3,6 5 1,2 T1 0,3 0,2 — 0,5 — — — — — —
• Спектральное определение.
Таблица 5. Сравнение состава реголита и кристаллических пород из трех морей (макроэлементы, в %
микроэлементы, в ч.н.млн.)
Кристаллическая порода
Реголит
Компонент Море Спокойст- Океан Бурь, Море Изоби-
лия, сбор *<Апол- сбор «Аполло- лия, сбор
лона-11» на-12» «Луны-16»
Море Спокойст-
вия, сбор
«Аполлона-11»
(среднее)
Океан Бурь,
сбор «Апол-
лона-12»
Море Изобилия,
сбор «Луны-16»
(среднее)
SiO2 41 40 43,8 43 42 41,7
AI2O3 12 11,2 13,65 13 14 15,33
TiO2 10 3,7 4,9 7 3,1 3,39
FeO 19 21,3 19,35 16 17 16,64
MgO 8 11,7 7,05 8 12 8,78
CaO 10 10,7 10,4 12 10 12,49
Na2O 0,5 0,95 0,38 0,54 0,4 0,34
K2O 0,12 0,065 0,15 0,12 0,18 0,10
MnO 0,4 0,26 0,20 0,23 0,25 0,21
СГ2О3 0,6 0,55 0,28 0,37 0,41 0,28
ZrO2 0,1 0,023 0,04 0,05 0,09 0,013
NiO (0,007) — 0,04 0,03 0,025 —
Rb 2,5 0,64 —. 2,2 3,2 5,9
Ba 90 72 206 68 420 114
Sr 110 145 445 90 170 169
Yb 2,5 — 3,5 2,5 — 3,5
Y 250 51 54,0 130 130 58,0
Zr 700 170 300 400 670 347
V 45 88 42,5 42 64 61
Sc 110 50 20 55 47 27
Ni 55 54 147 250 200 190
Co 9 40 29 18 42 53
Cu 5 — 13 37
Li 15 5,5 — 15 11 10*
Ga 6 — 11 — — 4,9
♦ Спектрально, все остальное масс-спектрально.
Предварительные данные о лунном грунте, доставленном автоматической станцией «Луна-16»
15
ком содержании Ti. Практически оно одинако-
во с породами Океана Бурь («Аполлон-12»)
или почти вполовину меньше, чем в Море Спо-
койствия. Вариации в содержаниях Mg, Fe не-
велики (табл. 5).
Наибольшее количество Zr отмечается в
кристаллических породах Моря Спокойствия,
где много Ti, Y, Sc. Содержания большинства
макроэлементов, а также Ni и многих микро-
элементов в трех морях практически одинаковы.
Удивительно одинаковы содержания Ni в рего-
лите трех морей. Наибольший интерес представ-
ляют различия в составе реголита и материн-
ской породы того же моря. Эти различия повто-
ряются для трех морей. Например, содержания
Fe, Ti, Zr всегда выше в материнской породе,
чем в реголите. Содержания же Ni всегда выше
в реголите, чем в кристаллической породе. Соот-
ветствия в содержаниях Ti в кристаллических
породах и в реголите указывают, что реголит
образовался на месте, а не привнесен откуда-то
издалека (как пеплы вулканов). Количество
Са, как и А120з, растет в реголите. Таким обра-
зом, реголит обогащен плагиоклазом и обеднен
пироксеном, оливином, ильменитом (и шпине-
лью); т. е. кристаллические породы более ма-
фические, чем реголит. Редкие литофильные
элементы больше всего содержатся в кристал-
лических породах Моря Спокойствия — Y, TR,
Zr, Sc. Это относится и к Th и U (табл. 6).
Мы уже обращали внимание на низкое со-
держание в реголите платиноидов и золота.
Данных еще не так много в этом направ-
лении, но можно видеть следующее распреде-
ление платиноидов и золота в породах Луны
(табл. 7).
Определение всех редких земель еще не за-
кончено. Изотопный анализ Li7/Li6 для реголи-
та - 12,28; К39/К41 - 14,00 ± 0,18; для Rb85/Rb87
(средней пробы) 2, 574=0, 04, т. е. изотопный со-
став отвечает изотопному составу этих элемен-
тов на Земле. В то же время, например, для ли-
тия наблюдали нарушение изотопного состава в
метеоритах.
Как известно, под влиянием солнечного
ветра появляются продукты скалывания. Они
были обнаружены в реголите — Na22, Al26 п др.
Например, А126 дает 173 ± ИЗ распад/мин-кг.
Эта работа продолжается, и мы хотели бы
иметь данные как для фракции зоны А, так и
для фракции зоны Г более глубокой части ко-
лонки реголита. Это дало бы возможность мно-
гое объяснить.
Небезынтересно в связи с этим заметить, что
ИК-спектр реголита показал наличие широкой
бесструктурной полосы поглощения в области
колебания кремпекислородных связей. Прока-
ливание образца реголита в атмосфере аргона
до 1000° С приводит к появлению в ИК-спектре
отчетливой структуры — отдельных полос, свя-
занных с поглощением изолированных и сое-
диненных SiCh-rpynn, каркасных силикатов и
т. д. Следовательно, можно предположить, что
имело место облучение вещества реголита, и
возможные изменения, возникшие в результа-
те этого, снимаются прокаливанием.
Солнечный ветер влияет на породу, вызывая
ее метамиктизацию и образование продуктов
скалывания на небольшую глубину — 3—5 см.
Поэтому мы решили измерить наведенную ак-
тивность как в верхних слоях реголита, так и
в его основании. Результаты могли бы объяс-
нить историю накопления реголита.
Реголит содержал инертные газы необыч-
ного состава, содержание которых не зависит
от глубины реголита (образец реголита относил-
ся к зоне Г; табл. 8).
Доминирующим компонентом газов являют-
ся газы солнечного ветра. Г1х состав резко от-
личается от состава земных газов и газов мете-
оритов. Концентрация газов очень высокая, на
несколько порядков выше, чем в земных объ-
ектах и в метеоритах. Содержание Не и No
совпадает с их содержанием в некоторых бога-
тых нейтральными газами метеоритах. Особен-
но отличается изотопный состав Аг, например,
Аг40/Аг36 ~ 1, а Аг36/Аг38 ~ 5,25 — отвечает зем-
ному. Количество Аг40 в 4—5 раз превышает
его количество, которое могло бы образоваться в
породах в результате распада К40. Изотопный
состав Хе отличается также от земного и изу-
чается дальше. По содержанию инертных газов
вещество Моря Изобилия ближе к содержанию
их в реголите Моря Спокойствия. Были полу-
чены первые определения возраста Луны по
Rb/Sr методу, в первую очередь для мелкой
фракции реголита, которые дали 4,85*109 —
4, 25-109 ±0. 75 • 109 лет. Среднее по изохроне
4,45 и 4,65-109 ±0,5-109 лет. Таким образом,,
образцы трех морей очень близки по абсолют-
ному возрасту, т. е. возраст Луны отвечает воз-
расту Земли. Те же значения получаются по
РЬ206/РЬ207. Возраст по К/Ar методу трудно рас-
считать. Особый интерес представляет экспози-
ционный возраст реголита.
Таким образом, породы Луны из трех морей
одного общего типа — базальтового и вариации
их состава зависят от условий выплавления, а
реголита — от его несколько различной истории
в последующем.
Породы Моря Изобилия, как мы видим, бли -
же к составу пород Океана Бурь. Однако, напри-
16
А. П. Виноградов
Таблица 6. Содержание Th, U (в ч. н. млн.) и Th/U
Элемент Реголит Кристаллические породы
«Аполлон-11» «Аполлон-12» «Луна-16» «Аполлон-11» «Аполлон-12» «Луна-16»
Th 2,24±0,06 6,0±0,6 0,474±0,05 2,9±0,4 0,88±0,09 l,14±0,l
U 0,59±0,02 l,5±0,2 0,l±0,01 0,7±0,1 0,24+0,035 0,2+0,02
Th/U 3,8 4,0 4,7 4’0 3,7 5,7
Таблица 7. Распределение платиноидов и золота в породах Луны (в ч. н. млн.)
Порода
Pd 1г
Ru Rh Au
Базальты Земли Кристаллические породы Луны 0,02 0,02 — — — 0,004
Сбор «Аполлона-11» — 0,006 * 0,0001—0,01 — — —
То же — 0,12* — — — 0,00164*
Сбор «Аполлона-12» — — 0,00133* — — 0,00113*
Сбор «Луны-16» В реголите — 0,027 — 6,3 — —
Сбор «Аполлона-11» — 0,042* — — — 0,00214*
Сбор «Луны-16» — 0,01 — 0,027 0,0037 0,002
Железные метеориты .12,0 3,7 2,8 — — 1,0
♦ Baedecker, Wasson. — Sci., 1970, 167, .Ni 3918. 2* Morrison et al.— Sci., 1970, № 3918.
3* Laul, Keays, Ganapathy, Anders.—
Earth a. Planetary Sci. Letters, 1970, 9, № 2. 4* Wanke et al.— Sci., 1970,167, № 3918.
Таблица 8. Содержание и изотопный состав инертных газов в образцах пыли (в 10 8 см3)
Изотоп «Аполлон-11» Море Изобилия, проба Г-7 Schaffer, Zaringer Reynolds Hintenberger
He4 18 000 000 11 000 000-19 000 000 29 000 000 9 000 000
HeJ/He3 2 670 2 540 2130 2 770
Ne2’ 340 000 313 000 530 000 125 000
Ne2a/Ne22 12,80 12,4 12,85 12,6
Ne21/Ne22 0,00332 0,0340 0,00332 0,0352
Ar4) 53 000 38 500 57 000 56 000
Ar4 ’/Ar36 0,98 1,1 1,126 3,04
Ar36/Ar38 5,26 5,20 5,19 5,08
Kr84 22 21 37 8,5
Xe132 8,5 10 4,6 2,2
Таблица I
I. Лунный грунт на лотке в приемной камере (часть
лотка)
2. Участок грунта на лотке из глубинной части колон-
ки с более крупнозернистым материалом, увел. 15
Таблица II
1. Общий вид порции реголита, увел. 20
2. Различные типы частиц: шарики и сферические об-
разования стекла, спеки, увел. 12
Таблица III
Группы наиболее характерных частиц лунного грунта
из фракции + 0.45 мм. увел. 30
1 — базальт; 2 — крупнозернистый базальт (габбро);
3 — анортозиты; 4 — однородные стекла л зерна ми-
нералов; 5 — шарики и сферические образования;
6' ~ бурые стекла; / — брекчия; 8 — спекшиеся частицы
(спеки); 9 — шлаки и сплавленные частицы
Таблица IV
1. Частицы габбро, увел. 20
2. Частицы базальта, увел. 20
3. Крупные частицы реголита, увел. 20
Таблица V
1. Монозерна оливина, увел. 30
2. Полевошпатовые частицы, увел. 20
3. Сферические частицы, увел. 60
Таблица VI
I. Шлиф брекчии, николи +, увел. 30
2. Шлиф брекчии, николи + . увел. 50
Таблица VII
1. Шлиф базальта с гипидиоморфнозернистой струк-
турой. николп +, увел. 30
2. Шлиф базальта с офитовой структурой, николп + .
увел. 50
Таблица VIII
I. Шлиф габбро, николп +, увел. 5(1
2. Шлиф базальта без анализатора, увел. 90
3. Шлиф габбро, нпколи +, увел. 50
ЙредварителснЫе данные о лунном грунте, доставленном автоматической станцией «Луна-16»
17
мер, по содержанию нейтральных газов в рего-
лите они ближе к реголиту Моря Спокойствия.
Перейдем к некоторым предварительным
соображениям. Еще преждевременно высказы-
вать окончательное представление о характере
процессов на поверхности Луны. Мы будем
придерживаться данных, полученных при изу-
чении образца пород «Лупы-16» из Моря Изо-
билия, и, естественно, сравнивать их с данными,
полученными при полетах «Аполлона-11» и
«Аиоллопа-12». Материал всех трех морей —
Моря Спокойствия, Океана Бурь и Моря Изо-
билия — удивительно близок по своему петро-
логическому, минералогическому и химическо-
му составам, хотя детали п различаются. Ог-
ромные лунные моря, расположенные вдоль эк-
ватора Луны — это понижения, когда-то затоп-
ленные основной лавой. В давно прошедшее
время, в эру интенсивного вулканизма на Луне
была излита на поверхность огромная масса ба-
зальтовых пород, сопровождавшаяся диссипа-
цией газов. В зависимости от условий излия-
ния, глубины, температуры создавалось извест-
ное разнообразие единого базальтового типа
поверхностных пород Луны но содержанию Fe,
Ti. Zr, Ва и других элементов. Железистость
магмы имела важное значение в этом эндогенном
процессе. Возможно, на Луне встречаются про-
изводные базальтов (анортозиты, риолиты и
т. п.). Мощность базальтовой коры Лупы мы
точно не знаем.
Абсолютный возраст поверхностных пород
Луны, точнее возраст Лупы, сопоставляется
практически точно с возрастОлМ Земли. Лунные
моря покрыты слоем реголита. Мощность его,
по-видимому, значительно меняется, и в Море
Изобилия, в точке отбора пробы «Лупоп-16»
она была не более 0, 5 м. Пределы колебания,
вероятно, составляют несколько метров. Рего-
лит, как мы уже видели, представляет собой не-
гомогенную смесь зерен породы, минералов раз-
ного размера, формы и разной окраски, как
оплавленных, так и угловатых частиц. По глу-
бине отношение между разными зернами меня-
ется. хотя заметить какую-то стратификацию
материала нельзя. Этот материал является
результатом дробления породы в условиях
воздействия высокой температуры, вызвавшей
образование не только оплавленных частиц ре-
голита, по и образование сфероидов. Реголит не
похож на вулканический песок земных вулканов.
Состав реголита, как мы видели, несколько отли-
чается от состава кристаллических пород Луны.
Он содержит пониженное количество мафичес-
ких элементов и, следовательно, должен быть и
более легкоплавким, чем первичная базальтовая
2 Лунный грунт
порода. Прежде чем коснуться проблемы обра-
зования реголита, вспомним основные факторы
лунного «выветривания». Это, во-первых, тем-
пературные колебания в поверхностных поро-
дах Лупы в течение миллиардов лет от лун-
ного дня к лунной ночи — в диапазоне темпера-
туры около ±100° С. Затем облучение поверх-
ностных пород Луны солнечным ветром и га-
лактическими космическими лучами. Далее —
вакуум, в котором находятся породы Луны, и,
наконец, возможные удары метеоритов. Веро-
ятно, температурные колебания в поверхност-
ных породах Луны как-то влияют на их проч-
ность, но этого сейчас оцепить мы не можем.
Значительно больший эффект вызывает солнеч-
ный ветер п галактическое излучение. Во-пер-
вых, на основе наших наблюдений как будто бы
следует, что весь реголит на 35 см в глубину не-
сет признаки влияния солнечного ветра. В об-
разце из зоны Г реголит содержал огромное ко-
личество солнечных нейтральных газов. Затем
по инфракрасному спектру реголита наблюда-
лись признаки его облучения. Наконец, необ-
ходимо подождать определения радиоактивных
продуктов скалывания из глубоких слоев рего-
лита. Это все предварительно указывает либо
на перемешивание реголита на месте, либо на
то, что в нем послойно записана история его
образования.
Излучение глубоко пе проникает, оно про-
ходит первые несколько сантиметров грунта.
На основе наблюдений и изучения так называ-
емой метамиктностп в минералах, содержащих
радиоактивные элементы, следует, что они те-
ряют прочность, происходит деформация их
кристаллических решеток и т. д. Однако это
обычно не ведет к полному разрушению мине-
ралов. Мы пытаемся обнаружить в частицах
реголита метампктность. Вместе с тем облуче-
ние начинает свою работу главным образом
тогда, когда материал уже раздроблен. Поэтому
в процессе дробления материала в образовании
реголита (его оплавлении) солнечный ветер
не принимает прямого участия, но влияет иа
прочность материала. Обычно образование лун-
ных морей и, следовательно, прежде всего ре-
голита, который их заполняет, связывают с
воздействием падающих метеоритов, с их
ударами. Любопытно представить процесс па-
дения роя метеоритов на обращенную к Земле
сторону Лупы в область современных лунных
морей, расположенных вдоль экватора. Почему
они роями падали только на видимую, наибо-
лее выпуклую к Земле поверхность Луны? Это
трудно объяснить. Наиболее падежным доказа-
тельством «работы» метеоритов было бы их об-

А. П. Виноградов
наружение на поверхности Луны. Однако мете-
ориты и микрометеориты налетают на Луну с
космическими скоростями. Эксперимент и расчет
показывают, что 1 г вещества метеоритов спосо-
бен при этих условиях взорвать на 2—3 порядка
больше вещества пород Луны, их раздробить и
т. д. При этом процессе частицы пород взлета-
ют с огромными скоростями, имея широкий
спектр скоростей. Какая-то часть их может по-
кинуть Луну, выйдя из поля ее тяготения, и
оказаться на Земле (например, эвкриты). Эту
ситуацию с балансом вещества Луны мы дол-
жны всегда помнить, когда пытаемся найти
объяснение образованию реголита. Однако
какая-то часть, пусть очень малая, метеоритно-
го вещества остается на поверхности Луны.
Выше мы привели предварительные данные по
нахождению вещества метеоритов в реголите.
Несомненно оно обнаруживается. Но это еще
далеко не достаточно для объяснения образова-
ния всего реголита Луны.
Я хотел бы обратить внимание на другое.
Наиболее своеобразным в эндогенном процессе
излияния базальтовых пород на Луне является
мгновенный контакт их с высоким космическим
вакуумом. Магма Луны подходит к кровле и
прорывается через нее. Жидкая магма, ее газы
вырываются в вакуум. Должно произойти раз-
брызгивание жидкой магмы и потеря в то же
время с огромной скоростью ее газов и других
летучих. Нам хотелось бы параллельно с дру-
гими мотивами пойти по этой эндогенной доро-
ге выяснения происхождения реголита, поста-
вив соответственно эксперименты. Тем более
что кардинальный вопрос о характере баланса
вещества Луны небезразличен для понимания
геохимических процессов па Земле, особенно в
первый миллиард лет ее эволюции.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АП СССР, Москва
К. П. Флоренский,
А. Т. Базилевский,
А. А. Пронин
ГЕОЛОГО-
МОРФОЛОГИЧЕСКАЯ
ХАРАКТЕРИСТИКА
РАЙОНА ПОСАДКИ
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
ЛУННОЙ СТАНЦИИ
«ЛУНА-16»
В статье приводится краткий геологический очерк
района посадки автоматической лунной станции «Ли-
на-16», включающий данные о структурных особенно-
стях, оценке мощности и стратиграфическом положе-
нии лавового заполнения Моря Изобилия. Сделаны оп-
ределения относительной длительности формирования
поверхности вблизи места посадки на основе данных
статистических подсчетов распространенности крате-
ров. Даются описания и некоторые морфометрические
характеристики некратерных форм рельефа, осложня-
ющих поверхность Моря Изобилия. Рассматриваются
возможные источники материала реголита, доставлен-
ного АЛС «Луна-16».
Автоматическая станция «Луна-16» достави-
ла на Землю образец лунного грунта из северо-
восточной части Моря Изобилия L Место посад-
ки станции находится в точке с координатами
0°41' южной шпроты, 56°18' восточной долготы.
Оно расположено в 280 км к северо-западу от
кратера Лангрен и в 360 км к юго-востоку от
кратера Тарунций. В 100—120 км к северу
от места посадки начинается материковая об-
ласть, разделяющая Море Изобилия и Море Кри-
зисов. В 120 км к востоку от места посадки нахо-
дится район с гористым и холмистым рельефом,
который далее к востоку сменяется равнинными
участками с поверхностью морского типа, а за-
тем областью развития рельефа материкового
типа, окружающей Море Пены.
Район посадки по своему строению является
типичным представителем участков морского
типа. Судя по результатам анализа вещества,
доставленного АЛС «Луна-16» [1], и по ана-
логии с другими исследованными районами
лунных морей [2—6], впадина Моря Изобилия
заполнена комплексом лавовых потоков ба-
зальтопдного состава. М. С. Марков и др. [7]
1 Приняты сокращения: АЛС — автоматическая лунная
станция; КК — космический корабль; КА — космиче-
ский аппарат.
относят эти образования к процелляриевому
комплексу [8].
Общая мощность процеллярпевых пород в
прибрежной зоне Моря Изобилия (район крате-
ра Уэбб Р) может быть оценена по методике
А. Л. Суханова и Л. М. Шкерпна [9] величиной
порядка 0,5 км. Непосредственно в районе по-
садки мощность данных пород, по-впдимому,
несколько превышает это значение.
Северо-восточная часть Моря Изобилия в ви-
де залива полукруглой формы вдается в матери-
ковую область (рис. 2). Создается впечатление,
что этот залив представляет собой затопленную
лавами часть древнего кратерообразного бас-
сейна диаметром около 150 км, края которого
отмечены кратерами Уэбб, Уэбб R, Уэбб Р
и Уэбб U. Часть гористого обрамления этого
бассейна довольно хорошо сохранилась между
кратерами Уэбб и Уэбб R. Юго-заиадная часть
этого обрамления бассейна, по-видимому, пере-
крыта процелляриевым комплексом. Интересно
отметить, что предполагаемое местонахождение
этой части гористого обрамления как бы
трассируется системами морских валов.
Место посадки находится за пределами этого
предполагаемого бассейна и представляет собой
относительно ровный участок морской поверх-
ности, не содержащий кратеров крупнее 1 км
в диаметре, окруженный морскими валами.
На удалении от места посадки, кроме крате-
ров различного размера и морских валов, на по-
верхности Моря Изобилия иногда наблюдаются
плосковершппные, гребневидные и куполооб-
разные возвышенности и изредка — рпллп.
Кратеры в районе посадки изучались по
снимкам масштаба 1:170 000, полученным при
полете КК «Аполлон-15», п снимкам масштаба
1:500 000, полученным с помощью КА «Лунар
Орбптер-1». По этим материалам исследовались
особенности морфологии и распределения крате-
ров диаметром более 200 м. Кратеры меньшего
2*
20
Й". 27. Флоренский, А. Т. Базилевский, А, А. Прочий,
размера на этих снимках опознаются не всегда
уверенно, и оценки их плотности распределения,
по-впдпмому, занижены.
В ближайших окрестностях места посадки
кратеры диаметром от 200 м до 1 км распределе-
ны по площади довольно равномерно. Плотность
распределения в этом интервале диаметров ил-
люстрируется рис. 1 и может быть аппрокси-
мирована функцией Л7 = IO12,9 Z)-3, где N —
кумулятивное количество кратеров диаметром
более D(m) иа площади 106 км2. Точка пере-
сечения графика этой функции с графиком
функции равновесного распределения [10] при-
ходится иа диаметр, примерно равный 100 м,
т. е. в этом отношении место посадки AJIC
«Лупа-16» аналогично району исследований
«Лунохода-1» [2, 3]. Эти данные дают основание
считать, что средняя мощность реголита в рай-
оне посадки АЛС «Луна-16» превышает 2—3 м.
Среди кратеров диаметром менее 100—200 м
преобладают чашеобразные формы. Более круп-
ные кратеры часто илоскодоины. Это обстоятель-
ство, по-впдпмому, указывает па существование
некоторой границы раздела иа глубине 20—40 м.
В распределении кратеров по степени морфоло-
гической выраженности не наблюдается анома-
лий, отличающих место посадки «Лупы-16» от
других ранее изученных участков морей [И].
Кратеры диаметром более 1 км в районе
исследований распределены неравномерно, обра-
зуя скопления неправильной формы и линейно
вытянутые системы. Площадь таких скоплений
может достигать десятков и нескольких сотен
квадратных километров, а количество в них кра-
теров этого размера 10—20. Длина линейных
систем обычно 10—15 км, редко до 50 км, коли-
чество кратеров в ппх колеблется от 5 до 10.
Они, как правило, ориентированы в направлении
С — Ю п СЗ — ЮВ п обнаруживают простран-
ственную связь с кратером Лангреп (вторичные
кратеры?).
По морфологии кратеры диаметром более
1 км весьма разнообразны. Преобладающая
часть их имеет чашеобразную форму, реже
встречаются плоскодонные и конусообразные
кратеры. Наиболее крупный из кратеров, распо-
ложенных на исследованном участке морской
поверхности, имеет диаметр около 10 км
(Уэбб В). Среди кратеров диаметром более 1 км
преобладают кратеры, четко выраженные в рель-
ефе, которые можно сопоставлять с кратерами
морфологических классов А, АВ и В [И]. Силь-
но разрушенные кратеры, относящиеся к классу
ВС, встречаются очень редко. Кратеров с при-
знаками морфологического класса С выделить
практически не удается.
Некоторые кратеры этого интервала размеров
имеют асимметричную, вытянутую (обычно в
СЗ направлении) в плане форму и как бы состо-
ят из 2—3 слившихся воедино кратеров. По-
видимому, это тоже вторичные кратеры.
Морские валы в районе посадки пред-
ставляют собой грядообразные возвышенности
длиной от 5—10 до 30—40 км при ширине от
сотен метров до нескольких километров. Высота
их над окружающей местностью обычно не пре-
вышает 100—200 м, лишь изредка достигая
300—400 м. Крутизна склонов валов обычно не
превышает 10—15°, лишь изредка достигая 20 —
25°. Нередко один из склонов заметно круче дру-
гого, и вал по форме напоминает куэсту. В плане
валы обладают извилистой и дугообразной фор-
мой и кулисообразно заходят друг за друга. Они
образуют две системы. Одна из них нз района
кратера Уэбб S проходит через окрестности
места посадки в меридиональном направлении
к материковому мысу с кратером Уэбб U. Другая
система валов пересекает первую в районе, рас-
положенном в 40 км к северо-западу от кратера
Уэбб S, п простирается в широтном направлении
к кратеру Уэбб., Северное окончание меридио-
нальной системы и восточная часть широтной
системы валов проходят над предполагаемым
местом нахождения затопленного гребня упоми-
навшегося выше бассейна диаметром около
150 км.
В поперечном сечении валы имеют коробча-
тую форму с плоской вершиной или округлую
форму без резкого перегиба между склоном
и вершинной поверхностью. Дугообразно изо-
гнутый в плане плосковершинный вал шириной
от 2 до 4 км расположен в 20 км восточнее точки
посадки АЛС «Луна-16».
Плосковершинные возвышенно-
сти наблюдаются в 45 и 60 км к юго-западу от
кратера Уэбб U (соответственно, 80 и 60 км к се-
веро-западу от места посадки). Форма их в пла-
не близка к полигональной. Размеры одной из
ппх 4X6 км, другой 2X3 км. Склоны имеют
крутизну 15—20°. Плоские вершинные поверх-
ности возвышенностей практически не отлича-
ются от окружающей! их морской поверхности.
Г р е б н е в п д и а я в о з в ы ш е и н о с т ь н а-
ходптся в 80 км к северо-востоку от места посад-
ки. Длина ее около 25 км при ширине от 1 до
3 км. Высота около 300 м. Простирание северо-
западное. В юго-восточной части эта возвышен-
ность достигает максимальной ширины. Крути-
зна склонов описываемой формы рельефа лежит
в пределах от 10 до 20°.
Куполообразные возвышенно-
сти весьма характерны для некоторых районов
Геолого-морфологическая характеристика района посадки автоматической лунной станции «Луна-16» 21
Рис. 1. Кумулятивная площадь кратеров в районе посадки
«Лупы-16»
1 • Ано Lioii-lo•>; J — «Лунар Орбнтер-1»
Рис. 2. Северо-восточная часть Моря Изобилия. Снимок КА
«Орбитер-1» № 34-М. Размер участка 150 X 150 нм, север —
наверху. Кружок в левом нижнем углу снимка указывает место
посадки станции «Луна-16»
99
К. П. Флоренский, А. Т. Базилевский, А. А. Пронин
северо-восточной части Моря Изобилия. Они
встречаются в виде одиночных возвышенностей
пли обособленных групп возвышенностей на
морской поверхности между кратерами Уэбб
и Уэбб Р, но наиболее многочисленны в зонах,
переходных от морской поверхности к материко-
вой области в районах, расположенных к северо-
востоку от кратера Уэбб п к северо-западу от
кратера Уэбб U, где холмистый характер рель-
ефа практически полностью определяется нали-
чием этих форм. Куполообразные возвышенно-
сти имеют диаметр от 1 до 5 км при высоте
от десятков до нескольких сотен метров. Крути-
зна склонов у этих возвышенностей обычно
возрастает к средней части склона и может до-
стигать 20—25°. В районах широкого развития
этой формы рельефа плотность распределения
кратеров диаметром менее 1 км заметно меньше,
чем на прилегающих к ним участках морской
поверхности. Кратеры крупнее 1 км распределе-
ны на участках развития куполообразных воз-
вышенностей примерно таким же образом, как
п на морской поверхности. Учитывая вероятную
наложенное™ куполообразных возвышенностей
на породы процеллярпевого комплекса, приуро-
ченность их к зонам сочленения морских равнин
с гористыми областями материков и крутосклоп-
ность этих возвышенностей, можно предполо-
жить, что эти формы рельефа являются резуль-
татом проявлений постпроцеллярпевого вулка-
низма небазальтопдного типа. Весьма вероятен
андезито-базальтовый состав пород, слагающих
куполы. На куполообразных возвышенностях
изредка наблюдаются асимметричные кратеры
предположительно вторичного (выбросы из Лан-
грена?) происхождения. Это дает основание
предполагать, что возраст этпх форм более древ-
ний, чем возраст кратера Лапгрен.
Литература
1. Виноградов А. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической стан-
цией «Луна-16».—Геохимия, 1971, 3, 261—274.
2. Передвижная лаборатория на Луне — «Луноход-1».
Изд-во «Наука», 1971.
3. Florencky К. Р., Basilevsky А. Т., Gurshiein А. Л.,
Zasetsky V. V., Pronin A. A., Zezin К. V., Popo-
va Z. V. Geomorphological analisys of the area of
Mare Imbrium explored by automatic roving vehicle
«Lunohod-I».— Report presented at the 14-th COSPAR
session Seatie, 1971.
4. Surveyor project final report. Pt. II.— Science re-
sults. TR 32-1265. JPL, Pasadena, 1968.
5. Apollo 11 preliminary science report. NASA SP-214,
1969.
6. Apollo 12 preliminary science report. Pt. A, NASA
SP-272, 1971.
Институт космических исследований АН СССР, Москва
Рпллп в описываемом районе встречены
только в непосредственной близости от кратера
Уэбб. Здесь наблюдаются две рпллп, одна из ко-
торых имеет длину около 20 км и простирается
в северо-восточном направлении, другая — име-
ет длину около 40 км и простирается в северо-
западном направлении. Эти рилли представляют
собой слабо извилистые долпнообразные пони-
жения с корытообразным поперечным профи-
лем. Ширина рпллей около 2 км. Крутизна скло-
нов, по-видимому, лежит в пределах 10—15°.
Днища риллей по характеру поверхности прак-
тически не отличаются от прилегающих участ-
ков морской поверхности. Одна из рпллей пере-
секается субмеридиональными цепочками крате-
ров предположительно вторичного генезиса. Это
дает основание считать, что рпллп сформирова-
лись до момента образования кратера Лангрен.
Анализ геолого-морфологической ситуации в
районе посадки приводит к выводу, что в составе
материала реголита, проба которого доставлена
на Землю АЛС «Луна-16», должен присутство-
вать материал из четырех разных источников.
Главным источником материала реголита явля-
ются базальтовые породы процеллярпевого ком-
плекса, заполняющего впадину Моря Изобилия.
Другим источником могут быть породы допро-
целлярпевых комплексов, которые должны
вскрываться наиболее крупными из кратеров,
нарушающих поверхность Моря Изобилия. Тре-
тий источник вещества — это области развития
куполообразных возвышенностей в зонах сочле-
нения морских равнин с материком. Четвертый
источник — это породы, слагающие материковые
области, окружающие Море Изобилия. Основ-
ным механизмом перемещения вещества в дан-
ных случаях, по-впдпмому, были различные
взрывные процессы.
7. Марков М. С., Суханов A. JI., Трифонов В. Г., Фло-
ренский П. В., Шкерин Л. М. Геологическое карти-
рование Луны.— В сб. «Современные представле-
ния о Луне». Изд-во «Наука», 1971.
8. Суханов А. Л., Трифонов В. Г. Методика составле-
ния и легенда геолого-морфологических карт Лу-
ны масштаба 1:1000 000.— В кн. «Проблемы геоло-
гии Луны». Труды ГИН, 1969, вып. 204.
9. Суханов А. Л., Шкерин Л. М. О мощности пород
процеллярпевого комплекса.— В кн. «Проблемы
геологии Луны». Труды ГИН, 1969, вып. 204.
10. Trask N. Size and spatial distribution of craters
estimated from the Ranger photographs. Ranger VIII
and IX. Pt. II. NASA TR 32-800. JPL, Pasadena, 1966.
И. Флоренский К. П. и др. К проблеме строения по-
верхности лунных морей.— В сб. «Современные
представления о Луне». Изд-во «Наука», 1971.
Дж. Ф. Мак-Колп,
Д. Г. Скотт
ГЕОЛОГИЧЕСКОЕ
ОПИСАНИЕ
МЕСТА ПОСАДКИ
СТАНЦИИ «ЛУНА-16»
По геологическому положению место посадки «Лу-
ны-16» подобно участкам посадок станций «Аполлон-
11» и «Аполлон-12». Все три точки расположены в пре-
делах развития базальтовых покровов, характерных
для многокольцевых структур морей, образовавшихся
при соударении в течение ранней истории Луны.
В каждой из этих трех точек присутствует реголит,
сформировавшийся под действием ударной бомбарди-
ровки. В основном реголит сложен вулканическим ма-
териалом местного происхождения, но также содержит
экзотические мелкие обломки, баллистические, привне-
сенные при значительных соударениях, формировав-
ших такие кратеры, как Лангрен и Коперник. Эти чу-
жеродные обломки, по всей вероятности, являются ра-
нее метаморфизованным материалом многокольцевых
структур и дают надежное статистическое представ-
ление о составе вещества большинства доморских рай-
онов (хотя и не всегда прямо свидетельствуют о том,
откуда привнесен материал).
Введение. Полет советской автоматической
станции «Луна-16», прилунившейся в северо-
восточной части Моря Изобилия, имел большое
значение для научного изучения Луиьг, по-
скольку был доставлен материал из ранее пе
изученной восточной части, достаточно удален-
ной от мест опробования и посадок станций
«Аполлон» (рис. 1). Образцы «Луны-16» до-
полняют материал станций «Аполлон-11» и
«Аполлон-12», которые так же, как и «Апол-
лон-14» и «Аполлон-15», прилунились на терри-
тории морей. Основная цель двух последних
полетов состояла в том, чтобы собрать матери-
ал по району Моря Дождей. Они также доста-
вили базальтовые породы. Некоторые из образ-
цов «Аполлона-14» взяты из близлежащего
моря, а некоторые образцы «Аполлона-15»
представляют собой базальты Гнилого Болота.
Целью настоящей статьи является: 1) пред-
ставить региональную геологическую основу
по месту посадки «Луны-16», необходимую для
интерпретации детальных исследований мате-
риала; 2) сравнить ее с геологическими данны-
ми по точкам прилунения станций «Апол-
лоп-11» и «Аполлон-12», петрографических и
геохимических результатов для которых не
столь много, и 3) обсудить возможный источник
иебазальтового материала в образцах «Лу-
ны-16», «Аполлона-11», «Аиоллона-12» (особен-
но в реголите этих образцов).
Характеристика места посадки «Луны-16».
Море Изобилия характеризуется наиболее по-
ниженным рельефом среди мпогокольцевых
бассейнов видимой части Лупы. Такие бассей-
ны, окруженные закономерно расположенны-
ми в пространстве структурными поднятиями
и рассекающими их трогами, являются основ-
ным фактором, контролирующим распростра-
нение морей на видимой стороне Лупы. Моря
видимой стороны расположены в основном в
пределах центральных пониженных участков
многокольцевых структур или в окружающих
их соседних трогах, разделяющих концентри-
ческие возвышенности. Таким образом, моря
моложе бассейнов, которые они заполняют, и
многое свидетельствует в пользу того, что меж-
ду образованием бассейна и заполнением его
базальтовыми лавами существует значитель-
ный разрыв во времени [1].
Кольцевая форма бассейнов, близкие физи-
ческие свойства материала, слагающего кольца,
закономерность пространственного расположе-
ния колец дают возможность предполагать оди-
наковый способ происхождения всех таких бас-
сейнов. Кроме того, три хорошо сохранивших-
ся бассейна (Моря Восточное, Дождей, Некта-
ра) окружены протяженными покровными
отложениями. Для Восточного Моря, наиболее
молодой и хорошо сохранившейся структуры,
доказательством образования при соударении
могут служить одни только фотографии по-
верхности [2].
24
Дж. Ф. Мак-Коли, Д. Г. Скотт
Образование бассейнов занимало значитель-
ный интервал лунной истории, на что указы-
вают чрезвычайно сильные различия в степени
сохранности бассейнов и в возрасте (от средне-
допмбрпйского до среднеимбрийского) наибо-
лее древних идентифицированных кратеров,
наложенных на их выбросы. Последователь-
ность образования большинства основных бас-
сейнов видимой стороны Луны может быть
установлена как иа основании пересечения
кольцевых структур друг с другом, так и, ве-
роятно, по наличию в этих участках и величи-
не положительных аномалий силы тяжести [3].
Степень затопления в морях варьирует вне за-
висимости от возраста бассейна. Некоторые из
более молодых бассейнов заполнены излияния-
ми в значительной степени, так что их кольце-
вые структуры замаскированы. Бассейн Моря
Дождей моложе бассейна Моря Нектара, но ои
покрыт излияниями до уровня третьего коль-
ца, тогда как в Море Нектара излияния до-
стигают всего лишь первого внутреннего коль-
ца. Среди экваториальных бассейнов восточной
части находятся бассейны, являющиеся наибо-
лее древними иа Луне. Моря Нектара и Кризи-
сов окружены хорошо развитыми много-
кольцевыми структурами, тогда как Море
Спокойствия и Море Изобилия окружены толь-
ко структурно неясными поднятиями, которые
можно рассматривать как остатки кольцевых
структур, подобных тем, что наблюдаются
вокруг Моря Восточного и Моря Дождей
(рис. 2). Хорошо развитые кольца состоят в
основном из достаточно ровных, но рассечен-
ных массивов (отнесены к plr). Слабо выра-
женные кольца слагаются поднятиями, кото-
рые в основном расположены в пределах не-
изученных участков лунных материков (отне-
сены к Iplt). Линии гребней структурных
возвышенностей, установленные для восточной
части Луны, показаны толстыми сплошными
и пунктирными линиями.
Станция «Луна-16» отобрала поверхностный
материал в северо-восточной части Моря Изо-
билия, приблизительно на половине расстоя-
ния между молодыми (коперниковскими) боль-
шими кратерами Лангрен и Таруиций. Предва-
рительное описание доставленного материала
дано А. П. Виноградовым [4]. Бассейн Моря
Изобилия — одна из наиболее старых кольце-
вых структур в этой части Лупы. Графическая
интерпретация истории развития для района
двух точек посадок приведена на рис. 3 и 4 [5]
и основывается на данных геологического
картирования этого района. Рис. 3 показывает,
как этот район мог выглядеть до момента
интенсивного излияния базальтов морей в
среднеимбрийское время. Зарождающееся из-
лияние в наиболее глубоких частях бассейнов
Морей Кризисов, Нектара и Изобилия также
показано на этом рисунке. На нем можно раз-
личить рассмотренные выше кольцевые струк-
туры Моря Изобилия и части Морей Нектара,
Кризисов и Ясности. Внешняя граница Моря
Спокойствия полностью сглажена бассейнами,
образованными позже. Первичный (доморской)
материал бассейна Моря Изобилия, как можно
полагать, был перекрыт материалом выбросов
из бассейнов Морей Нектара, Кризисов и Дож-
дей. Возрастные соотношения между Морями
Изобилия и Спокойствия остаются неясными,
частично и поэтому иа последнее большое влия-
ние оказали события имбрийского возраста.
Сложная серия брекчиевых слоев различной
мощности, образованных при ударной бомбар-
дировке, залегает под морем в месте посадки
«Луны-16» и также присутствует в окружаю-
щих материковых участках. Рис. 4 показывает
рассматриваемый район после заполнения или
частичного заполнения базальтами большинст-
ва бассейнов, что привело к образованию того
темного слоя в равнинной части морей, который
виден в настоящее время. Эта палеореконструк-
ция показывает восточную часть Луны в конце
имбрийского периода до образования реголита
под действием ударной бомбардировки и до
образования кратеров Лангрен и Тарунций. Та-
кие бассейны, как Море Спокойствия и Море
Изобилия, возможно, были покрыты излияния-
ми базальтов несколько раньше, чем более мо-
лодые бассейны (такие, как Море Восточное и
Море Дождей), так что заполнение морей, так
же, как и образование самих бассейнов, проис-
ходило в течение значительного интервала
времени. Этот интервал между началом и пре-
кращением основного этапа вулканизма морей,
однако, сравнительно короток по сравнению с
возрастом самой Лупы.
Сравнительная характеристика мест посадок
станции «Луна-16» и кораблей «Аполлон-11» п
«Аполлон-12». Образцы «Аполлоиа-11» и «Анол-
лона-12» были отобраны на поверхности моря,
в общем сходной с поверхностью места посадки
«Луны-16». Однако пробы, доставленные стан-
циями «Аполлон», характеризуются тем, что
кроме тонкодисперсного реголита, содержат
много обломков породы, варьирующих ио раз-
меру и достигающих размеров штуфа. Деталь-
ное обсуждение данных по реголиту [7] и
сравнение грунта из каждого места посадки
лежат за пределами этой статьи. Ударная бом-
бардировка после образования морей привела
Геологическое описание .места посадки станции
25
Рис. 1. Фотография Луни, показывающая мссга посадок
<танций «Аполлон» п «Луны-16»
Р и с. 2. Заимствовано из работы «Геологическая карта види-
мой стороны Луны» [1]. Толстыми сплошными п пунктирными
линиями показаны гребни структурных поднятий, ассоциирован-
ных с бассейнами восточной части
С'х — кратеры раннекоперниковского возраста: Ес — кратеры
гратосфенского возраста, образовавшиеся позже морей: Im —
морские образования имбрийского возраста, Iplt — недиффе-
ренцированные образования имбрийского пли доимбрийского
возраста, р!г — нарушенные, рассеченные участки доимбрий-
ского возраста
fos?
Дж. Ф. Мак-Коли^ Д. Г. Скотт
к ооразовапию мприадов кратеров, которые вза-
имодействовали друг с другом и баллистически
перераспределили как базальтовый материал
морей, так п подстилающий материал ранее
сформировавшихся бассейнов.
Лучи, образованные материалом выбросов
Лаигрепа, Тарунцпя, Теофпла, Тихо, осветляют
поверхность моря в окрестностях места посад-
ки «Лупы-16». Известно, что системы лучей
кратеров, образовавшихся после возникновения
морей, темпеют со временем, так что выбросы
больших кратеров эратосфепского возраста, воз-
можно, привносили материал в местный рего-
лит, по это не очевидно. Протяженность спсте-
Р и с. 3. Многокольцевыс структуры в восточном полушарии
Луны в течение доимбрпнекого времени до их заполнения мор-
скими базальтами (из [5])
мы лучей Тихо (порядка 20 диаметров кратера)
чрезвычайно наглядно иллюстрирует, сколь раз-
рушительным может быть баллистический пе-
ренос. Из мелких кратеров материал может вы-
брасываться на значительные расстояния, по
глубина их не может быть значительной. Поэто-
му мелкие кратеры ответственны в основном
лишь за локальное перераспределение вещества
в поверхностных горизонтах.
Различия в типе и содержании пебазальто-
вых фрагментов (обломков) в пределах морей,
таким образом, могут коррелировать с относи-
тельной распространенностью материала лучен
и материала менее различных потемневших
выбросов нелучевых кратеров. Эти материалы
представляют привнесенное вещество. Место по-
садки «Аполлона-11» характеризуется привно-
сим чужеродного материала, вероятно, из боль-
Геологическое описание места посадки станции
27
пюго кратера Теофил. расположенного в 300 км
к тогу и рассекающего второе п третье кольца
бассейна Моря Нектара. Эратосфенскпе и нозд-
неимбрпйские кратеры расположены в море па
север п запад от места посадки. Эти кратеры
также могли быть поставщиками чужеродного
материала. Образцы из этой точки, возможно,
наиболее гетерогепны по сравнению с двумя
другими точками посадок, если рассматривать
состав реголита.
Место посадки «Аполлопа-12» в Океане
Бурь лежит в пределах системы лучей Копер-
ника. Сам кратер находится в 400 км к северу
Рис. 4. Бассейны восточной части в конце имбрийского вре-
мени после .заполнения их базальтами лунных морей. Обратите
внимание на отсутствие поздних кратеров, таких, как Тарупцпй
и Лангрен, показанных на рис. 1
от места посадки. Место посадки лежит также
в пределах вторичных и ныне потемневших лу-
чей небольшого кратера Рейнольд эратосфеп-
ского возраста. Следовательно, большая часть
чужеродного поверхностного материала места
посадки, вероятно, привнесена с края бассейна
Дождей, расположенного к северу. Место посад-
ки «Луны-16» лежит па половине расстояния
между двумя большими коперниковскими кра-
терами — Тарупцпй па северо-западе и Лаиг-
реп на юге. Лангрен больше и расположен па
самом восточном краю бассейна Изобилия. На
рис. 5 можно видеть, что удлиненные скопле-
ния и цепочки, радиально расходящиеся от
кратера Лангрен, секут ложе бассейна Изоби-
лия [8]. В месте посадки «Луиы-16» иебазаль-
товый материал, вероятно, привнесен как с се-
вера, так и с юга, где более глубокие горизонты
28
Дж. Ф. Мак-Ноли, Д. Г. Скотт
Рис. 5. Фотография с высоким разрешением, полученная
автоматической станцией «Лунар Орбитер-IV» для района
Моря Изобилия, на которой отмечено место посадки «Луны-16» •
Вытянутые, неправильной формы кратеры в южной части сним-
ка являются вторичными кратерами кратера Лан грен, располо-
женного приблизительно в 250 нм к ЮВ
были вскрыты и значительное количество мате-
риала поставлено большим кратером Лангрен.
Подобным образом место посадки «Аполло-
на-12» и в меньшей степени «Аполлона-11»
частично покрыто материалом лучей, соответ-
ственно, Коперника и Теофила. Эти большие
кратеры, хотя образовались (или частично об-
разовались) на материале морен, без сомнения,
врезались до больших глубин, и их выбросы вы-
носили обломочный материал в основном выше-
описанных бассейнов возникших ранее морей.
Возможно, они выносили и более ранний пер-
вичный материал. Таким образом, анортозито-
вые и норитовые обломки в реголите проб
«Аполлона-1 I», «Аполлона-12» и «Лупы-16»,
вероятно, представляют собой материал, балли-
стически привнесенный к местам рассматрива-
емых посадок в результате крупных импактных
событий.
Более крупные фракции пробы «Луны-16»
по составу имеют большее сходство с материа-
лом «Аполлона-12», чем с материалом «Апол-
лона-11» [4]. Химические и минералогические
различия образцов невелики и, вероятно, отра-
жают незначительные вариации в составе ис-
ходных магм, из которых образовались базаль-
ты бассейнов. Возраст образцов «Аполлона-11»
и «Аполлопа-12» определен Папанастассиу и
Вассербургом [9]. Хотя для образцов «Лу-
ны-16» первоначально был получен больший
возраст [4], недавние анализы некоторой части
этого материала [10, 11] показали возраст, рав-
ный (3,45 ± 0,05) • 109 лет (К/Ar) и (3,42 ±
± 0,18) • 109 лет (Rb/Sr). Вероятно, более древ-
ний возраст, полученный вначале, объясняется
загрязнением многократно брекчироваиным ве-
ществом, образовавшимся при возникновении
близко расположенных кратеров Лангрен и Та-
рунций.
Положительная идентификация источников
поступления обломков небазальтового состава
в каждом из мест посадок — это в лучшем слу-
чае очень трудный вопрос, для разрешения ко-
торого не хватает изученности значительных
пространств лунных материков. Вероятно, для
многих таких чужеродных обломков источник
никогда так и не будет найден. Тем не менее
они действительно представляют собой разно-
образный материал, привнесенный, очевидно,
в зоны морей с материков, и их состав, вероят-
но, может дать представление о составе вещест-
ва этого более древнего района лунной поверх-
ности.
Литература
1. Wilhelms D. Е., McCauley J. F. Geologic map of the
nearside of the Moon.—U.S. Geol. Surv. Misc. Geol.
Inv. Map I, 1971, 703.
2. McCauley J. F. Geologic results from the lunar pre-
cursor probes.— AJAA, J., 1968, 6, 1991.
3. Howard K. A. Mascons, mare rock, and isostasy.—
Nature, 1970, 226, 924.
4. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
5. Wilhelms D. E., Davis D. E. Two former faces of the
Moon.— Icarus, in press.
6. Soderbiom L. A., Lebojscy L. A. A technique for ra-
pid determination of relative ages of lunar areas
from orbital photography.— J. Geophys. Res., in
press.
Геологическая служба США, Флагстаф, Аризона
7. Gault D. Е. Saturation and equilibrium conditions
for impact cratering on the lunar surface. Criteria
and implications.— Radio Sci., 1970, 2, 273.
8. Hodges C. A. Geologic map of the Langrenus quadran-
gle of the Moon.— U. S. Geol. Surv., Misc. Geol.
Inv. Map 1-739, in press.
9. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J. Lunar Chro-
nology and evolution from Rb—Sr studies of Apollo
11 and 12 samples.—Earth Planet. Sci. Letters, 1971,
11, 37.
10. Huneke J. C., Podosek F. A., Wasserburg G. J. Gas
retention and cosmic ray exposure ages from Mare
Fecunditatis.— Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 13, 375.
11. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J. Rb/Sr age
of Luna 16 basalt and the model age of the lunar
soils.— Earth Planet. Sci. Letters, 1972, 13, 368.
Ю. А. Сурков,
Е. М. Рудницкий,
В. А. Глотов
ПРИЕМКА И ИЗУЧЕНИЕ
ЛУННОГО ГРУНТА
В СРЕДЕ
ИНЕРТНОГО ГАЗА
13 статье описывается процесс приемки и изучения
лунного грунта, доставленного космической станцией
«Луна-16». Рассмотрено устройство вакуумной при-
емной камеры для работы с веществом в атмосфере
гелия и основные операции по извлечению вещества
из ампулы и бура.
24 сентября 1970 г. автоматическая меж-
планетная станция «Лупа-16» доставила на
Землю лунный грунт из Моря Изобилия. При-
емка и первичное изучение вещества произво-
дились на установке, специально сконструиро-
ванной для этой цели. Работа производилась
в камере, заполненной особо чистым гелием (ге-
лий выбран как газ, минимально взаимодейст-
вующий с веществом).
Основными элементами установки являют-
ся: рабочая камера, шлюзовое устройство,
перчаточные устройства, система вакуумной
откачки и пульт управления. Общий вид уста-
новки показан па рис. 1, ее схема — на рис. 2.
Рабочая камера имеет цилиндриче-
скую форму. Она изготовлена, как и большин-
ство элементов установки, из нержавеющей
стали. Диаметр камеры 1200 мм, длина
1600 мм. Внутри камеры помещаются приспо-
собления и инструменты для вскрытия контей-
неров и работы с веществом, расфасовочные
контейнеры, весы, датчики и приборы.
Для детального осмотра вещества в рабо-
чей камере имеется столик с лотком из не-
ржавеющей стали, который с помощью меха-
низма вращения можно вплотную подвести к
смотровому окну, где вещество может быть
изучено с помощью оптических приборов.
В камере смонтировано приспособление для
закрепления и фиксации контейнера в поло-
жении, наиболее удобном для вскрытия и вы-
емки из него бура с веществом. В этом приспо-
соблении с помощью сменных призм могут
быть закреплены контейнеры и буровые сна-
ряды различных конфигураций.
Для контроля герметичности контейнеров,
прибывших на Землю с внеземным веществом
и не имеющих собственных манометрических
датчиков, установка оборудована сверлильным
устройством, которое может быть установлено
как на камере, так и на шлюзе. Устройство
включает корпус, полированный вал с ввода-
ми вращения и привод. Сверло закрепляется в
плотно сидящем на валу патроне. Вал с по-
мощью привода одновременно с вращением по-
лучает продольное перемещение на величину
подачи. Вакуумное уплотнение вала осуществ-
ляется при помощи двух втулок, выполненных
из фторопласта, на тонкостенные концы кото-
рых надеты резиновые кольца, прижимаю-
щие втулки к полированной поверхности вала.
Герметичность контейнеров оценивается по из-
менению давления, регистрируемого маномет-
рическими датчиками, установленными на ка-
мере и шлюзе.
В различных местах рабочей камеры рас-
положены смотровые окна с осветителями для
исследования вещества, фото- и киносъемок.
Для доступа внутрь рабочей камеры с целью
проведения очистки, монтажа крупных при-
способлений и приборов па одном из ее торцов
смонтирована откидывающаяся на петлях
крышка с вваренным в нее фланцем диамет-
ром 500 .v.w. Предусмотрена возможность мон-
тажа на этом фланце прибора для изучения
физико-механических характеристик вещества.
На противоположном торце камеры уста-
новлено шлюзовое устройство и два магнито-
разрядных насоса.
Электропитание приборов и датчиков, нахо-
дящихся внутри камеры, а также вывод ин-
формации от них осуществляется через ваку-
умные штекерные разъемы, смонтированные
на одном из фланцев рабочей камеры.
30
10. А. Сурков, Ё. Al. Рудницкий) В. А. Глотов
Установка снабжена резервными фланца-
ми, которые могут быть использованы для
монтажа исследовательской аппаратуры.
Работа в камере осуществляется операто-
ром с помощью трех перчаточных устройств,
имеющихся на цилиндрической части камеры.
Для выноса вещества из камеры и переда-
чи его в специализированные лаборатории без
нарушения чистоты гелиевой среды, окружаю-
щей лунный грунт, установка оборудована
шлюзовым устройством.
Шлюзовое устройство состоит из
шлюзовой камеры и двух вакуумных затво-
ров. Элемент, вводимый в камеру, помещается
в шлюзовую камеру через затвор. Затем затвор
Рис. 1. Общий вид установки
герметизируется, и шлюзовая камера откачи-
вается. Далее шлюз заполняется гелием, после
чего открывается затвор, соединяющий шлюзо-
вую камеру с рабочей. Используя перчатки,
оператор вносит передаваемый элемент в ра-
бочую камеру.
Перчаточные устройства включа-
ют резиновые перчатки, вакуумные затворы и
колпаки. Работа перчатками возможна лишь то-
гда, когда камера заполнена газом до атмо-
сферного давления. В этом случае разгермети-
зируются вакуумные уплотнения затворов и
колпаков, и оператор получает доступ к пер-
чаткам. Во время длительного хранения пер-
чатки изолируются от объема рабочей камеры
вакуумными затворами, а со стороны атмосфе-
ры — колпаками. Конструкция перчаточных
узлов позволяет проводить вакуумное обезга-
Приемка и изучение Лунного грунта в среде инертного газ'1
31
живание перчаток, для чего предусмотрена
возможность одновременной откачки объемов
колпаков и затворов.
Система вакуумной откачки.
Вакуумная откачка необходима для эвакуа-
ции атмосферного воздуха из рабочей и шлю-
Р и с4 2. Схема установки
1 — рабочая камера; 2 — датчик хронотрона; з, 7, 9, зз, 14,
48 — фланьы; 4, 12, 17, 21 — манометрические датчики; 5,11,
16, 19 — вакуумные затворы; 6, Ю — турбомо.юку.чярныс
насосы; 8 — фланец с токовводами; 13, 29, 37, 43 — смотровые
окна; 14 — столик; 15, 22 — магниторазрядные насосы; 18 —
механизм сверления; 2о — шлюзовая камера; 23, 33 — осве-
тители; 24 — механизм сварки; 25 — баллон с гелием; 26, 32,
36 — вакуумные затворы; 27, 31, 35 -— перчатки; 28, зо, 31 —
колпаки; 39 — пульт управления; 40 — вакуумный агрегат;
41 — термоловушка; 42 — линия предварительного разреже-
ния; 45 — фланец диаметром 500 лглг; 46 — крышка; 47 —
датчик омегатрона
зовой камер перед напуском гелия. Предвари-
тельная откачка установки осуществляется ва-
куумным агрегатом, состоящим из механиче-
ского и двухроториого насосов.
В линии предварительного разрежения
размещен термостерилизатор, так как уста-
новка спроектирована с учетом возможности
приемки токсичного вещества.
Для высоковакуумной откачки па установ-
ке применены два турбомолекулярных насоса
(один из них резервный). Турбомолекулярные
насосы (скорость откачки каждого насоса
200 л/сек) присоединены к установке через
вакуумные затворы и применяются для откач-
ки рабочей и шлюзовой камер. Предельное
разрежение, достигаемое в установке с по-
коптроля вакуума в установке. Световая епг-
Для вакуумной тренировки рабочей камеры
32
Ю. Л. Сурков, Ё. М. Рудницкий, В. .-1. Ёлоп1бИ
используются магипторазрядпые насосы диод-
ного типа с охлаждаемыми анодами. Скорость
откачки каждого из них 250 л!сек. Благодаря
охлаждению анодов эти насосы имеют боль-
шую производительность в области высоких
давлений. 11 редел ьное разрежение, достигае-
мое» в камере с помощью этих насосов,
2-10 “ торр.
Напуск гелия в рабочую п шлюзовую каме-
ры осуществляется из баллона, заполненного
гелием высокой чистоты.
Измерение давления в установке осуществ-
ляется с помощью мембранных, термопар-
ных и ионизационных манометрических дат-
чиков.
Для контроля состава остаточных газов в
камере на установке имеются масс-спектро-
метры — хронотрон и омегатрон. Масс-спектро-
элемента установки. Установка также обору-
дована системой аварийной, звуковой и свето-
вой сигнализации.
П р и емка и и е р в и ч и о е и з у ч е-
п и о л у н и о г о г р у п та. Доставленный
лунный грунт находился в буре, заключенном
в герметичный контейнер. Перед приемкой ве-
щества рабочая камера, инструменты и приспо-
собления для вскрытия контейнера и работы с
лунным грунтом были тщательно промыты и
подвергнуты длительной вакуумной трениров-
ке. С целью исключить загрязнение гелия ор-
ганическими веществами, содержащимися в
теплоизолирующем покрытии контейнера (кон-
тейнер являлся одним из узлов возвращаемого
аппарата), теплоизолирующий слой был заклю-
чен в герметичный кожух из нержавеющей ста-
ли. Затем контейнер с кожухом были закренле-
Р и с. 3. Масс-спектрограмма остаточных газов, снятая на
хронотроне нрп откачке камеры магннторазряднымн насосами
Р н с. 4. Лунным грунт на лотке в рабочей камере
грамма остаточных газов, снятая на хронотро-
не нрп работе магппторазрядных насосов, при-
ведена на рис. 2>.
П у л ь т у н р а в л е и и я установкой состо-
ит из двух шкафов, в которых расположены
аппаратура управления насосами, вакуумны-
ми вентилями системы откачки и приборы
контроля вакуума в устаповке. Световая сиг-
нализация па панели одного из шкафов совме-
щена с мнемонической схемой откачки и по-
зволяет судить о состоянии того пли иного
ны в зажимном устройстве рабочей камеры.
После этого была проведена герметизация и от-
качка установки. Перед проведением работ но
вскрытию контейнера методом возгонки переки-
си водорода в вакууме проведена стерилизация
установки. Цель стерилизации — исключить
контакт земных микроорганизмов с лунным ве-
ществом, что необходимо для проведения меди-
ко-биологических исследований.
После проведения стерилизации и откачки
рабочей камеры до давления 2-10“5 торр в ка-
меру был напущен гелий высокой чистоты.
По достижении атмосферного давления гелия
в рабочей камере с перчаточных узлов были
сняты колпаки, открыты затворы и проведена
операция но вскрытию контейнера.
С помощью специальных приспособлений
Приемка и изучение лунного грунта в среде инертного газа
33
из контейнера был извлечен бур с лунньш
грунтом. Затем лунный грунт был взвешен и
помещен па лоток (рис. 4). Вес лунного грунта
несколько более 100 г. После этого был проведен
осмотр вещества, изучен характер изменения ко-
лонки образца по глубине, проведено первичное
изучение морфологии образца лунного грунта и
определение некоторых оптических и физико-
механических свойств. В частности обнаружено,
что лунный грунт меняет цвет в зависимости
от угла зрения и расположения источника све-
та; легко формуется п слипается в отдельные
комки, хорошо выдерживает большие углы
естественного откоса. Эти и другие интересные
свойства реголита подробно освещены в спе-
циальных работах.
Затем был произведен отбор образцов рего-
лита для специальных исследований. Эти образ-
цы после взвешивания были помещены в спе-
Ордспа Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АП СССР, Москва
циально разработанные герметичные контейне-
ры из нержавеющей стали и через шлюз пере-
даны в лаборатории для дальнейших и
всесторонних исследований.
При разработке установки принимались ме-
ры к уменьшению содержания в остаточных
газах паров воды и углеводородов. В частности
использование в системе откачки магнитораз-
рядных и турбомолекулярных насосов, вакуум-
ных вводов вращения па фторопласте без при-
менения смазки, о которых упоминалось при
описании сверлильного устройства, позволило
значительно снизить содержание в остаточных
газах этих компонентов.
Опыт приемки лунного грунта, доставленно-
го автоматической межпланетной станцией
«Луна-IG», показал, что установка и технология
приемки вещества отвечают предъявляемым к
ним требованиям.
3 Лунный грунт
Ю. И. Стахеев,
Л. С. Тарасов,
К. К. Крестинина,
А. В. Иванов
БОКС ДЛЯ РАБОТЫ
С ЛУННЫМИ ОБРАЗЦАМИ
В АТМОСФЕРЕ АЗОТА
Описана конструкция и оборудование бокса, спе-
циально изготовленного для работы с лунным грунтом.
Бокс предназначен для проведения предваритель-
ных исследований, фасовки образцов и выполнения
целого ряда работ, необходимых на этом этапе изуче-
ния образцов.
Для предотвращения контакта исследуемых
лунных образцов с кислородом воздуха, водяны-
ми парами и атмосферными аэрозолями был
сконструирован и изготовлен специальный
бокс. Бокс предназначен для проведения пред-
варительных физико-химических исследований,
исследований механических и некоторых физи-
ческих свойств образцов, приготовления аншли-
фов и прозрачных шлифов образцов, а также
фасовки и герметичной упаковки образцов в
соответствующие бюксы, ампулы, кюветы, под-
ложки для исследований в специализированных
лабораториях. Для минимизации загрязнений в
качестве конструкционных материалов при из-
готовлении бокса использовались оргстекло и
нержавеющая сталь 1Х18Н9Т.
Бокс представляет собой вращающийся ба-
рабан из плексигласа диаметром 1600 мм и вы-
сотой 500 мм, установленный на центральную
ногу-опору. Сверху на барабане размещен плек-
сигласовый короб-шлюз для ввода и вывода
в бокс контейнеров с образцами и необходимого
оборудования без нарушения инертной атмо-
сферы рабочих камер бокса.
Весь внутренний объем бокса разделен на
две герметично изолированные друг от друга
половины, сообщение которых друг с другом и
с внешним пространством осуществляется че-
рез шлюзовое устройство, расположенное па
крышке бокса (рис. 1). Одна из половин бокса
разделена на 3 отсека: 1) отсек весового обору-
дования, 2) фасовочно-исследовательский отсек
и 3) отсек шариковой вибромельницы. Другая
половина имеет два отсека: 4) отсек резки за-
готовок шлифов и 5) шлифовально-полироваль-
ный отсек. Отсеки каждой из половин сообща-
ются друг с другом через окна, закрываемые
заслонками из оргстекла (рис. 2).
Для заполнения внутренней полости бокса
азотом и поддержания избыточного давления
бокс снабжен газовой системой. Работа внутри
бокса осуществляется при помощи 10 перчаток,
одновременно двумя или тремя исследователя-
ми. Бокс установлен на плите, закрепленной
на полу лаборатории, и может для установки в
удобное для работы положение вращаться во-
круг вертикальной осп на 355°. Поворот более
чем на один оборот ограничен стопором, кото-
рый служит также для фиксации бокса в вы-
бранном положении.
Внутренняя полость бокса и шлюза запол-
няется азотом квалификации «особо чистый»
из баллонов. Давление внутри бокса поддержи-
вается равным 20 мм Н2О при помощи автома-
тического регулятора, обеспечивающего подачу
газа. При движениях оператора, направленных
внутрь бокса, давление внутри бокса возраста-
ет выше заданного, при этом срабатывает
пластинчатый предохранительный клапан и из-
быток газа сбрасывается через фильтр Петря-
нова в атмосферу.
Автоматический регулятор срабатывает при
падении давления внутри бокса относительно
атмосферного до значения 15 льиц.о. предохра-
нительный клапан — при возрастании давления
до 25 лмщ2о. Таким образом, внутри бокса под-
держивается давление 20±5 мм ню над атмо-
сферным.
13 отсеке весового оборудования размещены
коромысловые чашечные весы с предельной за-
грузкой 200 г п торзионные весы ВТ-500. Отсек
имеет для работы две перчатки.
В фасовочно-исследовательском отсеке
(рпс. 3) расположены необходимые инструмен-
ты для фасовки образцов (шпатели, ложечки,
Бокс для работы с лунными образцами в атмосфере азота
35
Р п с. 1. Схема размещения оборудования в боксе (вид сверху)
1 — фасовочно-исследовательский отсек; 2 — отсек весового
оборудования; 3 — отсек вибромельницы и виброрассева; 4 —
итсек алмазной пилы; 5 — отсек для изготовления шлифов;
г — шлюзовое устройство (показано пунктиром); 7 — перчатки;
а — бинокулярный микроскоп МБС-2; о — микроскоп МИН-8;
10 — шлифовальный круг; 11 — весы; 12 — алмазная пила;
— вибромельница; 14 — внешний люк; 15 — внутренние
люки шлюзового устройства
Рис. 2. Общий вид бокса
3*
36
Ю. И. Стахеев, Л. С. Тарасов, К. К. Крестиннна, А. В. Пеанов
пинцеты), а также серия предварительно прота-
рпрованных бюксов с притертыми крышками
для размещения образцов лунного грунта. Ис-
следовательское оборудование вносится в отсек
перед работой. Для соединения датчиков прибо-
ров с измерительными устройствами служат
два герметичных многоштырьковых штепсель-
ных разъема. Отсек снабжен двумя перчатками
для работы и бинокулярным микроско-
пом МБС-2.
В отсеке шариковой вибрационной мельни-
цы установлен эксцентриковый вибрационный
механизм с приводом от электродвигателя по-
стоянного тока мощностью 100 вт. Электродви-
гатель установлен вне бокса, внутрь отсека че-
рез резиновую манжету введен только конец ва-
ла, на котором и укреплен механизм. Он
приводит в колебания с амплитудой 6 мм два
и 83 мкм. Набор служит для разделения проб
лунного грунта па фракции по размерам ча-
стиц. Процедура просеивания па этих ситах
оказалась также весьма эффективной с точки
зрения очистки поверхностей крупных частиц
от прилипшего к ним пылевого материала. Рас-
сев навески 2—5 г обычно занимает не более
2—3 мин. Отсек имеет одну перчатку для рабо-
ты.
В отсеке для резки заготовок шлифов уста-
новлена алмазная пила с горизонтально распо-
ложенным режущим диском с внутренней ре-
жущей кромкой типа АВРК ОН-037-89-65, ар-
мированным алмазным порошком АСВ-15. Диск
закреплен па валу электродвигателя постоян-
ного тока (гс-7000 об/мин). Как и в предыдущем
случае, электродвигатель установлен вне бокса,
и его вал введен в отсек через резиновую мап-
Р и с. 3. Фасовочно-псследовательский отсек
Рис. 4. Отсек вибромельнпцы и виброрассева
Рис. 5. Отсек алмазной пилы
Р и с. 6. Шлюзовое устройство
стальных герметичных стакана с измельчаемой
пробой. В качестве мелющего тела используется
стальной шарик. Частота колебаний регулиру-
ется путем изменения напряжения, подаваемого
на мотор, в пределах 5—100 гц. Для измельче-
ния навески 100—200 мг горной породы средней
прочности от крупности частиц 1000 мкм до
10 мкм требуется 2—3 мин (рис. 4).
Этот же механизм используется для привода
в движение набора фторопластовых сит с кап-
роновыми сетками. Сетки сит имеют ячейки
квадратной формы и размеры: 900, 450,200,125
жету. Для перемещений и подачи образца в зо-
ну резания служит крестообразный суппорт
с точностью по обеим координатам 0,01 мм.
В качестве охлаждающей жидкости при реза-
нии используется этанол (рис. 5).
Пила позволяет получать пластинки толщи-
ной 0,2—0,25 мм при inприне роза 0,25 jlv.
Отсек имеет одну перчатку.
Шлифовально-полировальный отсек содер-
жит набор шлифовальных и полировальных
кругов диаметром 160 мм, небольшой электро-
нагреватель, набор алмазных наст для шли-
фовки и полировки, а также все необходимые
для приготовления шлифов принадлежности.
Для контроля качества приготовления шлифов
служит микроскоп МИН-8, окулярный тубус
которого удлинен, герметизирован и через эла-
Бокс для работы с лунными образцами в атмосфере азота
37
тпчпое уплотнение выведен па крышку бокса.
Лунный грунт, забранный автоматической
т<1нппей па Луне, доставляется в приемную ла-
'ираторпю. В гелиевой камере ампула
: скрывается, и привезенный грунт размещает-
я на лотке. В соответствии с разработанной
программой пробы грунта, предназначенные
лля исследования, отбираются с лотка в гели-
•вой атмосфере приемной камеры и помещаются
герметичные коцтейпсры из нержавеющей
та л it. Такой контейнер с пробой грунта пере-
носится в шлюзовое устройство (рис. 6) пссле-
твательского бокса. После продувки последне-
го азотом для удаления атмосферного воздуха,
поступившего при внесении контейнера, контей-
нер через соответствующий люк передается в
|'асовочпо-псследовательскпй отсек бокса
рис. 3). Здесь после вскрытия контейнера на-
ций меньше 0,083 мм (пли из пефракцпониро-
вапного материала реголита до рассева). Для
приготовления шлифов отбираются частицы из
фракций + 0,45 мм или + 0,9 мм и порции
фракций + 0,20 мм, + 0,127 мм, + 0,083 мм ве-
сом по 1—2 мг каждая. В последнем случае в
плоскости шлифа фиксируется несколько де-
сятков или сотен мелких частиц, которые в
дальнейшем изучаются под микроскопом и на
электронном микрозонде.
После изучения выделенных фракций под
бинокулярным микроскопом производится от-
бор проб из различных фракций в соответствии
с программой дальнейших исследований. Фрак-
ции и их доли, выделенные для детального изу-
чения, помещаются в маленькие стеклянные
бюксы или ампулы и передаются на анализ или
переносятся в другие специальные боксы с
годящаяся в нем проба просматривается под би-
нокулярным микроскопом п переносится на си-
та для рассева. После рассева сита с пробой воз-
вращаются в фасовочио-псследовательский от-
сек, где полученные фракции просматриваются
под бинокулярным микроскопом, переносятся
в стеклянные бюксы, а затем взвешиваются па
весах, установленных в весовом отсеке.
На этом заканчивается этап первичной под-
готовки пробы п их первичное описание.
При первом изучении образца лунного грун-
та производится отбор проб для предваритель-
ных исследований химического состава из фрак-
Ордсна Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АП СССР
Институт космических исследований АП СССР, Москва
азотной атмосферой, где они хранятся и где
проводится их сепарация по типам частиц и
морфологическое изучение. С отдельными пор-
циями фракций работа проводится на воздухе.
Поскольку в пробе «Луны-16» частицы раз-
мером 4—6 мм немногочисленны, они обычно
сохраняются целыми как характерные образцы
пород. Поэтому для этой пробы отсек алмазной
пилы и отсек для приготовления шлифов иссле-
довательского бокса практически не использо-
вались. В фасовочно-исследовательском отсеке
бокса выполнялось предварительное изучение
физико-механических свойств лунного грунта
и изучение их же по специальной программе.
К. П. Флоренский,
А. В. Иванов,
Л. С. Тарасов,
Ю. И. Стахеев,
О. Д. Рода
МОРФОЛОГИЯ
И ТИПЫ ЧАСТИЦ
ОБРАЗЦА РЕГОЛИТА
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Приводится морфологическая характеристика об-
разца как в целом, так и слагающих его компонентов.
Средний объемный вес образца грунта определен око-
ло 1,2 г)см3, что соответствует средней пористости
грунта на глубину 35 см около 60%. Отмечается высо-
кая слипаемостъ грунта и способность его к электриза-
ции. Выделяются две основные генетические группы
частиц реголита: первичные, представленные главным
образом обломками магматических пород типа базаль-
та и габбро, а также мономинеральными зернами сла-
гающих их минералов, и вторичные, подвергшиеся за-
метному экзогенному преобразованию на поверхности
Луны. Ко второй группе, составляющей более 70% ма-
териала в крупных фракциях, относятся частицы брек-
чий, спекшиеся агрегаты сложной ветвистой формы и
стеклянные и остеклованные частицы различного со-
става. Количество стекла возрастает с уменьшением
размера частиц и во фракциях менее 5 мкм составля-
ет более 80—90% массы вещества. Формирование рего-
лита происходит под влиянием двух основных факто-
ров — измельчения коренных магматических пород в
процессе интенсивной метеоритной бомбардировки по-
верхности и изменения и аггломерации образовавшихся
при дроблении фрагментов пород. С ударными взрыва-
ми связан также перенос частиц лунного вещества на
большие расстояния, что приводит к осреднению со-
става реголита на значительных площадях.
Краткое описание морфологии лунного
грунта, доставленного АЛС «Луна-16», пред-
ставлено в. первых сводных работах, посвящен-
ных его исследованию. В настоящей статье
приводится более подробная морфологическая
характеристика образца лунного грунта как
в целом, так и слагающих его компонентов.
Колонка реголита при отборе целиком за-
полнила буровую трубку, и при транспортиров-
ке заметного перемешивания материала в труб-
ке не происходило. Перенесенный в атмосфере
гелия на приемный лоток грунт не имел види-
мой слоистости и казался однородным на всю
глубину. Общий вес образца реголита составил
несколько более 100 г.
Реголит в целом представляет собой рыхлый
разнозернистый темно-серый (черноватый) ма-
териал. Внешне он кажется тонкозернистым по-
рошком, на поверхности которого кое-где замет-
ны более крупные зерна, обладающие сильным
зеркальным эффектом. Порошок легко форму-
ется и слипается в отдельные рыхлые комки.
На его поверхности четко отпечатываются сле-
ды внешних воздействий — прикосновений ин-
струментов. Грунт легко держит вертикальную
стенку, но при свободном насыпании имеет угол
естественного откоса около 45° (рис. 1).
Следует отметить, что несмотря па заметную
слипаемость грунт обладает неустойчивостью
к вибрационным воздействиям. Он легко про-
сеивается через сита, следы разрушения струк-
туры грунта появляются в гелиевой камере че-
рез несколько дней, а образец грунта, насыпан-
ный в сухом азоте горкой с углом откоса око-
ло 30° и установленный в зоне очець слабого, по
постоянного вибрационного действия, через не-
сколько месяцев полностью растекся па под-
ставке, приняв угол откоса не более 5°.
Интересным свойством лунного грунта яв-
ляется его высокая электризация, что проявля-
ется в прилипании частиц к поверхностям из
стекла и пластмассы и к препарировочным ин-
струментам.
При хранении образца лунного грунта в
обычных лабораторных условиях в течение не-
скольких месяцев повышенная слипаемость
и способность вещества к электризации сохра-
няются.
Средний объемный вес грунта в естествен-
ном залегании на грубину погружения бура по
его заполнению определен около 1,2 г)см3. Это
почти соответствует насыпному весу грунта
при свободном насыпании в мерную посуду,
который колеблется от 1,1 до 1,2 г/см3. Учиты-
Морфология и типы частиц образца реголита из Моря Изобилия
39
вая. что реголит легко уплотняется при утряске
до объемного веса около 1,8—1,9 г!см3, а проч-
ность лунного грунта заметно повышается с глу-
биной, что установлено аппаратами серии
«Сервепор» п «Аполлон» н подтверждено всей
работой «Лунохода-1», можно полагать, что
плотность самого верхнего слоя грунта из Моря
Изобилия приближается к плотности поверх-
ностного слоя из Океана Бурь, которая была оп-
ределена «Луиой-13» в 0,8 г 1см3.
Таким образом, при среднем удельном весе
частиц грунта около 3 г)см3 средняя пористость
лунного грунта в Море Изобилия па глубину
в 35 см оценивается около 60%, с вероятным
изменением от 70 до 40% по мере углубления.
Для дальнейшего изучения расположенный
на лотке образец был разделен па зоны, по ко-
торым производилось опробование. Пробы от-
бирались с глубины 1—8, 8—15, 15—28 и 28—
33 см, соответственно, из зон А, Б, В, Г.
Микроскопическое изучение доставленного
образца позволяет выделить две основные груп-
пы частиц лунного грунта: первичные и вторич-
ные (рис. 2). Группа первичных частиц пред-
ставлена обломками магматических пород типа
базальтов, заполнивших макродепрессип Луны
на ранних этанах ее геологической истории, и
составляющими эти породы отдельными мине-
ральными зернами. К группе вторичных частиц
относится материал, подвергшийся заметному
экзогенному преобразованию па поверхности
Лупы: вторично литпфпцировапные, уплотнен-
ные зерна, состоящие из мелких частиц реголи-
та, и зерна, в различной степени расплавлен-
ные и оплавленные с поверхности.
Среди первичных частиц лунного реголита
можно выделить две группы, отражающие раз-
личные условия застывания базальтовой маг-
мы,— мелкозернистые базальты и более крупно-
зернистые породы типа габбро.
Мелкозернистые базальты представляют со-
бой очень свежие плотные обломки пород темпо-
серого цвета с точечными включениями светлых
минералов. Эти частицы характеризуются угло-
ватой формой и обычно не несут видимых сле-
дов окатанностп. В ряде частиц этих пород на-
блюдаются поры и пустоты различной формы.
Иногда па поверхности частиц можно наблю-
дать мелкие, выстланные стеклом лунки, как
правило, округлой формы, которым, по-видимо-
му, можно приписать ударное происхождение.
Основными породообразующими минералами
мелкозернистых базальтов являются плагио-
клазы, пироксены, ильменит и оливин. В замет-
ном количестве порой присутствует стекло.
Частицы крупнозернистых базальтов, по-
дооно вышеописанным, характеризуются све-
жими поверхностями излома и в общем остро-
угольной формой и не обнаруживают следов
выветривания и окатанности (рис. 3). Породо-
образующие минералы этих пород те же, что
и у более мелкозернистых разностей, характер-
ный размер зерен — от 0,3 до 0,5 мм. Количе-
ственные соотношения минералов заметно
варьируют в различных фрагментах, что, в
частности, сказывается на окраске частиц.
В общем для частиц этих пород характерны
желтовато-розовые тона. Среди частиц пород
типа мпкрогаббро были обнаружены разности,
содержащие пустоты, стенки которых устланы
кристаллами силикатных минералов, заметно
превышающими размер кристаллов в основной
массе породы.
Рис. 1. Горка лунного грунта при свободном насыпании
К первичному материалу лунного грунта
следует отнести также мономинеральиые агре-
гаты, состоящие почти нацело из мелкозерни-
стого плагиоклаза основного состава и пред-
ставляющие собой неправильной формы обра-
зования чисто-белого или сероватого цвета.
Иногда такие частицы содержат включения кри-
сталлов ильменита и зерен металлического же-
леза. Значительная часть первичного материала
лунного грунта, особенно в более мелких фрак-
циях, представлена мономинеральными зерна-
ми: оливином, пироксеном и плагиоклазом.
Оливин присутствует в лунном реголите в
виде хорошо сохранившихся зерен неправиль-
ной формы. Цвет зерен варьирует от светло-жел-
того до коричневато-желтого. Встречаются
очень свежие частицы насыщенного желтого
40
К. П. Флоренский, Л. В. И санов, Я. С. Тарасов, IO. II. Стахеев, О. Д. Родэ
цвета с чистой поверхностью, острыми ребрами
и свежими сколами и частицы оплавленные,
характеризующиеся, как правило, более тем-
ными, коричневато-желтыми тонами. Некоторая
часть зерен оливина отличается хорошей
сохранностью с одной стороны и оплав-
лена с другой. Иногда зерна оливина содержат
включения темноцветных минералов. Интерес-
но отметить, что в исследованных пробах до-
вольно часто встречаются крупные мопозерна
оливина, достигающие в поперечнике 0,5—
0,7 мм, что заметно превышает размер кристал-
лов оливина в исследованных фрагментах маг-
матических пород.
Пироксены в изученных пробах присут-
ствуют в виде довольно мелких зерен желтова-
то-розового и красновато-розового цвета, непра-
вильной формы. Нужно отметить, что в круп-
ен в мелких фракциях. Во фракциях крупнее
0,127 мм плагиоклаз встречается, как правило,
в виде описанных выше агрегатов.
Вторичные частицы являются генетически
важной составляющей лунного реголита. Оче-
видно, их исследование поможет пролить свет
па природу экзогенных процессов, протекаю-
щих иа поверхности Лупы, и па возможные пу-
ти формирования реголита.
Одним из основных компонентов лунного
грунта являются брекчии (рис. 4). Брекчии
представляют собой лптифицироваиные поро-
ды, образовавшиеся в результате уплотнения
мелкораздробленного материала реголита. Они
имеют серый или темно-серый цвет и часто со-
держат светлые включения плагиоклаза.
В большинстве своем брекчии характеризуются
сглаженной окатанной формой, хотя встреча-
Р и с. 2. Основные типы частиц крупной фракции реголита
Рис. 3. Частицы изверженной породы типа микрогаббро
Р и с. 4. Частицы брекчий с характерными следами оплав-
ления
Рис. 5. Спекшиеся частицы сложной неправильной формы
ных фракциях монозерна пироксена практиче-
ски отсутствуют. Резкое их увеличение
отмечается во фракциях менее 0,127 мм и осо-
бенно менее 0,083 мм.
Монозериа плагиоклаза найдены в виде
прозрачных или матовых пластинок с резкими
или слегка оплавленными краями. Нередко
зерна плагиоклаза обнаруживают эффект двой-
никования. Подобно монозернам пироксена, ко-
личество моиозерен плагиоклаза увеличивает-
ются частицы с резко угловатыми очертания-
ми. Мягкая форма присуща, как правило, тем
частицам брекчий, которые отличаются более
рыхлым сложением и слабым уплотнением. Та-
кие частицы легко подвергаются разрушению
при довольно незначительных механических
воздействиях. Изучение брекчий показало, что
они представляют собой конгломерат минераль-
ных зерен и обломков пород различного разме-
ра. Значительная часть входящих в состав
брекчий зерен оплавлена.
Оплавлению подвергнуто довольно большое
количество самих брекчиевых частиц. Очень
темные, стекловатые корочки покрывают обыч-
но часть частицы, другая часть сохраняет при
этом свежий облик. Поверхность брекчий, осо-
бенно крупных, часто бывает осложнена мно-
гочисленными кратерками, выстланными стек-
Морфология и типы частиц образца реголита из Моря Изобилия
41
липшими корочками, придающими поверхности
частицы ячеистый характер. Толщина этих ко-
рочек зависит от размера частицы и степени
проявления процесса плавления.
Не менее интересной и важно]’! составляю-
щей реголита являются вторично консолидиро-
ванные образования — спеки, очень темные,
почти черные агрегаты сложной ветвистой фор-
мы, состоящие из спекшихся зерен лунного ре-
голита (рис. 5). В большинстве случаев спеки
не имеют резких угловатых форм; перифериче-
ские части таких деидритообразных агрегатов
обычно сильно оплавлены и характеризуются
округлыми очертаниями. Нередко наблюдается
одностороннее оплавление снеков. Эти частицы
обладают различной механической прочностью,
что, по-видимому, связано с температурными
условиями, в которых происходил процесс спе-
ющие собой фрагменты нацело переплавленных
пород, 3) разнообразные сферические образо-
вания.
Ряд частиц покрыт с одной стороны тонкой,
толщиной в несколько микрон пли десятков
микрон, поверхностной пленкой стеклянной
глазури. Цвет этой пленки зависит от состава
частиц, подвергшихся такому оплавлению —
для брекчий обычны темпо-бурые и черные то-
па, для спеков — черные, габброидные породы
имеют пленки бурого, желтоватого и зеленова-
того цвета. Такое локальное оглазировапие ча-
стиц при сохранении свежего облика остальной
части зерна возможно лишь при условии очень
энергичного, но кратковременного односторон-
него прогрева его.
Обычны частицы проплавленные, ошлако-
ванные на значительную толщину, имеющие
кания, и с природой спекшихся частиц. Однако
в целом можно отметить, что крупные спек-
шиеся частицы обычно более прочные, чем
мелкие. В отличие от брекчий морфология этих
частиц указывает на близкое к автохтонному
их образование непосредственно па поверхности.
Вероятно, сложная форма спеков влияет на
механические свойства лунного грунта и, в ча-
стности, в какой-то степени обусловливает его
низкую плотность и значительную уплотняе-
мость при вибрации.
Характерным вторичным образованием ре-
голита является вторичное стекло. Выделяется
несколько форм стекла, характеризующих сте-
пень интенсивности процесса проплавления:
1) стеклянные пленки, покрывающие частицы
и выстилающие отрицательные микроформы па
их поверхности, 2) обломки стекол, представля-
темную окраску и содержащие в заметных ко-
личествах поры и пустоты.
Нацело переплавленные частицы, представ-
ляющие собой обломки стекол различной фор-
мы, часто с раковистым изломом, характеризу-
ются широким спектром окраски, что отража-
ет состав расплавленных зерен. Среди стекол
нередки пузыристые разности. В этом отно-
шении интересен один тип буроватых крупно-
пузырчатых, насквозь проплавленных стекол,
которые могли образоваться при дроблении
сравнительно больших масс проплавленной
породы и внешне напоминают земные стекла
вулканического происхождения.
Крайним типом стеклянных частиц явля-
ются многочисленные сферические образова-
ния различного цвета и формы. Встречаются
как частицы с гладкой поверхностью, обладаю-
42
7f. П. Флоренский, Л. В. Пеанов, Л. С. Тарасов, 10. II. Стахеев, О. Д. Родэ
щпр сильным стеклянным блеском, так и ча-
стицы с прпплавлеииымн к ним с поверхности
мелкими зернами грунта. Изредка они содер-
жат пузырьки, размер которых может состав-
лять до половины диаметра шарика.
Вероятно, именно стеклянные и остекло-
ванные частицы с гладкой поверхностью на
темной основе, присутствующие в грунте в
значительном количестве, ответственны за об-
наруженный зеркалящпй эффект образца.
Среди прочих типов частиц в небольшом
количестве встречаются кусочки металлическо-
го железа, наблюдавшиеся как в виде непра-
вильных осколков, так и в форме шариков.
Нередко кусочки металла включены в брек-
чии.
Вероятно, этим железным частицам можно
приписать метеоритное происхождение.
между собой. Во фракции +0,127 — 0,200 мм
не нодсчнта но количество обломков мелкокри-
сталлических базальтов ввиду ненадежности
идентификации их в большой массе частиц.
Анализ таблицы показывает, что в составе
реголита резко преобладают вторичные части-
цы, обязанные своим происхождением экзоген-
ным воздействиям. В крупных фракциях весь-
ма значительно содержание брекчий, в то вре-
мя как с уменьшением размера частиц не-
сколько возрастает относительное содержание
снеков и ошлакованных частиц. Следует отме-
тить также снижение содержания спекшихся аг-
регатов сложной формы от поверхности в глу-
бину па фоне общего числа шлаков и спеков
(объединенных в таблице в одну графу).
Количество стекла плавно возрастает с
уменьшением размера частиц и в самых мел-
Таблица 1.
Распространенность типов частиц в крупных фракциях по зонам колонки (в %)
Тип частиц А + Б В + г
4-0,9 лип + 0,4.') —0,9 Л1Л1 +0,127— 0,200 лги + 0,9 мм +0,45—0,9 лш + 0,127— 0,200 мм
Габбро 13 14 10 18 12,5 13
Базальт 8 7,5 — 9,5 7 —
Анортит полпкристаллп- ческий 0 2 0,5 1 3,5 1,5
Брекчии 50 35 20 39 32 21
Спеки и ошлакованные частицы 20,5 34 55,5 26 34 41,5
Стекла и мономинераль- ные зерна 5 2,5 13 2,5 5,5 21
Шарики 0 1 1 1 1,5 1
Прочие 3 3 — 2,5 3 —
Очевидно, присутствие в частицах лунно-
го грунта металлического железа обусловлива-
ет их магпитность. Наиболее сильной магнит-
постыо обладают брекчии, спеки и ошлакован-
ные частицы, энергично прилипающие к на-
магниченной стальной игле. Магпптпостыо
обладают также многие стеклянные сфериче-
ские образования и осколки стекла (чаще все-
го темноокрашенные), некоторые агрегаты
плагиоклаза, некоторые зерна оливина. Облом-
ки кристаллических пород немагнитны.
Весьма интересен характер распределения
основных типов частиц разного размера по зо-
нам колонки. Полученные для фракций раз-
мером более 0,127 мм данные представлены в
табл. 1. Здесь в одной графе объединены мопо-
минеральпые зерна и кусочки стекол, так как
морфологически эти частицы весьма сходны
ких фракциях (4 мкм и менее) составляет их
основную часть (табл. 2).
При определении среднего веса частиц
крупных фракций по глубине колонки (табл. 3)
Т а б л и ц а 2. Содержание стекла в мелких фрак-
циях реголита (в % от общего числа частиц)
Зона Размер фракции, мкм
80—70 50—40 20—10 4—2
А 24 27 63 88
Б 17 26 51 94
В 32 29 52 92
Г 14 29 43 92
Морфология и типы частиц образца реголита из Моря Изобилия
43
наблюдается четкое увеличение среднего веса
частицы с глубиной не только для фракции
+ 0,9 мм (что можно было бы связать с увели-
чением размера наиболее крупных частиц
в глубинных зонах), по и для фракции
+ 0,45—0,9 мм. Мы связываем это с уменьше-
нием содержания по глубине частиц спеков
неправильной формы. Для фракции + 0,9 мм
хорошо заметна тенденция к группировке двух
глубинных и двух поверхностных проб, что
коррелирует с гранулометрическими данными.
Следует особо подчеркнуть, что поверхность
многих частиц различных типов несет следы
интенсивной экзогенной эрозии. Здесь можно
выделить мелкие кратерки со следами расплав-
ления вещества при ударе, а также сколы
неправильной формы, особенно хорошо замет-
ные па частицах стекла и шариках. Плотность
Таблица 3. Средний вес частиц (в мг) по зонам
колонки и классам крупности
Класс крупности А Б в Г
—J— 0,9 мм 2,00 1,87 3,12 3,22
—0,9+0,45 мм 0,274 0,294 0,302 0,344
таких поверхностных дефектов сильно различ-
на для разных частиц и для разных поверхно-
стей одной частицы.
Интересно отметить, что в ряде случаев
на поверхности стеклянных частиц — на шари-
ках, осколках стекол неправильной формы н
ошлакованных зернах — наблюдаются тонкие
металлические пленки. Характер таких пленок
может быть различен: для шариков и стекол
это в общем равномерный полупрозрачный слой,
на шлаках пленка несколько большей толщи-
ны и расположена неравномерными мазками.
В результате общего морфологического изу-
чения образца реголита из Моря Изобилия
можно сделать некоторые генетические выводы.
Формирование лунного реголита происхо-
дит под влиянием двух основных факторов —
измельчения коренных магматических пород в
процессе энергичной метеоритной бомбарди-
ровки лунной поверхности (образование груп-
пы первичных частиц) и агломерации образо-
вавшихся при дроблении мелких фрагментов
Институт космических исследований АН СССР
Ордена Лепина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
пород it более крупные вторичные частицы.
Последний процесс сопровождается мощными,
по кратковременными термическими воздейст-
виями, вызывающими снека пне и оплавление
частиц реголита. В целом реголит пред-
ставляет собой совокупность продуктов как
экзогенного, так и эндогенного происхождения.
Активная метеоритная бомбардировка луп-
пой поверхности па сверхзвуковых скоростях
приводит к достаточно эффективному переме-
шиванию слоя реголита. Об этом свидетельст-
вует, в частности, отсутствие строго выражен-
ной закономерности в изменении содержания
частиц по зонам колонки. Однако в целом
можно отметить резкое преобладапие в составе
реголита частиц вторичного происхождения и
повышенное содержание последних в верхней
части колонки, что свидетельствует об интен-
сивности воздействия экзогенных факторов.
На энергичное проявление экзогенных
процессов указывают также односторонняя
оплавлепность частиц, микрократеры па их
поверхности, большое разнообразие частиц,
характер спекания их в агрегаты.
Одностороннее оплавление поверхности час-
тиц и спекание многих зерен свидетельствуют о
мощном, по очень кратковременном нагреве
частиц, не наблюдаемом в процессах вулкани-
ческих эксплозий, по типичном для сверхско-
ростных ударов. Многообразие сферических
силикатных частиц (шариков) также говорит
об их происхождении скорее за счет точечного
расплавления отдельных минеральных зерен и
участков пород, чем за счет разбрызгивания
проплавленной в целом породы.
К следам возможного вулканизма можно
отнести не более процента хорошо проплавлен-
ных стекол, образовавшихся при застывании
сравнительно больших масс расплава, возникно-
вение которого, однако, возможно и нрп ударе
более крупных метеоритных тел.
Одповременное присутствие осколков пер-
вичных магматических пород, образовавшихся
в разных условиях кристаллизации и разли-
чающихся по составу, указывает на заметную
примесь привнесенного издалека материала,
осредняющего состав реголита на больших пло-
щадях. Транспортировка частиц лунного рего-
лита также, очевидно, связана с ударными
взрывами, первоисточником которых является
метеоритный поток.
Общий характер образца реголита Моря Изо-
билия близок доставленным ранее образцам из
Моря Спокойствия и Океана Бурь.
10. И. Стахеев,
Е. К. Вульфсон,
А. В. Иванов,
К. П. Флоренский
ГРАНУЛОМЕТРИЧЕСКИЕ
ХАРАКТЕРИСТИКИ
ЛУННОГО ГРУНТА
ИЗ МОРЯ 'ИЗОБИЛИЯ
Электрическим импульсным, а также ситовым ме-
тодами зарегистрированы распределения размеров час-
тиц в интервале 1—1000 мкм по глубине колонки лун-
ного грунта, доставленной АМС «Луна-16». Результа-
ты измерений представлены в виде кумулятивных за-
висимостей логарифм размера — логарифм числа час-
тиц, а также логарифм размера — масса частиц на ве-
роятностной шкале. Первые на всех глубинах пред-
ставляют собой суперпозицию двух прямых с угловы-
ми коэффициентами от 2,10 до 4,05. Вторые зависимо-
сти близки к прямолинейным, что вместе с близостью
вычисленных значений асимметрии распределений к
нулю и вычисленных значений эксцесса распределе-
ний к единице говорит о близости зарегистрированных
распределений к логарифмически-нормальному зако-
ну. Это согласуется с предположением об образовании
частиц реголита в процессе интенсивного механиче-
ского измельчения. Средний размер частиц растет с
глубиной от 62 до 114 мкм, а стандартное отклонение
размеров частиц —1,80 до 2,42 (в логарифмических
единицах). Высказано предположение о том, что рост
стандартного отклонения размеров частиц с глубиной
обусловлен процессами переноса частиц, селективны-
ми по отношению к размерам частиц.
Доставленный автоматической межпланет-
ной станцией «Луна-16» образец реголита
из Моря Изобилия представляет собой разно-
зернистый дезинтегрированный материал [ 1 ].
Гранулометрический состав является одной из
важнейших первичных характеристик такого
рода материалов. Знание этих характеристик
необходимо как для понимания процесса (или
процессов) его образования, так и для правиль-
ной интерпретации результатов исследования
целого ряда других физических характеристик
вещества.
Способ перенесения лунного образца па при-
емный лоток из бурового снаряда дает основа-
ние считать, что при этой операции не была
нарушена (или была нарушена незначительно)
общая стратиграфическая последовательность
первичного расположения вещества. Следует от-
метить, что па лотке не наблюдалось какой-либо
слоистости.
Расположенный на лотке образец был раз-
делен па зоны [1], по которым производилось
опробование. Образцы отбирались с глубины
1—8, 8—15, 15—28 и 28—33 см, соответственно,
из зоп А, Б, В, Г. Вес отбираемых проб варьиро-
вал от 2 до 5 г.
Гранулометрическое исследование проб про-
водилось в две стадии. Отобранные с приемного
лотка пробы разделялись на фракции по раз-
мерам частиц ситовым методом. Для предотвра-
щения заражения вещества металлами исполь-
зовались сита с капроновыми сетками и корпу-
сом из фторопласта. Употребление таких сит
позволяло также значительно уменьшить эф-
фект разрушения непрочных зерен, по сравне-
нию с обычно применяемыми для этой цели
ситами с металлическими сетками. Использо-
ванные для изготовления сит сетки имели ячей-
ки квадратного сечения со средними размерами:
900, 450, 200, 127, 83 мкм. Коэффициент вариа-
ции, характеризующий разброс размеров ячеек
каждого сита, менялся от 4,1% для крупных
сеток до 9,8% для мелких.
Для разделения на фракции набор сит раз-
мещался на вибрационном механизме шарико-
вой впбромельницы [2], размещенной в боксе,
заполненном особо чистым азотом. Механизм
обеспечивал амплитуду колебаний в горизон-
тальной плоскости, равную 6 мм. Частота коле-
баний при рассеве изменялась от 20 до 40 гц.
Гранулометрические характеристики фрак-
ций реголита из зон А, Б, В и Г с размерами
частиц менее 83 мкм измерялись электрическим
импульсным методом [3], позволявшим регист-
рировать распределение размеров частиц от 0,2
до 200 мкм. Размеры частиц при этом выдана-
Г ранулометрические характеристики лунного грунта из Моря Изобилия
45
лись в диаметрах эквивалентных сфер. Для
исследуемых проб реголита диапазон размеров
0,2—83 мкм был подразделен на 16 интервалов.
Точность определения размеров отдельных ча-
стиц превышала 1%. Для анализа использова-
лись навески около 25 мг.
В качестве электролита при измерениях
использовался 0,1 N раствор НС1. Апертуры
измерительных отверстии в рубиновых шайбах
составляли 270 и 140 мкм. Для устранения
эффектов наложения импульсов скорость счета
снижалась путем разбавления суспензии до
2000 ими!сек. Повторные измерения суспензии,
проводившиеся с интервалом в 24 час, показа-
ли отсутствие заметного эффекта растворения
частиц в используемом электролите.
Размеры частиц реголита из Моря Изобилия
в целом меняются от долей микрона до иесколь-
на) гранулометрических характеристик в обла-
сти крупных размеров уменьшается по мере
продвижения от поверхности к глубине от 4,05
до 3,15; 2) угловой коэффициент в области
малых размеров меньше, чем в области круп-
ных, и для всех зон равен примерно 2,2;
3) размер «самых крупных частиц» возрастает
монотонно с глубиной от 1,5 до 2,9 мм; 4) раз-
мер частиц, соответствующий точке пересечения
прямых, уменьшается с глубиной от 80 до
20 мкм\ 5) поверхностные зоны обеднены по
сравнению с глубинными как самыми крупны-
ми, так и самыми мелкими частицами, что
компенсируется избытком частиц средних раз-
меров (50—150 мкм)\ 6) частицы с размерами
мепее 2—3 мкм находятся в дефиците как
в глубинных, так и в поверхностных зонах.
Последний факт подтверждается электропно-
Т а б лица 1. Числовые значения параметров распределений размер — число частиц в пересчете на 1 г
пробы по зонам
Параметр А Б в Г
Графически определенный статистический размер «самой крупной» частицы в пробе (точка пересечения с ординатой, соответ- ствующей 1 шт.), мм 1,5 1,7 2,9 2,9
Размер частиц, соответствующий точке пе- ресечения прямых, мкм 80 — 30 20
Число частиц с размерами больше соот- ветствующего точке пересечения прямых 1,35 • Ю5 — 2,5-Ю3 6,0-Ю’
Число частиц больше 4 мкм 1,0-10s — 1,9-Ю* 1,8-Ю»
Угловой коэффициент в области крупных частиц 4,05 3,7 3,15 3,15
Угловой коэффициент в области малых частиц 2,25 2,0 2,25 2,10
ких миллиметров, что соответствует мелкозер-
нистой части реголита.
Весьма показательно представление данных
гранулометрического анализа в координатах:
логарифм размера частиц — логарифм числа
частиц в 1 г вещества с размером больше дан-
ного (рис. 1). В этих координатах грануломет-
рические характеристики реголита представля-
ют собой суперпозицию двух прямых линий
с различными угловыми коэффициентами, при-
чем угол наклона в области мелких частиц
меньше, чем в области крупных. На рис. 1
представлены только две такие характеристики:
для зон А и Г, поскольку характеристики зон
Л и Б, с одной стороны, и В и Г, с другой,
близки между собой.
По этим графикам и табл. 1 видно, что:
1) угловой коэффициент (тангенс угла накло-
микроскопическпм исследованием с разрешени-
ем лучше 10 А.
Морфологический анализ образца лунного
грунта с места посадки АЛС «Луна-16» пока-
зывает, что образец состоит из частиц первич-
ного (обломки магматических пород) и вторич-
ного (брекчии, спеки, шлаки) происхождения.
Это свидетельствует о том, что в образовании
лунного реголита участвуют два противополож-
ных процесса: измельчение коренных горных
пород и агломерация образовавшихся фрагмен-
тов с образованием более крупных вторичных
частиц.
На угол наклона прямых, характеризующий,
в какой степени увеличивается число частиц
в соседних гранулометрических классах при
уменьшении размеров, влияют два основных
фактора: интенсивность процесса измельчения
4G
Ю. II. Стахеев, Е. К. Вульфсон^ А. В. Иванов, К. П. Флоренский
и механическая прочность измельчаемого мате-
риала. Из практики исследования порошков, по-
лучаемых в процессах механического измельче-
ния, известно, что в рассматриваемых координа-
тах для них характерны угловые коэффициенты
в пределах 2,0—3,0 [4]. В случае измельчения
горных пород при сверхзвуковых скоростях со-
ударяющихся тел отмечаются более высокие зна-
чения этих коэффициентов [5].
Монотонное уменьшение угловых коэффи-
циентов прямых в области крупных размеров
частиц от поверхности к глубинным слоям ре-
голита указывает на то, что процесс измельче-
ния коренных пород более интенсивен с по-
верхности и что интенсивность его падает с глу-
биной. Высокое значение углового коэффи-
циента (4,05) говорит о том, что измельчение,
вероятнее всего, является результатом сверх-
звуковых соударений измельчающих тел (ме-
теоритов и микрометеоритов) с измельчаемым
материалом (лунной породой). Поверхностные
слои экранируют глубинные от ударов, и ин-
тенсивность измельчения падает. Это подтверж-
дается и увеличением размеров «самых круп-
ных» частиц с глубиной.
Прпмерпое равенство углов наклона в об-
ласти мелких классов определяется, по-впдино-
му, скорее прочностными свойствами горной по-
роды, чем интенсивностью процесса измельче-
ния. Механическая прочность агрегатов, како-
выми являются кусочки горных пород, всегда
ниже, чем мономинеральных частиц, что и при-
водит к уменьшению углов наклона грануло-
метрических характеристик в области малых
размеров, где частицы представляют собой в ос-
новном моиозерна, а не их сростки, как в обла-
сти более крупных размеров.
Весьма вероятно также, что при этих разме-
рах частиц заметную роль играют, помимо дроб-
ления, также иные процессы, в частности плав-
ление. Распределение размеров образующихся
при этом частиц будет, естественно, подчи-
няться иным законам.
Р и с. 1. Распределение размера частиц. По осп абсцисс — раз-
мер частиц, по осп ординат — суммарное число частиц с размс ”
ром больше данного в 1 t реголита
1 — зона А; 2 — зона Г
Р п с. 2. Распределение размера частиц. По оси абсцисс — раз-
мер частиц, по оси ординат—суммарное число частиц с размером
больше данного (в %)
\ — зона Л\ - зона Г
Р и с. 3. Зависимость среднего размера частиц и стандартного
отклонения размеров частиц реголита от глубины отбора пробы
О — графический средний размер; \ — графические стан-
дартное отклонение размеров частиц
Большие значения координат точек пересе-
чения прямых для зон А и В (соответственно
80 п 30 мкм) по сравнению с наиболее глубин-
ной зоной Г (20 мкм) отражают, вероятно, со-
ответствующий вклад частиц вторичного про-
исхождения (брекчии, спеки, шлаки). Действи-
тельно, противоборство двух процессов, измель-
чения и агломерации, например, в результате
вторичного оплавления, причиной которых
является метеоритная бомбардировка, происхо-
дящая с поверхности, должно приводить к
уменьшению размеров частиц первичных пород
но направлению от глубины к поверхности и
одновременно к увеличению числа частиц вто-
ричного происхождения в том же направлении.
При этом процесс дробления будет препятство-
вать сохранению крупных частиц вторичного
происхождения в поверхностном слое.
Г ранулометрические характеристики лунного грунта из Моря Изобилия
47
В ряде случаев, в частности для интерпре-
тации данных химических анализов различных
по крупности фракции реголита, необходимо
представление данных па логарифмпчески-ве-
роятностиой сетке. Такое представление, кроме
того, является весьма наглядным при проверке
полученных данных на близость их к логарпф-
мически-нормальному закону. Справедливость
этого закона для распределений размеров час-
тиц была показана академиком Л. II. Колмого-
ровым для материалов, подвергавшихся из-
мельчению в течение достаточно длительного
времени [6].
На рис. 2 данные гранулометрического ана-
лиза представлены в виде кумулятивной зави-
симости на логарифмически-вероятностной сет-
ке. По оси абсцисс отложены размеры частиц в
0-едипицах. Опп связаны с размерами частиц
7,8k 15,67 31,25 62,5 125 250 500 1000 2000мкм
где 016, 050 и 084 — диаметры частиц в
0-едипицах, выше которых содержится 16, 50
и 84% массы пробы, соответственно.
Графическое стандартное отклонение вы-
членялось ио выражению:
5 84 — -*) 16
4
(3)
Графическая асимметрия определялась но
формуле:
1 16 !- <, 84 —2f 50
5/<.=
2(l. 84- L 16)
Графический эксцесс вычислялся по соотно-
шению:
(в лмО следующим соотношением:
logd = — 01og2, (1)
где d — диаметр частиц в мм.
По осп ординат отложены суммарные массы
частиц с размерами больше данного, в процен-
тах.
Для определения статистических характе-
ристик распределений были вычислены кван-
тили распределений. Результаты этих расчетов
представлены в табл. 2. Для расчетов ис-
пользовались формулы, предложенные Фолком
и Вордом [7]. При этом средний диаметр (гра-
фическое среднее) определялся из выражения:
у,- (2)
Из рис. 2 видно, что экспериментальные
точки удовлетворительно укладываются па пря-
мую линию, и поэтому распределение размеров
частиц может быть аппроксимировано лога-
рпфмпческп-нормальпым закопом. Таким обра-
зом, и этот вид представления данных грануло-
метрического анализа подтверждает предполо-
жение об образовании реголита в процессе
интенсивного, продолжительного механического
измельчения.
Анализ даппых, приведенных в табл. 2, по-
казывает, что численные значения таких харак-
теристик распределений, как графическая асим-
метрия и эксцесс, незначительно отклоняются
от 0 п 1 соответственно, что говорит о близости
распределений к логарифмическп-нормальным.
Об этом же свидетельствует близость медиан-
ных размеров (050) п графических средних
48
Ю. И. Стахеев, Е. К. Вульфсон, А. В. Пианов, К. П. Флоренским
для каждой пробы по глубине колонки. Две
характеристики: графическое среднее и стан-
дартное отклонение — обнаруживают системати-
ческое изменение по глубине. При этом средний
размер зерен растет с глубиной, и стандартное
отклонение размеров зерен также возрастает
с глубиной. Эти две зависимости графически
представлены па рис. 3. Здесь кружками обоз-
начены средние значения размеров частиц, и
треугольниками — численные значения стан-
дартных отклонений, то и другое — в ^-еди-
ницах. Глубина отложена по оси ординат.
Из практики измельчения горных пород
известно, что по мере увеличения времени
измельчения или при переходе к более интен-
сивным пзмельчптельпым процессам средний
размер частиц уменьшается, стремясь к неко-
торому пределу, характерному для данного пз-
спорт частиц, образовавшихся в тех или иных
эрозионных процессах, водной или воздушной
средой. На поверхности Лупы такие транспор-
тирующие среды отсутствуют. Тем не менее
можно предположить, что уменьшение стан-
дартного отклонения размеров частиц реголита
по направлению к поверхности вызывается про-
цессами транспортировки (переноса) частиц,
селективными по отношению к размерам ча-
стиц. Причинами такого переноса могут быть
взрывные явления при соударении метеоритов
с поверхностью реголита. Относительно мелкие
частицы, имея большее отношение поперечного
сечения к массе по сравнению с более крупны-
ми, будут под действием взрыва приобретать
большие скорости и переноситься па большие
расстояния, находясь в полете большее время.
Не исключено, что самые мелкие частицы при
Таблица 2. Квантили и статистические характеристики распределений размеров частиц реголита по глубине
колонки
Проба Л-16-А Л-16-Б Л-16-В Л-16-Г
Средняя глубина от поверхности, см 4 11 22 .'0
Квантили
0 5 1,029 0,761 -0,632 -1,203
0 16 2,184 2,000 1,000 0,644
0 25 3,120 2,556 2,184 1,643
0 50 4,058 3,662 3,473 3,251
0 75 5,158 5,011 4,878 4,836
0 84 5,795 5,644 5,442 5,506
0 95 6,965 6,878 6,796 6,796
Графическое среднее, мкм 62 73,5 101 114
То же, 0-единиц 4,012 3,769 3,305 3,134
Графическое стандартное отклонение 1,800 1,837 2,235 2,425
Графическая асимметрия -0,029 4-0,026 -0,109 —0,093
Графический эксцесс 1,107 0,989 1,099 1,015
мельчаемого материала и процесса измельчения
(устройства). Стандартное отклонение размеров
частиц при этом возрастает.
Наблюдаемые закономерности изменения
средних размеров частиц лунного реголита и
соответствующих стандартных отклонений с
глубиной отбора проб от поверхности не могут
быть объяснены одним только процессом из-
мельчения, происходящим с поверхности.
В земных условиях уменьшение стандарт-
ного отклонения размеров частиц (сортировка),
относительно исходного, широко известно при
образовании речных и ветровых наносов, дюн-
ных п пляжных песков, лёсса. Во всех этих
случаях причиной уменьшения стандартного
отклонения размеров частиц является трап-
этом могут приобретать скорости, превышаю-
щие вторую космическую для Луны, и покидать
ее. Этим, возможно, объясняется дефицит ча-
стиц с размерами менее 1—2 мкм в составе
реголита. Количественные оценки масштабов
такого рода процессов требуют знания распре-
делений масс и скоростей метеоритов, соуда-
ряющихся с поверхностью Лупы, а также рас-
пределений масс и скоростей осколков, образую-
щихся при таких соударениях.
Резюмируя, следует отметить:
1. Закон распределения размеров частиц
лунного реголита до глубин около 40 см от
поверхности Луны близок к логарифмически-
нормальному.
2. Средний размер частиц лунного реголита
Гранулометрические характеристики лунного грунта из Моря Изобилия
49
увеличивается с глубиной от 62 до 114 мкм.
3. Стандартное отклонение размеров частиц
увеличивается с глубиной от d ,80 до 2,43 при
переходе от поверхностных слоев к глубинным.
4. Асимметрия и эксцесс распределений
размеров частиц незначительно отличаются от
характерных для логарифмпческп-нормалыюго
закона п не обнаруживают закономерных изме-
нений с глубиной.
5. В лунном реголите наблюдается дефицит
частиц с размерами менее 1 — 2 мкм.
Литература
1. Гиноградов Л. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3, 261—274.
2. Вульфсон Е. К., Иванцов Л. М., Стахеев Ю. И. К
методике экспрессного гранулометрического ана-
лиза с высокой разрешающей способностью.— Зав.
лабор., 1966, 32, № 10, 1226.
3. Кузнецов Ю. И., Стахеев Ю. И. Механизация и
автоматизация отдельных операции при спектраль-
ном анализе руд.--Цветная металлургия, 19(12,
№5 (202), 38.
6. Обнаруженные особенности грануломет-
рических характеристик реголита согласуются
с предположением об образовании его в резуль-
тате соударений метеоритов с поверхностью
Луны. Предполагается, что такие соударения
являются как причиной измельчения первичных
лунных горных пород, так и селективного, по
отношению к размерам, переноса частиц на по-
верхности Луны, а также ухода с Лупы неко-
торой доли частиц с размерами менее 1 — 2 мкм.
4. Hartmann W. К. Terrestrial, lunar and interplaneta-
ry rock fragmentation.— Icarus, 1969, 10, № 2.
5. Мухаметжанов А. К. О функциях распределения по
размерам осколков при сильных взрывах.— Астро-
ном. вестник, 1968, № 2, 90—96.
6. Колмогоров А. Н. О логарифмическп-нормальном
законе распределения размеров частиц при дробле-
нии.- Докл. АН СССР, 1948, 31, № 2, 99.
7. Folk R. L., Ward W. С. Brazos River Bar: A study in
the Significance of Grain, Size Parameters.— J. Sedi-
ment. Petrol.. 1957, 27, 3—26.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АП СССР
Институт космических исследований АН СССР, Москва
4 Лунный грунт
П. В. Флоренский,
В. Я. Беленький,
Н. М. Караченцева,
Л. Ф. Панкратова
МОРФОМЕТРИЧЕСКАЯ
ХАРАКТЕРИСТИКА
ЧАСТИЦ РЕГОЛИТА,
ДОСТАВЛЕННОГО
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Изучена форма частиц реголита фракции 0,5—
1,0 мм, для чего рассчитаны два параметра: 1 — сфе-
ричность — отношение площади проекции частицы к
площади минимального описанного около нее круга;
2 — отношение периметра проекции частицы к пери-
метру равновеликого ей круга. Для сравнения изуче-
ны по этой методике геометрические фигуры и земные
образования: пески, шлаки современного вулкана и
дробленый базальт. Установлено, что по форме части-
цы реголита образуют группы — шарики; брекчии и
осколки; шлаки и спеки. Реголит резко отличается от
обычно однородных земных образований разнообрази-
ем форм частиц, что связано с их полигенностыо. Ос-
колки дробленого базальта менее правильны, чем ос-
колки базальта из реголита, что связано, вероятно, с не-
которой переработкой частиц реголита. Предложенная
методика может быть использована при работе на ЭВМ
со сканирующим устройством.
Процессы, протекающие в сыпучем веще-
стве, существенно связаны с формой отдельных
его частиц, которая зависит, с одной стороны,
от их внутренних свойств, а с другой — от их
истории. Форма частиц определяет в свою оче-
редь многие свойства вещества, в частности
сыпучесть, абразивность, плотность, пористость,
проницаемость и многие другие. Формализо-
ванным числовым морфометрическим характе-
ристикам посвящено много работ, чаще отне-
сенных не к пространственной форме частицы,
а ее плоскому изображению. Установлено, что
можно вполне точно охарактеризовать плоскую
фигуру, сравнивая ее с другой, принятой за
эталон, причем практически таким эталоном
удобнее всего избрать круг. При этом особен-
ности распределения позволяют судить не
только об особенностях состава, но и генезисе
и истории породы, как это показано на примере
земных осадочных образований [5].
Были изучены по фотографиям частицы
лунного реголита из фракции 0,5—1,0 мм, со-
ответствующей крупнозернистому песку. Как
известно [ 1 ], в его составе выделен ряд петрогра-
фических подразделений: спеки и шлаки
(34%), брекчии (33%), крупнозернистые ба-
зальты, не содержащие стекла (13%), мелко-
зернистые базальты со стекловатым базисом
(7%), осколки стекол и монокристаллов (4%),
сростки плагиоклазов преимущественно битов-
нита (3%) и шарики (1%). Для сравнения
были проанализированы земные пески разной
окатанностп, базальтовый шлак с конуса поздне-
четвертичного вулкана и дробленый в ступке
базальт. Оба образца из Армении [3].
Из многих предлагавшихся разными иссле-
дователями морфометрических характеристик
выбраны две. Первая из них характеризует
сферичность частицы [2] и является отношени-
ем площади проекции частицы к площади ми-
нимального описанного около нее круга. Опре-
делить ее легко, взвешивая вырезанные из бу-
маги рисунки частиц и описанного круга. Отно-
шение это меняется от единицы для круга до
пуля для тонкой линии с бесконечно удаленны-
ми концами; реально же она превышает 0,20 и
обычно колеблется в пределах 0,40—0,80.
Второй параметр характеризует степень не-
ровности контура частицы и есть отношение
периметра круга, равновеликого частице, к пе-
риметру самой частицы. Он определяется путем
наложения прямоугольной сетки по методу
С. А. Салтыкова [4] по формуле:
•^равновеликого круга _ &
^частицы
где F — число пересечений липни сетки друг
с другом в пределах частицы, а Р — число пере-
сечений линий сетки с контуром частицы. Это
отношение меняется от единицы для круга до
нуля для весьма причудливых образований ти-
па паутины; реально же — в пределах 0,60—1,00.
Точность определения обоих отношений не
менее 3%, но обычно 1—2%; примерно такова
же их сходимость при разных положениях ча-
Морфометрическая характеристика частиц реголита, доставленного автоматической станцией
51
стицы. Оба отношения легко могут быть опре-
делены на ЭВМ со сканирующим устройством
[4]. На графике (рис. 1), где по вертикали от-
ложена сферичность зерен, а по горизонтали —
степень неровности их контура, помещены все
проанализированные частицы реголита. На
этом же графике показана линия, по которой
перемещается круг по мере перехода в эллипс
с увеличивающейся степенью сжатия, квадрат
но мере перехода в вытянутый прямоугольник
и равносторонний треугольник по мере перехо-
да в острый клип. Некоторые фигуры нарисо-
ваны па графике. Таким образом, в верхнем
правом углу графика размещается круг, в ле-
вой нижней части — фигуры типа снежинок
или игольчатых образований. Большинство ре-
альных частиц располагается справа и вниз от
диагонали вблизи линии эволюции эллипсов.
Для всех петрографических групп частиц ре-
голита рассчитаны средние и стандартные от-
клонения (см. таблицу). Вероятные отклонения
среднего не превышают 1—3%, т. е. отвечают
точности определения. Анализируя график
(рис. 1) и эту таблицу, можно сделать ряд на-
блюдений.
1. Частицы реголита располагаются в трех
почти неперекрывающихся полях: I — шари-
ки; II — брекчии и осколки минералов и пород;
III — шлаки и спеки.
2. Форма почти всех частиц промежуточна
от прямоугольника до эллипса, в меньшей сте-
пени — от треугольника до прямоугольника;
лишь шлаки и спеки имеют более сложную
поверхность и располагаются левее.
3. Мелкозернистые базальты наиболее вытя-
нуты и близки к эллипсам, напротив — крупно-
зернистые базальты имеют наиболее угловатые
очертания: вероятно, во фракции 0,5—1 мм их
форма сильно зависит от их внутренней поли-
кристаллической структуры. Осколки стекол,
монокристаллов и сростки плагиоклазов изо-
метричнее базальтов, грани их простые.
4. Зерна из различных песков Земли тяготе-
ют но характеру поверхности к эллипсам и не
имеют аналогов в реголите (исключая шарики).
5. Осколки земного базальта, раздробленно-
го в ступке, очень близки к осколкам мелкозер-
нистого базальта из реголита правильностью
граней, но разнообразнее по форме и отличают-
ся от реголита присутствием весьма вытянутых
Морфометрическая характеристика различных частиц реголита Луны и некоторых земных образовании
Компоненты реголита и земные образования ц Колич. частиц реголите, % Колич. обмеренных частиц, шт. Отношение площади частицы к площади описанного круга (сферичность) Отношение периметра круга, равновеликого частице, к ее периметру
среднее стандартное отклонение среднее стандартное отклонение
Реголит («Луна-16») Спеки 10 0,43 0,09 0,71 0,09
Стекловидные корочки (шлаки) 34 6 0,51 0,13 0,76 0,09
Брекчия 33 16 0,65 0,06 0,91 0,05
Базальт крупнозернистый без 13 9 0,64 0,07 0,86 0,07
стекла Базальт мелкозернистый со 7 7 0,56 0,06 0,91 0,02
стеклом Осколки стекол и монокристал- 4 16 0,65 0,07 0,93 0,03
лов Сростки плагиоклазов 3 7 0,64 0,06 0,91 0,04
Шарики 1 17 0,80 0,07 0,98 0,02
Сумма: весь реголит в целом 95 81 0,59 0,20 0,84 0,13
Земные образования Песок хорошо окатанный 0,73 0,05 0,98 0,02
Песок плохо окатанный — — 0,53 0,08 0,92 0,03
Шлак с кромки кратера вул- — — 0,58 0,13 0,86 0,06
кана Базальт дробленый — — 0,53 0,15 0,89 0,06
4*
52
II. В. Флоренский, В. Я. Беленький, Н. М, Караченцева, Л. Ф. Панкратова
и остроугольных осколков. Нс исключено, что
отсутствие таких частиц в реголите пе столько
связано с частными различиями базальтов,
сколько свидетельствует о некоторой обработке
частиц реголита в результате многократного
переотложения вследствие ударов метеоритов.
Рис. 1. Распределение частиц лунного реголита и некоторых
земных образований по форме. По вертикали отложена сферич-
ность (отношение площади частицы к площади минимального
описанного около нее круга), по горизонтали — характер поверх-
ности (отношение периметра круга, равновеликого частице,
к периметру самой частицы)
Рис. 2. Распределение частиц по сферичности
1 — реголит; 2 — песок окатанный (по Т. А. Лапипской 12]);
3 — песок нсокатаппый (но Т. А. Лапинской [2]); 4 — шлак
базальтовый; 5 — базальт, дробленый в ступке
Рис. 3. Распределение частиц по характеру поверхности
1 — реголит; 2 — песок; 3 — шлак базальтовый; 4 — базальт,
дробленый в ступке
6. Частицы базальтового шлака из кромки
конуса современного вулкана, не подвергав-
шиеся сколько-нибудь значительной обработке,
также разнообразнее по форме, чем брекчии ре-
голита, и тяготеют к шлакам и спекам.
С учетом соотношения в реголите частиц
разных петрографических типов [1] построе-
ны их кривые распределения по обоим отноше-
ниям — суммарные, покомпонентные (на гра-
фиках не приведены) и распределения для час-
тиц земных образований (рис. 2, 3). Анализ
этих распределений позволяет подтвердить ра-
нее сделанные наблюдения и сделать новые.
7. По разнообразию и разнородности сфе-
ричности и характера поверхности реголит в
целом весьма резко отличается от земных об-
разований, которые, как правило, однороднее.
8. В специфическом распределении частиц
реголита, имеющем несколько пиков, отражены
0.90
0,80
0,70 -
0,60
0,50
Опеки ___________L_________________________
Шлаки (стекловатЬ/е корочки) I
брекчии ; I
базалдт крупнозернистЬш без стекла (габбро)
базалбт мелкозернистбш со стеклом
Осколки стекол и монокристалла/)
Сростки плагиоклазов
Шарики--------
Земнб/е образования.
о Песчаники
I/*
о //ег чипипи I /
-г
v Шлак с кромки кратера вулкана / |
= базалбт дроблен b/й I
4- । *
4Z7Z7
0,80
0,60
0,60
0,30
0,20
Границ 6/ распределения I
некоторб/х частиц: I___________
------ базалбт земной дробленб/й
------бозолбт мелкозернистб/й из
реголита
-+—•+- Спеки и шлаки реголита
------Гримеры,звол/оции геометри-
ческих ригур, некоторб/е аз
них нарисованб/ 6 соответст-
ву Тощих местах
*•
0,60
0,20

I I *
*
%
*
I

х
х
0,10
О 0,10 ОЛО 0,30 0,60 0,50 0,60 0,70 0,80 0,90 1,00
О
Морфометрическая характеристика частиц реголита, доставленного автоматической, станцией
различия ио форме и по генезису его компонен-
тов, чего почти не наблюдается в земных обра-
зованиях, несоизмеримо более однородных.
9. Таким образом, игг основе морфометриче-
ского анализа частиц реголита и сравнения их
с земными и искусственными образованиями
можно не только предложить воспроизводимую
и а ЭВМ классификацию, ио и сделать предпо-
ложение о генезисе частиц и тенденциях в эво-
люции их формы, сходстве и различии с земны-
ми породами.
При сборе исходного материала и в обсуж-
дении результатов большую помощь оказал
А. В. Иванов, за что авторы приносят ему бла-
годарность.
Литература
1. А. 77. Виноградов. Предварительные данные о леп-
ном грунте, доставленном советской стан дней «Лу-
на-16».— Геохимия, 1971, № 3, 261—274.
2. Т. А. Лапинская. К вопросу о количественной ха-
рактеристике формы зерен обломочных минера-
лов.— Сов. геология, 1947, № 18, 156—163.
Московский институт нефтехимической
и газовой ппомьпиленности им. И. N. Губкина
3. 7Г. А. Мкртчян, В. Г. Трифонов, П. В. Флоренский.
«Картинная галерея» каменного века.— Природа,
1969, № 3. 78—79.
4. С. А. Салтыков. Стереометрическая металлография.
Изд-во «Металлургия», 1970.
5. 77. В. Флоренский, Т. А. Лапинская. О некоторых
вопросах теории осадкообразования.— В кн. «К воп-
росу о состоянии науки об осадочных породах».
Изд-во АН СССР, 1951.
В. Ф. Волынец,
К. П. Флоренский,
А. В. Иванов
ИЗМЕРЕНИЕ
ОБЪЕМНОГО ВЕСА
И ПОРИСТОСТИ
ЛУННЫХ ПОРОД
ПО ОБРАЗЦАМ
АВТОМАТИЧЕСКОЙ ЛУННОЙ
СТАНЦИИ «ЛУНА-16»
Исследованы три фрагмента полнокристаллических
изверженных пород типа габбро весом 30—50 мг каж-
дый Объемный вес фрагментов установлен с помощью
ртутного пикнометра и равен 3,05—3,12 г!см3, с относи-
тельной ошибкой не более 2%. Величина пористости
найдена по разности объемов, определенных ртут-
ным и газовым методами, для всех трех образцов вме-
сте и составляет 13%, причем ошибка определения
вследствие малых объемов равна 70%, Можно ожидать,
что пористость породы в массе окажется выше полу-
ченной по малым фрагментам. Пористость лунных по-
род может заметно влиять на изостатическое распре-
деление пород и должна учитываться при разработке
моделей строения Луны.
При оценках внутреннего строения Луны
часто указывается, что ее средняя плотность
(3,34 г!см3) близка к средней плотности камен-
ных метеоритов (обыкновенные хондриты 3,5—
3,6; углистые хондриты III типа 3,4—3,5 г!см3)
и ультраосновных горных пород, слагающих
мантию Земли (3,3—3,4 г/см?) [1—3].
Принятые значения недостаточно хорошо
согласуются с высоким удельным весом лунных
пород [4] и изостатическим строением коры
Луны [5, 6], что частично может объясняться
недостаточным учетом пористости лунных по-
род, которая может заметно влиять на изоста-
тическое распределение пород. Действительно,
в условиях пониженной силы тяжести на Луне
(ускорение силы тяжести на поверхности
162 см/сек2, или 0,16 от земного ускорения)
можно ожидать, что предел пластичности пород,
соответствующий исчезновению пористости, на
Луне будет соответствовать глубине 60—70 км.
Существующие определения говорят о по-
ристости каменных метеоритов порядка 10—
15% [7], что и должно учитываться при сос-
тавлении метеоритных моделей строения Луны.
Пористость лунных пород, явно заметная на
глаз, изучена недостаточно. Имеющиеся в ли-
тературе данные показывают, что пористость
лунных образцов близка к пористости метео-
ритов [4, 8]. К сожалению, в ряде случаев в та-
ких работах остаются неясными терминология,
употребляемая авторами, и физический смысл
приводимых величин.
Проведенные нами исследования, к сожале-
нию, не могут считаться достаточно представи-
тельными, так как были изучены лишь малые
осколки кристаллических горных пород Луны,
и есть основания предполагать, что пористость
породы в массе окажется выше определенной
по ее малым фрагментам.
Были исследованы (см. таблицу) три фраг-
мента полнокристаллических изверженных по-
род типа габбро, выделенные из фракции круп-
нее 1 мм зоны Г колонки реголита «Лупы-16».
Объемный вес и пористость лунных образцов
«Луны-16»
№ обр.
Вес, мг
Л-1611-003 51,1 16,4 ] 3,12 ]
Л-1611-007 36,2 11,6 33,5 3,12 3,5 13
Л-1611-009 30,5 10,0 J 3,05 J
38,0
Две частицы имеют неправильную угловатую
форму, третья частица имеет пластинчатую
форму. Максимальные размеры частиц состав-
ляют: Л1611-013-4 X 3,2 X 3 мм, Л1611-007-
4X3 X 2,5 мм, Л1611-009—4 X 3,5 X 1,5 мм.
Образец Л1611-013. Минералогический со-
став — пироксены, плагиоклаз, ильменит, ред-
Измерение объемного веса и пористости лунных пород
55
кие кристаллы оливина. Преобладающий раз-
мер зорей 0,1—0,25 льи. На поверхности образ-
ца отмечаются норы неправильной формы.
Образец JI16I 1-007. По минералогическо-
му составу и размеру зерен близок к первому
образцу. Здесь наряду с порами неправильной
формы присутствуют существенно более круп-
ные вакуоли правильной сферической формы
диаметром около 0,5—0,7 мм. Поры и вакуоли
иногда сообщаются между собой. Важно отме-
тить, что стенки сферических вакуолей сформи-
рованы кристаллами основных минералов поро-
ды, что указывает, очевидно, па образование
этих вакуолей во время ее кристаллизации.
Образец Л1611-009. Общий минералоги-
ческий состав частицы в общем тот же, что и у
предыдущих, однако она имеет заметно более
лейкократовый облик, что определяется значи-
тельно большим содержанием плагиоклаза. Кро-
ме того, размер зерен этого фрагмента несколь-
ко крупнее предыдущих и колеблется в общем
от 0,2 до 0,4 мм. В частице отмечаются поры
неправильной формы, причем окружающие эти
поры кристаллы минералов характеризуются
правильностью формы и большим, по сравне-
нию с основной массой, размером.
Определение объемного веса фрагментов
лунной породы производилось с помощью ртут-
ного пикнометра, снабженного стеклянным
фильтром. Образец помещался под стеклянный
фильтр, и пикнометр заполнялся ртутью через
капилляр. Избыточная капля ртути с капилля-
ра снималась механическим путем. Захваченные
с ртутью пузырьки воздуха удалялись вакуум-
ной откачкой. С целью усреднения степени за-
полнения пикнометра при всех случайных поло-
жениях кусочка образца проводилось 20—30 па-
раллельных определений. II только для третье-
го образца данный прием оказался непригодным,
так как этот кусочек породы имел форму тонкой
Литература
1. Виноградов А. П. Высокотемпературные протопла-
нетные процессы.—Геохимия, 1971, № И.
2. Жарков В. И., Паньков В. Л., Калачников А. А., Ос-
нач А. И. Введение в физику Луны. Изд-во «Нау-
ка», 1969.
3. Мейсон Б. Метеориты. Изд-во «Мир», 1965.
4. Kanomori Н. et al. Elastic wave velocities of lunar
samples at high pressures and their geophysical imp-
lications.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970,
3, 2289—2293.
5. Wood J. A., Marvin U. B., Povell B. N., Dickey J. S.,
Jr. Mineralogy and petrology of the Apollo 11 lunar
sample. SAG SR 307, 1970.
Ордена Лепина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР
Институт космических исследований АН СССР. Москва
пластинки и мог измеряться только в двух по-
ложениях. Все приведенные в таблице значения
плотности приведены к 20° С. Относительная
квадратичная ошибка метода для образцов ве-
сом от 30 до 50 мг не превышает 2%.
Пористость определялась непосредственно по
разности общего объема образца, погруженного
в ртуть, и истинного объема твердой составля-
ющей, измеренного газовым методом с заполне-
нием всех открытых пор. Измерение пористости
удалось провести только для всех трех образцов
вместе. Определение велось с помощью газовой
установки конструкции К. П. Флоренского [9]
по азоту и аргону при комнатной температуре.
Установка позволяет откачивать образец до
давления 1 • 10-6 мм рт. ст. и измерять до
1 • 10-5 см3 газа. При помощи калибровочного
объема Vi при давлении Pi в объем с образцом
вводилось п молей газа, которые расходовались
на заполнение объема пор образца и адсорбцию,
в результате чего в системе устанавливалось
давление газа Рг. Определение объема, в кото-
рый помещался образец, производилось незави-
симым методом.
Проведенные расчеты показали, что полу-
ченные результаты хорошо согласуются с рас-
четными, если принять 7гадс = cP2. В этом слу-
чае формула для вычисления объема образца
без пор Vx может быть представлена:
72* = Vx - еРНГ, где V? = V - ,
Г2
а У — объем системы. Вследствие очень малых
объемов измеряемого образца относительная
ошибка определения Vx составляет в данном
случае ± 70%.
Проведенные измерения указывают на вы-
сокую пористость изученных лунных образцов,
которая должна учитываться при оценке плот-
ности лунной коры.
6. Джеффрис Г. Земля, ее происхождение, история и
строение. ИЛ, 1960.
7. Алексеева К. Н. Физические свойства каменных
метеоритов и интерпретация их в свете гипотез о
происхождении метеоритов.— Метеоритика, 1958,
вып. XVI.
8. Anderson О. L. et al. Elastic properties of microbrec-
cia, igneous rock and lunar fines from Apollo 11 mis-
sion.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 3,
1959 - 1973.
9. Флоренский К. П. Прибор для микроанализа инерт-
ных газов.— Докл, АН СССР, 1957, 12, вып, 3,
А. С. Павленко,
Л. С. Тарасов,
И. Д. Шевалоовскпй,
А. В. Иванов
ПЕТРОЛОГИЯ
ЛУННЫХ ПОРОД
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
На основании сравнительного анализа петрохимии
комплексной пробы габбро-базальтов и тонкой фрак-
ции из реголита, доставленного автоматической стан-
цией «Луна-16» из Моря Изобилия, со средними со-
ставами разных типов морских и неморских базальтов,
анортозитов и реголитов из Моря Спокойствия и Океа-
на Бурь, с привлечением некоторых данных по ред-
ким элементам, высказываются соображения о приро-
де крупной и тонкой фракций. Показано, что комплекс-
ная проба габбро-базальтов из крупной фракции в ниж-
ней части колонки может быть представлена как смесь
морских базальтов Моря Спокойствия и неморских ба-
зальтов крипового типа в отношении примерно 3:2.
Подтверждено, что составы реголитов «Аполлона-11»
и «Аполлона-12» комплементарны с составами базаль-
тов и анортозитов Моря Спокойствия и Океана Бурь,
соответственно, и отвечают их композициям в отноше-
ниях, близких к рассчитанным по «модели смеси» Хаб-
барда и Гаста. Состав тонкой фракции реголита Моря
Изобилия очень близок к составу реголита Моря Спо-
койствия и не может быть получен добавлением како-
го-либо реального состава к габбро-базальтовой состав-
ляю щей.
Центральной задачей в исследовании рего-
лита, доставленного автоматической станцией
«Луна-16» из Моря Изобилия, является сопос-
тавление его состава с породами и пробами
грунта из Моря Спокойствия и Океана Бурь.
Это имеет первостепенное значение для опреде-
ления дифференцированности Луны и природы
самого реголита.
В составе реголита по минеральному и хи-
мическому составу выделен ряд компонентов
[1 — 7]. Главными из них являются: габбро и
базальты, гиперстеновые габбро и их стеклова-
тые аналоги, норит-апортозиты и, возможно,
своеобразные гранитоподобные породы, обога-
щенные SiC>2, К2О, Z1O2, Li, Y, Ba, Rb, Pb, Nb,
Y, Th, U, из образца 12013 и сходные с ними
кислые остаточные стекла в базальте Моря Спо-
койствия [8].
По представлениям Хаббарда и Гаста [7], в
реголите Океана Бурь и Моря Спокойствия
представлены два типа пород базальтового
состава: «морские» и «неморскпе». Последние
имеют повышенное содержание кремнезема,
близкое к земным базальтам, а также некото-
рых редких элементов (Yb, Zn, Р, Rb, U, Th) п
глубокий Ен минимум. Они составляют 30 —
70% реголита «Аполлона-12» п около 10% в
пробах «Аполлона-11». В реголите Моря Спо-
койствия до 20% составляют анортозиты.
По сравнению с земными базальтами «мор-
ские» базальты Луны резко обогащены железом
и обеднены натрием. В то же время содержания
кальция и алюминия в тех и других сопостави-
мы. Принципиально различается в лунных и
земных базальтах распределение редких земель
(в земных отсутствует Ен минимум, резко
варьируют содержания легких и слабо — тяже-
лых р.з.э.).
Среди морских базальтов Луны указанные
авторы выделяют три группы (табл. 1).
1. С высоким содержанием Fe, умеренным
Ti и низким К, Ba, La, U («Аполлон-12», ана-
лиз 1 и, по их мнению, «Лупа-16»).
2. С высоким содержанием Fe, высоким Ti и
низким К, Ba, La, U ) «Аполлон-J 1», анализ 4).
3. С высоким содержанием Fe, высоким Ti и
высоким К, Ba, La, U («Аполлон-11», ана-
лиз 3 ).
К этому следует добавить, что базальты
Океана Бурь по сравнению с Морем Спокойст-
вия являются несколько более кремпекпслот-
пыми п менее кальциевыми (рис. 1 — 3).
Если морские базальты встречаются как в
виде фракции реголита, так и в форме крупных
камней и глыб, то гипотетические «неморскпе»
стекла и брекчии обнаружены лишь в составе
Петрология лунных пород из Моря Изобилия
57
реголита. Относимые к ним желто-коричневые
стекла и кристаллические брекчии с гиперсте-
ном— пижонитом — близки по составу к зем-
ным базальтам [7]. От последних их отличает
лишь низкое содержание Na2O, а от морских
лунных базальтов — высокое содержание AI2O3
сравнительно с СаО и более низкое Т1О2 и
FeO. По Мак-Кою и др. [4], Хаббарду и Гас-
ту [7], в состав этих брекчий входит 42% пла-
гиоклаза, 17 % клинопироксена, 13 % ортопп-
роксетга и 17% стекла; Вуд и др.[5] отмечают
также оливин. Таким образом, от морских ба-
зальтов эти образования отличаются обилием
малокальциевого пироксена, изменяющегося от
гиперстена до феррогиперстена, и преоблада-
нием плагиоклаза над мафическими минерала-
ми. Разные авторы называют их KREEP
(крип) [7] по высокому содержанию К, TR и
Р пли норит [5]. Хаббард н Гаст считают, что
темные фракции породы 12013 и Lunar Rock I
также близки к крипу. Судя но химическому со-
ставу, желто-коричневые стекла контаминиро-
ваны морскими базальтами. Интересно, что их
состав очень близок к эвкритам, отличаясь от
последних лишь более высоким отношением
Mg/Fe (см. табл. 1, рис. 2).
Группа порит-анортозитов и апортозитов по
ряду признаков сближается с «поморскими»
базальтами. Они также встречаются исключи-
тельно в виде обломков и брекчии в реголите,
содержат малокальцпевыи гиперстен или пижо-
нит и имеют пониженное содержание ильменита.
Вуд с соавторами [5] различают среди порит-
анортозитов Океана Бурь два типа: А — пере-
кристаллизованных брекчий и В — менее мно-
гочисленный — неперекристаллпзованпых. Пос-
Таблица 1. Химический состав пород Луны п метеоритов
SiO2 Т1О2 А12 о3 FeO М^О СаО Na 2О К2О Р2о6
”. О " с с® с® = •V© ©^ X© о® - © О'' ©® о® о® ф® - © © ' О
% 6 О а л г? и с гЛ о Д г; о О G о Л О а 8 л ф Я 2 Я
1 45,03 45,7 3,36 2,6 9.17 5.5 21 ,60 18,3 10,89 16,5 9,81 10,7 0,29 0,2 0,58 0,5 0,10
о 46,4 50,2 3,0 2,5 14.1 9,0 10,6 9,6 10,3 16,6 10,0 11,6 0,40 0,3 0,20 0,2 0,21
3 40,30 43,0 11,49 9,2 8,72 5,4 19,55 17,4 7,64 12,2 10,45 12,0 0,52 0,5 0,30 0,3 0,18
4 40,58 43,5 10,23 8,2 10.19 6,5 19,03 17,0 6,92 11,0 11,55 13,3 0,41 0,4 0,08 о,1 0,09
5 42.3 44,5 8,0 6,3 14,0 8.6 15,5 13,6 8.0 12,5 12,2 13,7 0,62 0,6 0,19 0,2 0,15
6 43,8 46,8 4,9 3,9 13.65 8,5 19,35 17,3 7.05 11,2 10,40 И,9 0,33 0,3 0,15 0,1 о.:о
7 41 .5 44,3 3,4 2,8 15.3 9,6 16.4 14,6 8,8 14,0 12,5 14,3 0,34 0,3 0,11 о,1 0,13
8 49,0 52,2 2.0 ,9 15,0 9,4 11.5 10,2 8,0 12,6 И.о 12,5 0,8 0.7 0,8 0,7 0,6
9 48,0 51,9 1.6 1,3 19,0 12,1 9,0 8,1 8,0 12,8 10,5 12,1 1,0 0,9 0,9 0,8 0,8
10 48.41 52,3 1,66 1 .4 20,13 12,8 8,14 7.3 7.41 11,9 11,01 12.7 0,89 0,9 0,88 0,7 1.2
И 45,65 50.0 0,18 0,2 31,1 20,0 3,65 3,3 4,01 6,6 15,53 19,3 0,48 0,5 0,1 0.1 — -
12 73,5 82,5 0,5 0,4 12,2 8,1 0.9 0,4 0,4 0,7 1,2 1,4 1,4 1,2 6,9 5,3 —
13 70.8 80,5 0.6 0,5 12.7 8,2 6,3 2,5 0,4 0,7 1,0 1,2 1,1 0,8 7,4 5,6 —
14 60.7 70.2 0.3 0.3 20,5 13,9 0,2 0.1 0,2 0,3 3.5 4,3 1.1 0,9 13,1 10,0 —
15 48,06 52,3 0.5 0,5 13,90 9.0 17,08 12.8 7,04 И .5 10,99 12,9 0,70 0,9 0,21 0,2 0,12
1 6 49,64 54,2 0,27 0,3 9.26 6,0 16.81 8.5 12,69 20,8 7.57 8,9 0,89 1 .1 0,30 0,2 0 ,(»7
17 38,04 36,3 0,11 0,1 2,50 1.4 25.07 25,5 * 23,84 33,7 1.95 2,0 0,93 0,9 0,17 0.1 0, 1
* Атомные %.
А н а л и з ы:
1. Среднее по морским базальтам Оксана Бурь.
J Среднее по реголиту Океана Бурь (вычислено авторами).
Среднее по высокорубидиевым морским базальтам Моря Спо-
койствия.
* Среднее по высокорубидиевым морским базальтам Моря Спо-
койствия.
Среднее по реголиту Моря Спокойствия (вычислено автора-
ми).
Комплексная проба габбро-базальтов из нижней части ко-
лонки реголита Моря Изобилия.
" Тонкая фракция реголита Моря Изобилия, среднее из 5 ана-
лизов.
" Среднее по желто-коричневым стеклам Океана Бурь.
9. Среднее по гиперстснсодержащим неморским базальтам типа
Океана Бурь.
10. Среднее из 8 анализов по анортозитам Оксана Бурь.
И. Салическая составляющая выполнений в образце 12013 —
среднее из 9 анализов.
12. Среднее по 6 анортозитам Моря Спокойствия.
13. Калиевый риолит, обломок в реголите из Океана Бурь
(102-5).
14. Калиевое остаточное стекло в норит-анортозитах Океана
Бурь.
15. Среднее по 12 эвкритам.
16. Среднее по И говардитам.
17. Средний состав хондритов (использованы данные Хаббарда
и Гаста [7], Вуда и др. [5], Мейсона [9]).
58
А. С. Павленко, Л. С. Тарасов, И. Д. Шевалеевский, А. В. Иванов
Рис. 1. Семикомпонентная диаграмма составов пород и рего-
лита Океана Бурь. В нижнем правом углу показан способ по-
строения диаграмм на рис. 1—3
1 — морские базальты; 2 — реголит; 8 — желто-коричневые
стекла; 9 — неморские базальты (крип); 10 — анортозиты; 15—
эвкриты; 16 — говардиты; 17 — хондриты; 12—14— «гранит-
ные», обогащенные К составы. Цифры 1 — 17 на рис. 1 — 3
соответствуют номерам анализов в табл. 1. Жирные прямые
на рис. 1 — 3 — линии комплементарное™
Рис. 2. Диаграмма составов пород и реголнтов Моря Спокой-
ствия и Моря Изобилия
з — высокорубидиевый базальт; 4— низкорубидиевый базальт;
«5, 7 — реголит; 6 — базальт; 11 — анортозит
Р и с. 3. Диаграмма составов базальтовых пород Луны.Араб-
ские цифры означают то же, что на рис. 1. Хорошо видна ком-
плементарность морских базальтов Моря Спокойствия, габбро-
пбазальтов комплексной пробы Моря Изобилия и неморскпх гп_
пе ретен со держащих базальтов типа крип Океана Бурь
ледние содержат больше плагиоклаза (в облом-
ках) и по валовому составу ближе стоят к
анортозитам. С другой стороны, в типе А пи-
роксен был железистый, а плагиоклаз — нат-
риевый. Среди анортозитовых частиц Моря
Спокойствия также преобладают перекристал-
лизованные брекчии типа А, хотя и в относи-
тельно меньшем количестве. В отличие от ма-
териала «Аполлопа-12» анортозиты «Аполло-
на-11» содержат гораздо больше плагиоклаза и
за единственным исключением резко обеднены
ильменитом, лишены витлокита, циркона и обо-
гащенного калием остаточного стекла, типичных
для норит-анортозитов Океана Бурь. Соответ-
ственно, в них ниже содержание К2О и ТЮ2 (см.
табл. 1, анализы 10, 11), но выше содержание
нормативного оливина. Однако, по мнению ука-
занных авторов, различия не исключают взаимо-
Петрология лунных пород из Моря Изобилия
59
переходы п генетическую связь между анортози-
тами «Аполлона-11 п 12». Что касается калие-
вых гранитов-риолитов, то, насколько нам из-
вестно, в реголите пока была обнаружена только
одна частичка такого состава (102-5) (Вуд, Мер-
сии и др. [5], см. табл. 1, анализ 13). Однако, как
предполагают Дрейк с соавторами [4], текстур-
ные особенности образца 12013 с овопдами и
прожилкообразными выделениями калиевых
гранитов (см. табл. 1, анализ 12) показывают,
что такие породы должны были бы быть обра-
зованы в ходе перекристаллизации риолитовых
пгнимбритов. В таком случае возможность по-
явления их в реголите повышена.
По химической и изотопной модели «сме-
си», разработанной Хаббардом и Гастом, рего-
лит «Аполлона-12» содержит 70 — 30% морских
базальтов, 30—70% неморских крпповых по-
род и около 1% кремнекислых пород. Реголит
«Аполлона-11» возник при значительно более
сильной переработке и гибридизации. Это отра-
зилось в появлении двух групп базальтов с низ-
ким и высоким содержанием Rb, имеющих
разный возраст и, вероятно, источники. Модель
«смеси» дает для него состав: 70% низкоруби-
диевого базальта, 20% анортозита и 10% крипа.
Рассмотрим петрохимические особенности
образцов лунных пород Моря Изобилия в срав-
нении с таковыми для Моря Спокойствия и
Океана Бурь. Как уже сообщалось [6], базаль-
ты и габбро из реголита, доставленного «Лу-
ной-16», охарактеризованы комплексной про-
бой весом 100 мг, составленной из обломков ос-
новных представителей этих пород, взятых при-
мерно пропорционально их распространенности
в реголите. Наиболее распространенные разно-
60
А. С. Павленко, Л. С. Тарасов, И. Д. Шевалеевскии, А. В. Пеанов
видпости, вошедшие в пробу, охарактеризовали
фотографиями на рис. \—8. Состав плагиокла
зов, железистость оливинов и особенно высокая
кальциевост!» клинопироксена указывают па их
принадлежность к базальтам типа морских. Как
показывает табл. 1 и диаграмма па рис. 3, сос-
Р и с. 4. Базальт. В составе:
плагиоклаз, ильменит, немного
идиоморфизм плагиоклаза по
(шлиф 8)
а — фото 30/7, без анализатор!
увел. 40
оливин, бурый клинопироксен,
темного стекла. Резко проявлен
отношению к темноцветным
х; б — фото 30/G, николп Д-,
Рис. 5. Олпвнн-авгитовое меланократовое мелко-среднезер-
пнетое габбро (шлиф 12)
а — фото 21/11, без анализатора; б — фото 21/10, николп +,
увел. 10
тав комплексной пробы габбро-базальтов «Лу-
ны 16» существенно отличается от морских и
поморских базальтов Моря Спокойствия и Океа-
на Бурь. Но содержаниям щелочен, СаО, Мц()
и FeO опа близка к составу низкорубидневых ба-
зальтов Моря Спокойствия, отличаясь от них
значительно более высокой кремиекислотпостыо,
а по содержанию SiO2 и TiO2 сопоставима с мор-
скими базальтами Океана Бурь. Содержание
глинозема выше, чем в любой из групп морских
базальтов.
Как видно из построения иа диаграмме (см.
рис. 3), по содержаниям всех компонентов, кро-
ме FeO и ТЮ2, что связано с некоторым дефи-
цитом ильменита, состав пробы комплемента-
рен с составами морских базальтов «Аполло-
на-! 1» и неморских (крпповых пород) — «Апол-
лона-12» и занимает между ними промежуточ-
Петрология лунных народ и.) Моря Илюилия
(> 1
пое положение. Таким образом, судя по содер-
жаниям породообразующих компонентов, состав
комплексной пробы габбро-базальтов пз Моря
Изобилия можно интерпретировать как смесь
морских базальтов Моря Спокойствия и помор-
ских криповых пород примерно в отношении
3:2. Подтверждением существования в реголи-
Р п с. 6. Меланократовое олпвнп-авгнтовос мелкозернистое
габбро с гипидиоморфнозернистой структурой (шлиф 15, фото
23/1, ннколи увел. 30)
Р н с. 7. Офитовое оливпи-ипроксеновос габбро (шлиф 29,
фото 23/10, онколи -| , увел. 30)
Р и с. 8. Крупнозернистое оливнп-авгитовое габбро (шлиф 14,
фото 22/9, онколи -ф , увел. 30)
Рис. 9. Анортозит с «метамнктпзпрованноп» структурой
(шлнф 1 (», фото 28/5. нпколп -ф , увел. 30)
те Моря Изобилия обломков пород типа крип
является обнаружение зерен пироксена с сос-
тавом авгпт-пижоппт в отношении 1 : 2 (авгит
и пижонит находятся в тесном срастании, об-
разуя структуру распада) [10]. В пользу этого
предположения косвенно свидетельствуют так-
же повышенные содержания К, Ba (20G г/т),
Sr (445 г/т), Р (табл. 2) сравнительно с базаль-
тами Моря Спокойствия. Правда, содержания
редких земель повышены незначительно, по и
это может указать на присутствие криповых по-
род (табл. 3).
Переходя к рассмотрению петрохимии ре-
голита (см. табл. 1, анализы 2, 5, 7; рис. 1,2),
отметим прежде всего, что средние составы
почв, вычисленные по данным [1 — 3] для Мо-
ря Спокойствия и Океана Бурь, резко различа-
ются между собой и отчетливо связаны с сост? -
62
Л. С. Павленко, Jl. С. Тарасов, Й. Д. ИТевалеевский, А. В. Йваной
вами пород данного района. Для Моря Спокой-
ствия имеется строгая комплементарность меж-
ду базальтом пизкорубпдиевого типа, реголитом
и анортозитом, причем крайние из указанных
компонентов (см. построение на рис. 1) смеша-
ны в реголите в отношении 1:5 — 1:6, что
очень близко к приведенным выше данным
расчетной модели смеси Хаббарда и Гаста.
Аналогично, в «среднем» реголите Океана Бурь
примерно в равных количествах смешаны
морские базальты и анортозиты (см. рис. 2), ко-
торые почти совпадают по составу с поморски-
ми крппами. Это также находится в соответст-
вии с моделью смеси. Здесь уместно отметить
обратную земной эволюцию отношения
Mg/(Mg-i-Fe) в породах, которые можно рас-
сматривать как последовательные дифференцп-
аты. Оно возрастает в ряду морской базальт —
пеморской базальт — анортозит — калиевый
грапптоподобпый остаток. Магнезиальпость ре-
голита отчетливо смещена в сторону поздних
дпфферепциатов (табл. 4), что также говорит о
его гибридной природе.
Совершенно иная картина характерна для
Таблица 2. Содержание щелочей и щелочных земель в базальтах Моря Спокойствия, Океана Бурь п
Моря Изобилия (в гт), но Хаббарду и Гасту [7] и Виноградову [6]
Тип пород
Na
Sr
К
Низкорубидиевые базальты, «Аполлон-11» 3100 665 НО 90
Морские базальты, «Аполлон-12» (среднее из 8) 1820 520 112 60
Габбро-базальты комплексной пробы из реголита, «Луна-16» 2440 1250 445 206
Почвы и брекчии, «Аполлон-12» (среднее из 5) 4400 3009 178 587
Неморские базальты, «Аполлон-12» (типа крип, 7000 5196 198 1050
среднее из 6)
Таблица 3. Содержание редких земель в морских базальтах «Аполлона-12» , габбро-базальтах и реголит
«Луны-16» , по Хаббарду и Гасту [7] и Виноградову [6]
La Се Рг Nd Sm Eu Gd Tb Dy Ho Er Tu Yb Lu
6,02 17,6 — 13,5 4,73 0,995 6,29 — 7,36 - 4,45 — 4,40 0,58 Морские базальты
«Аполлона-!! (ср. из 8)
7,7 23,6 4,8 23 7,1 1,2 4,8 0,9 5,2 2,0 5,0 0,4 3,6 0,3 Габбро- базальты «Луны-16»
7,5 23,5 4,6 23 6,3 1,4 5,3 0,9 5,1 2,0 4,9 0,4 3,5 0,3 Тонкая фракция
реголита
«Луны-16»
Таблица 4. Магнезиальность (Mg/(Mg -f- Fe), мол. колич.) лунных пород
Морские базальты
Нсморской базальт
Место посадки низкоруби- высокору- коричневое
диевые бидиевыс стекло
Анортозит
Калиевый
гранитный
остаток
Реголит
крип
«Аполлоп-11» 0,393 0,411 — — 0,667 0,833 «Аполлон-12» 0,475 0,554 0,614 0,619 0,625 «Луна-16» 0,394 — — 0,478 0,634 0,490
Петрология луНнм пород из Моря Изобилия
63
реголита Моря Изобилия. Его состав почти точ-
но совпадает со средним составом реголита Мо-
ря Спокойствия, имея лишь слегка более высо-
кое содержание AI2O3 и пониженное ТЮ2. Это
же подтверждается и данными анализа фракции
[11]. Ни один из мыслимых составов, в том чис-
ле и метеоритный (см. рис. 1 и 2), не может при
смешении с «комплексным» базальтом (табл 1,
анализ 6) дать состав реголита «Лупы-16». Пос-
ледний можно считать представительным: сред-
ний из 4 рентгеноспектральных и 1 химическо-
го анализа из разных зон колонки. Следователь-
но, единственным объяснением необычного со-
Литература
1. Science, 1970, 167, № 3918.
2. Proc. Apollo И Lunar Science Conference. Vol. 1,
1970.
3. Science, 1970, 167, 1325.
4. Drake M. J., McCallum J. S., McKey G. A., Weill D. F.
Mineralogy and petrology of Apollo 12 sample,
№ 12013 (a progress report).
5. Wood J. A., Marvin U., Retd I. B., Teilor G. I., Bo-
wer J. E., Powell B. N., Dickey I. C. Relative propor-
tion of rock types and nature of the light color lithic
fragments in Apollo 12 soil sample.— Proc. Second
Lunar Sci. Conf., 1971.
6. Виноградов А. И. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16».—Геохимия, 1971, № 3, 261—274.
Ордена Лепила Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР
отношения составов габбро-базальта и реголита
«Луны-16» является обогащенность крупной
фракции материалом типа крип, концентрирую-
щимся в нижней части колонки, откуда была
отобрана комплексная проба. В тонкой фракции
реголита, сохраняющей постоянный, практичес-
ки идентичный среднему (см. табл. 1, анализ
7) состав [6], материал типа крип в ощутимых
количествах не обнаруживается. По сходству
химического и минерального составов его мож-
но считать обедненным ильменитом, аналогом
реголита Моря Спокойствия.
7. Hubbard А. /., Gast Р. W. Chemical composition and
origin of none-mare lunar basalts. NASA Manned
Spacecraft Center, Houston, Texas, 1971.
8. Roedder E., Weiblen P. W. Lunar petrology of silica-
te melt inclusions. Apollo 11 rocks.—Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., 1970, 1, 801—837.
9. E. Мэйсон. Метеориты. Изд-во «Мир», 1965.
10. Макаров Е. С. и др. К минералогии и кристаллохи-
мии лунного реголита, доставленного станцией «Лу-
на-16». Доклад на сессии КОСПАР. 1971.
11. Флоренский К. И., Иванов А. В., Стахеев Ю. И., Та-
расов Л. С. Морфология, типы частиц и грануло-
метрия реголита из Моря Изобилия. Доклад на сес-
сии КОСПАР. 1971.
Институт космических исследований АН СССР, Москва
П. Якеш1,
Дж. Уорнер,
В. И. Ридли,
А. М. Рид,
Р. С. Хармон,
Р. Бретт,
Р. В. Браун
ПЕТРОЛОГИЯ
ПОРЦИИ
ЛУННОГО
РЕГОЛИТА
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Выло сделано 1300 микрозондовых анализов сте-
кол, пироксенов, полевых шпатов, окислов, оливинов,
троилита и металла в двух 0,025-граммовых образцах
пробы «Луны-16» для того, чтобы охарактеризовать
реголит Моря Изобилия.
Для пироксенов свойствен очень широкий интер-
вал составов, чрезвычайное фракционирование и
метастабильная кристаллизация. Отмечены твердые
растворы Ti, Al и Сг, и большинство пироксенов укла-
дывается вблизи линии Al: Ti = 2 :1, подобно клино-
пироксенам «Аполлона-11». Ортопироксены очень ред-
ки. Зональность в плагиоклазе варьирует не очень
сильно; преобладают составы от Ап-Ь до Лпюо. Рас-
пределение по составу не отличается от низкокалие-
вых базальтовых плагиоклазов «Аполлона-11» и «Апол-
лона-12». Калиевых полевых шпатов не было найдено.
Преобладающей окисной фазой является ильменит со
значительно меньшим количеством улъвошпииели, ред-
ко встречающейся хромовой шпинелью и шпинелью.
Последняя напоминает розовые шпинели «Аполлона-
14». Оливины варьируют от F0-5 до Fou, однако боль-
шинство из них находится в интервале от Fo&0 до Fo-{],
таким образом, они более железистые, чем оливины из
других морей.
На основе наиболее характерных составов прове-
дена предварительная классификация стекол, 23% сте-
кол богаты А1 и бедны Сг, имеют отношения Са/АЕ
подобные тем, которые найдены во многих стеклах
« Аноллона-14 », и могут рассматриваться как имеющие
«неморское» нроисхождение. Их составы существенно
те же самые, что и составы богатой А1 компоненты
всех проб «Аполлонов». Стекла, эквивалентные по со-
ставу крановым базальтам Фра-Мауро и граниту, чрез-
вычайно редки.
Большинство стекол «морского» происхождения су-
щественно более богато Fe, Ti и Сг и менее богато Са
и А1. Они подразделяются на основную группу бизаль-
1 Настоящий адрес: Геологическое отделение. Чехосло-
вацкая Академия наук, Прага, Чехословакия.
товых стекол типа Fecunclitatis-A с соде ржанием ПО?
меньше 5% и меньшую группу базальтовых стекол
типа Fecunditatis-B с содержанием 'ПО? больше 5 %.
Стекла типа А богаче А1, но беднее Fe, чем стекла проб
«Аполлона-11» и «Аполлона-12». Стекла тина В подоб-
ны высокожелезистым базальтовым стеклам реголита
«Аполлона-11».
Если стекла типа А отражают составы характер-
ных базальтов Моря Изобилия, то тогда последние по
соотношению главных элементов являются переходны-
ми между базальтами «Аполлона-11» и «Аполлона-12» и
содержащими глинозем «неморскими» базальтовыми
породами. Очаг формирования базальтов Моря Изоби-
лия более богат глиноземом, чем очаг формирования
базальтов «Аполлона-11» и «Аполлона-12».
Введение. Образцы, которыми мы распола-
гали, были фракция реголита 100—425 мкм из
горизонта А вблизи поверхности весом 0,028 г
и фракция реголита 100—425 мкм из горизонта
Г с глубины примерно 30 см весом 0,025 г.
Каждый образец был рассеян па три фракция:
125—149, 149—250 и 250—450 мкм-, распреде-
ление вещества между этими фракциями дано
в табл. 1. Примерно половина вещества каждой
фракции была смонтирована в виде полирован-
ных с двух сторон зерен, которые были изуче-
ны оптически. Затем была сделана предвари-
тельная классификация зерен на фрагменты
вулканического происхождения, скрытокрпстал -
л я чес кие фрагменты, агглютинаты (слипшиеся
частицы), включая брекчии, и монозерна стек-
ла, нолевого шпата, пироксена, оливина, окис-
лов, металла п троилита. Затем либо все сече-
ние целпком, либо его часть выбиралось для
электронного микроанализа. Па этих поверх-
ностях каждое достаточно большое стекло пли
минеральное зерно было проанализировано.
Эти анализы — попытка получить беспристра-
стный выбор фаз в группе — рассматриваются
Петрология порции лунного реголита из Моря Изобилия
65
ниже как случайные анализы, и все оценки
отпосительпого содержания основаны на этих
анализах.
Случайные анализы были сделаны на 312
зернах из зоны А и па 226 зернах из зоны Г:
все они были взяты из наиболее тонкой фрак-
ции, и, следовательно, данные по относительно-
му содержанию получены для довольно узкого
интервала размеров зерен. Кроме такого «слу-
чайного» метода исследования, была проведена
серия анализов на избранных зернах в остав-
шихся частях шлифов наиболее тонкой фрак-
ции, а также в шлифах из более грубых фрак-
ций. Эти выборочные анализы были выполнены
для получения данных по составам стекол и
составам минералов фрагментов изверженных
пород.
266 стекол были анализированы па Si, Ti,
Al, Cr, Fe, Mg, Ca, Na. K; 459 пироксенов па
Si, Ti, Al, Cr, Fe, Mn, Mg, Ca, Na; 253 полевых
пшатов па Si, Al. Fe, Ca, Na, К; ИЗ оливинов
на Si, Fe, Mg п большинство из пих па Al, Cr,
Mn, Ni и Ca; 197 окпслов на Ti, Al, Cr, Fe, Mn,
Mg; и несколько троилитов и металлических
зерен на Fe, Ni и Со. Эти данные будут опуб-
Таб лица 1. Распределение зерен по размеру
Размер сита, мкм
Распределение вещества
по фракциям, вес.%
зона А зона Г
450-250 40 30
250-149 30 40
149-125 30 30
Таблиц а2. Распространенность фаз в грунте
«Луны-16»
Фаза Общее число анализов, «случайных» и «неслучай- ных» Распростра- ненность «случайных» анализов (фракция 125—149 лгклг), %
Стекло 266 23
Пироксен 460 31
Полевой шпат 254 22
Окисел 195 15
Оливин ИЗ 8
Металл и троилит 12 1
1300 100
5 Лунный грунт
лпкованы в Техническом рапорте НАСА. Они
подготовлены сотрудниками Центра пилотиру-
емых полетов. Минеральный состав (в %) при-
веден в табл. 2.
Пироксены. Пироксены являются наиболее
распространенной фазой: было сделано 460
анализов пироксенов, найденных как в виде
обломков монокристаллов в брекчиях, так и в
виде зерен в обломках базальта. Пироксены в
обломках кристаллических базальтов главным
образом встречаются в более грубых фракциях;
они анализировались неслучайным методом.
Все другие пироксены были проанализированы
для общей химической характеристики грунта.
Магнезиальные ортоппроксепы, которые
установлены в грунте «Аполлона-14», являются
редкими для грунта «Луны-16», хотя найдено
несколько пижонитов, которые могут, вероят-
но, рассматриваться как имеющие «неморское»
происхождение, что основывается на низком
содержании второстепенных (сопутствующих)
элементов. Два ппзкокальциевых пироксена
(Ж04-5), один из которых является монозерном
пироксена, а другой находится внутри обломка
породы с высоким содержанием полевого шпа-
та, являются, вероятно, ортоппроксенамп.
Большинство клинопироксенов подтвержда-
ет главные характеристики «морских» пироксе-
нов, которые были установлены для клинопи-
роксенов «Аполлона-11» и «Аполлона-12». Эти
характеристики можно видеть на рис. 1 и 2.
Пироксены «Луны-16» покрывают в пределах
пироксенового четырехугольника широкую об-
ласть от авгитов, субкальциевых авгитов, фер-
роавгпта и геденбергита до пижонита, ферро-
пижонита и пироксферроита. Здесь также,
очевидно, широко развита метастабильная кри-
сталлизация, характерная для пироксенов
«Аполлона-11» и «Аполлона-12», так же как и
разнообразная и широко развитая фракционная
кристаллизация. Большинство пироксенов со-
держит меньше 50 моль. % Fs. Вероятно, край-
няя степень обогащения железом достигается
только на самой последней стадии кристалли-
зации, что приводит к образованию тонких
ппроксферроитовых и феррогеденбергитовых
оболочек. В отличие от пироксенов «Аполло-
на-! 1» и «Аполлона-12» нельзя отдать предпоч-
тение преобладанию авгита или пижонита, хо-
тя кальциевые и субкальциевые авгиты
доминируют над пижонитовыми составами.
Наиболее характерный пироксен из базальтов
«Аполлона-11» является более магнезиальным,
чем пироксены «Луны-16», несмотря на одина-
ковое Mg/Fe отношение в базальтовых стеклах
из двух морей. Более высокое Mg/Fe отноше-
66
Л. Я кеш, Дж. Уорнер, В. И. Ридли, А. М. Рид, Р. С. Хармон, Р. Бретт, Р. В. Браун
ние пироксенов «Аполлона-11» может быть
связано с ранней кристаллизацией ильме-
нита.
Во всех пироксенах устанавливается широ-
кое распространение твердого раствора Al, Ti,
Сг, вполне сравнимое с найденным в пироксе-
нах «Аполлона-11», но несколько меньшее, чем
в пироксенах «Аполлона-12». На рис. 2 пока-
зано Ti — Al-взаимоотношение для пироксенов
грунта. Большинство аналитических точек
близко к линии Ti : А1 = 1: 2, точно так же
как и для пироксенов «Аполлона-11». Таким
образом, А1 — Ti-твердый раствор может быть
лучше всего объяснен замещением Ti4+ +
+ 2А13+ R2+ + 2Si4+, как это было
предложено для клинопироксенов «Аполло-
на-11» [1]. В общем мы не видим очевидного
широкого распространения октаэдрического А1
показывать заметное уменьшение содержания
А1, как это происходит в пироксенах «Аполло-
на-12».
Микрозондовые пересечения клинопирок-
сенов из базальтовых обломков показывают в
составе несколько различающихся тенденций.
В одном случае в ядрах из пижонита устанав-
ливается прогрессивное увеличение содержа-
ния Са, Al, Ti и уменьшение содержания Mg
и Fe до авгитовых составов, которое сменяется
постепенным уменьшением содержания Са и
Mg и увеличением содержания Fe до ферроав-
гнта (рис. 3, а). Ферроавгит четко окаймлен
ппроксферроитом, что сопровождается резким
уменьшением содержания А1 и Ti. Во втором
случае ядро кальциевого авгита зонально ме-
няет состав через субкальциевый авгит к пи-
роксферроиту с небольшим уменьшением со-
в клинопироксенах «Луны-16» за исключением
нескольких пижонитов, которые укладываются
близко к линии Ti : Al = 1 :4. Они могут быть
либо интерпретированы как проявляющие рав-
ное количество молекул R^TiAhOe и
R2+AlSiA106 подобно тому, как это найдено
в клинопироксенах «Аполлона-12» [2], либо
могут рассматриваться как «неморскпе» пи-
роксены, как это описано для участка Фра-
Мауро [3, 4]. Поскольку в грунте «Луны-16»
нет компонентов «неморского» стекла, то мы
склоняемся к последней интерпретации, по
доказательство остается двусмысленным. Уве-
личение Са и Fe обычно сопровождается па-
раллельным увеличением содержания А1 и Ti.
Экстремальные пироксферроитовые составы
могут либо продолжать эту тенденцию, как это
происходит в пироксенах «Аполлона-11», либо
держания А1 и Ti (см. рис. 3, б). Эта тенденция
подобна тенденции, описанной для пироксенов
«Аполлона-11» Россом и др. [1].
В общем пироксены из Моря Изобилия
проявляют метастабильную кристаллизацию,
сложные и крайние тенденции фракциониро-
вания и широкие области растворов Al, Ti, Сг,
обычно наблюдаемые в образцах из других
морей.
В то время как клинопироксены «Аполло-
на-12» отличаются от клинопироксенов «Апол-
лопа-Г1» вариациями Са, Mg, A], Ti соста-
вы клинопироксенов «Луны-16» имеют тенден-
ции, общие для «Аполлона-11» и «Апол-
лона-12».
В отношении поведения второстепенных эле-
ментов (примесей) имеется более близкое соот-
ветствие с «Аполлоном-11».
Петрология порции лунного реголита из Моря Изобилия
67
Интересно заметить, что общие характе-
ристики основных элементов грунта «Луны-16»
[5] указывают на большую глиноземистость
этого морского района, чем Моря Спокойствия
или Океана Бурь. В обломках базальта эта
особенность отражается в большем количестве
плагиоклаза и в вероятности того, что клино-
пироксены в значительной степепи кристал-
лизуются в присутствии плагиоклазов. Таким
образом, вариации соотношений Са и А1 в пи-
роксенах из разных обломков могут быть свя-
заны со слегка различающимися стадиями
кристаллизации плагиоклазов. Однако ясно,
что более близкое сходство с пироксенами
«Аполлона-11» тесно связано с более ранней
кристаллизацией плагиоклаза в базальтах
«Аполлона-11» и «Луны-16» по сравнению с ба-
зальтами «Аполлона-12».
чаев высококальциевые плагиоклазы содержат
самые низкие количества Fe, но Fe — Са соотно-
шение нелинейно, и встречается широкий
разброс значений Fe. Это может являться ча-
стично следствием аналитической неточности,
но, вероятно, также отражает множественность
районов — источников плагиоклазов (табл. 3).
Составы плагиоклазов «Луны-16» трудно
отличить от большинства базальтовых плагиок-
лазов «Аполлона-11», или «Аполлона-12», или
от плагиоклазов, встречающихся в виде облом-
ков в морских грунтах. В то же время они
отличаются от высококалиевых базаль-
товых плагиоклазов «Аполлона-11», поскольку
последние являются менее кальциевыми
(Лпув) и редко имеют анортитовые составы.
Подобные ряды зональности и содержаний Fe
найдены в других «морских» плагиоклазах, и
Рис. 3. Тенденции фракционирования в двупироксеновых
базальтовых обломках. Объяснение см. в тексте
Рис. 4. Состав полевого шпата в грунте «Луны-16»
Плагиоклазы. Были проанализированы 252
зерна плагиоклаза в агглютинатах, скрыто-
кристаллических обломках, обломках и бесфор-
менных минеральных зернах. 52% всех анали-
зированных зерен находилось в обломках по-
род. 54% зерен лежат в интервале Arago — Апюо
и 41 %—в интервале Ап&о — Лп90 (рис. 4) и
5% — между Л7172 — Лтгво- Развитие зональнос-
ти изменчиво, причем наиболее четкая зональ-
ность проявляется в плагиоклазах из обломков
пород. Наиболее сильно развитой зональностью
обладает Апд\ — Лтг68, но некоторые зерна име-
ют анортитовое ядро (Апд\ — Атгэз) и битовни-
товую оболочку (A?i74 — A/igo). Большинство
зерен, включая некоторые найденные в облом-
ках пород, показывают колебание Ап меньше
2 мол.%. Железо в плагиоклазах меняется
от 0,18 до 1,8 вес. % FeO. В большинстве слу-
мы должны заключить, что большинство
плагиоклазов «Луны-16» но является по соста-
ву специфичными для Моря Изобилия. Несом-
ненно, что утрата различия между удаленными
участками моря является следствием очень
низкого содержания щелочей в базальтовом
расплаве.
Присутствие плагиоклаза в грунте обуслов-
ливает глиноземистый характер его общего
анализа (в среднем 15,3% А120з [5]) в проти-
воположность грунтам других морей. Глинозе-
мистый характер стекол в грунте заставляет
предполагать, что плагиоклаз является более
распространенным минералом в базальтах
Моря Изобилия, чем в базальтах «Апол-
лона-11» и «Аполлона-12». Мы допускаем, что
эти базальты, широко распространенные в
впде обломков, внесли большую часть плагио-
5*
68
27. Я кеш, Дж. Уорнер, Ё. И. Ридли, А. М. Рид, Р. С. Хармон, Р. Бретт, Р. Б. Браун
клаза в грунт. Вклад неморского материала
имел подчиненное значение.
Оливины. 113 оливиновых зерен было про-
анализировано в виде неправильных монозерен
внутри агглютппатовых обломков и в обломках
пород. 75% анализированных оливинов укла-
дывалось в интервал Fo57 — Fo^, и одно зерно
имело состав Ро1Ъ. 8% анализированных зерен
были более фаялитовыми, чем F031; наиболее бо-
гатое железом зерно (Fon, табл. 3) представ-
ляет собой небольшой фрагмент в агглютинате.
Никакие систематические вариации составов пе
могут быть связалы с частотой появления.
Зональность выражена неярко, причем наи-
большие вариации Fo^ — Fo^ i\Fo63 — Fo5i про-
являются, соответственно, в обломках пород и
монокристаллах. Вариации, большие 2 моль. %
Fo, являются исключением. Максимальная зо-
нальность среди «морских» фаялптовых оливи-
нов, Fo2q — Fo\e, существует в большом кристал-
ле оливина.
Форстеритовый оливин содержит меньше
0,5 моль. % тефроита (M^SiCh) в виде твердо-
го раствора, но в фаялитовых оливинах су-
ществует сильная положительная Мп — Fe кор-
реляция вплоть до 1,4 моль. % тефроита.
Содержание Сг варьирует от 0,05 до 0,4 вес.
% Сг2О3, и оно значительно выше, чем в земных
оливинах. Содержания Сг наиболее низки, мень-
ше 0,1 вес. % СГ2О3, в наиболее богатых желе-
зом оливинах, по Сг — Mg корреляция не явля-
ется сильной. Форстеритовые оливины проявля-
ют широкий интервал значений С12О3 от 0,1 до
0,4 вес. % для данного Mg/(Mg-f-Fe) отно-
шения.
Значительные количества Са также паблюда-
Таблица 3 Выборочные составы пироксенов, оливинов и плагиоклазов в грунте «Луны-16»
Пироксен Оливин Плагиоклаз
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11
SiO2 49,22 48,90 51,97 50,32 46,50 38,73 36,65 35,80 43,03 48,86 45,32
AI2O3 3,09 1,36 0,87 1,82 1,07 He onp. He onp. He onp. 36,40 30,95 34,01
TiO2 2,32 1,10 0,75 1,39 0,94 » » » » » » He onp. lie onp. He onp.
FeO 14,13 25,72 19,86 17,80 40,89 22,28 32,54 39,06 0,12 1,03 0,42
MnO 0,25 0,43 0,36 0,36 0,61 0,27 0,31 0,39 He onp. He onp. He onp.
MgO 12,73 10,41 18,22 14,11 0,92 38,39 31,53 26,16 » » » » » »
СаО 18,14 11,47 7,03 13,71 8,44 0,27 0,31 0,39 19,91 13,59 18,59
Na2O 0,09 0,07 0,02 0,04 0,04 He onp. He onp. He onp. 0,25 1,73 0,9?
K2O He onp. He onp. He onp. He onp. He onp. » » » » » » 0,02 1,76 0,04
СГ2О3 0,30 0,22 0,40 0,31 0,08 0,37 0,13 0,11 He onp. He onp. He onp.
2 100,28 99,67 99,49 99,85 99,49 100,31 101,51 101,94 99,73 97,92 99,30
Структурные формулы Si 1,866 1,932 1,965 1,920 1,971 1,004 0,988 0,993 2,000 2,294 2,108
Al 0,138 0,063 0,039 0,082 0,054 — — — 1,994 1,710 1,865
Ti 0,066 0,033 0,021 0,040 0,0.30 — — — — — —
Fc 0,448 0,850 0,628 0,568 1,449 0,483 0,734 0,906 — — —
Mn 0,008 0,014 0,012 0,012 0,022 0,006 0,008 0,010 0,005 0,040 0,016
Mg 0,719 0,613 1,027 0,802 0,058 1,484 1,268 1,081 — — —
Ca 0,737 0,486 0,285 0,560 0,383 0,008 0,009 0,011 0,991 0,683 0,927
Na 0,007 0,005 0,002 0,003 0,003 — — — 0,022 0,157 0,083
К — — — — — — — — 0,001 0,105 0,002
Cr 0,009 0,007 0,012 0,009 0,003 0,008 0,003 0,002 — — —
1,2 — ядро и ободок зонального кальциевого пироксена; 3, 4 —
ядро и ободок зонального бедного Са пироксена; 5— пирокс-
ферроит; 6 — наиболее магнезиальный анализированный оли-
вин; 7, 8 — ядро, оболочка зонального оливина; 9 — кальцие-
вый анортит; 10 — натриевый лабрадор; И — натриевый анор-
тит состава, наиболее распространенного в обломках грунта.
Образцы 1 —9 из зоны А и 10— 11 из зоны Г колонки.
Петрология порции лунного реголита из Моря Изобилия
69
тотся в этих оливинах, указывая па присутствие
0,6—2 мол. % ларнита (СагЭЮд) с грубо ли-
нейным уменьшением содержания Са при увели-
чен ни форстеритовой компоненты.
Статистическое среднее всех проанализиро-
ванных оливинов (Foei) подтверждает, что
большинство зерен образовалось из базальто-
вых жидкостей с отношением Mg/ (Mg + Fe)
около 0,61 и не превышающим 0,75. Однако
большинство оливинов значительно более бога-
то железом, чем те, которые описаны для проб
«Аполлопа-11» или «Аполлона-12».
Только 15% всех анализированных оливи-
нов находится в обломках с базальтовой струк-
турой, обусловленной недостатком оливина как
основной минеральной составляющей в таких
обломках. Мы должны предположить, что не-
которые оливины в грунте извлечены из таких
тя мелкие стекловатые участки с гранитным
составом могли соответствовать гранитным по-
родам, которые могли бы приводить к образо-
ванию богатого Fe оливина.
Рудные минералы. Непрозрачными рудными
минералами являются: ильменит, Сг-А1-уль-
вошпинель, металлическое Ni-Fe, троилит,
Ti-Al-Сг-шпинель и шпинель. Большинст-
во зерен колеблется по размерам в интервале
от 10 до 20 мкм в диаметре с небольшим коли-
чеством зерен порядка 50 мкм.
Ильменит (примерно 80% непрозрачной
фазы) проявляется в виде пластинок и гипи-
диоморфных и ксеноморфных групп зерен в
кристаллических обломках пород и в виде угло-
ватых или округлых зерен в агглютипате. Встре-
чаются редкие ильменпт-ульвошпииелевые про-
растания с общей пограничной структурой.
Таблица 4. Микрозондовые анализы окисных минералов
Компонент 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
СггОз 0,38+0,17 0,79— н.о. 29,7-0,05 0,47 29,73 23,88 0,05 20,14 12,03 5,80
А120з 0,29+0,38 2,98— н.о. 15,7—22,16 0,14 15,67 7,23 2,63 6,98 2,70 64,75
ТЮ2 53,5+0,7 55,1—51,3 33,25—11,21 53,65 11,21 17,80 32,88 21,91 27,78 0,02
FeO 44,7+1,3 46,8-36,6 61,7-42,8 44,58 42,78 47,30 62,37 46,87 55,75 2,34
MgO 0,62+0,86 9,10— н.о. 1,71-0,03 0,64 0,77 1,09 0,03 2,72 0,46 21,11
MnO 0,40+0,12 0,72-0,09 0,67-0,34 0,48 0,35 0,45 0,46 0,38 0,38 0,004
Сумма 99,89 — — 99,96 100,51 97,75 98,42 99,00 99,10 99,05
Al — — — 0,017 1,894 0,934 0,348 0,876 0,352 5,760
Ti — — — 4,030 0,864 1,468 2,779 1,754 2,312 0,001
Fe — — — 3,724 3,668 4,338 5,863 4,172 5,159 0,438
Mn — — — 0,041 0,030 0,042 0,044 0,034 0,036 0,025
Mg — — — 0,095 0,118 0,178 0,005 0,432 0,076 2,375
Cr — — — 0,037 2,410 2,070 0,004 1,695 1,052 0,346
1— среднее и стандартное отклонение 157 анализов ильменитов; хромовых ульвошпинелей; анализы: 4 — ильменита. 5,6 — ти-
2 — максимальные и минимальные значения , полученные для тан-алюминиево-хромовых шпинелей [; о. г — V эм-алюми-
ильменита; 3 — i интервал составов титан-хромовых шпинелей и ниевой ульвошпинели; 10 — шпинели.
типов пород, которые бедно представлены в том
образце, который мы анализировали. Низкое
Mg/(Mg-f-Fe) отношение в таких оливинах по
сравнению с другими «морскими» базальтовы-
ми оливинами подтверждает тот факт, что ис-
ходный расплав должен был бы быть относи-
тельно богат железом во время выделения
оливина.
Источник монокристаллов фаялитовых оли-
винов неясен.
Стекла с чрезвычайно низким Mg/(Mg +
+ Fe) отношением в заметном количестве от-
сутствуют среди анализированных стекол, хо-
Средпеарифметическое значение и среднеквад-
ратичное отклонение 157 анализов ильмени-
тов приведены в табл. 4. Оказывается, что пет
ясной корреляции между парами катионов в
анализированных зернах ильменита за исклю-
чением тех, в которых содержание Mg обратно
пропорционально содержанию Fe. Содержания
основных и второстепенных элементов лежат
в пределах, установленных для ильменитов
«Аполлона-11», «Аполлона-12» и «Аполло-
па-14». Ильмениты, содержащие более 2 вес.%
MgO, составляют 2% от всех анализирован-
ных зерен. Основная масса ильменитов лежит,
70
IT. Якеш, Дж. Уорнер, В. И. Ридли, А. М. Рид, Р. С. Хармон, Р. Бретт, Р. В. Браун
таким образом, в пределах, установленных ра-
нее для лунных пород морского происхожде-
ния.
Шпинели встречаются в виде групп ги-
пидиоморфных и ксеноморфных зерен во фраг-
ментах изверженных пород, а также и в виде
округлых до угловатых зерен в агглютинатах.
Ti-Сг-шпппель встречена в одном обломке из-
верженных пород и в нескольких агглютинатах.
Ряды составов 34 анализированных шпинелей
и характерные анализы приведены в табл. 4 и
на графике на рис. 5. Составы проанализирован-
ных зерен Сг-А1-ульвошпинелп «Луны-16»
лежат примерно в тех же пределах, что и ульво-
шпинели «Аполлона-12». Они занимают более
широкий интервал, чем шпинели в любой поро-
де «Аполлона-12», и содержат от 57 до 94 мол. %
Fe2TiO4 и от 30 до 1 мол. % FeCr2O4. Большую
Рис. 5. Состав шпинелей в грунте «Луны-16»
часть остатка составляет FeAl2O4. Низший пре-
дел 57 мол. % Fe2TiO4 близок к значению,
найденному Хаггерти [6] для ульвошпинели
«Аполлона-12», и, таким образом, находится
в хорошем соответствии с так называемым «про-
валом» «Аполлона-12».
Ti — Al — Сг-шпинели являются необычны-
ми но составу по сравнению с хромовыми шпи-
нелями «Аполлона-12». Они богаче Al, Fe и Ti
п беднее Сг и Mg, чем хромовые шпинели «Аиол-
лопа-12». Они ближе всего напоминают шпине-
ли «Аполлона-J 1», о которых докладывали Аг-
релл и др. [7], и приближаются к составам, нахо-
дящимся в пределах «провала» «Аполлона-12».
Составы трех анализированных зерен колеб-
лются от 40 до 34 мол. % FeCr2O4, от 32 до
16 мол. % FeAl2O4 и от 29 до 50 мол. %
Fe2TiO4. Хэггерти [6] предположил, что в систе-
ме FeCr2O4 — Fe2TiO4 существует разрыв сме-
симости. Составы, приведенные в настоящем
исследовании, и некоторые составы шпинелей
«Аполлона-11» свидетельствуют, что этот раз-
рыв может быть сужен добавлением в систему
FeAl2O4. Были проанализированы два зерна
магнезиальной шпинели (MgAl2O4) с содержа-
нием около 7% FeO и 6% Сг20з. Состав этих зе-
рен подобен составам розовых шпинелей, анали-
зированных в брекчиях и грунте «Аполлона-14».
Такие составы не были отмечены в «морских»
базальтах, и можно предполагать, что эти зерна
могут быть «неморского» происхождения.
Металлическое никелистое же-
лезо. Металл встречается в виде включений и
неправильной формы зерен в стеклах, агглюти-
натах и обломках кристаллических пород. Диа-
метр зерен колеблется от меньше микрона до
50 мкм, причем большинство зерен меньше
10 мкм. Металлические зерна встречаются в
троилите; в редких случаях — в стеклах и брек-
чиях — металлические зерна могут содержать
маленькие троилитовые включения.
Металлические зерна в обломках кристалли-
ческих пород не найдены внутри оливинов, пи-
роксенов или плагиоклазов, это подтверждает,
что образование металла пе начиналось до са-
мых поздних стадий кристаллизации.
Составы металлических зерен охватывают
широкий интервал содержаний Ni и Со, но чис-
ло анализов слишком мало, чтобы определить
его пределы.
Троил п т. Этот минерал встречается в аг-
регатах, стеклах и обломках кристаллических
пород в виде зерен до 20 мкм, морфология и со-
став его похожи на те, которые сообщены для
троилита из пород «Аполлонов».
Обломки пород. Обломки пород составляют
основную массу образца и могут быть подраз-
делены на: 1) микробрекчии, агглютинаты, де-
нитрифицированные стекла и стекла, содержа-
щие кристаллиты, и 2) обломки кристалличе-
ских пород.
Микробрекчии и агглютинаты
имеют типичные структуры тех видов, которые
существуют в других лунных пробах. Большин-
ство из них представляет собой округлые или
угловатые обломки, состоящие из стекла, вклю-
чающего угловатые и округленные минеральные
обломки. Мпогие агглютинаты состоят в значи-
тельной степени из темного до желто-оранже-
вого неоднородного стекла обычно с 20% ну-
Петрология порции лунного реголита из Моря Изобилия
71
зырьков (ио объему), хотя некоторые агглютп-
паты лишены их. Более светлоокрашенные
стекла, оказывается, содержат меньшее количе-
ство пузырьков, чем более темные стекла. Ми-
нералы, включенные в агглютинаты, имеют тот
же самый химический состав, что и индивиду-
альные минеральные зерна, распределенные
в грунте.
Микробрекчии сравнительно редки, а сво-
бодные от стекол типы чрезвычайно редки.
В большинстве микробрекчий светлоокрашен-
ные стекла встречаются на границах зерен ми-
нералов. Содержание непрозрачных минералов
в таких микробрекчиях обычно невелико. Не-
которые микробрекчии свободны от стекла и
состоят в основном из угловатых обломков пла-
гиоклаза с небольшим количеством пироксена.
Многие стекла содержат кристаллиты, обра-
зовавшиеся во время отжига пли при девитри-
фикации. Слабоокрашенные стекла пли крипто-
кристаллические обломки обычно содержат пла-
стинки полевого шпата. Некоторые напоминают
части сферолитов. Некоторые обломки состоят
из параллельных пластинок ильменита и редких
маленьких кристаллов пироксена в полупроз-
рачной стеклянной или криптокристаллической
матрице.
Кристаллические фрагмент ы.
Большинство кристаллических обломков облада-
ет структурами, указывающими па кристалли-
зацию из расплава. Наиболее часто встречаются
кристаллические обломки базальтов со структу-
рами и минералами, подобными морским базаль-
там из других лунных областей. Они предполо-
жительно являются базальтовыми обломками,
принадлежащими собственно Морю Изобилия.
Обломки главным образом состоят из клино-
пироксена, плагиоклаза и ильменита с меньшим
количеством оливина и редкими ульвошпп-
нелью, никелистым железом и троилитом. По
сравнению с базальтами других морей в пих
присутствует очень немного интерстициопного
материала поздней стадии кристаллизации.
Структуры базальтов обычпо варьируют от суб-
офитовой до пптерграпулярпой, и размер зерен
плагиоклаза и пирксена изменяется пример-
но от 10 до 100 мкм. Хотя размер зерна явля-
ется ясным подтверждением быстрой закалки
базальтов, от образца к образцу существуют ко-
лебания в размере зерна. Зерна плагиоклаза,
пироксена, оливина и ильменита в грунте с раз-
мерами до 400 мкм в диаметре указывают на то,
что существуют также более крупнозернистые
породы.
В базальтовых обломках существует ряд от-
ношений плагиоклаза к пироксену. Богатые пла-
гиоклазом базальтовые обломкп содержат пе бо-
лее 50% плагиоклаза.
В большинстве меланократовых образцов
содержание ильменита обычно высокое (вплоть
до 30%). Ильменитовые пластинки часто па-
раллельны одна другой, и в некоторых ассоци-
ациях присутствуют небольшие оливиновые
зерна. Встречаются субвариолитовые структу-
ры, которые подобны структуре образца 12022.
Плагиоклаз кальциевый, но до некоторой сте-
пени более натриевый, чем плагиоклаз в менее
меланократовых обломках. Более меланократо-
вые базальты являются обычно более мелкозер-
нистыми.
Более богатые плагиоклазом обломки имеют
субофитовую структуру, хотя в более грубозер-
нистых образцах она может быть и иптерграну-
лярной. В большинстве богатых плагиоклазом
обломков содержание ильменита низкое и оли-
вин отсутствует.
Особенности структур позволяют предпола-
гать, что плагиоклаз начал кристаллизоваться
раньше в кристаллизационной последователь-
ности, чем в других морских базальтах.
Некоторые кристаллические обломки совер-
шенно не походят на морские базальты. Мине-
ралогически они укладываются в ряд от габбро
до габбро-анортозитов, но с широким набором
структур. Некоторые примеры перечислены
ниже.
1. Ксеноморфпые зерна кальциевого плагио-
клаза размером до 150 мкм (Ап^^АЬз^Ого,^ с
межгранулярным пироксеном (от Woi0 Еп61 Fs2s
до FTojsZ? n6iFs2i) размером до 20 мкм.
Среднее для одного обломка (842 точки) дает
49% плагиоклаза, 50% пироксена и 1% непроз-
рачных минералов (троилит, содержащий вклю-
чение металла, ильменит).
2. Пироксен и плагиоклаз (в одном обломке
плагиоклаз представляет собой частично мас-
келини-т) образуют равномернозернистую струк-
туру. Непрозрачной составляющей черзвычай-
по мало.
3. Эвтектикоподобная структура плагиокла-
за и пироксена с размером зерна в среднем
10 мкм.
4. Лейсты и группы кристаллов плагиоклаза
(около 70%) с интерсертальным пироксеном.
Непрозрачных минералов нет.
5. Плагиоклаз (Л7294Л64ОГ2 около 60%) бо-
лее развит, чем ортопироксен (Wo5 En7i Fs2i)
в рекристаллизованной структуре. Непрозрач-
ной составляющей менее половины процента,
и это в основном ильменит.
Некоторые из этих обломков могут быть
примерами кристаллических пород неморского
72
П. Якеш, Дж. Уорнер, В. И. Ридли, А. М. Рид, Р. С. Хармон, Р. Бретт, Р. В. Браун
материала, который относительно обильно пред-
ставлен в стеклах.
Рекристаллизованная структура некото-
рых обломков указывает на то, что часть мате-
риала подвергалась метаморфизму.
Составы стекол. Стекла в образцах грунта
как А, так и Г охватывают широкий интервал
составов, отражающих разнообразие материа-
лов в реголите Моря Изобилия, связанных с ка-
ким-то фракционированием в ходе процесса
плавления. Стекла лунной поверхности образова-
лись за счет изверженных пород и смешанны,х
пород, таких, как грунт и брекчии. Более ранние
исследования [3, 8—10] показали, что составы
стекол могут быть указателем па тины лунных
пород. Существенно, что большое число стекол
может считаться относящимися к какому-ни-
будь одному грунту, так что предпочтительные
кол и число анализов для грунта из зон А и Г.
Два средних значения хорошо совпадают, и это
позволяет предполагать, что состав реголита
существенно тот же самый па двух уровнях,
расположенных на расстоянии 30 см друг от
друга.
Как указывалось выше, проведены два ком-
плементарных исследования: случайное и «не-
случайное». Случайное обследование было про-
ведено только па 100—149-микронной фракции,
в то время как «неслучайное» обследование было
проведено на фракциях всех размеров (125—
450 мкм). Средние составы наших случайных и
неслучайных обследований представлены в
табл. 5 параллельно с валовыми анализами ре-
голита, данными А. П. Виноградовым [5]. Сред-
нее значение случайных анализов стекол выше
по содержанию SiO2 и A12O3 и ниже по содер-
Таблица 5. Средний состав стекол в грунте «Луны-16»
Компонент Среднее для реголита [5] Зона А Зона Г Случайный анализ Неслучайный анализ
SiO2 41,7 44,32 (2,74) 44,57 (2,47) 44,43 (2,61) 44,53 (2,54)
TiO2 3,39 2,19 (2,00) 2,20 (1,83) 2,47 (1,97) 1,81 (1,71)
AI2O3 15,33 19,21 (7,28) 19,12 (6,02) 17,61 (5,19) ‘4,28 (7,52)
СГ2О3 0,28 0,18 (0,09) 0,20 (0,10) 0,20 (0,09) 0,17 (0,10)
FeO 16,64 11,91 (5,45) 11,88 (5,01) 13,11 (4,37) 10,22 (5,72)
MgO 8,78 8,23 (3,01) 8,35 (2,30) 8,67 (2,28) 7,80 (2,91)
СаО 12,49 12,74 (2,63) 12,90 (2,25) 12,22 (1,63) 13,70 (2,97)
Na2O 0,34 0,30 (0,20) 0,30 (0,19) 0,31 (0,20) 0,29 (0,18)
K2O 0,10 0,08 (0,07) 0,09 (0,11) 0,09 (0,10) 0,08 (0,09)
СаО/А12Оз 0,815 0,757 0,743 0,779 0,707
MgO/(MgO + FeO) 0,345 0,423 0,434 0,410 0,457
Число анализов 101 165 155 111
Примечание. Числа в скобках — стандартные отклонения.
составы, указывающие на составы материнских
пород, могут быть выделены среди ряда стекол,
образованных в результате поверхностного сме-
шивания и ударного плавления. С этой целью
мы выполнили 265 анализов стекол в двух об-
разцах грунта для того, чтобы определить со-
став и распространенность различных типов
стекол.
Большинство анализов стекол было сделано
на зернах наиболее мелкой фракции 125—
149 мкм. Допуская, что слишком малый размер
и сильная гетерогенность стекол при анализах
могут быть исключены без влияния на резуль-
таты, можно считать, что это исследование
представляет случайное обследование составов
стекол. В табл. 5 показаны средний состав сте-
жапию FeO и TiO2, чем анализы А. П. Виног-
радова. В термах типов стекол, описанных ни-
же, наше среднее стекло содержит больше гли-
ноземных пеморских компонентов, чем анализы
Виноградова. Простейшее объяснение такого
значительного различия может заключаться
в том, что стекла относительно обогащены эк-
зотическими компонентами, в то время как об-
ломки пород и минералов относительно в боль-
шей мере находятся под влиянием местных
морских базальтов.
Средний неслучайный анализ стекла выше
по содержанию СаО и А12О3 и ниже по содержа-
нию FeO, TiO2 и MgO, если сравнить его со слу-
чайным анализом. Таким образом, он еще силь-
нее отличается от анализа А. П. Виноградова,
Петрология порции лунного реголита из Моря Изобилия
73
чем наше среднее значение случайных анали-
зов. Неслучайному исследованию было подверг-
нуто большее число неморских, богатых А1 и Са
стекол. Могут быть предложены два возможных
объяснения. Неморскпе стекла чаще являются
однородными, более свободными от включений
зернами, которые более удобны для анализа.
Кроме того, случайное исследование было сде-
лано иа более тонкой фракции грунта. Глинозе-
мистые стекла могут быть более распространены
в грубозернистом материале. Имея относитель-
но немного анализов стекол из фракции круп-
ных размеров, мы не могли сделать полного
удовлетворительного изучения химии стекла
как функции размера зерна.
Анализы стекол приведены па рис. 6 па не-
скольких окисных гистограммах. График для
А^Оз показывает явно выраженный максимум
ло — 73. Средпеглппоземпстая группа содер-
жит от 2 до 8 вес. % FeO, а высокоглппоземи-
стая группа имеет меньше 2 вес. % FeO.
Эти три группы могут также наблюдаться
па диаграммах СаО — А^Оз (рис. 8) и FeO —
MgO (рис. 9). Средние составы, названия и чис-
ло анализов для каждой группы приведены в
табл. 6. Анализы гранитных стекол также пред-
ставлены в ней.
Критерии для различия между образцами
морского и неморского происхождения обсуж-
дались в других статьях [3, 11]. Эти критерии
основаны на различной химии морских участков
и неморского участка «Аполлона-14», а также
на предположении о том, что экзотические ос-
колки в грунте «Аполлопа-11» и «Аполлопа-12»
имеют в основном поморское происхождение.
Неморские материалы бедны FeO (меньше
Таблица 6. Состав стекол «Луны-16»
Компонент Гранитный Анортозито- вый Материковые базальты Базальт типа В Базальт типа А Среднее взвешен- ное
SiO2 77,57 43,02 (2,79) 45,20 (1,68) 41,53 (2,36) 44,57 (2,64) 44,47
TiO2 Не опр. 0,03 (0,08) 0,54 (0,51) 7,00 (2,44) 2,62 (1,21) 2,45
А120з 10,76 35,34 (1,79) 25,28 (2,33) 11,94 (2,21) 15,92 (3,10) 17,91
Сг20з 0,02 (0,03) 0,11 (0,06) 0,22 (0,07) 0,23 (0,07) 0,20
FeO 1,42 1,06 (1,03) 6,49 (2,71) 18,15 (2,19) 14,43 (2,57) 12,81
MgO Не опр. 1,82 (2,03) 8,10 (2,19) 8,09 (2,00) 9,01 (1,87) 8,65
СаО 1,01 18,86 (1,54) 14,28 (1,49) 11,26 (1,54) 11,86 (1,54) 12,43
Na2O 0,49 0,37 (0,42) 0,23 (0,18) 0,38 (0,16) 0,32 (0,16) 0,27
К2О 6,69 0,05 (0,15) 0,07 (0,11) 0,14 (0,08) 0,09 (0,08' 0,09
СаО / А120з 0,53 0,57 0,94 0,75 —
MgO/(MgO 4 FeO) 0,49 0,56 0,31 0,39 —
Число анализов 2 16 64 14 170 .—
Процент стеклянных 0,6 1,3 21,4 7,1 69,5 —
зерен
на 16 вес. % с вторичными максимумами па 26
и 36 вес. %. Такая трехнпковая картина про-
является па диаграммах СаО (максимумы па
И, 14 и 19 вес.%) и FeO (максимумы па 15, 6
и 1 вес. %). Эти гистограммы служат для трой-
ного подразделения стекол на низко-, средпе-
и высокоглиноземистую группы.
Рис. 7 представляет собой график зависи-
мости FeO от AI2O3 для всех анализированных
стекол. На диаграмме проявляются три диффе-
ренцированные группы. Низкоглиноземистая
группа содержит самое большое число анали-
зов с содержанием FeO больше 8 вес. % и с
отрицательной корреляцией, соответствующей
наклону примерно — 3Д. Средне- и высокогли-
поземистые группы вместе дают наклон око-
14 вес. %), Сг2О3 (меньше 0,2 вес. %) и имеют
почти постоянное СаО/А12О3 отношение около
0,56. Простейшим критерием разделения пе-
морского материала от преобладающих морских
стекол является содержание AI2O3 при условии,
что базальты Фра-Мауро и стекла «Луны-16»
не присутствуют одновременно, поскольку они
дают эффект наложения. Базальты Фра-Мауро
(или криповые) фактически отсутствуют па
участке «Луны-16», и, таким образом, «немор-
ские» стекла могут быть выделены как стекла
с содержанием AI2O3 больше 21 вес. %.
Стекла, сравнимые по составу с темп, кото-
рые преобладают в грунте «Аполлона-14» (ба-
зальтовые стекла Фра-Мауро, плп криповые),
редки. Из 265 проанализированных стекол 12
74
П. Я кеш, Дж. Уорнер, В. И. Ридли, А. М. Рид, Р. С. Хармон, Р. Бретт, Р. В. Браун
имеют избыток 0,25 вес. % К2О и только 5 из
них имели содержание А12О3, сравнимое с ба-
зальтами Фра-Мауро. Таким образом, меньше
чем 2% стекол имеют составы, которые напо-
минают во всем основные компоненты стекла
из реголита Фра-Мауро. Два участка внутри
одной частицы агглютината представляли собой
стекла с очень высоким содержанием Si и К
(см. табл. 6), с составами, эквивалентными ка-
лиевому граниту. Эти «гранитные» стекла очень
похожи па стекла, о которых сообщалось для
других лупных грунтов, например [3].
Неморские стекла. Были установлены две
группы стекол с содержанием А12О3 больше
21%: средне- и гысокоглштоземттстая группы.
Следуя классификации и терминологии наших
ранних исследований [3, 10] и естественному
группированию па гистограммах (см. рис. 6),
$
<<>
Вес. %
большая из этих групп определяется как стек-
ла, содержащие А120з между 21 и 30 вес. %.
Эта группа, охватывающая 22% стекол, имеет
состав полевошпатового базальта или анорто-
зитового габбро. Мы рассматривали в других
работах доказательства того, что эта компонен-
та происходит из лунных нагорий, и предложи-
ли для нее название материковый (highland) ба-
зальт [10, 11]. Главным основанием для этой
гипотезы служит наличие этой компоненты в
значительных количествах в грунте всех четы-
рех участков посадок.
Стекла материковых базальтов (22% от всех
стекол) образуют дискретную, легко различаю-
щуюся, композиционно обособленную группу
с более высоким содержанием Са и А1, чем мор-
ские базальты, и с низкими содержаниями К,
еО, вес.°/о
20-
20
ГО
/2
8
4
О
32 36
20 24 28
А120з ?
Рис. 6. Гистограмма распределения окислов, построенная на
основании анализов стекол из грунта «Луны-16»
Р и с. 7. График зависимости содержания FeO от А19О9 в
стеклах грунта «Луны-16»
Р и с. 8. График* зависимости содержания СаО от А12О9 в
стеклах грунта «Луны-16»
Р и с. 9. График зависимости содержания MgO от FeO в
стеклах грунта «Луны-16»
Петрология порции лунного реголита из Моря Изобилия
75
Gr, Ti. Они соответствуют на гистограммах со-
ставам стекол (см. рис. 6) с максимумами но
А120з - 26%, СаО - 14%, FeO - 6-7% и по
TiO2 —0—1%. Отношение СаО/А12Оз равно
0,57 ± 0,04 (характерное для неморскпх мате-
риалов), а отношение MgO/ (MgO + FeO) равно
U,56 ± 0,10. В пределах группы существует ряд
содержаний СаО и А120з, но как было отмечено
выше, отношение Са/Al почти постоянно. Fe и
А1 проявляют отрицательную корреляцию.
Преобладающий состав стекол в этой груп-
пе имеет следующий нормативный состав: 70%
полевого шпата (Апд?), 20% низкокальциевого
пироксена, 9% оливина, 1% ильменита и следы
хромита.
Стекла материковых базальтов в общем слабо
окрашены и однородны. В грунте встречаются
высокополевошпатовые тонкозернистые агрега-
FeO
2k
20
16
12
8
U
ты, они могут образовываться в результате деви-
трификации этих стекол. Были проанализирова-
ны также агрегаты от криптокристаллических
до очень тонкозернистых путем усреднения
данных от большого числа точечных анализов,
и эти результаты включены в анализы стекол.
Вторая высокоглппоземистая группа с со-
держанием выше 30% А12О3 охватывает лишь
1,3% проанализированных стекол. Эта оценка
может быть даже слишком высокой, поскольку
некоторые из этих стекол имеют в значительной
степени чисто полевошпатовые составы и могут
представлять собой зерна маскелинита. Стекла
соответствуют по составу габбро-апортозитам
и собственно анортозитам (22,5—10 и 10—0%
темноцветных минералов [3]) и характеризу-
ются очень высокими содержаниями А12О3 и
СаО.
Этим стеклам соответствует нормативный
анортит (80—100%) и небольшие количества
оливина и пироксена. Следы фельдшпатоидов
п корунда в некоторых нормах могут являться
следствием аналитических ошибок. Анортози-
товые стекла имеют СаО/А12О5, отношения
0,53 ±0,03, сравнимые с отношениями в мате-
риковых базальтах.
Стекла, в которых А12О3 больше 21 вес.%, ох-
ватывают область между материковыми базаль-
тами и анортозитовыми стеклами с широким ин-
тервалом содержания СаО и А12О3, но сущест-
венно постоянными отношениями Са/Al. Это
постоянно низкое Са/Al отношение является
характерным для неморского материала и мо-
жет отражать полевошпатовое фракционирова-
ние [3].
Стекла Моря Изобилия. 77% стекол содер-
, дес. °/о
0 8 12 16 20 2k
MqO, дес. °/о
О
жит меньше 21 вес. % А12О3, свыше 13
вес. % FeO, отношение СаО/А12О3 больше 0,65;
они могут рассматриваться как происшедшие
из Моря Изобилия. Составы этих стекол пред-
почтительно группируются вблизи 6 вес. %
А12О3, 15 вес. % FeO и 12 вес. % СаО
(см. рис. 7—9). Стекла с такими составами
здесь названы базальтовыми стеклами Моря
Изобилия типа А (см. табл. 3).
В базальтовых стеклах типа А содержание
А12О3 существенно выше, чем в морских базаль-
тах «Аполлона-11» и «Аполлона-12», и точки их
лежат на метеоритной линии или ниже нее па
диаграмме СаО/А12О3 (см. рис. 8).
Метеоритная линия не отделяет морские
базальты от неморских образцов, и этот крите-
рий может быть пересмотрен. Морские базаль-
ты имеют в основном отношение СаО/А12О3
76
П. Я кеш, Дж. Уорнер, В. И. Ридли, А. М. Рид, Р. С. Хармон, Р. Бретт, Р. В. Браун
меньше 0,7, а леморскпе материалы имеют
более низкие отношения. Но крапней мерс в
о1 ношении содержаний ЛЬОз л FeO базальты
Моря Изобилия типа Л являются промежуточ-
ными между морскими базальтами «Аполло-
на-11» и «Аиоллопа-12» и нсморскпми материа-
лами.
Средний базальт типа А имеет нормативный
состав, содержащий 45% плагиоклаза (Лпдз),
0,5% калиевого полевого шпата, 41% пироксе-
на (диопсид 14, гиперстен 27, MgO/ (MgO +
+ FeO) =0,39), 8% оливина и 5% ильменита.
Небольшое количество стекол проявляет
предпочтительный состав вблизи 12 вес. %
АЬОз, 18 вес. % FeO и 11 вес. % СаО (см.
рис. 7—9). Этот состав имеет высокое содержа-
ние ТЮ2 (в среднем 7 вес. % против среднего
значения — 2,6 вес. % в стеклах Моря Изобилия
типа А). Эти стекла названы здесь базальтовы-
ми стеклами Моря Изобилия типа В. Стекла ти-
па В определяются как содержащие больше
5 вес. % ТЮ2. Стекла типа А распространены
в 10 раз больше, чем стекла типа В (70 против
7%).
Средний анализ базальтовых стекол Моря
Изобилия типа В имеет нормативный состав:
34,5% плагиоклаза, 0,8% калиевого полевого
пшата, 45,5% пироксена (диопсид 21. гпперстеп
24,5, MgO/(MgO + FeO) = 0,31), 5% оливина
и 13% ильменита. Этот состав сравним с соста-
вом ранее исследованных морских базальтов,
особенно тех, которые взяты с участка «Апол-
лона-11».
На графиках зависимости FeO — AI2O3 (см.
рис. 7) и СаО — А120з (см. рис. 8) можно раз-
личить две тенденции. Неморскпе стекла со-
храняют постоянство отношения СаО/А12Оз от
составов материковых базальтов (ALO3—
26 вес. %, СаО — 14 вес. % и FeO — 6 вес. %)
до значений, которые приближаются к составу
анортита. Эта тенденция постоянства СаО/А^Оз
отношения, характерная для пеморских мате-
риалов, может быть связана с полевошпатовым
фракционированием. Некоторое число точек ук-
ладывается между базальтовыми стеклами ма-
терикового базальта п базальтическими стек-
лами типа А. Они являются, таким образом,
промежуточными между морскими и пеморски-
ми типами. Оказывается вероятным, что боль-
шое число этих стекол представляют собой смеси
этих двух компонентов, так что главная тен-
денция па рис. 7 — 9 может являться линией
смешения.
Обсуждение. Стекла грунта «Луны-16»
могут быть разделены на две главные группы,
которые, как мы полагаем, могут быть как
морского (77%), так и поморского происхожде-
ния (23%). Морские стекла представлены тре-
мя тинами: I) главная группа тина А Моря
Изобилия, соответствующая по составу глино-
земистым морским базальтам; 2) типа В Моря
Изобилия — стекла, более богатые FeO и ТЮ2
и более близкие базальтам из других морских
мест; 3) смешанные стекла, большинство из
которых, оказывается, является смесями меж-
ду стеклами типа А и стеклами пеморских ма-
териковых базальтов. 7% стекол представляют
собой стекла типа В и 70% являются стекла-
ми типа А и смешанными стеклами. Немор-
ские стекла мы разделили па стекла материко-
вых базальтов (22% стекол) и более анортозито-
вые стекла (1% стекол).
Большинство неморской составляющей в
стеклах грунта имеет состав полевошпатового
базальта или анортозитового габбро. Мы ука-
зывали в работе [11] на очевидность того, что
эта компонента является представительной для
многих лунных материков и была извлечена из
них. Мы для нее предложили название матери-
ковый базальт. Материковая базальтовая состав-
ляющая Моря Изобилия существенно того
же состава, что п в Море Спокойствия, Океане
Бурь и Фра-Мауро. Состав ее тот же, что для
низкокалиевого полевошпатового базальта (70%
полевого шпата). Мы пришли к заключению,
что большинство материков могут иметь такой
состав — заключение, совпадающее с рентге-
новскими флюоресцентными данными Адлера
и др. [13]. Этот тип породы присутствует в
групте как в виде стекла, так и в виде брониро-
ванных и (или) рекристаллизованных облом-
ков породы, которые не сохранили свою первич-
ную структуру.
Таким образом, неясно, являются ба-
зальты возвышенностей грубозернистыми поле-
вошпатовыми кумулятами либо первичными
глиноземистыми базальтами. Модели ранней
эволюции Лупы и развития полевошпатовой ко-
ры будут радикально отличаться в зависимости
от того, какую из этих альтернатив предпочесть.
Основная группа стекол морского типа из
района «Лупы-16» —тип А — является более
глиноземистой, чем другие морские стекла.
Таким образом, нормативное отношение поле-
вой пшат/пироксен в них выше. Mg/ (Mg +
+ Fe) отношение стекол «Лупы-16» подоб-
но отношению в стеклах «Аполлопа-11» и
несколько ниже, чем в стеклах «Аполлона-12».
На основании этих данных можно считать ма-
ловероятным, что источник материала базаль-
тов «Луны-16» тот же самый, что и источник
базальтов «Аполлона-11» и «Аполлона-12». Если
Петрология порции Лунного реголита из Моря Изобилия
77
базальты «Лупы-16» образовались частичным
плавлением и существенно не были модифици-
рованы при поверхностной дифференциации, то
Mg/Fe отношение может дать указание па
степень частичного плавления [ 14]. Маловероят-
но, чтобы частичное плавление того же самого
источника давало расплавы с тем же самым
Mg/Fe отношением, по с широко различающи-
мися составами но А1. Базальты Моря Изобилия
типа А не могут быть просто морскими базаль-
тами типа «Аполлон-11» пли «Аполлон-12»,
которые подвергались более обширному при-
поверхностному фракционированию, на что
указывают одинаковые Mg/Fe отношения. Вы-
сокое содержание А1 в базальтах Моря Изоби-
лия подтверждает, что источник питания бога-
че алюминием, чем источник базальтов «Апол-
лопа-11» и «Аполлона-12». Базальтовые стекла
Моря Изобилия являются промежуточными в
отношении Al, Fe, Сг и Са/Al между стеклами
морского типа «Аполлона-11» и «Аполлона-12»,
с одной стороны, и неморскими стеклами — с
другой. Источник может быть промежуточным
но составу и, возможно, по глубинности между
высокоглииоземпстым источником неморских
базальтов и ипроксепптовым источником других
морских базальтов.
Выводы. 1. Не было найдено никаких су-
щественных различий между почти поверхност-
ным грунтом зоны А и грунтом зоны Г на
глубине примерно 30 см.
2. Пироксены в грунте проявляют широкий
разброс составов, чрезвычайное фракциониро-
вание и метастабильную кристаллизацию, ко-
торая характерна для морских пироксенов.
Пижониты и авгиты обогащены Ti, Al, Сг и
большинство пироксенов укладывается вдоль
линии Al: Ti = 2 : 1, подобно тому, как это
происходит в базальтах «Аполлона-11». Орто-
пироксены редки.
3. Плагиоклазы анортитовые и походят на
плагиоклазы из других морских районов. Ка-
лиевого полевого шпата не найдено.
4. Широко распространены рудные минера-
лы. Ильменит доминирует над Сг-А1-ульво-
шпппелямп и Ti-Al-хромовымп шпинелями.
Были найдены две шпинели, напоминающие
розовые шпинели «Аполлопа-14».
5. Оливины варьируют от F075 до Fo\\ с
наиболее обычным значением при Fo§\.
6. Средний состав стекла значительно отли-
чается от валового анализа грунта [5]. Очевид-
но, стекла подверглись влиянию материала не-
морского происхождения (высокое содержание
Са, А1 и низкое Fe, Ti, Cr).
7. Грунт содержит существенно поморскую
стеклянную компоненту (23%), богатую нор-
мативным кальциевым плагиоклазом.
8. Основная пеморская компонента (мате-
риковый базальт) имеет состав полевошпатово-
го базальта пли анортозитового габбро и близко
папомипает основную неморскую компоненту
других лунных пород.
9. Обломки пород и стекла базальтов Фра-
Мауро (крип, норит) фактически отсутствуют,
и было найдено только одно зерно, которое
содержит стекло с «гранитным» составом.
10. Стекла морского происхождения могут
быть разделены па два типа: менее богатая
Fe и Ti группа имеет составы, подобные базаль-
товым стеклам «Аполлопа-11» (тип В). Основ-
ная группа стекол (тип А) имеет состав
морского базальта, но с более высоким содержа-
нием А1 и более низким содержанием Fe, С г, чем
в базальтах «Аполлона-11» и «Аполлона-12».
11. Тонкозернистые базальтовые обломки в
породе обладают разнообразием структурных
типов и количественных соотношений минера-
лов.
12. Многие стекла имеют составы, которые
указывают на смесь материалов морского и
неморского происхождения.
13. Море Изобилия содержит морские ба-
зальты, в которых выше содержание А1 и ниже
Fe, Сг и Са/Al, чем в базальтах «Аполлопа-11»
п «Аполлопа-12». Источник этих базальтов Мо-
ря Изобилия типа А, как и источник базальтов
«Аполлопа-11» п «Аполлона-12», вероятно,
промежуточен по составу и, возможно, по глу-
бинности между источником других морских
базальтов и малоглубпнпым источником по-
морского базальта.
Мы благодарим Г. Морплэнда из Националь-
ного музея США за приготовление превосход-
ных шлифов, полированных с обеих сторон.
Р. Ричардсон и Ц. Бендер помогали в обработ-
ке результатов. Часть этон работы (И. Якеш)
была поддержана контрактом помер NSR
09-051-001 между НАСА и Университет-
ской ассоциацией исследования космоса.
В. И. Ридли был поддержан Национальным
исследовательским комитетом постоянной Иссле-
довательской ассоциации. Эта статья представ-
ляет собой сообщение помер 78 Института
лунных исследований.
78
П. Якеги, Дж. Уорнер, В. И. Ридли, А. М. Рид, Р. С. Хармон, Р. Бретт, Р. В. Браун
Литература
1. Ross М., Вепсе А. Е., Dwornik Е. J., Clark J. R., Pa-
pike J. J. Mineralogy of the lunar clinopyroxenes,
augite and pigeonite.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., Geochini. Cosmochini. Acta, Suppl. 1, 1970, 1,
839.
2. Bence A. E., Papike J. J., Lindsley D. II. Crystalliza-
tion histories of clinopyroxenes in two porphyritic
rocks from Oceanus Procellarum.— Proc. Second Lu-
nar Sci. Conf., Geochim. Cocmochim. Acta, Suppl. 2,
1971, 1, 559.
3. Apollo Soil Survey, Apollo 14: Nature and origin of
rock types in soil from the Fra Mauro Formation.—
Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 12, 49.
4. Ridley W. I., Williams R. J., Takeda II., Brown R. W.,
Brett R. Petrology of Fra Mauro Basalt 14310.—Ge-
ol. Soc. Amer. Annual Meet., Washington, D. C., 1971,
abstr.
5. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 1, 1.
6. Haggerty S. E., Meyer II. 0. A. Apollo 12: Opaque
oxides.—Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 9, 379.
7. Agrell S. O., Scoon J. II., Muir I. D., Long J. V. P.,
McConnell J. D., Peckett A. Observations on the che-
mistry, mineralogy, and petrology of some Apollo 11
lunar samples.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1, 93.
8. Chao, E. С. T., Boreman J. A., Minkin J. A., James
О. B., Desborough G. A. Lunar glasses of impact ori-
gin: Physical and chemical characteristics and geolo-
gic implications.— J. Geophys. Res., 1970, 75, 7445.
9. Glass В. P. Investigations of glass recovered from
Apollo 12 sample 12057.—J. Geophys. Res., 1971, 76,
5649.
10. Apollo Soil Survey, Phase chemistry of Apollo 14 soil
sample 14259 (in preparation).
11. Reid A. M., Ridley W. 1., Harmon R. S., Warner J.,
Brett R., Jakes P., Brown R. W. Feldspathic basalts
in lunar soils and the nature of the lunar highlands
(submitted for publication).
12. Buddington A. F. Adirondack igneous rocks and their
metamorphism.— Geol. Soc. Amer. Mem., 1939, № 7,1.
13. Adler I., Trombka J., Gerard J., Schmdebeck R., Low-
man P., Blodgett II., Yin L., Eller E., Lamothe R., Go-
renstein P., Bjorkholm P. Preliminary report of the
Apollo 15 geochemical x-ray fluorescence experi-
ments.— Science (submitted for publication).
14. Green D. H., Ringwood A. E., Ware N. G., Hibber-
son, W. O., Major A., Kiss E. Experimental petrology
and petrogenesis of Apollo 12 basalt.— Proc. Second
Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl.
2, 1971, 1, 601.
15. Ringwood A. E., Essene E. Petrogenesis of Apollo 11
basalts, internal constitution and origin of the
moon.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1, 769.
Институт лунных исследований, Хьюстон
Центр пилотируемых полетов, Хьюстон
Локхид-Электроникс норпорейшп, Хьюстон, США
Дж. Б. Рейд,
Дж. Дж. Тейлор,
У. Б. Мервин,
Дж. А. Вуд
ОТНОСИТЕЛЬНЫЕ РАЗМЕРЫ
И ПЕТРОЛОГИЧЕСКОЕ
ЗНАЧЕНИЕ ЧАСТИЦ
В ГРУНТЕ
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Мы классифицировали 2380 кристаллических и
стекловидных частиц зон А и Г из образца колон-
ки грунта «Луны-16». Соотношения между типами час-
тиц на двух уровнях и между фракциями данного
размера в обоих уровнях очень близки, что указывает
на хорошо перемешанный реголит. Светлоокрашенный
материал неморского происхождения в грунте состоит
из анортозитовых фрагментов, сходных с фрагментами
«Аполлона-11», и габбро с низким содержанием Ti, К
и Р, которое не обнаружено предыдущими экспедици-
ями, и их стекловидных эквивалентов. Нориты, бога-
тые криповой составляющей, и их стекловидные ана-
логи очень редки. Базальты «Луны-16» менее раз-
нообразны по структуре, чем базальты экспедиций
«Аполлона-11» и «Аполлона-12», и содержат пироксены,
которые образуют две группы точек на графиках в
координатах TiO2 в зависимости от Fel(Fe-\-MnA-Mg).
Пироксены I типа имеют такое же высокое содержа-
ние TiO2, как и большинство титан-железистых базаль-
товых пироксенов «Аполлона-11»; средняя величина от-
ношения Тi/А1>0,5 более высокая, чем в пироксенах
из базальтов «Аполлона-11», несмотря на то что сред-
нее отношение TiO2/Al2O2 в базальтах «Аполлона-11»
в 3 раза выше, чем в базальте «Луны-16», исследован-
ном А. П. Виноградовым. Эти данные дают возмож-
ность говорить о некотором количестве Ti3+ в пироксе-
нах «Луны-16», что указывает на то, что летучесть
кислорода во время их кристаллизации, возможно, бы-
ла ниже, чем у базальтов «Аполлона-11» и «Аполло-
на-12».
Составы шлакообразного стекла и брекчиевидной
основной массы не идентичны составу реголита, но
они содержат нормативный плагиоклаз с высокими но-
мерами, что говорит о более значительном содержании
материала неморского происхождения по сравнению
с основной частью грунта. Наиболее вероятным источ-
ником вещества неморского происхождения в участке
посадки «Луны-16» является кратер Лангрен диамет-
ром 140 км, расположенный в 280 км юго-восточнее
места посадки. По-видимому, значительная часть шла-
кового стекла, найденного в грунте «Луны-16», могла
быть образована из грунта, содержащего большие ко-
личества материала выбросов из кратера Лангрен, чем
в образце грунта «Луны-16».
Введение. Наша группа вместе с семью
другими лабораториями, возглавляемыми Андер-
соном, Фрэпчем, Хэггерти, Кейлем, Папайком,
Рёддером и Стюартом, получила две пробы
грунта «Луны-16» для минералогического и
петрологического анализа. Образцы (с разме-
ром частиц, колеблющимся от 75 мкм до 425 мкм)
принадлежат уровням А и Г колонки грунта
«Лупы-16»; первый имел вес 27 мг, второй —
30 мг. Образец А представляет собой близпо-
верхностпый материал, образец Г получен с
глубины приблизительно 30 см. В Смитсонпан-
ской Астрофизической обсерватории (SAO) мы
при просеивании разделили образец по разме-
рам частиц на три группы (75—150, 150—250
и 250—425 мкм) и сделали из них 21 полиро-
ванный шлиф. Эти шлифы и фотографические
карты, па которых обозначена каждая частица,
исследовались всеми членами минералого-
петрографической группы. Мы будем обозна-
чать отдельные частицы номерами (306-126),
где первые числа будут обозначать помер шли-
фа, а последние — номер частицы иа размечен-
ной цифрами карте. Таблица, включающая
число частиц в шлифах, диапазон их разме-
ров и уровень колонки грунта «Лупы-16», иа
котором опп были взяты, приведена ниже
(табл. 1).
Цель этого сообщения — показать относи-
тельные количества видов частиц па каждом
из двух уровней и обсудить некоторые петро-
логические и минералогические аспекты пород
и стекловатых компопептов реголита «Луны-16».
80
Дж. Б. Рейд, Дж. Дж. Тейлор, У. Б. Мервин, Дж. А. Вуд
Таблица 1. Количество и размеры частиц в 21 шлифе пород «Луны-16»
Шлиф Число частиц Размер * Уровень Шлиф Число частиц Размер ♦ Уровень
301 74 1 Г 312 57 1 А
302 68 1 Г 313 183 2 А
303 66 1 г 314 200 2 А
304 175 2 г 315 235 2 А
305 253 2 г 316 220 2 А
306 276 2 г 317 592 3 Л
307 3’03 3 г 318 571 3 А
308 224 3 г 319 703 3 Л
309 173 3 г 320 925 3 Л
310 751 3 г 321 810 3 А
311 53 1 л
0 — 425 Л1кли 2—150 — 250 лосл1; 3 — 75 — 150 Л1КЛ1.
Таблица 2. Химический и нормативный состав морских базальтов и материалов, обогащенных базальтами
Компонент A В G D Компонент А В С D
SiO2 43,0 43,8 43,7 41,7 Fo 2,6 0,8 4,8 9,1
ТЮ2 5,2 4,9 3,0 3,4 Fa 3,3 1,5 4,8 11,5
AI2O3 13,7 13,6 17,0 15,3 Eh 17,2 16,3 16,1 9,0
Сг20з 0,3 о,з 0,3 0,3 Fs 20,5 25,7 14,6 10,4
FeO 18,0 19,4 13,8 16,6 Wo 7,4 6,7 5,0 9,2
МпО 0,3 0,2 0,3 0,2 Or 0,6 0,9 0,6 0,6
MgO 8,4 7,0 9,1 8,8 Ab 2,0 3,2 2,6 2,9
СаО 10,9 10,4 11,5 12,5 . 1/4 36,0 35,1 45,2 40,4
Na2O 0.2 0,4 0,3 0,3 IlfH 9,8 9,3 5,7 6,5
К2О 0,1 0,2 0,1 0,1 Chr 0,4 0,4 0,4 0,4
NiO 0,0 0,0 0,0 0,0 Q 0,0 0,0 о,о 0,0
Р2О5 0,1 0,0 0,1 0,0 Cor 0,0 о,о 0,0 о,о
BaO 0,0 o,o 0,0 0,0 AP 0,1 0,1 0,2 о,о
SO3 0,0 0,0 0.2 0,0 s 0,0 0,0 0,1 0,0 A — среднее из 8 анализов от желтых до оршжевых стекол; В — базальтовая порода «Луны-16»;
S 100,2 100,2 99,4 99,3 С — среднее из 12 анализов шлаковых стекол; D — реголит «Луны-16», среднее из 4 анализов.
Относительные размеры и петрологическое значение частиц в грунте из Моря Изобилия
81
Геологическое положение. «Луна-16» совер-
шила посадку в районе Моря Изобилия —
0° 41' ю. ш. и 56°18' в. д. Место посадки распо-
ложено в восточной части Моря Изобилия, где
темная равнина простирается примерно па
250 км на запад и юго-запад и светлоокрашен-
ные возвышенности образуют изрезанную «бе-
реговую линию» па расстоянии 55—150 км к
северу и востоку. Полная поверхность Моря
Изобилия представлена на Геологической кар-
те видимой стороны Луны [2] и по возрасту
отнесена к имбрийским образованиям на осно-
вании окраски и плотностей кратеров. Мощ-
ность реголита в месте посадки станции «Лу-
на-16» составляет по крайней мере 35 см (глу-
бина проникновения в рыхлый грунт); иногда
мощность реголита может достигать несколь-
ких метров согласно расчетам по послеморским
импактным эффектам [3]. Кратер Уэбб, 23 км
в диаметре, расположен в ПО км восточ-
нее участка прилунения (рис. 1). Он занимает
оконечность гористого полуострова, который
южнее выступает в море. Несмотря на то что
это отчетливо очерченный кратер, он частично
покрыт имбрийскпми базальтами и поэтому
описывается как возникший при имбрийских
импактных событиях, которые предшествовали
излиянию поверхностных потоков. Таким обра-
зом, кажется маловероятным, что этот кратер
явился источником материала реголита на
участке посадки «Луны-16». Единственным
крупным образованием в области является
кратер Лангрен 140 км в диаметре, который
располагается на границе между Морем Изоби-
лия и материком в 280 км юго-восточнее места
прилунения. Лангрен окружен слоем светло-
окрашенных выбросов, которые простираются
примерно на расстояние, равное одному диамет-
ру кратера, и множеством вторичных пмпакт-
ных кратеров, расположенных по радиусу. Эти
кратеры-спутники выявляют тенденцию к
затуханию лучевой системы, которая пересека-
ет близлежащие море и материк. Хотя лучевая
система Лапгрепа очень слабо проявлена по
сравнению с системой кратера Коперник, кра-
тер Лангрен относится к раннекоперниковско-
му возрасту, а его выбросы перекрывают
эратосфеискне кратеры (см. рис. 1). Восточ-
ный! и южный участки отложений выбросов
Лангреиа залегают на материке. Северный и
западный участки покрывают часть Моря
Изобилия; в 15 км с внешней стороны от края
Лапгрепа расположены два небольших крате-
ра — Лангрен С н Лангрен КА, окруженные тем-
ными ореолами. Эти ореолы могли быть затем-
нены примесью морского материала, извлечен-
6 Лунный грунт
кого из-под выбросов Лангрена [4]. Если это
объяснение верно и если предполагать, что
отношение глубины к диаметру около 1: 10 для
импактных кратеров, то максимальная мощ-
ность отложений выбросов Лангрена, перекры-
вающих Море Изобилия у Лангрена С (15 км
в диаметре), должна быть около 1,5 км, а у
Лангрена КА (5 км в диаметре) — около 0,5 км.
Другие примеры темных ореолов приходятся на
морскую сторону выбросов Лангрена, по ни
один из поздних коперниковских кратеров
па материковой стороне этих отложений не об-
ладает темными ореолами.
Эти геологические взаимоотношения на гра-
нице разных образований позволяют предполо-
жить, что реголит в месте посадки «Луны-16»
будет в основном состоять из размельченного
морского базальта. Грунт также должен содер-
жать небольшое количество материала из более
северных материковых участков. Однако, не-
сомненно, наиболее важным компонентом немор-
ского вещества должен быть материал выбро-
сов из кратера Лангрен.
Виды частиц в грунте «Луны-16». Базальты,
Около 18,4% из 1858 частиц из разреза, содер-
жащего зерна размером 150—425 мкм, являют-
ся базальтами. 80% этих фрагментов — первич-
ные изверженные базальты с голокристалли-
ческой от субофитовой до офитовой структурой
(рис. 2, Л и 2, Б). Остальные 20% — пере-
кристаллизованные базальтовые брекчии (см.
рис. 2, В), очень тонкозернистое расстекловап-
пое базальтовое стекло и быстро закаленные
витрофировые базальты (см. рис. 2, Г).
Фрагменты первичных изверженных пород
«Лупы-16» имеют более ограниченный набор
базальтовых структур, чем было установлено
в базальтах «Аполлона-12», которые переходят
от витрофировых через вариолитовые и субофи-
товые базальты к довольно грубым, богатым
оливином габбро, часто имеющим кумулятивную
структуру [5, 6]. Различия в структурах базаль-
тов «Лупы-16» менее четко выражены по
сравнению с базальтами «Аполлопа-11», ко-
торые состоят из группы тонкозернистых интер-
сертальных базальтов (тип А) и их метаморфи-
зованных эквивалентов и более грубозернистых
офитовых базальтов, тип В [7] (табл. 2).
С другой стороны, базальты «Луны-16»
показали значительный разброс в относитель-
ных количествах темпоцветных минералов и
плагиоклазов. Мафические базальты содержат
30% полевого шпата, тогда как содержание
плагиоклаза в более лейкократовых породах
достигает 50%. Примеры двух крайних модаль-
1ых составов показаны на рис. 2, А и 2, Б соот-
82
Дж. Б. Рейд, Дж. Дж. Тейлор, У. Б. Мервин, Дж. А. Вуд
ветственно. Богатые пироксеном и оливином
разности (см. рис. 2, А) также богаты ильмени-
том, который выделяется в виде идиоморфных
пластинок, включенных в ксеноморфный
интерстициальный плагиоклаз. Троилит встре-
чается как поздняя фаза на контакте пироксе-
нов и плагиоклазов, часто он включен в ксено-
морфном полевом шпате, но не в идиоморфном
пироксене.
Наряду с троилитом, стеклом, хромовой
ульвошпинелью фосфатные минералы встре-
чаются как поздние интерстициальные фазы,
тогда как мелкие (5 мкм) хромиты часто вы-
деляются в виде включений в пироксенах и
оливинах. Найдены также зональные шпинели
с жемчужно-серыми ядрами и розовато-рыже-
вато-коричневыми ободками, которые очень
сходны с этими минералами из среднезернис-
тых базальтов «Аполлона-12» [8, 6].
Более лейкократовые базальты по структуре
отличаются от описанной выше группы. Полевой
шпат чаще встречается в эвгедральных блочных
лейстах, а не в виде ксеноморфной интерсти-
циальной фазы. Ильменит и пироксен менее
распространены и встречаются в интерстициях,
ограничиваемых полевым шпатом (см. рис. 2, Б).
Поздно кристаллизующийся троилит встречает-
ся на контактах пироксенов и плагиоклазов,
как и в большинстве меланократовых фрагмен-
тов, но в данном случае чаще в виде включений
в ксеноморфном пироксене, а не в идиоморфном
полевом шпате. Очевидно, что полевой шпат
является ликвидусной фазой в этих породах, в
то время как кристаллизация хромита, оливи-
на и пироксена была более ранней в большинст-
ве меланократовых базальтов. Однако большин-
ство базальтов «Луны-16» находится между
этими крайними видами, и часто бывает труд-
но определить порядок их кристаллизации.
В большинстве случаев пироксен и плагиоклаз,
вероятно, кристаллизовались одновременно.
Зональность минералов из базальтов «Лу-
ны-16» развита слабее, чем в базальтах «Апол-
лона-11» и тем более в базальтах «Аполлона-12».
Все, кроме одного, оливины пород «Луны-16»
попали в область составов Fa^o—Fa33, лишь одно
крупное зерно оливина (100 мкм) имело состав
Fa7o—Fa^, оно было обнаружено в 311-41 ба-
зальте, богатом полевым шпатом [9]. Оливины
«Аполлона-12», особенно в более мелкозерни-
стых вариолитовых базальтах, характеризуют-
ся более широкими колебаниями состава (Fazb—
Faw) [10]. Пироксены «Луны-16» также пока-
зали меньшую зональность состава в отношении
Fe/Mg. Как оливины, так и пироксены базаль-
тов «Луны-16» в среднем больше обогащены
железом, чем их аналоги с «Аполлона-11», и
значительно меньше обогащены железом по
сравнению с темноцветными минералами ба-
зальтов «Аполлона-12».
Базальты «Луны-16» можно приблизитель-
но разбить на две группы по составам пироксе-
нов, нанесенным на диаграммы, показывающие
зависимостиТЮ2от отношения Fe/(Fe + Mn +
+ Mg) (рис. 3, а, б). Пироксены первого типа
(см. рис. 3, а) имеют четкое обратное соотноше-
ние между этими двумя параметрами, с наибо-
лее богатыми ТЮ2 ядрами зерен. Содержание
ТЮ2 в пироксенах второго типа (см. рис. 3, б)
ниже и менее отчетливо связано с отношением
Рис. 1. Геологическая карта район посадки «Луны-16»
в Море Изобилия (геология упрощена по С. А. Ходжу [4])
Cid
|+ -f. I темнЬ/е
I_+ +J покродЬ/
Коперниковская система
Сс
, । крагернЬ/й
— 1 магериал не-
1 расилененнЬш
Ср равниннЬ/й
кхххххэд материал
акресгносгей
Лангрена
CLSc материал
I•I GmOpUUHbfZ
:••••?• Пратеров
Лангрена
Ссг материал
ус/л/л темнб/х
Х/йй/Лл кратернв/х
ареалов
Оратосфенская система
Ес
кратернб/й
материал
Имбрийская система.
Im It Ic
I морской материка- V//////A кратернб/и
____I материал lv. /.•! вЬ/й \//////А материал
материал
1р
I радниннЬ/й
I у у I материал
Доимбрийская система
pit pic
Го о--] материка- 11111П1Т1 кратернЬ/и
I о о| дь/й IIIIIIIIII материал
материал
plr
Гх х I смешаннЬ/й
I х х I материал
Масштаб на широте О °
О 50 100 км
-к— ---1_______________I
Относительные размеры и петрологическое значение частиц в грунте из Моря Изобилия
83
6*
84
Дж. Б. Реид, Дж. Дж. Тейлор, У. Б. Мервин, Дж. А. Вуд
Рис. 2. Примеры структурных особенностей базальтов
«Луны-16» в отраженном свете (полевые шпаты—темно-
серые; стекла и фосфатных фаз очень немного, они темнее, чем
интерстициальный материал; пироксен и оливины серые; иль-
менит — светло-жемчужно-серого цвета, в то время как троилит
выглядит ярко-белым)
Л — крупнозернистый, меланократовый базальт с гипидио-
морфным пироксеном и ильменитом,окружаемыми идиоморфным
и ксеноморфным плагиоклазом, троилит — поздняя интер-
стициальная фаза на контактах пироксена и полевого шпата,
в пределах полевого шпата (311-13); Б — крупнозернистый
богатый полевыми шпатами офитовый базальт, содержащий
идиоморфные блоки полевых шпатов с интерстициальным пиро-
ксеном и ильменитом; здесь троилит также является поздней,
интерстициальной фазой, но включенной в пироксен, а пе поле-
вой шпат (311-14); В — мелкозернистый, быстро закаленный
базальт с вытянутыми фенокристами полевого шпата, включен-
ными в основную массу, содержащую пироксен и иголки ильме-
нита (306-252); Г — раскристаллизовапный базальт, блоковый
ильменит и мелкие идиоморфные пироксены, цементированные
интерстициальным нолевым шпатом и небольшими количе-
ствами троилита (306-63)
Fe/Mg. Меланократовые базальты содержат
пироксены 1-го типа; пироксены 2-го типа
встречаются в базальтах, обогащенных нолевым
шпатом.
Примечательно, что содержания TiO2 в пи-
роксенах 1-го типа достигают таких же величин,
как и в большинстве титаножелезистых пирок-
сенов базальтов «Аполлопа-11», несмотря на
различия в содержаниях главных элементов в
породах из двух морей. Виноградов [1] устано-
вил содержание TiO2 4,9% для смеси фрагмен-
тов базальтов «Луны-16», тогда как тип А и
тип В «Аполлона-11» имеют содержания ТЮ2
по крайней мере в 2 раза выше. Кроме того,
поражает, что базальтовые пироксены из «Лу-
ны-16» имеют более высокое отношение Ti/Al,
чем пироксены «Аполлопа-11» (см. рис. 3),
несмотря на обратные отношения ТЮ2/А]20з
Относительные размеры и петрологическое значение частиц е грунте из Моря Изобилия
85
в породах. Среднее отношение Т1О2/А12Оз в
типе Л (высокое содержание Ti) базальтов
«Аполлона-11» составляет по Уорнеру [11] 1,4,
тогда как базальты «Дуны-16», анализирован-
ные Л. II. Виноградовым, имеют TiO2/AbO3 0,36.
Мы исследовали серию гомогенных желто-
оранжевых базальтовых стекол «Луны-16» и
обнаружили точное соответствие их с составом
базальта у А. П. Виноградова во всех основных
элементах (см. раздел «Стекла»). Высокие со-
держания TiO2 и высокие отношения Ti/Al в
базальтовых пироксенах «Луны-16» показали
увеличение растворимости Ti в пироксене, по
отношению к базальтовым пироксенам «Апол-
лона-11», что, возможно, происходит в резуль-
тате присутствия как трехвалентного, так и
четырехвалентного титана. Исследование клино-
пироксенов «Аполлона-11» [12—14,9] показало,
11.1ьмеинты в исследован ном фрагменте
базальта «Луны-16» гомогенны в отношении
содержания Mg, хотя имеются различия в от-
ношении Mg/(Mg + Мп + Fe) в ильмепитах
от одного базальтового фрагмента к другому.
Мы заметили соответствие между содержанием
Mg в ильмените данного фрагмента и отноше-
нием Fe/(Fe + Мп + Mg) в пироксенах этого
же фрагмента (для данной концентрации TiO2
в пироксенах). Последний параметр взят из
диаграммы, показанной на рис. 3,а. Отношения
TiO2 к Fe/(Fe + Мп + Mg) для 1-го типа пи-
роксенов укладываются па прямые линии с
отрицательным наклоном. Мы отложили со-
держание Mg в ильменитах против Fe/(Fe +
+ Мп + Mg) в совместно существующих пи-
роксенах, содержащих 2,60% ТЮ2.
Когда отношения Mg/ (Mg + Мп + Fe) иль-

^Z7
\ Tunl ,пЛуна-1В“
is flup оНсень/ tiазалЬ год
\ — —х~ — (306-215)
—°— (306-2^1) _
•’А (М6-77)
t. % -о- (ЗОВ-236)
L \ “ (302-10)
, П1 \ —(3Q6-7O) _
^^(306-231)
1,0
4—" " „ Аполлон - 11 ”
Лиро/тсенЛ/ базальта#
(006-136)
Гит? 2 „ At/на -76 ”
пироксенЬ/ базалЬтаб
„ Аполлон -72 ”
~ лироНсенЬ/ базальтов
О 0,8 7,6 2p
fll, агпомн. %
0,08
0,06
0,06
0,02
* no [7]
+ no [id]
0,2 Ор 0,6 0,0 1,0 Ор 0,6 0,8 1,0
Fe/(Fe+Mn+Mg) Fe/(Fe + Mn+ Mg)
70085,12-6*
\1OO17,23*
\ 10085,12-12*
XJ306-215)
\(306-77)
(306-70) \
(306-236)
(306-21/1) о
0,2 Op 0,6
Fe/(Fe +Mn
P ii c. 3. TiО2 по отношению к Fe/(Fe Mn -f- Mg) в пироксенах
базальтов «Луны-16 » . Типы пироксенов 1 (а) и 2 (б) определя-
ются на основании различий в их составах, показанных на этих
диаграммах
что отношение Ti/Al в них близко к 0,5. Это
указывает па присутствие Ti в молекуле
R2+Ti4+Al2O6. Пироксены из базальта «Лу-
ны-16» содержат Ti в избыточном количестве по
отношению к паре Ti—2А1, и, очевидно, некото-
рое количество Ti присутствует в виде Ti3+ в мо-
лекуле R2+Ti3+AlSiO6 (А. Е. Вепсе, J. J. Papike,
личное сообщение, 1971). Избыток Сг в
NaCrSi20e понижает отношение Ti/Al от средней
величины ~0,63 (рис. 4) до ~0,59. Если Ti3+
присутствует, то это показывает, что базальты
<<Луны-16» застывают в условиях более низкой
летучести кислорода, чем базальты «Апол-
лона-11» или «Аполлона-12».
Р и с. 4. Ti по отношению к А1 в пироксенах базальтов
«Луны-16» . Эти пироксены попадают на линию, соответствую-
щую отношению Ti/Al = 0,63, что превышает аналогичную
величину для пироксенов «Аполлона-11» и «Аполлона-12»
(В. N. Powell, J. В. Reid, неопубликованные данные). Атомн. %
по отношению ко всем катионам, присутствующим в пироксенах.
Анализы «Луны-16», «Аполлопа-11» , «Аполлона-12» были
проведены на одной п той же аппаратуре, с одинаковой методи-
кой и стандартами
Р и с. 5. Среднее отношение Mg/(Mg ~Ь Mn + Fe) в ильменитах
как функция Fe/(Fe -|- Мп -|- Mg) в сосуществующих пироксе-
нах 1 типа, имеющих ту же концентрацию TiO2 (в среднем 2,60
вес.%); см. текст и рис. 3, а
менитов в данном фрагменте были отложены
на графике против отношения Fc/(Fe + Mn +
+ Mg) пироксенов, содержащих постоянные
количества TiO2, выявились 2 группы базаль-
тов (рис. 5). Одна группа (частицы 306-70,
86
Дж. D. Рейд, Дж. Дж. Тейлор, У. Б. Мервин, Дж. А. Вуд
306-77, 306-215) образует последовательный ряд
в дифференциации, в то время как точки дру-
гих частиц пе легли па эту лпппю. Такой же
анализ был выполнен на базальтах «Аполло-
па-11» типа А. Был обнаружен относительно
линейный ряд [7, 15] (базальты типа В с
«Аполлона-11» имели довольно четкую зональ-
ность ильменитов.— В. N. Powell, неопублико-
ванные данные; точка зрения о постоянстве
среднего состава ильмепптов является мало-
применимой) .
Разумно предположить, что внутри данно-
го потока базальта с «Лупы-16» рано кристал-
лизующиеся пироксены относятся к 1-му типу.
По рис. 5 можно предположить, что здесь воз-
можны генетические связи между группой ба-
зальтовых фрагментов типа 306-215, 306-77 и
306-70; т. е. эти фрагменты произошли из
рано кристаллизующихся участков нескольких
потоков. Если это так, то частицы 306-215
должны представлять собой наиболее ранние,
306-77 более поздние и 306-70 наипозднейшие
этапы кристаллизации в генетически относи-
тельной последовательности. Возможно, что три
породы типа А с «Аполлона-11», показанные
на рис. 5, были связаны аналогичным образом.
Точки фрагментов 306-241 и 306-236 не ложат-
ся па основную кривую для пироксенов
типа 1 «Луны-16» п могут представлять иную
последовательность в дифференциации потока.
Стекла. В грунте «Луны-16» наблюдались
стекла двух видов: 1) гомогенные стекла разно-
образных цветов и с различными показателя-
ми преломления и 2) шлаковые стекла, часто
перегруженные фрагментами пород и минера-
лов. Анализы гомогенных стекол проводились
на материале «Аполлонов», так как многие
стекла оказывались одинаковыми по составу с
раскристаллизованными породами, собранными
в этих же местах. В образцах «Луны-16» был
выполнен анализ почти гомогенных стекол,
дополненный анализом мелких кристалличе-
ских частиц в стекле по методу расфокусиро-
ванного луча (DBA). Из-за отсутствия больших
образцов кристаллических пород анализ стекол
может оказать значительную помощь при уста-
новлении состава материнских кристаллических
пород. С другой стороны, шлаковое стекло обра-
зует структурные переходы с брекчиями и сце-
ментированными стеклом агглютпнатами, кото-
рые представляют собой наиболее легкоплавкие
части переработанного реголитового материала.
Гомогенные стекла. Данные по соста-
ву всех типов стекол, которые мы проанализи-
ровали, приведены на рис. 6 и графике зависи-
мости концентрации Т1О2 от нормативного
содержания плагиоклазов. Группа светлоокра-
шенных — от желтых до оранжевых — гомоген-
пых стекол попадает в узкую область рядом с
базальтом «Лупы-16», о котором сообщал
А. П. Виноградов [1]. Эти стекла являются
примерами гомогенизированного расплавленного
морского базальта, сильно окрашенного тита-
ном. Близкое соответствие во всех главных эле-
ментах между этими стеклами и базальтами,
по данным А. П. Виноградова, показано в табл. 1.
Группа бесцветных гомогенных стекол с
высоким нормативным содержанием плагиокла-
за и низким содержанием ТЮ2 попадает в ту
же область графика (см. рис. 6), что и анали-
зы анортозитовых частиц и светлоокрашенных
афанитовых частиц (которые представляют
собой или денитрифицированные анортозитовые
стекла, пли анортозитовые закаленные распла-
вы). Эти бесцветные стекла, возможно, отвеча-
ют по составу материнским породам из мате-
рикового района вблизи места посадки «Лу-
ны-16».
Бледно-зеленые гомогенные стекла, харак-
теризующиеся слишком низким для морских
базальтов содержанием Ti и слишком низким
для анортозитов нормативным содержанием
полевого шпата, образуют другую группу па
рис. 6. Этот материал, очевидно, представляет
собой расплавленный эквивалент типа пород,
о которых еще не сообщалось в материалах бо-
лее ранпих лунных экспедиций [16]. Этот ба-
зальт с низким содержанием Ti, К и Р (табл. 2),
возможно, более тесно генетически связан с
анортозитовым материалом лунных материков,
чем с поритовым материалом, богатым крипом,
который собран экспедициями «Аполлона-12»
и «Аполлона-14». Некоторые кристаллические
фрагменты, встречающиеся в грунте «Луны-16»,
возможно, представляют собой материнский ма-
териал для бледно-зеленых стекол, аспекты их
петрологии обсуждаются в разделе «Светлоокра-
шенные частицы». Это низкотитановые габбро-
вые стекла, макроскопически зеленоватые, так
же как и анортозитовые стекла, но они могут
отличаться от последних по более высоким
показателям преломления (см. табл. 2). Сообща-
ется, что зеленые стекла с высоким показате-
лем преломления часто встречаются в образцах
из участка Фронт, доставленных экспедицией
«Аполлона-15», возможно, их состав сходен с
составом низкотитанового габбро «Луны-16.
Шлаковые стекла. Шлаковые стекла,
сцементированные стеклом агглютинаты, брек-
чии представляют собой главную часть грунта
(около 67%). (Брекчии представляют собой
сцементированный несортированный материал,
Относительные размеры и петрологическое значение частиц в грунте из Моря Изобилия
87
Рис. G. Вес.%ТЮ2как функция нормативных количеств пла-
гиоклазов в различных материалах «Луны-16»
1 — стекла от желтого до оранжевого цвета; 2 — шлаковые
стекла; 3 — бледно-зеленые стекла; 4 — бесцветные стекла;
5 — девитрифицированные стекла; 6 — лейкократовые стекла;
7 — реголит по 11]; 8 — базальт по [1]
Рис. 7. Лейкократовые частицы «Луны-16» в отраженном
свете
А — тип А, анортозит (314-189); мафический минерал (светло-
серое) — оливин, Fa27; Б — тип А, габбро (314-170); пойкили-
товые включения плагиоклаза (темно-серое) в пироксене (светло-
серая область, EnuFs2tWo4y, В — тип В, габбро, обедненное
К и Р (314-36); обломки авгита, бедного Са, En90Fs24WoUt по-
груженные в бледно-зеленое, прозрачное стекло; Г — тип С,
меланократовое габбро, обедненное К и Р(314-23); дендрито"
вый пироксен в стекле
88
Дж. Б. Рейд, Дж. Дж. Тейлор, У. Б, Мервин, Дж. А. Вуд
не содержащий в заметных количествах корич-
невых флюпдальных стекол. Напротив, агглю-
тинаты являются тонковетвящимися ассоциа-
циями фрагментов, сцементированных короч-
ками и пленками стекла, по составу аналогичны ♦
шлаковым стеклам.) Наши данные по шлаково-
му стеклу приведены на рис. 6. В отличие от
условий в местах приземления «Аполлона-12»
п «Аполлона-14», где шлаковые стекла и грунт
в целом весьма сходны по составу [17]
(G. J. Taylor, неопубликованные данные), шла-
ковые стекла и цемент брекчий содержат боль-
ше нормативного плагиоклаза, чем его установ-
лено в среднем составе четырех образцов грун-
та по сообщению А. П. Виноградова [1]. Это
дает возможность предположить, что если шла-
ковые стекла «Аполлона-12» и «Аполлона-14»
представляют собой переработанный реголит, то
некоторые шлаковые стекла «Луны-16», очевид-
но, образовались при импактных событиях из
материала с большим содержанием компонен-
тов из материковых областей, чем это имеет
место для грунта «Луны-16» в целом. На рас-
стоянии 280 км к юго-востоку от места призем-
ления расположен кратер Лапгреп 140 км в
диаметре, лежащий на границе между морем
и более древним участком материка к востоку.
Возможно, что существенная часть шлакового
стекла в пробе «Луны-16» произошла за счет
грунта, содержащего большее количество ком-
понентов из выбросов Лангрепа, чем присут-
ствует в образце «Луны-16» в целом.
Светлоокрашенные частицы. Образцы «Лу-
пы-16» наряду с образцами, собранными экспе-
дициями «Аполлона-11», содержат кристалли-
ческие частицы, которые имеют светлую окра-
Р и с. 8. Составы пироксенов (определения электронным ми-
крозондом и пересчет на нормативные составы) в светлоокрашен-
ных частичках «Луны-16» . Каждая точка представляет средние
данные для отдельных частиц. Линии связывают эксперимен-
тально определенные и рассчитанные нормативные составы для
каждой частички. Отсутствие Wo в нормах пироксенов из анор-
тозитов не должно приниматься серьезно во внимание, так как
существуют небольшие неточности в расчете этих норматив-
ных количеств
Поле I — вариации составов пироксенов в трех анортозитах
«Аполлона-11»; поле II — вариации составов пироксенов, обед-
ненных Са, в норитах «Аполлона-12», обогащенных крипом;
пол III — вариации составов пироксенов, обедненных Са, в
брекчиях В «Аполлона-12» [20]. Форма значка отражает при-
роду минерала: 1 — непереплавленные стекла, 2 — вторичные
пироксены, кристаллизовавшиеся после переплавления, 3 —
нормы пироксена в стеклах. Степень зачернения значков обоз-
начает визуально диагностируемый минеральный или норма-
тивный состав стекол: 4 — главным образом плагиоклазы; 5 —
сопоставимые количества плагиоклаза и темноцветных мине-
ралов; 6 — главным образом темноцветные минералы
ску как макроскопически, так и в шлифах.
Их светлая окраска объясняется низким содер-
жанием или отсутствием ильменита. Они отли-
чаются от морских базальтов относительно
низким содержанием Са в пироксенах и струк-
турами. В противоположность субофитовым
морским базальтам «Луны-16» светлоокрашен-
ные частицы распадаются по структуре на три
типа.
Частицы типа А. Это фрагменты мас-
сивной, полнокристаллической, обычно мелко-
зернистой гипидиоморфнозернистой породы, не
проявляющей никаких признаков ударного
плавления или брекчирования. Приведен при-
мер на рис. 7, А. Частицы типа А, очевидно,
являются представителями различных видов
массивных лунных подстилающих пород, не
Относительные размеры и петрологическое значение частиц в грунте из Моря Изобилия
89
претерпевших существенного изменения от
ударов, которые дробили пх и перемещали к
месту посадки «Луны-16». Трудно доказать, бы-
ла ли исходная порода для большинства частиц
типа А по своему характеру изверженной или
метаморфической, по метаморфогенное проис-
хождение кажется наиболее вероятным ввиду
пх небольшого размера, пзометричпых форм
составляющих минеральных зерен. Когда рас-
плав закаляется очень быстро, то образующие-
ся кристаллы обычно плоские или призматиче-
ские (см. рис. 7, Г). Мы предположили, что
нориты типа А и анортозиты в других райо-
нах Лупы были образованы путем перекри-
сталлизации грунта в раннем, горячем реголи-
те [17].
Частицы типа В. Это группа светло-
окрашенных пород, возникших при ударном раз-
рушении; частицы состоят из скоплений мине-
ральных фрагментов, объединенных вместе или
погруженных в стекло. Минеральные фрагмен-
ты могут быть пли угловатыми, пли разъединен-
ными окружающим стеклом, причем количество
стекла в частицах сильно варьирует. Стекло в
частицах типа В «Луны-16» обесцвечено до блед-
но-зелепого под действием света. Пример приве-
ден на рис. 7, В. Минеральные фрагменты почти
всегда мопомпнеральные. Яспо, что частицы ти-
па В произошли пз относительно грубозернистой
исходной породы. Верхний предел не может при-
ходиться па размер зерпа в этой породе; во мно-
гих случаях мономиперал)ьные обломки в части-
цах типа В значительно грубее, чем зернистость
породы типа А. По всей вероятности, материн-
ские породы тппа В могли быть расположены
глубже в веществе Лупы, чем упомянутый выше
гипотетический горячий реголит типа А.
Частицы типа С. Это фрагменты мате-
риала ударного плавления, в котором значитель-
ная доля вновь кристаллизованного материала
появляется в ходе охлаждения (рис. 7, Г). Пло-
ская или дендритовая морфология минералов,
кристаллизующихся в ходе быстрого охлажде-
ния, дает возможность легче отличить их от
минеральных осколков, пе подвергшихся пере-
плавлепию. Обе формы встречаются часто; мы
произвольно классифицировали частицы по ти-
пам В или С в соответствии с тем, какие кри-
сталлы преобладают: старые или новые.
Мы пспользовалп обозначения «тип А» или
«тип В» в данной статье в том же смысле, в ко-
тором мы определяли пх для частиц грунта
«Аполлона-12» [17]. «Тпп С» введен теперь,
чтобы завершить всестороннюю систему петро-
графического распределения по категориям не-
морского кристаллического материала.
В химическом и минералогическом отноше-
нии светлоокрашенные частицы, встречающиеся
в образцах грунта более ранних лунных экспе-
диций, состояли из анортозитов («Аполло-
на-11») и норитов, богатых К, редкоземельными
элементами и Р («Аполлопа-12» и «Аполло-
па-14»). Большинство светлоокрашенных частиц
«Луны-16» является анортозитами (рис. 7, А),
очевидно, сходными во всех отношениях с анор-
тозитами «Аполлопа-11». Распространенность
кристаллических частиц анортозита в мелком
грунте «Луны-16», 3,4% (табл. 3), сравнима с
распространенностью их в грубозернистом грун-
те «Аполлона-11» (частицы > 1 мм в диаметре
[9]). С другой стороны, норит, богатый крппо-
вой составляющей, почти отсутствует в грунте
«Луны-16». Это очевидно пз исследований соста-
ва основной массы грунта [18], из анализов
„Луна-/6”
УроденЬ /7 Уровень Г
250- /50- 75- 250- /50- 75-
025 250 /50 025 250 /50
Колебания размеров ,
„Дполлон-11”
Грубозернис-
то/и грунт
ч истиц
500-
3000
мОм
Рис. 9. Относительные пропорции типов частиц в грунте
«Луны-16» из двух уровней (Я — около поверхности, Г — на
глубине 30 см) реголита
1 — базальты; 2 — базальтовые микробрекчии, слипшиеся час-
тицы, сцементированные стеклом (агглютинаты); 3 — шлако-
вые стекла; 4 — гомогенные стекла; 5 — анортозиты, нориты;
6 — афанитовые частицы, в основном анортозитовые; 7—дру-
гие (мономинеральные фрагменты, метеориты, неизвестные)
отдельных частиц стекла (см. раздел «Стекло»)
и по петрографическому изучению отдельных
светлоокрашенных частиц. Наблюдалась только
одна частица с «Луны-16», содержащая остаточ-
ное стекло, фосфатные минералы и ильменит,
90
Дж. Б. Рейд, Дж. Дж. Тейлор, У. Б. Мервин, Дж. А. Вуд
характерные для порптов (316-78) «Лполлопа-
12» и «Аполлопа-14», богатых крипом [18].
Класс светлоокрашенных частиц в лунном
грунте, о котором до сих пор не сообщалось,
присутствует в образце «Луны-16». Это габбро-
вые породы, в некоторых случаях содержащие
значительно больше пироксена п олпвппа, чем
плагиоклаза [18]. Они отличаются от порптов
«Лполлона-12» и «Аполлона-14» по своим более
низким содержаниям К и Р (количества сходны
с таковыми у анортозитов) и по более высокому
среднему содержанию темноцветных минералов.
Примеры этой лунной породы нового типа при-
ведены па рпс. 7, 5, В, Г.
Размеры анортозитовых и габбровых частиц
в 8 шлифах материала «Луны-16» приведены
в табл. 3. Частицы вновь обнаруженного габбро
встречаются примерно в трп раза чаще, чем
анортозитовые частицы. В распространении
светлоокрашенных частиц пли в размерах анор-
тозитовых и габбровых частиц между уровнями
А и Г в колонке «Лупы-16» пет значительного
различия.
Основной состав анортозитовых и габбровых
частиц и стекол, которые произошли пз этих
типов пород, описан в разделе «Стекло» насто-
ящего сообщения.
Составы пироксена, полученные с помощью
электронного микрозонда и рассчитанные из
состава стекла, проанализированного методом
расфокусированного луча, приведены на рис. 8.
Они в основном сходны с составами пироксена
в рапее изученных лунных светлоокрашенных
частицах. Пироксены в частицах габбро (чер-
Таб лица 3. Описание лейкократовых частиц, частично кристаллических, в 8 шлифах пород «Луны-16»
№ шлифа Общее число .. частиц в шлифе Анортозитовые Габбро, обедненное Ti, К, Р Процент _ лейкократо- вых частиц в шлифах
тип А тип В тип С
тип А тип В тип С
302 (Г) 68 3 — — — )
304 (Г) 177 2 2 4 — 1 2 > 4,0%
306 (Г) 276 1 1 3 - 1 1 J
311 (Л) 54 — 2 — — —
313 (Л) 183 1 3 4 — 2 — . 4,8%
314 (Л) 202 1 3 6 1 4 2
315 (Л) 239 — 2 — 1 — >
316 (Л) 221 1 3 6 1 — —
Процент анортозитовых и габ- бровых частиц в шлифах 3,4% 1,1% 4,5%
Т а б л и ц а 4. Относительные количества типов частиц в грунте «Луны-16» (в %)
Тип частиц Уровень А, Уровень Г, близ поверхности 30 см глубины
Размер частиц ♦ 1 2 3 1 2 3
Базальты первично-изверженные и пере- кристаллизованные 26,6 18,9 13,2 17,4 16,5 17,3
Мпкробрекчии 20,2 27,4 25,8 19,8 33,1 30,3
Оплавленные слипшиеся стекла (агглюти- паты) 27,5 27,3 35,3 34,8 25,9 27,8
Шлаковое стекло 15,6 12,5 8,8 16,4 10,7 6,8
Гомогенное стекло 2,7 2,5 3,0 2,0 2,2 2,5
Флюидальные стекла 0,9 0,4 0,8 1,0 1,4 0,3
Анортозиты, габбро, обедненные К, Р 2,8 5,3 3,7 2,9 2,1 1,5
Афанитовые2* породы 3,7 2,4 3,3 3,8 5,6 6,4
Другие3* 0,0 3,3 6,3 2,0 2,7 7,3
Общее количество 109 831 766 207 711 756
* 1 — 250—425 jwkjh; 2 — 150—250 логлц 3 — 75—150 jwkjh. 2* Тип С лейкократовых пород, ты, метеориты, неизвестные. э* Мономинеральные фрагмен-
Относительные размеры и петрологическое значение частиц в грунте из Моря Изобилия
91
иый пли пунктирный знак) имеют тенденцию
становиться более обогащенными Fe, чем в
анортозитах.
Изученные олпвппы варьируют по составу
от Fa\2 до Fa^. Оливин более часто является
доминирующим (или единственным) темноцвет-
ным минералом в анортозитах, чем в габбро.
Были исследованы несколько плагиоклазов. В
пяти анортозитовых частицах этот минерал
варьирует по составу от Лп90 до Л«97. Содер-
жание ортоклаза не превышало 1,5 мол. %.
Относительные пропорции и возможные
источники частиц в грунте «Луны-16». Мы
классифицировали около 2380 частиц грунта
из материала «Луны-16» и привели ре-
зультаты этого исследования в табл. 4 и на
рис. 9. Мы классифицировали все частицы в
областях 250—425 и 150—250 мкм; исследована
была только часть (5052 частицы) в интервале
75—150 мкм. Относительные размеры типов
частиц в материале из уровнен АпГ очень по-
хожи. Кроме того, существует большое сходство
между фракциями данного размера пз двух
изученных уровней, показывающее, что реголит
«Лупы-16» по крайней мере до глубины 30 см
хорошо перемешай.
Как и в реголитах морей, доставленных
«Аполлоном-11» и «Аполлопом-12», базальтовые
фрагменты представляют наибольшую группу
фрагментов пород; грубо 1 частица из 5 в 2380
исследованных частицах «Луны-16» была базаль-
том. Брекчии, цементированные стеклом, агглю-
типаты п шлаковые стекла вместе образуют
наибольшую группу частиц. В грунте «Апол-
лона-11» и «Аполлона-12» шлаковые стекла
обладают составом, очень схожим с общим со-
ставом грунта в этих районах. Шлаковые стекла
«Лупы-16» содержат больше нормативного пла-
гиоклаза, чем грунт «Луны-16» в целом (см.
раздел «Стекла» настоящей работы), что сви-
детельствует о том, что в основной части грунта
присутствует большее количество пеморского
вещества, чем представляется на основании ис-
следования светлоокрашенных частиц.
Светлоокрашенные частицы и их афанито-
вые эквиваленты в грунте «Луны-16» пре-
имущественно близки к анортозитам (табл. 4),
как это имело место па Базе Спокойствия [10],
а не поритового характера с высоким содер-
жанием крипа, как это было па «Аноллопс-12»
[ 10]. Источником большинства пеморского
материала в районе «Луны-16» был скорее всего
кратер Лангрен, 140 км в диаметре, расположен-
ный в 280 км к юго-востоку от места прилуне-
ния. Экспериментальное изучение Голта с со-
трудниками [16] позволило оцепить основную
мощность выбросов Лангрена па расстоянии
280 км порядка 0,5 м. Если реголит обладает
мощностью 3—6 м, что сравнимо с мощностью,
измеренной для Базы Спокойствия [19], то око-
ло 10% вещества грунта «Луны-16» должны
быть выбросами Лангрена, если происходит пол-
ное перемешивание грунта. Содержание мате-
риала Лангрена должно быть выше, если пере-
мешивание реголита было неполным. Слож-
ность колонки района импактного кратера Лаи-
грен делает опасным расчет количества матери-
кового вещества, ожидаемого в грунте района
«Луны-16». Кратер расположен на восточном
побережье Моря Изобилия, так что выбросы пз
него должны включать морской базальт, ве-
щество пз дна моря под базальтами и вещество
материала восточной части «побережья». Если
материал был извергнут по радиусу, райоп «Лу-
пы-16» па море должен получить больше ве-
щества из моря и его субстрата, чем из самих
материковых возвышенностей. Таким образом,
большая часть мощности 0,5 м выбросов в рай-
оне «Луны-16» может близко соответствовать
реголиту этого района до удара. С этой точки
зреппя невозможно провести точную оценку от-
носительной доли участия различных источни-
ков частиц в пробе, доставленной «Луной-13».
Разумно предположить, что базальтовое веще-
ство было доминирующим и под покровом грун-
та п в лаве Лапгрепа. Светлоокрашенные ча-
стицы п их афанитовые и стекловатые эквива-
ленты, возможно, в основном произошли пз
побережья Моря Изобилия. Геологическая за-
висимость между анортозитами и базальтами
с низким содержанием Ti, если опа имеется,
безусловно загадочна.
Мы признательны АН СССР и НАСА за по-
лучение этих ценных образцов. Мисс Д. Бовер
провела большинство определений на микро-
аиалпзаторе. Эта работа имела финансовую по-
мощь по субсидии НАСА NGL 09-015-150.
92
Дж. Б. Рейд, Дж. Дж. Тейлор, У. Б. Мервин, Дж. А. Вуд
Л и т е р а т у р а
1. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar ground
brought to earth by automatic probe Luna-16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 2, 1971, 1, 1—16.
2. Wilhelms D. E., McCauley J. F. Geologic map of the
near side of the Moon.— U.S. Geol. Surv. Misc. Geol.
Inv. Map I, 1971, 703.
3. Quaide W. L., Oberbeck V. R. Thickness determina-
tions of the lunar surface layer from lunar impact
craters.— J. Geophys. Res., 1968, 73, 5247—5270.
4. Hodges C. A. Geology of the Langrenus quadrangle of
the moon.— U.S. Geol. Surv. Misc. Geol. Inv. Map I,
1971, 703.
5. Warner J. L. Apollo 12 crystalline rocks. A prelimi-
nary classification. NASA (MSC), preprint, 1970.
6. Reid J. B., Jr. Apollo 12 spinels as petrogenetic indi-
cators.— Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 10 (3), 351—
356.
7. James О. B., Jackson E. D. Petrology of the Apollo 11
ilmenite basalts.— J. Geophys. Res., 1970, 75, 5793—
5824.
8. Gibb F.G.F., Stumpfl E. F.f Zussman J. Opaque mi-
nerals in an Apollo 12 rock.— Earth Planet. Sci. Let-
ters, 1970, 9, 217—224.
9. Wood J. A., Dickey J. S., Jr., Marvin U. B., Po-
well B. N. Lunar Science Conf., Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 1, 1970, 1, 965-988.
10. Wood J. A., Marvin U. B.,Reid J. B.,Jr.,Taylo\ G. J..
Bower J. F., Powell B. N., Dickey J. S., Jr. Mineralogy
and petrology of the Apollo 12 lunar samples.— Smi-
thsonian Astrophys. Obs. Spec. Rep., 1971, № 333, 272 p.
11. Warner J. L., ed. A summary of Apollo 11 age and
modal data, extracted from Proc. Apollo 11 Lunar
Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1. Cu-
rator’s Office, MSC, 187 p.
12. Hargraves R. B., Hollister L. S., Otalora G. Composi-
tional zoning and its significance in pyroxenes from
Смитсонианская астрофизическая обсерватория,
Кембридж, Массачусетс, США
three coarsegrained lunar samples.— Science, 1970,
167, 631-634.
13. Kushiro I., Nakamura Y., Haramura II., Akimoto S.I.
Crystallization of some lunar mafic magmas and ge-
neration of rhyolitic liquid.— Science, 1970, 167,
610-612.
14. Ross, M., Bence A. E., Dwornik E. J., Clark J. R., Pa-
pike J. J. Mineralogy of the lunar clinopyroxenes,
augite and pigeonite.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1,
34, 839-848.
15. Brown G. M., Emeleus С. H., Holland J. G., Phillips R.
Mineralogical, chemical and petrological features of
Apollo 11 rocks and their relationship to igneous pro-
cesses.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1, 34, 195—219.
16. Gault D. E., Shoemaker E. M., Moore H. J. Spray ejec-
ted from the lunar surface by meteoroid impact.—
NASA Technical Note D1767, 1963.
17. Marvin U. B., Wood J. A., Taylor G. J., Reid J. B.,Jr.,
Powell B. N., Dickey J. S., Bower J. F. Relative pro-
portions and probable sources of rock fragments in
the Apollo 12 soil.— Proc. ApoRo 12 Lunar Sci. Conf.,
Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1, 679—
699.
18. Wood J. A., Reid J. B., Jr., Taylor G. J., Marvin U. B.
Petrological character of the Luna 16 sample from
Mare Fecunditatis.—Meteoritics, 1971, 6 (3), 181—
193.
19. Shoemaker E. M., Holt M. H., Swann G. A., Schleicher
D. L., Schaber G. G., Sutton R. L., Dahlem D. H., God-
dard E. N., Waters A. C. Origin of the lunar regolith
et Tranquillity Base.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1,
34, 2399—2412.
20. Wood J. A. Fragments of terra rock in the Apollo 12
soil samples and a structural model of the moon.—
Icarus, 1971 (in press).
A. E. Бенс,
В. Хольцварт,
Дж. Дж. Папайи
ПЕТРОЛОГИЯ
БАЗАЛЬТОВЫХ
И МОНОМИНЕРАЛЬНЫХ
ФРАГМЕНТОВ ГРУНТА
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Базальтовые и мономинсралъные частицы разме-
ром 150—425 мкм из колонки «Луны-16», полученной
из Моря Изобилия, были изучены методами оптиче-
ской петрографии, электронного микроанализа и моно-
кристального рентгеноструктурного анализа, В базаль-
тах были идентифицированы три структурные разно-
видности: интерсертальные, субофитовые и перекри-
сталлизованные. Структуры и состав индивидуальных
минералов (особенно пироксенов) показывают, что эти
базальты кристаллизовались в условиях, очень сход-
ных с теми, которые Ьыли установлены по данным
«Аполлона-11». Пироксены имеют немного более низ-
кое отношение (атомное) TifAl, чем пироксены «Апол-
лона-11», что указывает на присутствие небольшого
количества R2+AlSiAlOG. Мы полагаем, что присутст-
вие октаэдрического Al обусловлено низким отноше-
ним (в вес. °/0) TiOzlAlzOs в общей массе породы.
Все наблюдения, сделанные на тонкозернистых ба-
зальтовых частицах, свидетельствуют о быстрой крис-
таллизации в одну стадию, вблизи от поверхности.
Ассоциация металлическое железо 4- фаялит 4- крем-
незем в некоторых базальтовых частицах показывает,
что они кристаллизовались, когда активность Ог была
порядка 10-i3 атм при 1200° С.
Небольшая добавка материала из лунных горных
районов может быть определена по частицам высоко-
кальциевых плагиоклазов (Апц.м) и анортозит-орто-
пироксеновых пород. Некоторые из пироксеновых час-
тиц могут быть производными более глубоко залега-
ющих базальтов.
Введение. Советская автоматическая стан-
ция «Луна-16» опустилась в Море Изобилия
20 сентября 1970 г. Образец (керн) реголита
был взят до глубины 35 см и доставлен па Зем-
лю. Три грамма этого материала были переданы
США по обмену образцами, и часть этих пере-
данных США проб была послана в различные
исследовательские группы. Мы являемся одной
группой в минералого-петрологическом консор-
циуме исследователей, возглавляемом С. Андер-
соном, Б. Фрэнчем, С. Хэггерти, К. Кейлем,
Дж. Папайком, Е. Рёддером, Д. Стьюартом и
Дж. Вудом. О деталях распределения образца,
полученного этим консорциумом, сообщают
Рейд и др. (см. наст, сборник, стр. 79). Наше
исследование сосредоточено па базальтовых и
мономинеральных частицах, полученных кон-
сорциумом.
Описание образцов. Общая часть. Отсеянные
частицы грунта с двух уровней (Л и Г) были
получены от Дж. А. Вуда (Смитсонианская
астрофизическая обсерватория, Кембридж, Мас-
сачузетс) для изучения, представлявшего часть
исследования минералого-петрологического кон-
сорциума. Образцы с уровня А (верхняя часть
керна) содержат 57 частиц из фракции 250—
425 мкм, помещенных в тонкий полированный
шлиф, и 18 отдельных «мономинеральных» ча-
стиц диаметром 0,2—0,4 мм, полученных для
рентгеновского анализа. Образцы уровня Г
(с глубины 30 см) состоят из 257 частиц из
фракции 150—250 мкм, помещенных в тонкий
полированный шлиф, и 49 отдельных «моно-
минеральных» частиц (0,2—0,4 мм). Соотноше-
ние типов пород в «каменных» частицах из каж-
дого уровня приведено в табл. 1. «Мономине-
ра льные» частицы состоят из отдельных мине-
ралов, стекол или агрегатов, в которых одна
фаза сильно преобладает (>75%). В большин-
стве это пироксен, плагиоклаз, оливин и стекло
или раскристаллизованное стекло. Изредка сре-
ди этих частиц заметны фрагменты оплавлен-
ных брекчий и базальта.
Частицы базальта. Все базальтовые частицы
с обоих уровней топкозернистые и представляют
собой быстро охлажденную порцию материнско-
го базальта. За исключением скцплеппй мезоста-
зиса, образцы из грубозернистых эквивалентов
во фракции этого размера должны быть пред-
94
А. Е. Бенс, Б. Холъцварт, Дж. Дж. Па пайк
Таблица 1. Статистическое распределение типов
частиц в шлифах 312 (уровень Л) и 305 (уровень Г)
Тип частиц Шлиф 312, уровень А, фракция >250 Л1кл€ Шлиф 305, уровень Г, фракция 150—250 мкм
Базальтовые частицы 12 21,1 34 13,2
Сплавленная брекчия 36 63,2 176 68,5
Стекло + раскристаллизован- ное стекло 5 7,0 17 6,6
Мономинеральные частицы 0 0 4 1,6
Микрокристалличсская светлая брекчия 1 3,5 8 3,1
Другие частицы (смесь) 3 5,3 18 7,0
Сумм а 57 100,1 257 100,0
ставлены обломками монокристаллов. Преобла-
дающие фазы включают клинопироксены (ко-
торые являются зональными и часто с аномаль-
ным погасанием), кальциевый плагиоклаз и
ильменит. Найдены также в меньших количест-
вах олпвпи (включая фаялит) п непрозрачные
окнслы (иные, чем ильменит). В следах присут-
ствуют пироксферроит, два вида стекол, трап-
квпллитит [12] и какая-то полиморфная модифи-
кация кремнезема. Одна частица (уровень Л),
включающая фаялит + кремнезем + ферроав-
гит, вероятно, представляет мезостазис более
грубозернистого исходного материала.
В базальтовых частицах отмечены три чет-
кие базальтовые структуры (интерсертальная,
субофитовая и перекристаллизованная), и за ис-
ключением того, что базальты имеют более низ-
кие содержания ильменита, петрографически и
минералогически они сходны с базальтами
«Аполлона-11», описанными Джеймсом и Джек-
соном [10].
Интерсертальные базальты (рис. 1, «) сло-
жены сростками ильменита и лейст плагиокла-
за, пропорции которых широко варьируют,
ксепоморфным авгитом и редкими большими
ксепоморфными кристаллами оливина. Фазы
мезостазиса включают два песмешивающпхся
стекла (светлое и темное), пироксферроит и
транквпллитит. Эти базальты, по-видимому,
идентичны интерсертальным морским базаль-
там, описанным Джеймсом и Джексоном [10].
Субофитовые базальты (см. рис. 1, б, в) со-
держат лейсты плагиоклаза и ильменита, вклю-
ченные внутри розового ксепоморфного пиро-
ксена. Фазы мезостазиса идентичны таковым
в интерсертальных базальтах, по количество их
меньше.
Перекристаллизованные базальты (роговики
Джеймса и Джексона [10], которые при класси-
фикации отнесены к интерсертальной группе)
имеют гранулярную структуру (см. рис. 1, г) и
полный ряд структур перекристаллизации от
относительно пеперекристаллизованных субо-
фнтовых н первичных интерсертальных. Глав-
ные минералы — ильменит, клинопироксен, оли-
вки и плагиоклаз.
Из петрографического изучения ограничен-
ного числа базальтовых частиц, доступных нам,
по-видпмому, следует, что существует полное
перемешивание между двумя уровнями в керне
(см. также Рейд и др.). Это доказывается далее
детальным исследованием с помощью микро-
анализа.
Аналитические методы. Электронный микро-
зонд. После петрографической характеристики
базальтовых частиц представительные типы ото-
браны для электронного микроанализа. Данные
были рассчитаны в соответствии со схемой Бенса
и Альби [3], использована частично усовершен-
ствованная матрица Альби и Рэя [2]. Все ана-
лизы были проэталокированы по минералам
известного состава. Алюминий и кремний опре-
делялись дважды для каждой анализируемой
точки и использовалось среднее из двух значе-
ний, если они согласовались в пределах статп-
Таблица 2. Кристаллографические данные для оливинов и пироксенов «Луны-16»
Номер кристалла Минерал % зерен а, А Ъ, А с, А 3 о V, А’ Пространст- венная группа
А-17,1 Оливин 100 4,79 10,30 6,02 90° 297 РЬпш
Г-13,1 Оливин 100 4,79 10,30 6,04 90 298 Pbnm
Г-13,3 Оливин 100 4,80 10,36 6,05 ' 90 301 Pbnni
Г-13,2 Авгит 60 9,79 9,01 5,27 106,0 447 СР/с
(001) пижонит 40 9,75 9,01 5,26 108,7 438 PA / с
Г-13,4 Авгит 80 9,71 8,93 5,27 106,5 438 С1 /с
(001) пижонит 20 9,70 8,93 5,28 108,5 434 РЦ/с
Петрология базальтовых и мономинеральных фрагментов грунта из Моря Изобилия
95
стпческпх ошибок. После рентгеноструктурного
анализа монокристаллов частицы мономинера-
лов п стекла приклеивались эпоксидной смолой
к стеклянной пластинке и подготавливались
для микроанализа. Кристаллы плагиоклазов
были посланы Д. Б. Стюарту для рептгеиострук-
турного анализа после определения их состава,
а отобранные пироксены и оливины были под-
вергнуты рентгеновскому изучению в нашей
лаборатории.
Рис. 1. Фотографии шлифо в различных базальтовых частиц
а — базальтовые частицы с интерсертальной структурой из
фракции 250—425 мкм уровня А; б — частицы базальта субо-
фитовой структуры из фракции 250 — 425 Л1кл1 уровня А; в —
частицы базальта (слева внизу) с субофитовой и интерсерталь-
ной структурой из фракции 150—250 лкл уровня А; г — пере-
кристаллизованные базальты из фракции 250—425 мкм уров-
ня А. Отмечается более высокая концентрация ильменитовых
зерен в частицах, находящихся ниже
Изучение методом рентгеновской дифракции.
Кристаллы размером приблизительно 0,2—
0,4 мм в диаметре были изучены в калиброван-
ной с помощью кварца прецессионной камере
(излучение МоКа, 40 кв, 20 ма, экспозиция
приблизительно 14 час). Ошибки оцениваются
приблизительно в ±0,3% для линейных раз-
меров и ± 10' для углов. Данные по элемен-
тарным ячейкам для нескольких кристаллов
представлены в табл. 2.
Результаты и обсуждение. Пироксены. Пре-
обладающий пироксен во всех изученных ба-
зальтовых частицах «Лупы-16» это розовый
титано-железистый клинопироксен, варьирую-
щий по составу от субкальциевого авгита до
ферроавгита (рис. 2, 3). В некоторых частицах
наблюдается поздний пироксен, приближаю-
щийся по составу к ппроксферроиту, или ин-
96
Л. Е. Бенс, В. Холъцварт, Дж. Дж. Папай к
терстпцпальный ппроксферропт. Бесцветный
пижонит — относительно редкий компонент; был
встречен только один обломок кристалла орто-
ппроксенового состава.
Пироксены в базальтовых частицах занима-
ют широкую область составов на пироксеновом
четырехугольнике (см. рис. 2, 3). Микроапали-
Р и с. 2. Пироксены и оливины из мономинеральных и базаль-
товых частиц уровня Г пробы, доставленной «Луной-16»
1 — пироксены из базальтовых фрагментов; 2 — пироксены;
3 — оливины из базальтовых фрагментов; 4 — оливины
Р н с. 3. Пироксены п оливины из мономинеральных и базаль-
товых частиц уровня А пробы, доставленной «Луной-16».
Отмечается повышенное количество оливина фаялитовых соста-
вов
1 _пироксены из базальтовых фрагментов; 2 — пироксены;
3 — оливины из базальтовых фрагментов; 4 — оливины
зы свидетельствуют, что присутствует первич-
ный пижонит; однако его очень маленький
размер (<5 мкм) и нечастое присутствие
препятствуют рентгеновскому подтверждению.
Никакого статистического различия в составе
клинопироксенов нельзя было установить между
тремя типами базальтов пли в пределах сход-
ных типов между различными уровнями. Моно-
минеральные частицы пироксепа состоят как
из пижонита, так и авгита (субкальциевый
авгит—►- ферроавгит). Мопокрпстальпый рент-
геновский анализ двух частиц пироксена пока-
зывает обильные выделения пижонита в авгите
по плоскости (001), и фазовое разделение, опре-
деленное по углу Др (см. табл. 2), указывает,
что история охлаждения сходна с историей
пироксенов породы 12 021 «Лполлона-12» [15]
Петрология базальтовых и мономинеральных фрагментов грунта из Моря Изобилия
97
Эти частицы пироксена в реголит Моря Изо-
билия могли попасть пз грубозернистых ба-
зальтов.
Ti — Al соотношения (рис. 4) обнаружива-
ют, что пироксены пз базальтовых частиц име-
ют отношение Ti/Al (атомное) между У2 и Уз
после вычитания компонента R2+Cr3+SiA106
(для которого предполагают, что весь Сг трех-
валентен) . Эти соотношения указывают на при-
сутствие небольшого количества октаэдриче-
ского А1 в компоненте R2+AlSiA106 вдобавок
к первичному компоненту R2+TiAl2O6. Мы объ-
ясняем присутствие октаэдрического А1 в пи-
роксенах базальта не эффектом давления, но
более низким отношением (атомным) ТЮг/А^Оз
в расплаве (~0,36 [21]), чем для структурно
сходных базальтов «Аполлона-11», где в пирок-
сенах Ti/Al ~ У2 и ТЮг/АЬОз в расплаве значи-
тельно выше. Во всех других отношениях,
кроме более низкого отношения Ti/Al, клино-
пироксены пз базальтовых частиц «Луны-16»
идентичны клинопироксенам, найденным в боль-
шинстве базальтов «Аполлона-11».
Пироксены пз мономинеральных частиц
обнаруживают самое низкое отношение Ti/Al
Таблица 3. Клинопироксены: обломки крис-
таллов из уровня А пробы «Луны-16»
Компонент 1 2 3
SiO2 52,2 52,1 51,7
AI2O3 1,93 1,95 2,59
TiO2 0,45 0,44 0,66
FeO 19,4 14,0 14,0
MgO 18,2 15,8 15,3
MnO 0,40 0,36 0,29
СаО 7,14 14,3 14,6
Cr2O3 0,66 0,77 0,84
Na2O 0,03 0,06 0,07
K2O 0,0 0,0 0,0
S 100,4 99,8 100,1
Si 1,950 1,952 1,933
Al 0,085 0,086 0,114
Ti 0,013 0,012 0,019
Fe 0,605 0,438 0,439
Mg 1,013 0,884 0,853
Mn 0,013 0,011 0,009
Ca 0,286 0,573 0,585
Cr 0,019 0,023 0,025
Na 0,002 0,004 0,005
К 0,0 0,0 °,o
7 Лунный грунт
(~ 1,6) и самое высокое содержание А1 в изу-
ченных образцах «Луны-16» (см. рис. 4).
Несколько кристаллов имеют отношение Ti/A],
сходное с тем же у ранних пижонитов и авгитов
в порфировых породах 12 021 и 12 052 [4], они
могли пережить сходную историю кристалли-
зации. Если этот критерий можно использовать,
чтобы отличить глубинные образцы от близпо-
верхностных, то содержание первых будет зна-
чительно меньше 5%. Однако значительное со-
держание октаэдрического А1 в пироксене не
обязательно связано с давлением, но может
быть обусловлено высокой активностью А1 в
расплаве.
Проанализированный монокристалл ортопи-
роксена (Wo^Enn^ Fs22,g) был заключен внутри
большого кристалла плагиоклаза с уровня Г и
может представлять частицу пз норптового или
анортозитового материнского материала с близ-
лежащей возвышенности. Характерные анализы
пироксенов представлены в табл. 3—5.
Полевые шпаты. Как и во всех образцах
«Аполлонов», кальциевый плагиоклаз является
преобладающим полевым шпатом. Составы пла-
гиоклазов в базальтах уровня Г соответствуют
Адг8о-95 (рис. 5) и идентичны составам плагио-
клазов пз других морских базальтов. С другой
стороны, монокристаллы как из уровня Л, так
и из уровня Г имеют состав Лп80-98. Возможно,
что наиболее кальциевые из них были получе-
ны пз материалов возвышенностей, поскольку
максимальное содержание анортита в них сход-
но с анортозитом 15 415 «Аполлона-15» [21].
Все анализы (табл. 6—8) показывают суще-
ственный недостаток Са, К и Na в положениях
Са. Величина этого дефицита близка к общему
количеству Fe и Mg по анализам, что позволяет
предположить, что эти два элемента почти
целиком находятся в положениях Са. Однако
изучение методом мессбауэровской спектроско-
пии показывает, что в случае плагиоклазов из
породы 12 038 некоторое количество Fe присут-
ствует в тетраэдрических положениях. Сравне-
ние анализов плагиоклазов из базальтовых
частиц с анализами мономинеральных частиц
обнаруживает, что неизмененные базальтовые
плагиоклазы имеют более высокое содержание
Fe, а самые низкие концентрации Fe находятся
в наиболее кальциевых плагиоклазах. Это согла-
суется с более быстрой кристаллизацией ба-
зальтов.
Плагиоклаз из частиц, включающих ортопи-
роксен, имеет состав что согласуется
с выделением его пз норитовой или анортозито-
вой магмы.
Концентрация Mg изменяется от 0,03 до
A. E. Бенс, В. Хольце a pm, Дж. Дж. Папайк
Таблица 4. Клинопироксены: обломки кристаллов из уровня Г пробы «Луны-16»
Компонент 4 5 6 7 8 9 10
SiOa 53,1 50,5 51,7 49,7 48,7 47,2 49,6
AI2O3 1,07 5,71 2,11 2,14 1,90 1,84 3,22
TiO2 0,44 1,48 0,60 1,30 1,20 1,10 2,35
FeO 17,0 17,6 17,7 21,9 28,8 32,7 16,0
MgO 23,2 16,6 17,7 12,6 8,08 4,9 13,5
MnO 0,28 0,27 0,32 0,44 0,41 0,57 0,37
CaO 3,63 6,54 8,66 10,7 10,7 10,7 13,8
Сг2Оз 0,39 0,72 0,69 0,34 0,23 0,17 0,51
Na2O 0,03 0,32 0,02 0,02 0,05 0,04 0,06
K2O o,o 0,0 o,o о,о 0,0 о,о 0,0
S 99,1 99,7 99,5 99,1 100,1 99,2 99,4
Si 1,964 1,879 1,944 1,929 1,938 1,937 1,887
Al 0,047 0,250 0,093 0,098 0,089 0,089 0,145
Ti 0,012 0,041 0,017 0,038 0,036 0,034 0,067
Fe 0,527 0,549 0,556 0,710 0,957 1,123 0,510
Mg 1,281 0,922 0,992 0,732 0,479 0,303 0,764
Mn 0,009 0,009 0,010 0,014 0,014 0,020 0,012
Ca 0,144 0,260 0,349 0,446 0,455 0,469 0,564
Cr 0,011 0,021 0,021 0,010 0,007 0,006 0,015
Na 0,002 0,023 0,001 0,002 0,001 0,003 0,004
К o,o o,o o,o о,о 0,0 о,о о,о
Таблица 5. Клинопироксены: из базальтовых фрагментов уровня Г пробы «Луны-16»
Компонент И
14 15 16 17 18 19 20
SiO2 51,3 47,4 49,0 47,5 47,3 50,1 48,9 43,8 49,2 47,7
А120з 2,23 2,11 2,34 2,45 4,36 3,59 3,98 7,51 4,27 3,57
TiO2 1,16 0,99 1,31 1,05 2,55 1,91 2,18 5,40 2,53 2,35
FeO 18,9 37,7 26,7 34,1 25,2 16,7 15,4 15,9 13,0 16,4
MgO 18,8 2,51 10,0 2,85 6,94 13,7 13,0 10,3 14,3 И ,7
MnO 0,57 0,63 0,47 0,54 0,40 0,35 0,22 0,31 0,60 0,66
CaO 6,65 8,92 10,1 11,7 13,1 13,5 15,6 15,7 16,0 16,7
Сг20з 0,40 0,14 0,28 0,18 0,17 0,52 0,59 0,53 0,64 0,32
Na2O 0,13 0,04 0,07 0,05 0,06 0,10 0,88 0,11 0,12 0,13
K2O 0,0 0,0 0.0 0,0 o,o 0,0 o,o o,o o,o 0,0
S 100,1 100,4 100,3 100,4 100,1 100,5 100,8 99,6 100,7 99,5
Si 1,920 1,954 1,921 1,940 1,864 1,887 1,849 1,691 1,840 1,842
Al 0,098 0,103 0,108 0,118 0,203 0,160 0,177 0,342 0,188 0,162
Ti 0,033 0,031 0,039 0,032 0,076 0,054 0,062 0,157 0,071 0,068
Fe 0,590 1,299 0,876 1,165 0,831 0,526 0,486 0,512 0,407 0,531
Mg 1,050 0,154 0,586 0,173 0,408 0,768 0,731 0,594 0,795 0,675
Mn 0,018 0,022 0,016 0,019 0,013 0,011 0,007 0,010 0,019 0,022
Ca 0,267 0,394 0,425 0,511 0,554 0,546 0,630 0,648 0,642 0,690
Cr 0,012 0,005 0,009 0,006 0,005 0,015 0,018 0,016 0,019 0,010
Na 0,009 0,003 0,006 0,004 0,005 0,008 0,064 0,008 0,009 0,009
К 0,0 0,0 o,o 0,0 o,o 0,0 0,0 o,o 0,0 o,o
Петрология базальтовых и мономинеральных фрагментов грунта из Моря Изобилия
99
0,45% MgO, без какого-либо систематического
различия между плагиоклазами базальтовых
частиц и плагиоклазами, представляющими мо-
номинеральные частицы. Никаких систематиче-
ских различий между уровнями грунта не заме-
чено.
Содержание Ti всегда низкое и не имеет зна-
чения для попытки коррелировать пара генезисы
плагиоклазов.
Оливины. Оливины являются второстепен-
ной составной частью базальтовых частиц и
представляют около 20% изученных мономине-
ральных частиц. Оливины пз базальтовых ча-
стиц уровня Г изменяются по составу от Fa^
до Fabl, а в базальтовых частицах уровня А —
от Fa-u до Fan (см. рис. 2 и 3). Как и в случае
пироксенов и плагиоклазов, нет систематиче-
ской разницы элементов между оливинами
в базальтах из двух уровней. Одна базальто-
вая частица из уровня А включает ассоциа-
цию фаялит + ферроавгит + кремнезем + стек-
ло (богатое К) и, по-видимому, представляет
мезостазис грубозернистого первичного вещест-
ва. Одна частица из уровня Г состоит из тита-
но-железистого клинопироксена, окруженного
оливиновыми пластинками (Fo^Fa^i) (см.
рис. 1, в). Происхождение этих пластин неизве-
стно.
Оливины среди мономинеральных частиц
из обоих уровней имеют некоторую зональность
по составу, но, кроме того, что их зерна более
крупного размера, они неотличимы от оливинов
в базальтовых частицах. Некоторые имеют
маленькие включения расплава, которые состо-
Таблица 3. Полевые шпаты: обломки кристаллов из уровня А пробы «Луны-16»
Компонент 1 2 3 4 5 Компонент 1 2 3 4 5
SiO2 49,7 50,3 48,2 47,4 44,5 Si 2,255 2,274 2,198 2,167 2,066
А120з 32,4 32,1 33,3 33,9 34,7 Al 1,735 1,714 1,7.0 1,827 l,£00
TiO2 0,07 0,07 0,04 0,03 0,06 Ti 0,002 0,002 0,001 0,001 0,002
FeO 0,38 0,47 0,33 0,33 0,29 Fe 0,014 0,018 0,013 0,012 0,011
MnO 0,0 0,0 о,о 0,0 0,0 Мп 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0
MgO 0,17 0,17 0,20 0,18 0,17 Mg 0,012 0,011 0,014 0,012 0,012
СаО 15,7 15,5 16,8 17,1 18,6 Ca 0,762 0,750 0,819 0,836 0,926
Na2O 2,04 2,00 1,50 1,26 0,61 Na 0,180 0,179 0,133 0,112 0,055
K2O 0,15 0,29 0,08 0,20 0,07 К 0,009 0,017 0,005 0,012 0,004
Сг20з 0,02 0,0 0,02 0,03 0,67 Cr 0,001 0,0 0,001 0,001 0,025
2 100,6 100,9 100,5 100,4 99,7
Таблица 7. Полевые шпаты: обломки кристаллов из уровня Г пробы «Луны-16»
Компонент 6 7 8 9 Компонент 6 7 8 9
SiO2 46,9 45,7 45,2 45,1 Si 2,138 2,089 2,079 2,096
А120з 3 •4,5 35,7 35,6 34,4 Al 1,856 1,925 1,932 1,882
TiO2 0,12 0,0 0,0 0,02 Ti 0,001 0,0 0,0 0,001
FeO 0,32 0,12 0,14 0,21 Fe 0,012 0,004 0,006 0,008
MnO 0,0 о,о 0,0 0,0 Mn 0,0 0,0 0,0 0,0
MgO 0,20 0,03 0,04 0,45 Mg 0,014 0,002 0,003 0,031
СаО 17,5 18,2 18,5 18,7 Ca 0,857 0,893 0,912 0,931
Na2O 1,03 0,73 0,49 0,23 Na 0,091 0,065 0,044 0,020
K2O 0,05 0,04 0,02 0,01 К 0,00 3 0,002 0,001 0,000
Сг20з 0,0 3 0,02 0,01 0,06 Cr 0,001 0,001 0,001 0,002
2 100,6 100,5 100,0 99,2
7*
100
А, Ё. Бенс> Б. Хольцварт, Дж. Дж, Птайъ
ят из двух силикатных стекол, очевидно, пред-
ставляющих две несмешивающиеся жидкости,
и сходны с включениями, о которых сообщалось
для оливинов с «Аполлона-11» [18].
Характерные анализы оливинов представле-
ны в табл. 9—12. Хотя содержание главных
компонентов, по-видимому, не может быть диаг-
ностическим, таковым является содержание
микрокомпонентов. Содержание СаО (в вес. %)
колеблется от 0,10 в обломках кристаллов с
уровня А до 0,54 в частицах фаялитового оли-
вина с уровня Г. Резко выраженный максимум
приходится на интервал 0,25—0,41 вес. %
(рис. 6). Смит [19] заметил, что для оливинов
«Аполлона-11» и «Аполлона-12» существуют
два максимума СаО (около 0,10 и 0,30 вес. %),
и они могут быть аналогичны земным высоко-
кальциевым экструзивным и низкокальциевым
из плутонического источника. В общем, в пре-
делах высококальциевых образцов содержание
СаО увеличивается с увеличением содержания
фаялита.
В анализах оливинов можно видеть два се-
мейства концентрации Сг (табл. 9—11). Оливи-
ны из базальтовых частиц и ряд мономинераль-
ных частиц имеют концентрацию Сг2О3, ко-
леблющуюся между 0,10 и 0,22 вес. %. Значитель-
но более низкие концентрации СггОз (0,02—0,05)
найдены в некоторых мономинеральных части-
цах и могут отражать различные парагенезисы.
В общем содержание Сг-составляющей оливинов
обратно пропорционально содержанию их фая-
литовой составляющей.
Концентрация Ti варьирует от 0,02 до
0,24 вес. % TiO2. Систематических вариаций или
различий между ассоциациями или уровнями
Г пробы «Луны-16»
Таблица 8. Полевые шпаты из базальтов уровня
Компонент 10 11 12 13 14 15 16 17
SiO2 50,4 46,9 49,8 47,7 46,8 46,6 46,6 46,4
AI2O3 31,5 33,2 32,3 33,4 34,7 35,0 35,0 34,9
TiO2 0,06 0,09 0,11 0,13 0,01 0,09 0,08 0,11
FeO 1,42 0,95 0,89 0 51 0,28 0,67 0,66 0,60
MnO 0,09 0,08 0,29 0,03 0,0 0,0 0,0 0,11
MgO 0,07 0,17 0,15 0,26 0,05 0,21 0,06 0,03
СаО 15,3 15,8 15,0 17,3 17,0 17,1 17,0 17,6
Na2O 1,92 1,67 1,41 1,26 1,22 0,91 0,79 0,62
K2O 0,22 0,14 0,14 0,06 0,05 0,05 0,06 0,06
Сг20з 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0
2 101,0 99,0 100,1 100,7 100,1 100,6 100,3 100,4
Si 2,287 2,176 2,269 2,177 2,142 2,125 2,129 2,124
Al 1,684 1,815 1,734 1,796 1,874 1,884 1,890 1,881
Ti 0,002 0,003 0,004 0,005 0,0 0,003 0,003 0,004
Fe 0,054 0,037 0,0л4 0,020 0,011 0,025 0,025 0,023
Mn 0,003 0,003 0,011 0,001 0,0 0,0 0,0 0,004
Mg 0,005 0,012 0,010 0,018 0,003 0,014 0,004 0,002
Ca 0,744 0,788 0,731 0,847 0,833 0,836 0,834 0,863
Na 0,169 0,150 0,125 0,112 0,108 0,081 0,070 0,055
К 0,013 0,008 0,008 0,004 0,003 0,003 0,004 0,003
Cr 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0
плутоническим оливинам, соответственно [18].
Все низкокальциевые оливины «Аполлона-11»
находятся в микроанортозитах [19], хотя не все
анортозитовые оливины низкокальциевые. Низ-
кокальциевые оливины могут быть получены
либо из анортозитовой коренной породы, либо
внутри керна нельзя заметить. Как и ожи-
далось, изменение МпО близко следует за
изменением фаялита. Никаких других система-
тических различий не видно.
Рудные минералы. Ильменит и члены хро-
мито-ульвошпинелевой серии встречаются и в
Петрология базальтовых и мономинеральных фрагментов грунта из Моря Изобилия
101
Таблица 9. Оливины из базальтов уровня Г пробы «Лупы-16»
Компонент 1 2 3 4 Компонент 1 2 3 4
Si Ог 36,9 36,3 34,5 32,4 Si 1,001 1,000 1,000 0,994
AI2O3 0,07 0,07 0,06 0,08 Al 0,002 0,002 0,002 0,003
TiO2 0,10 0,14 0,13 0,24 Ti 0,002 0,003 0,003 0,005
FeO 28,5 32,8 43,6 50,4 Fe 0,650 0,770 1,073 1,300
MnO 0,63 0,76 0,92 0,75 Mn 0,014 0,018 0,023 0,019
MgO 32,8 28,6 20,4 14,9 Mg 1,335 1,200 0,894 0,670
CaO 0,38 0,41 0,38 0,28 Ca 0,011 0,012 0,012 0,009
Na2O 0,0 0,0 0,0 0,0 Na 0,0 0,0 0,0 0,0
K2O 0,0 0,0 0,0 0,0 К 0,0 0,0 0,0 0,0
Cr2O3 0,16 0,13 0,12 0,10 Cr 0,003 0,003 0,003 0,002
2 99,5 99,2 100,2 98,4
Таблица 10. Оливины: обломки кристаллов из уровня Г пробы «Луны-16»
Компонент 5 6 7 Компонент 5 6 7
SiO2 37,3 36,8 31,5 Si 1,000 1,004 1,007
AI2O3 0,06 0,07 0,08 Al 0,002 0,002 0,003
TiO2 0,06 0,10 0,17 Ti 0,001 0,002 0,004
FeO 29,7 33,7 61,5 Fe 0,672 0,779 1,673
MnO 0,26 0,35 0,77 Mn 0,006 0,008 0,021
MgO 32,2 28,7 5,25 Mg 1,299 1,181 0,254
CaO 0,26 0,28 0,54 Ca 0,008 0,008 0,018
Na2O 0,0 0,0 0,0 Na 0,0 0,0 0,0
K2O 0,0 0,0 0,0 К 0,0 0,0 0,0
Сг20з 0,15 0,14 0,05 Cr 0,003 0,003 0,001
2 99,9 100,1 99,8
Таблица И. Оливины: обломки кристаллов из уровня А пробы «Луны-16»
Компонент 8 9 10 11 12 Компонент 8 9 10 11 12
SiO2 36,6 37,6 37,6 35,9 36,3 Si 0,980 1,002 1,005 0,985 1,009
AbO3 0,04 0,07 0,06 0,04 0,06 Al 0,001 0,002 0,002 0,001 0,002
TiO2 0,11 0,07 0,02 0,10 0,07 Ti 0,002 0,001 0,0 0,002 0,002
FeO 28,8 28,8 30,0 33,2 36,0 Fe 0,650 0,647 0,675 0,765 0,840
MnO — 0,31 0,34 — 0,30 Mn — 0,007 0,008 — 0,007
MgO 34,1 32,8 31,8 30,3 26,6 Mg 1,365 1,312 1,274 1,240 1,110
CaO 0,32 0,29 0,25 0,34 0,10 Ca 0,009 0,008 0,007 0,010 0,003
Na2O 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 Na 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0
K2O 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 К 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0
Сг20з 0,22 0,12 0,20 0,21 0,02 Cr 0,005 0,003 0,004 0,005 0,0
2 100,1 100,0 100,2 100,1 99,5
102
Л. Е. Бенс, В. Холъцсарт, Дж. Дж. Папайк
Таблица 12. Оливины базальтовых фрагментов Таблица 13. Рудные минералы из обломков крис-
из уровня А пробы «Луны-16» таллов из уровня Г пробы «Луны-16»
Компонент 13 14 15 Компонент 1 2 3 Компонент 123
SiO2 А 1 г\ 37,8 36,4 30,7 FeO 45,6 44,7 36,6 Fe 0,476 0,437 0,338
AI2U3 — — — TiO2 51,3 21,2 11,0 Ti 0,482 0,186 0,0 И
11О2 — — — MgO 0,41 3,38 4,11 Mg 0,008 0,059 0,068
FeO 28,8 38,2 66,7 Cr2O3 0,41 20,4 30,0 С г 0,004 0,189 0,262
МпО — — AI2O3 0,71 8,22 17,6 Al 0,010 0,113 0,229
MgO 33,3 25,0 0,81 СаО 0,30 0,05 0,02 Ca 0,004 0,001 0,0
СаО 0,25 0,33 0,50 SiO2 0,89 0,8.) 0,84 Si 0,011 0,010 0,009
Na2O — — — MnO 0,41 0,40 0,32 Mil 0,004 0,001 0,00)
К2О — — —
СГ2О3 — — — —
2 100,1 99,9 98,7 2 100,0 99,2 100,5
Fo 67,1 53,6 97 1 — ильменит; 2, 3 — хромистые ульвошпинели.
Таблица 14. Рудные минералы из базальтов уровня Г пробы «Луны-16»
Компоненл 1 2 3 4 Компонент 1 2 3 4
FeO 45,3 45,0 45,1 44,7 Fe 0,466 0,464 0,466 0,454
TiO2 52,1 51,5 51,1 22,0 Ti 0,483 0,478 0,475 0,201
MgO 0,54 0,26 0,56 1,75 Mg 0,010 0,005 0,010 0,012
Сг20з 0,53 0,38 0,49 20,9 Cr 0,005 0,004 0,005 0,200
AI2O3 1,17 1,35 1,29 6,33 Al 0,017 0,020 0,019 0,091
СаО 0,16 0,70 0,39 0,10 Ca 0,002 0,009 0,005 0,001
SiO2 0,75 1,26 0,91 0,90 Si 0,009 0,016 0,011 0,011
MnO 0,38 0,42 0,75 0,90 Ma 0,004 0,004 0,008 0,009
2 100,9 100,9 100,6 97,6 1—3 — ильменит; 4 — хромистая ульвошпинель.
Таблица 15. Стекла: частицы из уровня Г пробы «Луны-16» Таблица 16. Стекла: частицы из уровня А пробы «Луны-16»
Компонент 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Компонент 10 11 12
SiO2 43,7 44,6 46,6 45,3 45,9 46,4 44,0 47,0 47,19 SiO2 47,1 45,3 47,5
А120з 28,9 28,5 27,0 30,7 26,9 16,3 17,9 12,0 20,14 А120з 26,0 28,9 6,17
TiO2 0,38 0,26 0,22 0,29 0,22 1,98 3,51 1,78 1,24 TiO2 0,29 0,21 2,81
FeO 2,74 3,69 3,96 4,12 4,63 9,00 14,5 16,8 8,38 FeO 4,05 4,60 20,9
MnO 0,11 0,10 0,24 0,09 0,03 0,17 0,29 о;27 0,11 MnO 0,06 0,09 0,41
MgO 8,48 6,66 7,77 3,66 7,58 9,74 7,19 10,4 7,87 MgO 8,48 4,94 6,93
СаО 15,9 15,2 13,8 15,9 14,3 15,6 11,9 10,1 12,29 СаО 14,3 16,1 15,5
Na2O 0,09 0,31 0,06 0,31 0,50 0,11 0,29 0,34 0,63 Na2O 0,35 0,21 0,23
K2O 0,03 0,01 0,02 0,01 0,12 0,01 0,08 0,07 0,49 K2O 0,02 0,02 0,05
Сг20з 0,12 0,05 0,11 0,04 0,13 0,32 0,23 0,48 0,18 Сг20з 0,14 0,10 0,28
2 100,5 99,4 99,8 100,4 100,3 99,6 99,9 99,2 98,5 2 100,8 100,5 100,8
9—проба «Аполлона-14», 14 310.
Петрология базальтовых и мономинеральных фрагментов грунта из Моря Изобилия
103
базальтовых частицах и как включения в некото-
рых мономинеральных частицах. Ряд анализов
хромпто-ульвошипнелевой серии слишком мал,
чтобы определить, имеет ли место разрыв сме-
симости [7—9, 15]. Анализы членов хромито-
ульвошпинелевой серии в базальтах «Апол-
лона-11» [9] не показали разрыва смесимости,
в то время как для ряда базальтов «Апол-
лона-12» виден ясный разрыв. Ввиду наличия
многих сходных черт с базальтами «Апол-
лоиа-11» невероятно, чтобы базальты «Лупы-16»
Рис. 4. Ti — Al отношение во всех пироксенах «Луны-16».
Отрезки, простирающиеся в сторону более низких содержании
А1, представляют часть Ai, связанную в предполагаемом ком-
поненте R2+Cr3+SiAlOe
Р и с. 5. АЪ — Ап — Or соотношения в плагиоклазах «Лу-
пы-16»
показали разрыв смесимости в этой серии. Вы-
борочные анализы представлены в табл. 13 и 14.
Стекла. Сферолиты и осколки стекла пред-
ставляют значительную часть реголита Моря
Изобилия (см. табл. 1). Эти частицы бесцветны и
богаты А1. Содержание К низко, и эти частицы
не обнаруживают обилия крипового компонента,
пайдепного в породах «Аполлопа-12» [1, 11, 13]
пли в богатом калием базальте 14310 пз пород
«Аполлона-14» [21]. Частиц высококалиевого
стекла не найдено. Выборочные анализы пред-
ставлены в табл. 15 и 16.
Фазовая петрология базальтов «Луны-16».
Фактически все черты базальтовых частиц
«Луны-16» сходны с чертами базальтовых фраг-
ментов «Аполлона-11». Исключением является
более низкое отношение Т1О2/А12Оз в базальтах
«Луны-16» (0,36 [20]) по сравнению с базаль-
104
A. E, Бенс, В, Хольцварт, Дж, Дж, Папайк
* A/J, фрагмент bi
о Г-13, базалЬт
• Д-17, фрагментЬ/
е Д-17, базалбт
- ©
© х
© ¥
е о ° 0
° °°
О
© х*х
©е X
—।—।—।—1_____।_£1_।_и__1 1
0,90
0,80
0,70
0,80
0,50
“ 0,40
0,30
0,20
0,10
0 20 40 60 80 100 120 140 160 160
FeO, мол.%
Р и с. 6. Содержание СаО (в вес. %) в оливинах «Лупы-16» в
зависимости от мольного % форстеритовой составляющей.
Группа из трех частиц А-17 с низкими концентрациями СаО по-
падает в поле оливинов, бедных Са, описанных Смитом [19]
1 — Г-13, фрагменты; 2 — Г-13, базальт; з — А-17, фраг-
менты; 4 — А-17, базальт
тами «Аполлона-11» (1,06). Это более низкое
отношение также отражено в более низком отно-
шении Ti/Al в пироксенах «Луны-16». Тонко-
зернистость базальтов «Луны-16», их структура,
зональность пироксенов и присутствие ппрокс-
ферроита — все это подтверждает быструю
кристаллизацию близко к поверхности.
Структурные признаки указывают, что пла-
гиоклаз и клинопироксены образовывались
одновременно, и хотя трудно установить пара-
генетическую последовательность для таких
тонкозернистых пород, наиболее вероятно, что
она сходна с таковой для «Аполлона-11», т. е.
рудные минералы-’-оливин-*- клинопироксен +
+ плагиоклаз -> пироксферроит. Наконец, при-
сутствие металлического железа + кремне-
зема + фаялита в мезостазисе заставляет пред-
полагать, что парциальное давление кислорода
при 1200° С- IO"13 атм [5].
Заключение. На основе изучения базальтов
«Луны-16» мы пришли к следующим выводам.
1. Очень тонкозернистые (фракция меньше
425 мкм) базальтовые частицы реголита «Лу-
ны-16» происходят в основном из поверхно-
стных или близповерхностных потоков и ин-
трузий в Море Изобилия. Более грубозернис-
тые мономинеральные частицы пироксена, пла-
гиоклаза и оливина могут происходить из
базальтов более глубоких частей или мелких ин-
трузий.
2. Доля материала лунных гор в этом рего-
лите чрезвычайно мала, и он может быть пред-
ставлен крупными кристаллами плагиоклаза
(4n95-9в), включающими немного ортопироксена.
3. Присутствие очень небольших количеств
октаэдрического А1 в пироксенах из базальто-
вых частиц отражает более низкое TiO2/Al2O3
(весовое) отношение в этих породах, не обязан-
ное эффекту давления. Следовательно, мы зак-
лючаем далее, что кристаллизация этих частиц
была одностадийным близповерхностным собы-
тием.
Мы хотим поблагодарить Р. Сабатини,
С. Якобсена, Дж. Варзика, П. Папайка и С. Кин-
га за помощь на всех стадиях этого исследова-
ния. Эта работа была поддержана фондом НАСА
№ 33-015-(123) и была возможной только бла-
годаря щедрости СССР.
Литература
1. Albee A. L., Chodos A. A. Microprobe investigations
on Apollo 11 samples.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., 1970, 1, 135—157.
2. Albee A. L., Ray L. Correction factors for electron
probe microanalysis of silicates, oxides, carbonates,
phosphates, and sulphates.—Anal. Chem., 1970, 42,
1408.
3. Bence A. E., Albee A. L. Empirical correction factors
for the electron microanalysis of silicates and oxi-
des.— J. Geol., 1968, 76, 382—403.
4. Bence A. E., Papike J. J., Prewitt С. T. Apollo 12
clinopyroxenes: chemical trends.— Earth Planet. Sci.
Letters, 1970, 8, 393—399.
5. Brown G. M., Emeleus С. H., Holland J. G., Phillips B.
Petrographis, mineralogic, and X-ray flurescence ana-
lysis of lunar igneous-type rocks and spherules.—
Science, 1970, 167, 599—601.
6. Cameron E. N. Opaque minerals in certain lunar rocks
from Apollo 11.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
1970, 1, 221-245.
7. Cameron E. X. Opaque minerals in certain lunar
rocks from Apollo 12.— Proc. Second Lunar Sci. Conf.,
1971, 1, 193—206.
8. El Goresy A., Ramdohr P., Taylor L. A. The opaque
minerals in the lunar rocks from Oceanus Procella-
rum.—Proc. Second Lunal Sci. Conf., 1971, 1, 219—
235.
9. Haggerty S. E., Boyd F. R., Bell P. M., Finger L. IV..
Bryan W. B. Opaque minerals and olivine in lavas
and breccias from Mare Tranquillitatis.— Proc. Apol-
lo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 1, 513—538.
10. James О. B., Jackson E. D. Petrology of the Apollo 11
ilmenite basalts.— J. Geophys. Res., 1970, 75, 5793—
5824.
11. Keil K., Prinz M., Bunch T. E. Mineralogy, petrology,
and chemistry of some Apollo 12 samples.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 319—341.
12. Lovering J. F.. Wark D. A., Reid A. F., Ware N. G.,
Keil K., Prinz AL, Bunch T, E,, El Goresy A.f Ram-
dohr P., Brown G. M.t Peckett A., Phillips R.t Came-
Петрология базальтовых и мономинеральных фрагментов грунта из Моря Изобилия
105
топ Е. N., Douglas J. A., Plant A. G., Tranquillityite: А
new silicate mineral from Apollo 11 and Apolo 12 ba-
saltic rocks.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1,
39-45.
13. Meyer C., Jr., Brett R., Hubbard N. J., Morrison D. A.,
McKay D. S., Aitken F. K., Takeda H., Schonfeld E.
Mineralogy, chemistry, and origin of the KREEP com-
ponent in soil samples from the Ocean of Storms.—'
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 393—411.
14. Papike J. J., Bence A. E., Brown G. E., Prewitt С. T.,
Wu С. H. Apollo 12 clinopyroxenes: Exsolution and
epitaxy.—Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 10, 307—
315.
15. Ramdohr P., El Coresy A. Opaque minerals of the
lunar rocks and dust from Mare Tranquillitatis.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 237—246.
16. Рейд Дж. Б., Тейлор Дж. Дж., Мервин У. Б., Вуд
Дж. А. Относительные размеры и петрологическое
значение частиц в грунте из Моря Изобилия.—
Наст, сборник, стр. 79.
17. Roedder Е., Weiblen Р. W. Lunar petrology of silica-
te melt inclusions, Apollo 11 rocks.—Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., 1970, 1, 801—837.
18. Simkin T., Smith J. V. Minor-element distribution in
olivine.- J. Geol., 1970, 78, 304—325.
19. Smith J. V. Minor elements in Apollo 11 and Apol-
lo 12 olivine and plagioclase.— Proc. Second Lunar
Sci. Conf., 1971, 1, 143—150.
20. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to earth by automatic probe Luna 16.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1—16.
21. LSPET (Luner Simple Preliminary Examination
Team), 1971. A preliminary discription of the Apol-
lo 15 lunar samples.— Science (in press).
Факультет наук о Земле и Космосе
Государственного университета Нью-Йорка,
Стони-Брук, Нью-Йорк, США
М. Кристоф-Мпшсль-Леви,
К. Леви,
Р. Пьерро
ПРЕДВАРИТЕЛЬНОЕ
СООБЩЕНИЕ
О МИНЕРАЛОГИЧЕСКОМ
И ОСТЕОГРАФИЧЕСКОМ
ИЗУЧЕНИИ ОБРАЗЦА
ЛУННОГО ГРУНТА
«ЛУНЫ-16»
Мы имели в своем распоряжении 33,6 мг не-
сортированного порошка и 13,4 мг в зёрнах ве-
личиной больше 0,5 мм из порции Г18—111
общим весом 59 мг из пробы Л-16-19-118. Са-
мые крупные частицы были очищены ультра-
звуком в трижды дистиллированном спирте,
а затем высушены в сушильном шкафу. Опп
состоят пз 8 базальтовых обломков, 4 обломков
брекчий, пз которых одпп довольно светлый,
1 белого зерна (которое оказалось маскелинп-
том), 1 хондры и ошлакованных темных, час-
тично стекловатых кусков.
Один обломок базальта, две брекчии, одно
белое зерно и одна хондра были смонтированы
в прозрачно-полированный шлиф. Предвари-
тельно была изучена морфология хондры. 33,6 мг
порошка были рассеяны на две фракции с раз-
мерами меньше и больше 100 мкм. Прозрачно-
полированный шлиф был изготовлен также из
партии зерен, взятой случайно пз фракции
меньше 100 мкм (шлиф № 21395).
Электронно-микроскопическое изучение час-
тиц. Многие зерпа исследовали при помощи
электронной микроскопии после напыления зо-
лота в вакууме.
На рис. 1 показан типичный вид темных
шлаков. Сильно пузырчатое стекло захватило
кристаллы (видно, как чуть пробивается поле-
вой шпат) и задержало пылевые частицы, кото-
рые прилипли к его поверхности.
Мы также изучили поверхность «хондры»,
которую мы так называем в противоположность
шарикам прозрачного стекла и ио аналогии с ме-
теоритными хондрами (рис. 2—5).
Хондры, округлые частицы. Этот шарик
1,3 мм в диаметре имеет шероховатую поверх-
ность, к которой прилипли пылевые частицы.
«Выбоины» показывают стекловатое растре-
скивание, где нельзя различить никакой струк-
туры (рис. 3). Одпп типичный ударный микро-
кратер с осколками шариков находится на этом
полушарии (рис. 4), в то время как сохранился
хрупкий нарост маленькой призмы, включенной
в фенокристалле полевого шпата, выходящего на
поверхность хондры (рис. 5). Эта хондра рассе-
чена по диаметру, часть сохранилась, тонкая
пластинка вдавлена в другую (рис. 6). Она поз-
воляет видеть фенокристаллы анортита с пря-
молинейными очертаниями, пироксена с округ-
лыми очертаниями, вокруг которых развились
очень тонкие волокна пироксена и полевого
шпата в стекле подобно структуре пчелиных сот.
Природа волокон контролировалась рентгено-
граммой.
Крупный кристалл анортита содержит много
пустот в виде пузырьков, одну каплю троилита
и мелкие включения окисей, сконцентрирован-
ные в трещине. Фенокристаллы здесь не яв-
ляются кристаллами, случайно включенными в
стекло, они образовались в нем.
Другая хондра находится в шлифе 21395.
Это маленький шарик расстеклованного стекла
50 мкм в диаметре, не содержащий фенокристов
(рис. 7). Несколько редких шариков расстек-
ловалпого стекла были отмечены в реголите
«Аполлона-11» и «Аполлона-12». Они также не
Рис. 1. Коричневый шлак, заключающий кристаллы и цемен-
тирующую пыль, увел. 1600. Вид в электронном сканирующем
микроскопе (то же для рис. 2—5)
Р и с. 2. Лунная «хондра», общий впд, увел. 50
Р и с. 3. Стекловидный излом на поверхности хондры, увел. 2000
Р и с. 4. Отверстие от удара с разбрызганными капельками,
увел. 8000
Рис. 5. Фенокристалл полевого пшата выходит на поверх-
ность хондры; на нем маленькая призма, выступающая за край
кристалла, увел. 8000
Р и с. 6. Тонкая пластинка, врезанная в хондру; поляризо-
ванный свет, николи фенокристаллы и волокна расстекло-
ванпого стекла, увел. 35
Предварительное сообщение о минералогическом и петрографическом изучении лунного грунта
107
108
М. Кристоф-Мишель-Леви, К. Леви, Р. Пьерро
содержат фенокристов. Несколько хондр были
отмечены в брекчии «Аполлона-14» (особенно
в образце 14318).
Сюда мы также можем отнести более или
менее округлое зерно, в стекле которого разви-
вается в виде параллельных брусков оливин.
Эта структура сходна с шестоватыми структура-
ми хондр метеоритов, однако в изучаемой нами
Рис. 7. Шарик расстеклованного стекла, без анализатора,
увел. 1400
Рис. 8. Скелетный оливин в брусьях, николи -f-, увел. 1650
Рис. 9. Кристалл пироксена, округлый и покрытый стеклова-
той пленкой, проходящий свет, увел. 1120
Рис. 10. Балки никелистого железа (белые) и зазоры троилита
серые) в отраженном свете, увел. 1160
хондре оливины более дендритовые (скелетные
кристаллы; рпс. 8). Три зерна пироксена, кото-
рые частично оплавились, сохранив тонкую
пленку стекла па поверхности, также отнесены
к этой группе частиц.
Каждый шарик состоит из единственного
кристалла (рпс. 9). Минералогический состав
всех этих округлых частиц склоняет нас к пред-
положению, что все они лунного происхожде-
ния, но их присутствие в реголите дает ценные
сведения, которые нам помогут понять способ
образования хондритовых метеоритов. Сущест-
вование некоторых зерен пироксена, покрытых
тонкой стекловатой пленкой, такой аккурат-
ной, что она производит впечатление образо-
вавшейся путем плавления без видимого иска-
жения края кристаллического зерна, тоже за-
служивает внимания.
Предварительпое сообщение о минералогическом и петрографическом изучении лунного грунта
109
Изучение минералов. Это изучение не окон-
чено. Мы не пытались классифицировать все
обломки минералов наших препаратов, но нам
хотелось уточнить свойства некоторых пз них.
Металлические части ц ы. Найдено
зерно никелистого железа в ассоциации с трои-
литом (рис. 10), подобно «мини-луне» [1]
в пробе «Аполлона-11».
Рис. 11. Зерно фаялита, вероятно, с шаровидными вклю-
чениями, проходящий свет, увел. 1500
Р и с. 12. Идиоморфные кристаллы окисла в зерне пироксена,
отраженный свет, увел. 500
Р и с. 13. Микродолерпт, лишенный ильменита, проходящий
свет, увел. 960
Рис. 14. Обломок породы с параллельными пластинами иль-
менпта, отраженный свет, увел. 960
II л ь м е н и т. Для зерна ильменита, вклю-
ченного в базальт, получены кривые отража-
тельной способности в зависимости от длины
волны света.
Ф а я л и т. В монтированном шлифе встре-
чено интересное зерно фаялита. Зерно обладает
высоким показателем преломления и пойкили-
товым обликом: оно включает многочисленные,
по-впдпмому, стекловатые шарики (рис. 11).
Это определение предварительное.
Другие минералы. 1. Многие зерна
пироксена содержат октаэдры или кубы окислов
со стороной в 10 мк, которые еще изучаются
(рис. 12). 2. Прозрачная пластинка, желтая,
изотропная, с показателем, близким к 2,05, раз-
мером не больше 20 мк, представляет собой
глиноземистый хромит со следующим соста-
вом (в вес. %):
но
Л/. Нристоф-Мишелъ-Леви, К. Леси, Р. Пьерро
FeO 22,1 AkO3 18,41
MgO 5,84 С12О3 51,03
TiO. 0,61 V2O3 0,92
Сумма 98,91
Породы. Базальты. Все наши обломки
базальтов имеют долеритовую структуру, соот-
ношения пироксена, полевого шпата, ильмени-
та весьма меняются от типов, богатых одновре-
менно и пироксеном, и ильменитом (как в
образцах «Аполлона-11»), до типов, богатых
полевыми шпатами и лишенных ильменита
(рис. 13). Конечно, только мелкозернистые
породы представлены в нашем подборе образцов
иначе, чем отдельными кристаллами. Некоторые
обломки, такие как изображенный на рис. 14,
который содержит мелкие параллельные пла-
стинки ильменита, не соответствуют четко опре-
деленному типу породы, а могут представлять
интерстициальный материал конца кристал-
лизации крупнозернистых пород, какие находят
в некоторых образцах «Аполлона», например
в базальте 14 310.
Анортозиты. Светлые анортозитовые или
норитовые зерна гораздо более редки, чем ба-
зальты.
В полевом шпате проявлены очень сильные
следы шоковых воздействий вплоть до появле-
Литература
1. Goldstein J. I., Henderson Е. Р., Yakowitz II. Inves-
tigation of lunar metal particles.—Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Gonf., 1970, 1, 499.
ния маскелинпта, который наблюдался в виде
двух зерен в двух тонких шлифах.
Брекчии. Наша большая пластинка брек-
чии — самая большая — как будто представляет
в общем соотношения разнообразных обломков
пород, минералов, стекол в осколках и пузырь-
ках, которые находят в грунте. Этот фрагмент,
величиной самое большее 2 мм, содержит не
меньше 6 распознаваемых осколков базальта,
по никакого анортозита, что можно было пред-
видеть, исходя из соотношений типов частиц,
опубликованных в предварительном сообщении
А. П. Виноградова.
В заключение мы хотим сказать, что если
частичные работы, представленные здесь, оче-
видно, не смогли помочь при решении проблем,
поставленных лунной геологией, их общая на-
правленность тем не мепее сориентирована на
нескольких особых задачах, заинтересованность
в которых была подчеркнута А. П. Виноградо-
вым. Как объяснить участие (некоторое) ме-
теоритов в образовании реголита и ненаблюдае-
мость метеоритных остатков? Каким факторам
(солнечному ветру, расплавлению термического
происхождения) приписать «эрозию» округлых
зерен реголита, особенно когда они покрыты
стекловатым слоем? Более полные и более
детальные результаты этого исследования, ко-
торое в настоящее время производится, будут
представлены позже.
Лаборатория минералогии и кристаллографии Парижского
университета, Париж
Управление геологии и горных исследований, Орлеан, Фран-
ция
В. Т. Фрэнч
УДАРНЫЕ ЭФФЕКТЫ
В ОБРАЗЦАХ
ЛУННОГО ГРУНТА,
ДОСТАВЛЕННОГО
СОВЕТСКОЙ СТАНЦИЕЙ
ЛУНА-16» ИЗ РАЙОНА
МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Явления ударного метаморфизма, характерные
для соударения метеоритов, и наблюдавшиеся в образ-
цах «Аполлона», развиты достаточно широко в образ-
цах лунного грунта, доставленного «Луной-16» из
района Моря Изобилия.
В этих образцах различаются два типа шоковых
эффектов: 1) деформация и явления частичного плав-
ления во фрагментах пород и минералов (1—2% фраг-
ментов); 2) образование гетерогенного стекла и стек-
ловатых брекчий при плавлении от удара (70—80%
фрагментов). Ударные явления наблюдались в пирок-
сенах (двойниковые пластинки, образовавшиеся при
деформации; сложная система пластинчатости, обра-
зовавшаяся при ударе; сильная мозаичность; частич-
ная изотропизация), в плагиоклазах (шоковая плас-
тинчатостъ; полная изотропизация с образованием
маскелинита) и в обломках базальта (изотропизация
базальта, частичное селективное плавление). В стек-
лах проявляются некоторые такие черты плавления
от удара, как: 1) различия химического состава;
2) ассоциация с Ni—Fe сферуламии обломками пород,
подвергшихся ударному воздействию; 3) гетерогенные
шлиры и зародышевое плавление минеральных вклю-
чений.
В образцах «Луны-16» два типа исходных пород:
базальтовые (85—90%) и полевошпатовые (от габбро
до анортозитов —10—15%). В общем преобладают
породы базальтового ряда, обломки которых не имеют
следов ударного воздействия. Это указывает на то,
что такие породы лежат в основании Моря Изобилия.
Большая часть в значительной степени метамор (физо-
ванного материала, вероятно, принесена с близлежа-
щих возвышенностей и громадных кратеров. Ударно-
метамор(фические эффекты в образцах «Луиы-16»
и их подобие тому, что наблюдалось в материале стан-
ций «Аполлон», показывает, что образование реголита
при соударении с метеоритами характерно как для
Моря Изобилия, так и для Луны вообще.
Введение. Интенсивные исследования лун-
ных образцов подтвердили теорию о том, что ло-
же лунных морей местами перекрыто обломоч-
ным слоем (реголитом) различной мощности,
который образовался в процессе длительной ме-
теоритной бомбардировки [1]. Главным доказа-
тельством этого вывода является явное наличие
эффектов ударного метаморфизма, однозначно
свидетельствующих о метеоритном ударе в об-
разцах обломочного лунного материала. Факти-
чески идентичная последовательность ряда осо-
бенностей, включая однообразную деформацию
минеральных структур и появление необычных
гетерогенных стекол, наблюдалась в образцах,
доставленных в результате полетов всех трех
экспедиций «Аполлон-11» [2—7], «Аполлон-12»
[8—11] и «Аполлон-14» [12].
Советская станция «Лупа-16» отобрала про-
бу лунного грунта в Море Изобилия 20 сентября
1970 г. в количестве 101 г тонкораздробленного
материала, который был забран при бурении ре-
голита на глубину 35 см. Предварительное изу-
чение образца [13] показало, что он состоит из
разнообразных обломков (чаще около 0,1 мм в
поперечнике) анортозитовых и базальтовых по-
род; пз «ококсованных» и шлакообразных агре-
гатов стекла и обломков пород, а также обломков
стекла и стекол произвольной формы, подобных
тому, что были получены нз образцов, доставлен-
ных «Аполлоном-11» и «Аполлоном-12». Со-
держание ТЮ2 в пробе «Луны-16» сравнительно
низко, так что химически опа более близка к
материалу «Аполлона-12».
Целью настоящего исследования была иден-
тификация и изучение явлений ударного мета-
морфизма для того, чтобы оценить роль соударе-
ния с метеоритами в формировании лунного ре-
голита в новых точках, достаточно удаленных от
места приземления станций «Аполлон».
112
В. Т. Фрэнч
Исследование было проведено как часть ис-
следований по петрографии и минералогии, про-
водимых под руководством Дж. А. Вуда в Смит-
сонианской астрономической обсерватории
(SAO).
Рис. 1. Слабо метаморфизованный при ударе кристалл пиро-
ксена в темной микробрекчии. В кристалле проявлены как линии
кливажа (темные, СЗ — ЮВ), так и деформационные двойники
(светлые линии, СВ — 103), фрагмент 318,6; масштабная чер-
точка 0,1 мм
а — без анализатора; б — то же, николи +; деформационные
двойники появляются в виде светлых линий; погасание слабо-
волнистое, но не мозаичное
Рис. 2. Хорошо развитая множественная система параллель-
ных «шоковых» пластинок в кристалле пироксена. Можно раз-
личить по крайней мере шесть направлений развития этих плас -
типок. Фрагмент 318,512; масштабная черточка 0,1 мм
а — без анализатора; б — то же, николи 4-; в кристалле уга-
сание слабомозаичное, но темные участки нс изотропны
Методы исследования. Образцы были полу-
чены в виде шлифов, которые сопровождались
фотоснимками, где каждому фрагменту (облом-
ку) присвоен свой помер (например, SAO
301,16). За то время, которое мы имели, четыре
шлифа были изучены достаточно детально (301,
303, 315, 318). Они включали около 1000 облом-
ков, варьирующих по размеру от 50 до 200 мкм.
Общий вес изученного материала приблизитель-
но 5—10 мг. Здесь необходимо подчеркнуть роль
петрографических методов, позволивших полу-
чить важные выводы на столь небольшом коли-
честве вещества и без его разрушения.
Образцы изучали петрографически с помо-
щью стандартного микроскопа в проходящем и
отраженном свете. Для подтверждения правиль-
ности определения минералов п установления
химических различий обломков стекол (являю-
Ударные эффекты в образцах лунного грунта, доставленного советской станцией «Луна-16'»
113
Р и с. 3. Сильномозаичное погасание в зерне пироксена в тем-
ной микробрекчии. Плоские «шоковые» пластинки развиты
в верхней левой части зерна, но не устанавливаются в других
участках. Фрагмент 318,182; масштабная черточка 0,1 мм
а — без анализатора; б — то же, николи +; погасание неодно-
временное, пятнистое, четко мозаичное, но без изотропных
участков
Рис. 4. Четкий контакт между светлым (плагиоклаз) стеклом
и красно-коричневым кристаллом пироксена (?), показывающим
спльномозаичное погасание и частичную изотропизацию вдоль
темных жилообразных участков. Плагиоклаз, который был ранее
или маскелинитом, или ударно-метаморфизованным стеклом,
теперь частично раскристаллизован в лучистые и снопообразные
микролиты плагиоклаза. Фрагмент 318,362; масштабная черточ-
ка 0,1 мм
а — без анализатора; б — то же, николи 4-'. обратите внима-
ние на раскристаллизацию плагиоклазового стекла, в то время
как соседний пироксеновый участок изотропен и почти тонко-
кристалличен (мозаичен?)
щихся индикатором плавления при соударении
[7]) было проведено небольшое количество ана-
лизов при помощи микрозонда. Анализы выпол-
нялись на аппаратуре ARL/EMX с использова-
нием спектрометрических детекторов. Одновре-
менно анализировались три элемента (Ca, А1,
Mg и Fe, Ti, Al). Стандарты синтетических сте-
кол любезно предоставлены Ф. Р. Бойдом из Гео-
физической лаборатории. Результаты были обоб-
щены с помощью модифицированной програм-
мы Бенса — Аьби [14].
Состав лунного грунта. Так же, каки в райо-
нах приземления станций «Аполлон-11» и
«Аполлон-12», в районе Моря Изобилия обломоч-
ный слой состоит из фрагментов минералов и
горных пород, пз частиц (гетерогенных и гомо-
генных) плотного разноокрашенного стекла, а
также частиц, представляющих собой смесь об-
8 Лунный грунт
114
В. Т. Фрэнч
ломков стекла и пород [13]. Последние наиболее лее ее типов. По распространенности и общему
распространены (см. таблицу) и обозначаются характеру обломки пробы «Луны-16» очень похо-
как микробрекчии. Они состоят из мелких об- жи на те, которые наблюдали в материале стан-
ломков различных пород, минералов и стекла. ций «Аполлон» [15, 16].
В материале «Луны-16» выделяются три струк- В пробе « Луны-16» различаются две группы
турных типа основной массы (см. таблицу), но фрагментов (обломков) пород [13]. В настоя-
они переходят один в другой, так что в одном и щем исследовании они подразделяются на ба-
том же обломке может быть встречено два и бо- зальтовые (с различными структурами) и поле-
Содержание различных типов фрагментов в лунном грунте, доставленном «Луной-16» (в %)
Шлиф SAO 301 SAO 303 SAO 318 SAO 315
Зона Г Г А А
Размер >250 мкм >250 мкм 75—150 мкм 150- —250 мкм
Число фрагментов 65 579 236
I. Фрагменты пород А. Базальтовые 13,3 20,0 19,2 21,2
Б. Полевошпатовые В. Индивидуальные кристаллы 4,0 1,5 2,4 1,3
1. Плагиоклаз 1,3 0 1,2 0,4
2. Пироксен 0 0 4,8 0,4
3. Оливины, другие 0 0 2,2 1,3
II. Микробрекчии А. Темные базальтовые
1. Тонкообломочная цементирующая масса 8,0 9,2 7,8 8,9
2. Стекловатая пористая цементирующая 38,7 26,1 22,1 40,7
масса
3. Плотная, «сваренная» или кристалличе- 17,3 12,3 23,5 8,5
ская цементирующая масса
Б. Светлые полевошпатовые
1. Стекловатая цементирующая масса 2,7 3,1 0,5 2,1
2. Кристаллическая или афанитовая це- 6,7 4,6 4,3 3,0
ментирующая масса
III. Стекла А. Гомогенные (включая раскристаллизован- 2,7 9,2 5,4 5,9
ные)
Б. Гетерогенные, флюидально-полосчатые 5,3 13,8 6,6 3,0
(мелкие включения и пузырьки)
Сумма 100,0 99,8 100,0 100,1
Базальтовые (IA + ПА + III + IB2 + IB3) 85,3 90,6 91,6 93,3
Полевошпатовые (1Б 4- IBI + ПБ) 14,7 9,2 8,4 6,8
Ударно-метаморфизованные (Il-f-III) 81,4 78,3 70,2 75,4
Не подвергавшиеся удару (I) 18,6 21,5 29,8 24,6
Ударные эффекты е образцах лунного грунта, доставленного советской станцией «Луна-16»
115
вошпатовые, которые по составу варьируют от
габбро до анортозитов. В обеих группах встрече-
ны как фрагменты пород и минералов, подверг-
шиеся и не подвергшиеся действию ударов, так
и различные микробрекчии, сложенные базаль-
товыми (темные) и полевошпатовыми (светлые)
составляющими (см. таблицу). Часто наблюдают
обломки сложного состава, состоящие из частиц
светлых микробрекчии, включенных в темные
микробрекчии пли стекло.
Базальтовые породы наиболее распростране-
ны. В виде подвергшихся удару фрагментов по-
род и в виде темных микробрекчии обломки ба-
зальтов составляют 85—90% всех изученных
фрагментов. Базальты в общем не нарушены и
состоят из клинопироксена и ильменита с не-
большими количествами оливина, шпинели (?),
Ni — Fe и мезостазиса. Насколько можно судить
чающих такие, как 1) офитовая до субофитовой;
2) мпкропорфировая с довольно большими
(1000 мкм) кристаллами оливина в тонкозер-
нистой основной массе; 3) тонкозернистая до ин-
терсертальной. Характер структур часто свиде-
тельствует о быстром охлаждении при кристал-
лизации из расплава.
Полевошпатовые породы, пх брекчии и раз-
ности, подвергшиеся удару, слагают 10—15% об-
ломков (см. табл.). В противоположность базаль-
там, которые встречаются обычно в виде не под-
вергшихся удару фрагментов пород, полевошпа-
товые породы представлены редкими, очевидно,
метаморфизованными обломками. Очень часто
встречаются светлые микробрекчии с микрозер-
нистой, микрокристаллической и стекловатой
основной массой. Многие из обломков микро-
брекчий светлые, обогащены плагиоклазом, часто
Р и с. 5. Трещиноватый обломок стекла плагиоклазового соста-
ва (маскслинит), образовавшегося в результате ударного мета
морфизма, с небольшим количеством темной микробрекчии,
расположенной справа внизу. Обломок 301,42; масштабные
черточки 0,1 .м.м
— без анализатора; б — то же, пиноли -Н обломок в зна-
чительной степени изотропен, но содержит двупреломляющие
участки, пятна, имеющие скорее неправильную, чем сфериче-
скую форму, на основании чего можно предположить, что эти
участки являются реликтами кристаллической структуры
маскелпиита, а не следствием постшоковой девитрификации
по изучению мелких обломков, непрозрачные
фазы слагают менее 5 —10% пород, подобно ба-
зальтам «Аполлона-12», причем полученные
данные согласуются с данными ио низким содер-
жаниям ТЮ2 [13].
Базальтовые обломки характеризуются боль-
шим разнообразием первичных структур, вклю-
мелкозернистые и похожи на частицы анорто-
зита, которые также были отмечены в грунте,
доставленном станциями «Аполлон-11» и «Апол-
лон-12» (например, [6, 17, 18]). Для других об-
ломков микробрекчии характерна округлая фор-
ма, желтовато-коричневая или коричневато-се-
рая окраска в проходящем свете и некоторое
структурное подобие с необычными крпповыми
обломками в пробах «Аполлона-12» [19, 20].
Некоторые полевошпатовые породы имеют рав-
номернозернпстую структуру (первичная) и ха-
рактеризуются сравнительно низким содержани-
ем непрозрачного вещества ( 5 %), преобла-
данием плагиоклаза п в одном фрагменте (301,4)
низким содержанием ТЮ2 в пироксене (0—2
вес. %) по сравнению с пироксенами базальтов
(2,5—4 вес.%). Сканирование по площади свет-
8*
не
В. Т. Фрэнч
Рис. 6. Ударно-метаморфизованный обломок базальта, сло-
женный трещиноватым клинопироксеном с изотропными пла-
гиоклазовыми пластинками. Фрагмент 315,53; масштабные чер-
точки 0,1 мм
а — без анализатора; б — то же, николи -J-; в пироксене дву-
преломление сохраняется, сильного мозаичного погасания
не установлено, плагиоклазовые участки темные и изотропные
Рис. 7. Обломок базальта, частично переплавленный вслед-
ствие удара. Кристаллическая структура базальта (вверху),
сложенная плагиоклазом (белое), пироксеном (серое) и непро-
зрачным веществом (черное), постепенно сменяющаяся гетеро-
генным, флюидальным пористым стеклом оранжевого цвета
(внизу). Стекло, вероятно, образовалось при частичном плавле-
нии непрозрачных фаз и плагиоклаза. Кристалл плагиоклаза
(в центре), по-видимому, абсорбирован стеклом. Фрагмент
318,460; масштабная черточка 0,1 мм
а — без анализатора; б — то же, николи +; в дв у преломляю-
щем плагиоклазе видны две темные изотропные полоски, рассе-
кающие кристалл и, вероятно, образовавшиеся при ударе или
при зарождающемся постшоковом плавлении, приводящем
к образованию стекла
лых микробрекчий дефокусированным электрон-
ным пучком выявило вариации состава, по край-
ней мере соответствующие 50—75% плагиокла-
за, при преобладании пироксена в оставшейся
части. Для того чтобы установить, содержит ли
пироксен полевошпатовых пород меньше Са, чем
клинопироксен в базальтовых породах, проде-
ланных анализов слишком мало.
Шоковые эффекты. Введение. В образцах
грунта «Луны-16» обнаруживаются черты, ха-
рактерные для метаморфизма, вызванного ме-
теоритными ударами. Эти особенности практи-
чески идентичны тем, которые изучены по мате-
риалу станций «Аполлон-11» и «Аполлон-12».
Было изучено два главных типа эффектов удар-
ного метаморфизма: 1) аномальные (необыч-
ные) деформационные характеристики облом-
ков пород и минералов; 2) гомогенные и гетеро-
Ударные эффекты в образцах лунного грунта, доставленного советской станцией «Луна-16ъ
117
Р и с. 8. Бесцветный шарпк стекла (слева) и большой кристалл
(справа) в темной пористой микробрекчии, соединенные нитями
темного стекла, содержащего мелкие обломки минералов; обло-
мок 318,451; без анализатора; масштабная черточка 0,1 лелг
Рис. 9. Разбитая капля светлого коричневого стекла с вклю-
ченным полевым шпатом (?). По цвету и структуре подобна не-
которым светлым (полевошпатовым) микробрекчиям, на основа-
нии чего можно предположить образование капли из исходных
полевошпатовых пород при ударном плавлении. Фрагмент
318,521, без анализатора; масштабная черточка 0,1 мм
Рис. 10. Гетерогенное флюидально-полосчатое стекло с от-
четливым шлиром, заключающим угловатый обломок сильно
метаморфизованного пироксена (?) с сильным мозаичным угаса-
нием и частичной иэотропизацией (?) вдоль темных трещин.
Обломок 318, 37; плоскополяризованный свет; масштабная чер-
точка 0,1 мм
Рис. 11. Обломок плотного, темно-коричневого флюида льно-
полосчатого стекла,включающего различные обломки офитового
базальта (слева), микрозернистого анортозита (в центре) и еди -
ничныйкристалл пироксена или полев ого шпата (справа, внизу)*
Обломок 318,106; масштабная черточка 0,08 мм
генные стекла, вероятно, образовавшиеся вслед-
ствие плавления при ударе. Ударно-деформиро-
ванные обломки минералов и пород составляют
только 1—2% исследованных обломков, а стекло
и микробрекчии со стеклом, образовавшиеся при
плавлении от удара и смешении, слагают 70—
80%, что соответствует величинам, полученным
для образцов станций «Аполлон» [2—7, 15, 16].
Обломки пород и минералов, измененные
в результате шоковых воздействий. Шоковые
эффекты по данным изучения обломков пород и
минералов образца «Лупы-16» включают двой-
никование при деформации, развитие множест-
венной параллельной системы шоковой пластин-
чатости; частичную или полную изотропизацию
минералов, частичное селективное плавление.
Относительный масштаб ударной деформа-
ции базируется на изучении плагиоклаза, как
118
В. Т. Фрэнч
это было установлено на материале «Аполлопа-
11». Однако в том небольшом количестве вещест-
ва (подвергшегося удару), какое было изучено
по «Луне-16», зерна пироксена проявляют боль-
шее разнообразие шоковых эффектов. В порядке
предположительно возрастающего давления уда-
ра эффекты состоят в: 1) деформационном пла-
стинчатом двойниковании, по-видимому, парал-
лельно (001) [21] (рис. 1, а, б); 2) образовании
множественной системы более тонких парал-
лельных пластинок, что, очевидно, вызвано бо-
лее высокими давлениями удара [3, 22] (рис.
2); 3) крайней мозаичности (рис. 3); 4) возмож-
ной частичной изотропизации (рис. 4).
Обнаружено лишь очень немного ударно-де-
формированных обломков плагиоклаза. В одном
обломке (311,25) была описана множественная
слоистая структура (ударные пластинки;
тропным плагиоклазом, маскелппптом — ассо-
циация, аналогичная породам «Аполлона-11» [2,
4,6].В другом плагиоклаз только частично изо-
тропен, но часть обломка расплавилась с образо-
ванием оранжево-коричневого стекла, по-види-
мому, произошедшего из непрозрачной фазы в
результате послеударного плавления (рис. 7).
В этом образце образование стекла в сочетании
с быстрой закалкой (о чем свидетельствует сох-
ранение плагиоклаза) является явным плавле-
нием, вызванным ударом.
Стекла, образовавшиеся при ударе. В пробе,
доставленной «Лупой-16», встречены различные
стекла, как в виде индивидуальных обломков,
так и в веществе микробрекчий. Эти стекла в
сущности идентичны описанным по материалу
«Аполлопа-11» и «Аполлона-12», и почти досто-
верен факт их образования при ударе. Для сте-
Р и с. 12. Гетерогенное темно-коричневое флюида ль но-полос-
чатое стекло с частично расплавленными и абсорбированными
включениями плагиоклаза (белое, слева в центре и справа) и
пироксена (серое, вверху слева и вверху справа). Включения
плагиоклаза частично переплавлены в светло-зеленые и бесцвет-
ные пористые стекла и включены в окружающее стекло в виде
пятен и шлиров. Обломок 318,462; плоскополяризованный свет,
масштабная черточка 0,1 .мл€
Рис. 13. Темная микробрекчия с пористой массой из коричне-
вого стекла, цементирующей включения пироксена (серое) и
плагиоклаза (белое). Зерна плагиоклаза (вверху и слева в центре)
частично превращены в бесцветное пористое стекло. Обломок
318,320; плоскополяризованный свет, масштабная черточка
0,1 мл
Рис. 14. Обломок желтовато-коричневого стекла, при охлаж-
дении частично перешедший в пироксеновые (?) пластинки
(слева) и микролиты. Большой непрозрачный ореол окружает
фельзические включения; ореол, возможно, образовался из-за
повышенной радиоактивности включения. Обломок 318, 325;
плоскополяризованный свет; масштабная черточка 0,1.н.н
311,25). Полностью изотропный плагиоклаз (ма-
скелинит) был обнаружен в другом обломке
(рис. 5). Присутствие бесцветных стекол, бога-
тых плагиоклазовой составляющей, свидетель-
ствует о том, что в материале «Луны-16» суще-
ствует и плагиоклаз, расплавившийся при ударе
(например, [2]). В изученном материале «Луны-
16» не были обнаружены ни деформационные
двойники в ильмените [23], ни деформационные
структуры в оливине [21]. Наличие ударных
эффектов как в пироксене, так и в плагиоклазе
заставляет предположить, что аналогичные
ударные эффекты должны присутствовать и
в других минералах и их можно было бы обна-
ружить при более тщательном исследовании.
Удалось изучить только два обломка базальтов,
подвергшихся удару. В одном из них (рис. 6)
трещиноватый пироксен ассоциирован с изо-
кол характерны некоторые особые черты, сви-
детельствующие об их происхождении при удар-
ном плавлении:
1) разнообразие по цвету (и, вероятно, по
химическому составу [7]); окраска обломков
плотного гомогенного стекла варьирует от бес-
цветной через светло-зеленый, зеленовато-ко-
ричневый до темного красновато-коричневого
и коричневато-черного цвета; также установле-
но несколько фрагментов произвольной формы
(шарики, капли и т. п.; рис. 8, 9);
2) сильно отражающие шарики (Ni — Fe или
троилит?) обычно присутствуют во флюпдаль-
ных гетерогенных стеклах и в цементирующей
массе микробрекчпй;
3) отчетливые линии течения (шлиры) в ге-
терогенных стеклах, состоящие из «лент» стек-
ла различного цвета; предполагается частич-
Ударные эффекты е образцах лунного грунта, доставленного советской станцией «Луна-16»
119
ное смешение вещества различного состава
(рис. 10);
4) топкая смесь стекла и различных фраг-
ментов пород, некоторые пз них со следами
ударно-метаморфического воздействия (рис.
Ю, 11);
5) зарождающаяся «текучесть» в некоторых
минеральных зернах, включенных в обломки
стекла (рис. 12, 13), что указывает па перегрев
стекла и нарушение равновесия между кристал-
лами и стеклом.
Характер стекол из пробы «Луны-16» очень
близок к тому, что наблюдалось для материала
станций «Аполлон» (например, [7]), и почти на-
верняка свидетельствует о происхождении
вследствие соударения с метеоритами. Преобла-
дание таких стекол в обломках пород и минера-
лов, подвергшихся удару, хорошо согласуется с
сформировавшихся при охлаждении (например,
[3, 23]).
В некоторых участках охлаждение приводи-
ло к почти полной раскрпсталлизации и появле-
нию интерсертальной структуры. Неясно, явля-
ются ли эти структуры следствием быстрого
охлаждения первичной магмы или базаль-
тового расплава, образовавшегося при соударе-
нии.
Бесцветные до светло-зеленого стекла, бога-
тые плагиоклазом, обычно меньше раскристал-
лизованы. Кристаллизация, очевидно, происхо-
дила в твердом состоянии и в значительной
степени контролировалась формой обломка.
Наиболее обычным проявлением эффекта рас-
кристаллизации в кристаллах плагиоклазов яв-
ляется развитие радиальных и сферических
структур.
наблюдениями по образцам, доставленным стан-
циями «Аполлон».
Для некоторых обломков из образца «Луны-
16» характерны структуры остывания и рас-
стекловывания, подобные тем, что сообщались
для материала «Аполлона» (например, [2,3,4]).
Эти структуры свидетельствуют о том, что рост
кристаллов, вероятно, шел как при быстром
охлаждении в жидком состоянии (охлажде-
ние), так п в твердом состоянии (девитрифи-
кация) .
Наиболее сильноокрашенные желтовато-ко-
ричневые до темно-коричневых обломки харак-
теризуются наличием удлиненных высокопре-
ломляющих кристаллов и микролитов, возмож-
но, пироксена (рис. 14), а также параллельных
и дендритовых непрозрачных образований,
Выводы. Для частиц лунного грунта, достав-
ленного «Луной-16», характерны отчетливые
проявления ударного метаморфизма, развиваю-
щегося исключительно при соударении с метео-
ритами. Эти проявления фактически идентичны
тому, что наблюдалось для других лунных об-
разцов. Эффект деформации пород и минералов
устанавливается только для 1—2% обломков,
что также согласуется с результатами изучения
образцов станций «Аполлон». Однако стекла, об-
разовавшиеся при ударе, и брекчии слагают до
70—80% изученных обломков. Наличие в лун-
ном грунте из Моря Изобилия в общем значи-
тельного количества материала, испытавшего
ударное воздействие, предполагает длительную
бомбардировку метеоритами, а также и то, что
всякого рода преобразование, переработка обло-
120
В. Т. Фрэнч
мочного слоя на поверхности Луны, отмечаемая
для мест посадок станций «Аполлон» [1, 5, 10],
распространены и в Море Изобилия.
Так же, как в образцах станций «Аполлон»,
в материале «Луны-16» можно различить два
типа исходных пород: базальтовую и полево-
шпатовую. Действие ударного метаморфизма на
каждый из этих типов (рис. 15) имеет тенден-
цию к сохранению различий в исходном хими-
ческом составе во время одиночного удара. Про-
должительное воздействие приводит к смеше-
нию и гомогенизации поверхностного материа-
ла, к оОразованию сложных брекчий, которые
обычно и наблюдаются.
Преобладание базальтового материала и
Рис. 15. Схематическая диаграмма явлений ударного метамор-
физма в образцах «Луны-16» для двух установленных типов
исходных пород. Единичные удары приводят к появлению раз-
нообразных шоковых эффектов и структур, однако различия в
химическом составе стремятся сохраниться. Последовательные
многократные удары воздействуют уже на более разнообразный
материал, включая ранее ударно-метаморфизованный, и приво-
дят к появлению более сложных, гетерогенных, смешанных ти-
пов пород, которые характерны для светлых и темных микро-
брекчий. Пунктирные линии показывают, что структуры
наиболее кристаллических обломков могут получаться как при
закалке магмы (первичный тип), так и при быстром охлаждении
расплава, образовавшегося при ударе (ударно-метаморфические
продукты)
обычное распространение базальтовых обломков
без следов ударного воздействия указывают на
то, что эти породы являются здесь коренными и
что Море Изобилия подстилается базальтовыми
потоками, которые по химическому составу близ-
ки к материалу «Аполлона-12».
Полевошпатовые породы (от габбро до анор-
тозитов) менее характерны, однако их распро-
страненность сравнима с тем, что наблюдалось
по образцам станций «Аполлон-11» и «Аполлон-
12» [17, 18]. Они встречаются в виде редких,
вероятно, подвергшихся удару обломков и более
часто — в виде различных микробрекчий. Види-
мая более высокая степень проявления шоковых
воздействий полевошпатовых пород увязывается
с их транспортировкой под действием метеорит-
ного соударения из мест их залегания, располо-
женных вне района посадки «Луны-16». Если
эти полевошпатовые породы представляют собой
материал возвышенных частей (например [6,
17, 18]), тогда можно предположить, что для
района посадки «Луны-16» около восточной гра-
ницы Моря Изобилия [13] характерен значи-
тельный привнос такого материала. Другим воз-
можным его источником являются глубокие выб-
росы послеморского кратера Лангрен, располо-
женного в 500 км к юго-востоку от места посадки
и образовавшегося позже Моря Изобилия. Весо-
Исходмд/е nopodbi
ШоРодЬ/е
Ударные эффекты е образцах лунного грунта, доставленного советской станцией «Луна-Ю»
121
мые доказательства образования обломочного
слоя в районе посадки «Луны-16» под действием
многократного соударения с метеоритами сви-
детельствуют в пользу представления об универ-
сальности этого процесса для всей Лупы. Рего-
лит места посадки «Луны-16», очевидно, сфор-
мировался вследствие измельчения и ударного
метаморфизма существовавших в море различ-
ных базальтовых пород. Полевошпатовый мате-
риал, обычно более сильно метаморфизованный
ударами, был привнесен в обломочный слой из
внешнего источника, вероятно (но не абсолютно
точно), с близлежащих возвышенностей пли из
больших кратеров, образовавшихся на них.
Литература
1. Shoemaker Е. М., Halt М. Н., Swann G. A., Schlei-
cher D. L., Schaber G. G., Sutton R. L., Dahlem D. H.,
Goddard E. N., Waters A. C. Origin of the lunar re-
golith at Tranquillity Base.—Proc. Apollo 11 Lunar
Sci. Conf., 1970, 3, 2399.
2. Chao E. С. T., James О. B., Minkin J. A., Bore-
man J. A. Petrology of unshocked crystalline rocks
and evidence of impact metamorphism in Apollo 11
returned lunar samples.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., 1970, 1, 287.
3. Dence M. R., Douglas J. A. V., Plant A. G., Traill R. J.
Petrology, mineralogy, and deformation of Apollo 11
samples.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 1,
315.
4. Engelhardt W. V., Arndt J., Muller W. F., Stoffler D.
Shock metamorphism of lunar rocks and the origin
of the regolith at the Apollo 11 landing site.— Proc.
Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 1, 363.
5. Quaide W., Bunch T. Impact metamorphism of lunar
surface materials.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
1970, 1, 711.
6. Short N. M. The nature of the moon’s surface: evi-
dence from shock metamorphism in Apollo 11 and 12
samples.— Icarus, 1970, 13, 383.
7. Chao E. С. T., Boreman J. A., Minkin J. A., James О. B.,
Desborough G. A. Lunar glasses of impact origin:
physical and chemical characteristics.— J. Geopnys.
Res., 1970, 75, 7445.
8. Chao E. С. T., Boreman J. A., Desborough G. A. The
petrology of unshocked and shocked Apollo 11 and
Apollo 12 microbreccias.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., 1 (M. I. T. Press, 1971), 797.
9. Sclar С. B. Shock-induced features ot Apollo 12 mic-
robreccias.—Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1,
817.
10. Engelhardt W. V., Arndt J., Muller W. F., Stoffler D.
Shock metamorphism and origin on the regolith and
breccias at Apollo 11 and Apollo 12 landing sites.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 833.
11. Quaide W., Oberbeck V., Bunch T., Polkowski G. In-
vestigations of the natural history of the regolith at
the Apollo 12 site.— Proc. Second Lunar Sci. Conf.,
1971, 1, 701.
Лаборатория минералогии и кристаллографии
Парижского университета, Париж
Управление геологии и горных исследований,
Орлеан, Франция
Установление столь общих для лунных про-
цессов выводов прп изучении столь малого ко-
личества вещества подчеркивает полезность
петрографических методов и уникальный ха-
рактер самих ударно-метаморфических эф-
фектов.
Я благодарен Дж. А. Вуду за его советы и
поддержку, М. Дж. Уайту за приготовление
шлифов для микрозонда; Д. С. Доану младшему
и Р. Комелла за машинную обработку данных
микрозонда; П. Д. Лоуману младшему и
В. С. Камерону за ценные советы; Мэри-Хилл
Фрэич за критический просмотр рукописи.
12. LSPET (Lunar Sample Preliminary Examination Te-
am), Preliminary examination of lunar samples from
Apollo 14.— Science, 1971, 173, 681.
13. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe, Luna-16.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
14. Doan A. J., Schmadebeck R. L. A new concise treat-
ment of X-ray microprobe data after Bence and Al-
bee.— NASA Goddard Space Flight Center, X docu-
ment, in press.
15. Duke M. B., Woo С. C., Sellers G. A., Bird L. L.f Fin-
kleman R. B. Genesis of lunar soil at Tranquillity
Base.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 1, 347.
16. McKay D. S., Greenwood W. R., Morrison D. A. Ori-
gin of small lunar particles and breccia from the
Apollo 11 site.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
1970, 1, 673.
17. Wood J. A. Petrology of the lunar soil and geophy-
sical implications.— J. Geophys. Res., 1970, 75, 6497.
18. Marvin U. B., Wood J. A., Taylor G. T., Reid J. B.,
Powell B. N., Dickey J. S., Bower J. F. Relative pro-
portions and probable sources of rock fragments in
the Apollo 12 soil samples.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., 1971, 1, 679.
19. Meyer C., Brett R., Hubbard N. J., Morrison D. A.,
McKay D. S., Aitken F. K., Takeda H., Schonfeld E.
Mineralogy, chemistry, and origin of the KREEP
component in soil samples from the Ocean of
Storms.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 393.
20. Anderson A. T., Smith J. V. Nature, occurrence, and
exotic origin of «gray mottled» (Luny Rock) basalts
in Apollo 12 soils and breccias.— Proc. Second Lunar
Sci. Conf., 1971, 1, 431.
21. Carter N. L., Leung I. S., Ave'Lallemant H. G., Fer-
nandez L. A. Growth and deformational structures in
silicates from Mare Tranquillitatis.—Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., 1970, 1, 267.
22. Hornemann U., Muller W. F. Shock-inluced deforma-
tion twins in clinopyroxene.— Neues Jahrb. Mineral.,
1971, Mh. 6, 247.
23. Haggerty S. E., Boyd F. R., Bell P. M>, Finger L. W.,
Bryan W. B. Opaque minerals and olivine in lavas
and breccias from Mare Tranquillitatis.— Proc. Apol-
lo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 1, 513.
Л. М. Рид,
У. И. Ридли,
Р. С. Хармон,
Дж. Уорнер,
Р. Бретт,
П. Якеш,
Р. У. Браун
ПОЛЕВОШПАТОВЫЕ
БАЗАЛЬТЫ
В ЛУННОМ ГРУНТЕ
И ПРИРОДА
ЛУННЫХ МАТЕРИКОВ
Приблизительно 25% стекол в двух образцах грун-
та «Аполлона-14» и в двух пробах, взятых на различ-
ной глубине колонки, «Луны-16», имеют составы, эк-
вивалентные полевошпатовому базальту или анорто-
зитовому габбро. Повторная проверка обломков стекол
неморского происхождения в образцах грунта «Апол-
лона-11» и «Аполлона-12» показывает, что в них также
обычными являются стекла состава полевошпатового
базальта; стекла, по составу эквивалентные габбро-
анортозитам, встречаются реже, а анортозитовые стек-
ла вообще редки. Полевошпатовые базальты являются
главным компонентом грунта, взятого в четырех ме-
стах посадки, имеют во всех четырех местах один и
тот же состав (по главным элементам), весьма близкий
к анализам, полученным «Сервейором-7 » для материко-
вого района. Таким образом, имеются серьезные осно-
вания полагать, что вещество такого состава широко
распространено на лунных материках.
Введение. Образцы пород, доставленные экс-
педициями «Аполлон-11» и «Аполлон-12», поз-
волили исследовать базальтовые породы, харак-
терные для двух морских областей. В настоящее
время изучаются породы пз пеморского района,
с места посадки «Аполлона-14» в районе Фра-
Мауро. Брекчии и топкозернистый материал,
полученные с этих мест посадки, содержат не
только обломки пород местного происхождения,
но также и материал, выброшенный при мощ-
ных ударах с широкой территории, окружаю-
щей место посадки.
Таким образом, образцы тонкозернистого
материала п брекчий, в противоположность кри-
сталлическим породам, дают возможность оце-
пить состав различных типов пород па террито-
рии, значительно превышающей непосредствен-
но обследованную экипажами «Аполлонов».
Химические составы, установленные среди
лунных пород, можно подразделить на четыре
главные группы.
1. Морские базальты — принципиальный
компонент грунта морей в местах посадки
«Аполлона-11», «Аполлона-12» и «Луны-16».
Все базальтовые породы этой группы имеют
общие характерные особенности (например,
высокое содержание Fe, Ti, высокое отноше-
ние Са/Al), но имеют заметно различающиеся
общие составы [1]. В грунте, доставленном
«Аполлоном-14», стекла, соответствующие по-
родам морского происхождения, составляют
10—12% всех стеклянных зерен [2].
2. Базальты Фра-Мауро установлены в ка-
честве существенного компонента неморского
происхождения в некоторых образцах грунта
«Аполлона-12», получившего различные на-
звания: крип, норит, серые пятнистые обломки
и неморские базальты [3]. Эти богатые глино-
земом и редкими землями базальты в незначи-
тельных количествах встречены в образцах
грунта «Аполлона-11» и составляют основную
массу грунта, привезенного «Аполлоном-14».
Из-за широкой распространенности этих пород
в образцах «Аполлона-14» они названы здесь
базальтами Фра-Мауро [2].
3. Компоненты с высоким содержанием
кремнезема (граниты, риолиты, гранофиры),
крайне редко встречающиеся в образцах грун-
та «Аполлопа-12» и «Аполлона-14» [2].
4. Анортозиты, так называемые анортози-
товые компоненты, были впервые установлены
в образцах грунта «Аполлона-11» как породы
неморского происхождения. Несколько авторов
предположили, что этот материал может пред-
ставлять вещество лунных материков [5]. По-
добный материал может в меньших количест-
вах был найден в грунте «Аполлона-12», и по-
хожие породы встречаются в пробах, достав-
ленных «Аполлоном-14» п «Луной-16» [2, 6].
Подсчет реального содержания этого ком-
понента в лунном грунте, выполненный нами
По лев от патовые базальты в лунном грунте и природа лунных материков
123
и другими исследователями, показывает, что
анортозиты в нем не преобладают, и, таким
образом, принятые в настоящее время пред-
ставления об «анортозитовом» компоненте
грунта могут оказаться ошибочными. Среди
этих пород преобладают полевошпатовые ба-
зальты (или анортозитовое габбро). Эти ба-
зальты являются существенным компонентом
грунта, доставленного из всех трех морских
районов, а также и в образцах из Фра-Мауро.
Методы. Мы приняли несколько отли-
чающийся от методов других исследователей
метод изучения частиц лунного грунта. При-
рода лунного грунта ранее трактовалась от-
части в рамках «модели смешения», согласно
которой химический состав грунта объясняется
как результат смешения в различной пропор-
ции известных и (или) гипотетических конеч-
числа анализов для получения статистически
удовлетворительных данных для оценки про-
порций различных компонентов, а также в не-
применимости его к грубым фракциям грунта.
Определения. Предыдущими исследования-
ми [7, 2] было показано, что состав стекол, в
особенности если большое число анализов поз-
воляет выделить преобладающие составы, мо-
жет с успехом использоваться для идентифика-
ции типов пород, слагающих грунт. Удобно
для обозначения различных составов стекол
использовать эквивалентные им названия кри-
сталлических пород.
Поскольку для стекол известен только хи-
мический состав, данному составу могут соот-
ветствовать несколько названий пород, разли-
чающихся по структурной характеристике.
Для стекол с высоким содержанием Са и А1
Рис. 1. Соотношение СаО и А12О3 (в вес. %) в стеклах пз двух
образцов грунта «Аполлона-14» , 14259 и 14156. Линия соответ-
ствует постоянному отношению СаО/А12О3 для хондритов и
ахондритов. Шестиугольником показана точка для породы
14510, «Аполлон-14»
ных членов. При исследовании грунта класси-
фицировали по типам зерен составляющие его
частицы и затем анализировали отдельные
представители каждого класса. Наш подход
заключался в анализе (с использованием ме-
тода локального микроанализа) всех зерен в
пределах случайно выбранной площади в каж-
дом из многочисленных образцов, приготовлен-
ных из зерен, и в последующем установлении
относительного содержания зерен определен-
ного состава. Недостатки такого подхода за-
ключаются в том, что он требует большого
мы приняли классификацию, использованную
при описании Адирондакской анортозитовой
серии [8]. Согласно этой классификации, анор-
тозитами называются породы с содержанием
фемических минералов 0—10%, габбро-анор-
тозитами 10—22,5%, анортозитовыми габбро
или полевошпатовыми базальтами 22,5—35%
и габбро или базальтами 35—65%. Этой же
классификацией пользовался Вуд [9] приме-
нительно к лунным грунтам. Располагая толь-
ко данными о химическом составе стекол, мы
основывали классификацию на пропорции нор-
мативных минералов, рассчитанных по систе-
ме CIPW. Некоторые отклонения, которые
вносит метод нормативных пересчетов, явля-
ются второстепенными и не влияют на выво-
ды, полученные ниже.
124 -<4. М. Риду У. И. Ридли, Р. С. Хармон, Дж, Уорнер, Р. Бретт, П. Якеш, Р. У. Браун
Грунт «Аполлона-14». Было проанализиро-
вано около 500 обломков стекол из двух проб
«Аполлона-14» 14 259 и 14156; обе эти пробы
оказались очень похожими [2]. Данные по
этим двум образцам сведены на диаграмму в
координатах СаО —AI2O3 (рис. 1). Можно
обратить внимание на некоторую группировку
точек, охватывающих в целом широкий интер-
вал значений содержания СаО и AI2O3. Стекла
с отношением СаО/А^Оз < 0,8 имеют почти
одинаковые отношения Са/Al и распадаются
на две основные группы. Базальтовые стекла
Фра-Мауро образуют дискретную группу с со-
держанием AI2O3 менее 21 вес. %. Стекла с
содержанием AI2O3 более 21 вес. %, т. е. стекла
с высоким содержанием нормативного полево-
го шпата, представляют основной объект наше-
го исследования.
Стекла с высоким содержанием полевошпа-
товых компонентов образуют довольно одно-
родную группу, так что любая классифика-
ция с подразделением их на отдельные под-
группы была бы искусственной. В пашем ис-
следовании грунта «Аполлона-14» [2] мы вы-
делили две подгруппы: стекла с содержанием
AI2O3 21—30 вес. % (базальты Фра-Мауро ти-
па Е) и стекла с содержанием А120з > 30
вес. % (габбро-анортозиты или базальты ти-
па F). Эта классификация основывалась на
естественном разрыве кривой распределения
частот анализов, и ее можно распространить
на другие пробы. Большинство стекол с высо-
ким содержанием полевошпатовых компонен-
тов из грунта района Фра-Мауро имеет содер-
жание А120з между 21 и 30 вес.%. Значитель-
но меньшая часть стекол попадает в категорию
с AI2O3 > 30. Используя классификацию, опи-
санную выше и основанную на содержании
нормативных минералов, можно заключить, что
пз 169 проанализированных стекол из грунта
Фра-Мауро с содержанием AI2O3 более 21 вес. %
12% представляют базальты, 79% — полевошпа-
товые базальты, 6%—габбро-анортозиты и
3% —анортозиты. Богатые полевошпатовыми
компонентами стекла образуют хорошо выражен-
ную группу, эквивалентную по составу полево-
шпатовым базальтам; стекла, эквивалентные габ-
бро-анортозитам, имеют подчиненное значение,
а анортозитовые стекла редки.
Грунт «Луны-16». В последнее время мы
получили 264 анализа обломков стекла из
образцов грунта, доставленных «Луной-16» из
района Моря Изобилия. Главная масса стекол
имеет базальтовый состав и напоминает базаль-
ты из других морских районов по высокому
содержанию Fe, Ti и высоким отношениям
Са/Al. Имеется, однако, большое число облом-
ков стекол, которые имеют высокое содержа-
ние Са и А1/А120з > 21 вес.%, СаО + А12О3 >
> 36 вес. % и могут быть отнесены, следователь-
no, к стеклам с большим содержанием полево-
шпатовых компонентов. Многие из таких сте-
кол по содержанию главных элементов очень
близки к стеклам полевошпатовых базальтов
Фра-Мауро; для них характерны близкие пре-
делы вариаций содержаний Са и А1, но незна-
чительные колебания отношения Са/AL И сно-
ва можно естественным образом классифици-
ровать их, причем опять большинство стекол
по составу соответствует полевошпатовым ба-
зальтам и только небольшая часть — габбро-
анортозитам и анортозитам.
Таким образом, основные компоненты мор-
ского грунта «Луны-16» практически идентич-
ны по своему характеру главным компонентам
образцов «Аполлона-14» (табл. 1). Это сравне-
ние можно распространить на образцы «Апол-
лона-11» и «Аполлона-12»; ниже предпринята
попытка пересмотреть оценки количества и
природы материала с высоким содержанием по-
левошпатовых компонентов в образцах грунта,
доставленных этими экспедициями.
Грунт «Аполлона-11» и «Аполлона-12». Мно-
го было написано об «анортозитовом» компо-
ненте в грунте «Аполлона-11», и опублико-
вано много анализов стекол и обломков по-
род, которые имеют высокие содержания поле-
вошпатовых компонентов. Вуд [9] среди пород
неморского происхождения в грунте «Аполло-
на-11» выделяет 35% анортозитов, 45% габбро-
анортозитов и 20% анортозитовых габбро.
На рис. 2 приведена серия гистограмм
суммарного содержания нормативного полевого
шпата для стекол с содержанием AI2O3 > 21
вес. % для всех четырех изученных районов.
Данные по двум образцам грунта «Аполло-
на-14» представляют собой случайные выборки
стекол. Оба образца показывают отчетливый
пик, соответствующий содержанию нормативно-
го полевого шпата около 70%, а также, воз-
можно, второй незначительный пик при 90%
нормативного полевого шпата. Учитывая слож-
ную природу процессов, сопровождающих удар-
ные явления, а также различный масштаб их,
необходимо считать, что установленные преде-
лы значений определенно невелики. Очевидно,
эти стекла происходят из одного типа пород,
эквивалентного по составу полевошпатовым ба-
зальтам или анортозитовому габбро. Среди сте-
кол, содержащих более 65% нормативного по-
левого шпата, 90% представлено полевошпато-
выми базальтами, 10% — габбро-анортозитами
Полевошпатовые базальты е лунном грунте и природа лунных материков
125
и только 5 % — анортозитами. Для грунта
«Аполлона-14» стекла с содержанием AI2O3 вы-
ше 21 вес. % составляют 30% всех стеклянных
зерен.
Для сравнения были использованы опубли-
кованные данные для образцов грунта «Апол-
лона-11» и «Аполлона-12» [10]. Опубликован-
ные анализы стекол обычно не представляют
собой случайную выборку, а относятся к об-
разцам, выбранным в соответствии с самыми
различными критериями. Эти данные невозмож-
но использовать для оценки относительных
количеств различных типов стекол, но они
полезны для выделения типов присутствующих
в образцах стекол. Данные, собранные на
рис. 2, показывают, что природа компо-
нентов неморского происхождения в образцах
«Аполлона-11» и «Аполлона-12» по существу
идентична природе описанных выше стекол,
соответствующих по составу полевошпатовым
базальтам. На обеих диаграммах отмечается
пик около 70% нормативного полевого шпата и
небольшое количество габбро-анортозитов и
анортозитов. Только стекла из грунта «Апол-
лона-11» образуют, кроме того, небольшое
скопление около 90% нормативного полевого
шпата. Но в целом полевошпатовые базальты
по количеству в пять раз превышают анортози-
ты. Но даже и это количество анортозитов мо-
жет быть завышенным, так как стекла с содер-
жанием более 94% нормативного полевого шпа-
та, могут представлять собой не только застыв-
шую магму соответствующего состава, но и
просто расплавы, возникшие при плавлении
кристалликов полевого шпата, и зерна маске-
линита.
Обсуждение. В целом грунт всех четырех
исследованных районов содержит в качестве су-
щественной составляющей (от 17 до 33%) стек-
ла с содержаниями А12О3 выше 21 вес. % и
Fe, Ti и Са/Al, характерными для пород не-
морского происхождения. Эти неморские ком-
поненты имеют одинаковый состав, эквивалент-
ный составу полевошпатовых базальтов. Хими-
ческие составы стекол для этих четырех далеко
друг от друга отстоящих участков лунной по-
верхности приведены в табл. 1. Их близость
друг к другу бросается в глаза. Лучшим мате-
риалом для сравнения могут служить данные
табл. 2, в которой показаны медианные составы
для стекол с содержанием AI2O3 выше
21 вес. %, полученные для этих четырех точек.
Хорошо перемешанный грунт представляет
материал большой площади лунной поверхнос-
ти. Следовательно, грунт должен обычно содер-
жать в качестве второстепенных компонентов
породы материковых областей. Если вещество
материков достаточно однородно, то грунт всех
морских проб должен содержать характерные
компоненты неморского происхождения. Поле-
вошпатовый базальт является существенным
компонентом грунта в Море Спокойствия, Море
Изобилия, Океане Бурь и районе Фра-Мауро.
Базальт типа Фра-Мауро, или крип, редко
встречается в образцах из Моря Спокойствия и
Моря Изобилия и имеет слишком высокое со-
держание калия, чтобы быть главным типом
пород материков. Единственный непосредст-
венный анализ материала материков, выпол-
ненный «Сервейором-7» (см. табл. 2), соответ-
Р и с. 2. Гистограмма общего содержания нормативного поле-
вого шпата в стеклах образцов « Аполлона-11» и « Аполлона-12 »
[ 1 о], двух проб грунта « Аполлона-14 »[2] и грунта « Луны-16 »[б]
126
A. M. Рид, У. И. Ридли, Р. С. Хармон, Дж. Уорнер, Р. Бретт, II. Якеш, Р. У. Браун
Таблица 1. Средний состав стекол из лунного грунта с содержанием А120з больше 21 вес. %
«Аполлон-14»
Компонент
«Аполлон-11» «Аполлон-12»
«Луна-16»
14259
14156
SiO2 45,17 (5,31) 45,21 (4,76) 45,49 (2,25) 45,74 (1,10) 44,77^2,12)
TiO2 0,74 (1,17) 0,36 (0,19) 0,44 (0,41) 0,40 (0,34) 0,45 (0,49)
А12Оз 26,65 (3,88) 25,90 (2,85) 25,77 (2,70) 26,21 (2,67) 27,29 (4,62)
Сг20з — — — 0,03 (0,03) 0,10(0,07)
FeO 5,35 (3,64) 4,53 (1,69) 5,53 (1,92) 5,75 (1,76) 5,41 (3,29)
MgO 6,77 (3,63) 8,19 (4,14) 7,26 (2,27) 7,45 (1,78) 6,84 (3,32)
СаО 14,82 (3,07) 13,98 (3,61) 14,63 (1,99) 14,59 (1,57) 15,20 (2,37)
Na2O 0,42 (0,45) 0,26(0,36) 0,35 (0,39) 0,22 (0,15) 0,25 (0,25)
К2О 0,04 (0,06) 0,05 (0,04) 0,13(0,22) 0,04 (0,07) 0,07 (0,12)
Число исследованных обломков сте- 120 24 130 41 80
кол
Доля стекол данного тина от общего 27,8 17,3 33,3 29,3 22,9
числа стеклянных обломков, %
Примечание. Цифра в скобках указывает стандартное отклонение. Данные для «Аполлона-11» и «Аполлона-12»взяты
из литературы и отдельных результатов исследования некоторых групп зерен.
Таблица 2. Средний (медианный) состав стекол из лунного грунта с содержанием AI2O3 больше 21 вес. %
Компонент «Аполлон-! 1» «Аполлон-! 2» «Аполлон-14» «Луна-16» «СервеДор-7»
14259 14156
SiO2 44,62 44,81 45,10 45,60 44,97 50
TiO2 0,40 0,30 0,29 0,29 0,32 —
А120з 25,78 25,75 25,28 25,46 26,00 21
Сг20з — — — 0,09 0,10 —
FeO 5,47 5,01 5,75 5,79 5,53 7
MgO 7,55 8,40 8,20 8,15 7,85 7
СаО 14,92 14,85 14,68 14,62 14,54 15
Na2O 0,28 0,20 0,19 0,17 0,26 —
К2О 0,01 0,05 0,05 0,01 0,01 —
Сумма 99,07 99,35 99,54 100,18 99,49 100
Число обломков стекол 120 24 130 41 80 —
Or о,з 0,2 о,з 0,1 0,1 —
ЛЬ 2,4 1,7 1,6 1,4 1,1 —
Ап 68,9 69,3 68,0 68,7 67,9 —
Di 4,1 3,5 3,9 3,1 2,3 —
Ну 13,1 14,2 16,2 19,2 20,5 —
01 9,5 9,9 9,0 7,0 7,0 —
Ch — — — 0,1 0,2 —
II 0,8 0,6 0,6 0,6 0,7 —
Fe/(Fe г Mg) в силикате 0,275 0,241 0,273 0,274 0,26J —
Ап/(АЬ + Ап) в плагио- 0,035 0,975 0,976 0,978 0,983 —
клазе
Полевошпатовые базальты в лунном грунте и природа лунных материков
127
ствует полевошпатовому базальту, а не анорто-
зиту. В табл. 2 сравниваются эти результаты с
данными по составу полевошпатовых базальтов
из четырех исследованных районов Луны. На
этом основании мы предполагаем, принимая
крайне, конечно, упрощенное допущение, что
лунные материки могут быть представлены од-
ним типом пород, что наплучшпм кандидатом в
такие породы является нс анортозит, а поле-
вошпатовый базальт. Этот вывод по существу
согласуется с предварительными данными репт-
генофлюоресцентного анализа «Аполлона-15»,
полученными на окололунной орбите [11]. Мы
предлагаем назвать этот компонент материко-
вым базальтом.
Материковый базальт с составом, показан-
ным в табл. 2, может быть характерным для
лунных материков. Содержание основных эле-
ментов в этом типе пород колеблется незначи-
тельно, и эта группа пород по химическим
признакам выделяется четче, чем другие груп-
пы главных лунных пород. Исследование содер-
жания рассеянных элементов в этих стеклах
еще не завершено, но очевидно, что К и, веро-
ятно, U и Th находятся в них в очень малых
количествах.
Материковые базальты характеризуются со-
держанием нормативного полевого шпата 70%;
такой состав для земных базальтов не соответ-
ствует составу первичной базальтовой магмы.
Нормативные составы стекол материкового ба-
зальта [1, 2] показывают колебания содержа-
ния ортопироксена от 0 до 20%, но постоянное
отношение Fe/Mg; такие соотношения совме-
стимы с представлением о том, что они явля-
ются аккумулятамп кристаллов [13]. Некоторые
грубозернистые частички из почвы и редкие об-
ломки брекчий в образцах, доставленных
«Аполлоном-14», сложены главным образом
крупными кристаллами кальциевого плагиокла-
за, магнезиального пироксена, оливина и иль-
менита и, таким образом, по минералогии со-
ответствуют анортозитовому габбро. В некото-
рых образцах встречаются структуры, свиде-
тельствующие о кристаллизации жидкости,
захваченной между кумулятивными кристал-
лами. Мы, конечно, понимаем, что необходимо
крайне осторожно интерпретировать эти облом-
ки как аккумуляты, поскольку они могут отра-
жать локальные особенности пород и нс харак-
теризовать определенный тип пород, имеющий
региональное распространение.
Мы пе можем поэтому еще установить с
достаточной определенностью, были ли матери-
ковые базальты всегда полностью жидкими пли
они являются кумулятамп кристаллов. Такие
обогащенные полевошпатовыми компонентами
составы могут возникать в результате кон-
центрации кристаллов полевого шпата в куму-
лятивных породах, образующихся вследствие
кристаллизации высокоглиноземистого базаль-
та, пз расплава которого первым кристаллизу-
ется полевой шпат [2]. Среди образцов из фор-
мации Фра-Мауро найдено два кристалличес-
ких полевошпатовых базальта, 14310 и 14073,
которые представляют породы, наиболее обога-
щенные глиноземом пз всех кристаллических
базальтов, собранных па Лупе. Ряд признаков
свидетельствует, что в обоих этих образцах про-
исходила некоторая аккумуляция кристаллов
полевого шпата, и они, вероятно, не соответ-
ствуют исходному расплаву [12]. Породы с со-
держанием второстепенных и рассеянных эле-
ментов, характерным для образца 14310 (высо-
кое содержание К, U, Th), не могут быть пер-
вичными для основной массы материковых
базальтов из-за незначительной распростра-
ненности базальтов типа Фра-Мауро па лунной
поверхности. Следовательно, если материковые
базальты представляют кумуляты, возника-
ющие при накоплении кристаллов полевого
шпата при кристаллизации высокоглпноземис-
того базальта, эта первичная магма должна
быть в отношении содержания главных элемен-
тов подобна породе 14310, но иметь значительно
более низкие концентрации К, Th и U.
Другая возможность заключается в предпо-
ложении, что материковые базальты сами пред-
ставляют некоторый тип первичной магмы.
Стекла материковых базальтов четырех далеко
друг от друга отстоящих исследованных райо-
нов имеют очень близкий состав (по главным
элементам), что может свидетельствовать о том,
что их источником является тонкозернистый од-
нородный материал. Трудно представить себе,
чтобы стекла такого постоянного состава возни-
кали пз грубозернистых гетерогенных кумуля-
тов. То, что земные высокоглипоземистыс ба-
зальты значительно беднее глиноземом, чем ма-
териковый базальт, пе означает, что обогащен-
ная алюминием первичная магма не могла су-
ществовать па Луне. В безводных условиях
жидкости состава материкового базальта долж-
ны иметь исключительно высокую температуру
ликвидуса (по сравнению с земными магмами),
что поднимает интересный вопрос о термичес-
ком режиме на ранних этапах лунной истории.
Если такая магма действительно существует,
то этот состав должен иметь очень большое зна-
чение в эти ранние периоды, поскольку он мо-
жет быть начальной точкой целого спектра рас-
плавов состава глиноземистого базальта, возни-
128
A. M. Рид, У. Й. Ридли, Р. С. Хармон, Дж. Уорнер, Р. Бретт, П. Я кеш, Р. У. Браун
кающих в процессе фракционирования, и пород,
являющихся крайними кумулятамп: габбро-
анортозитов и анортозитов.
Заключение. Мы приходим к выводу, что ос-
новным компонентом неморского происхожде-
ния среди стекол, найденных в образцах грун-
та, собранных во всех изученных морских рай-
онах, является полевошпатовый базальт. Дру-
гие компоненты неморского происхождения,
также имеющие существенное значение и най-
денные в морских грунтах, представлены ба-
зальтом типа Фра-Мауро (крип, норит); их
встречается значительно больше, чем материко-
вого базальта, во многих пробах грунта «Апол-
лопа-12», по они редки в образцах грунта
«Аполлона-11» и «Луны-16». Материковый
базальт представляет также весьма распростра-
ненный тип стекол из грунта района Фра-Мау-
ро. Средние содержания главных элементов в
анортозитовых габбро из различных районов
очень близки, и в целом эти стекла образуют
компактную в химическом отношении группу.
Этот компонент, по-видимому, представляет ос-
новной тип полевошпатовых пород лунных ма-
териков.
Большинство схем эволюции Луны в той
или иной форме включает формирование анор-
тозитовой коры [5, 9] в результате процесса
аккумуляции. Гипотеза о том, что преобладаю-
щей материковой породой является полево-
шпатовый базальт, требует, чтобы породы с вы-
соким содержанием А1 и Са были широко рас-
пространены во внешних частях Луны на ран-
них этапах ее истории.
Литература
1. Reid А. М., Ridley W. /, Warner J., Harmon R. S..
Brett R., Jakes P. (abs).—Trans. Am. Geophys. Union
(in press).
2. Apollo Soil Survey.— Earth Planet. Sci. Letters, 1971,
12, 49—54; Apollo Soil Survey. Unpubl. data, 1971;
Reid A. M., Ridley W. I., Warner J., Jakes P., Har-
mon R. S. Unpubl. data, 1971.
3. Fuchs L. H.— Science, 1970, 169, 866; Meyer C.,
Jr., Hubbard, N. J.— Meleoritics, 1970, 5,210; Marvin
U. B., Wood J. A., Taylor G. J., Reid J. B.,
Jr., Powell B. N., Dickey J. S., Jr., Bower J. F.— Proc.
Second Lunar Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 679—699; Anderson A. T., Jr.. Smith
J. V.— Proc. Second Sci. Conf., 1971, 1, 431—438;
Hubbard N. J., Gast P. W.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf, 1971, 2, 999-1017.
4. Marvin U. B., Wood J. J., Taylor G. J., Reid J. B.,
Jr., Powell B. N., Dickey J. S., Jr., Bower J. F.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 679—699; Mason B., Melson W. G.,
Henderson E. P., Jarosewich E., Nelen J. Second Lu-
nar Sci. Conf, (unpublished proceedings), 1971.
5. Wood J. A., Dickey J. S., Jr., Marvin U. B., Po-
well B. J.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf, Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1, 965—988; Smith
J. V., Anderson A. T., Jr., Newton R. C., Olsen E. J.,
Wyllie P. J.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf, Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1, 897—925:
Short N. M.— Proc. Apollo It Sci. Conf, Geochim. Cos-
mochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1, 865—871.
6. Vinogradov A. P.— Proc. Second Lunar Sci. Conf, Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1-16; Ja-
kes P., Warner J., Ridley W. I., Reid A. M., Hat-
mon R. S., Brett R., Brown R. W. Unpubl. data, 1971.
7. Chao E. С. T., Boreman J. A., Minkin J. A., Ja-
mes О. B., Desborough G. A.— J. Geophys. Res, 1970,
75, 7445—7479; Glass В. P.— J. Geophys. Res, 1971,
76, 5649—5657.
8. Buddington A. F. Geol. Soc. Amer. Mem, 1939, 7.
9. Wood J. A. J. Geophys. Res, 1970, 75, 6497-6513.
10. Warner J. Unpublished compilation of Apollo chemi-
cal, age and modal information, M. S. C. Curator’s
Office.
11. Adler J.. Trombka J., Gerard J., Schmadebeck R.,
Lowman P.. Blodgett H., Yin L., Eller E., Lamothe R.,
Gorenstein P., Bjorkholm P. Goddard Space Flight
Center, Preliminary Report, X-641-421, 1971.
12. Brown G. M., Peckett A. In preparation, 1971. Rid-
ley W. I., Williams R. J., Takeda H., Brown R. W.,
Brett R. In preparation, 1971.
13. Wager L. R., Brown G. M. Layered igneous rocks.
Oliver and Boyd, Edinb. and Lond, 1968.
14. Patterson J. H., Franzgrote E. J., Turkevich A. L.,
Anderson W. A., Economon T. E., Griffin H. E.,
Grotch S. L.. Sowinski К. P. J. Geophys. Res, 1970.
74, 6120-6148.
Институт лунных исследований, Хьюстон.
Центр пилотируемых космических полетов, Хьюстон.
Локхид-Электронпкс корпорейшн, Хьюстон, США
Л. С. Тарасов,
И. Д. Шевалеевский,
М. А. Назаров
ПЕТРОГРАФО-
МИНЕРАЛОГИЧЕСКОЕ
ИССЛЕДОВАНИЕ
МАГМАТИЧЕСКИХ ПОРОД
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Рассмотрены петрографические и минералогичес-
кие особенности фрагментов магматических пород ре-
голита из Моря Изобилия. Структуры и минеральный
состав варьируют в зависимости от типа пород. При-
ведено более 50 рентгеноспектральных анализов мине-
ралов (оливина, пироксенов, плагиоклазов, рудных),
химические составы которых изменяются даже в пре-
делах отдельных обломков пород.
Проба реголита из Моря Изобилия содержит
многочисленные мелкие фрагменты извержен-
ных пород. В совокупности они позволяют полу-
чить довольно полную характеристику магмати-
ческих проявлений близлежащей области.
Место посадки станции «Луна-16» располо-
жено в северо-восточной части Моря Изобилия.
Это характерный лунный морской район, причем
один из наиболее древних. Ближайшая матери-
ковая область расположена в 70—80 км к северу.
По аналогии с реголитом из Моря Спокойствия и
Океана Бурь можно было ожидать преимущест-
венно базальтовый тип пород и в пробе, достав-
ленной «Луной-16». Близкий материк и распо-
ложенный в 300 км к юго-востоку большой
кратер Лангрен, относящийся к образованиям
коперниковского возраста, могли явиться источ-
никами некоторой доли материала материкового
типа в составе реголита «Луны-16». То, что
источники материала реголитов «Луны-16»,
«Аполлона-11» и «Аполлона-12» были в ос-
новном местные, уже было показано ранее
[1—3]. Последующие исследования подтвер-
дили это.
Методика исследования. После описания
пробы на лотке в приемной камере проводилось
выдепие части ее для гранулометрической сепа-
рации и потом из фракции (+0,45 — 0,9 мм) и
отчасти из фракции +0,9 мм отбирались после
морфологического исследования [4] частицы для
изготовления прозрачно-полированных шлифов.
9 Лунный грунт
Каждый из этих шлифов содержал по одной ча-
стице породы. Кроме них, были приготовлены
шлифы из случайно отобранных групп зерен,
каждая весом около 2 мг, из фракций реголита
+ 0,200, +0,127 и + 0,083 мм. В настоящей ра-
боте рассматриваются данные, полученные в ос-
новном при микроскопическом изучении около
70 шлифов отдельных частиц и лишь отчасти по
шлифам второго типа.
После изучения шлифов под микроскопом
в проходящем и отраженном свете производи-
лось фотографирование всей площади шлифа.
Полученные фотографии шлифа являлись ос-
новой для нанесения точек при исследовании
состава минералов на микрозонде. Оно проводи-
лось на микроанализаторе JXA-5 с углом выхо-
да рентгеновских лучей 40°. Ускоряющее напря-
жение 15 кв. Ток поглощенных электронов
1,5-10“8 а. Размер зонда 1—5 мкм. В качестве
эталонов использовались кварц (Si), корунд
(А1), рутил (Ti), хромит (Сг), гематит (Fe),
манганильменит (Мп), шпинель (Mg), волла-
стонит (Са), альбит (Na), стекло (К), монацит,
апатит (Р). Результаты пересчитаны с введе-
нием поправок по методу Бенса и Альби [5, 6].
Относительная точность анализа менее 5%.
Петрографическое описание. Содержание
неизмененных первичных фрагментов магмати-
ческих пород в реголите из Моря Изобилия
в общем не так велико, поскольку основная
часть пробы (до 50—70%) сложена брекчия-
ми, шлаками, спеками (мпкроагглютинатами)
и частицами переходного облика. На рис. 1
изображен участок глубинного разреза ко-
лонки реголита «Луны-16», заснятый на лот-
ке в гелиевой камере непосредственно после
доставки пробы в приемную лабораторию. На
этой фотографии можно увидеть ряд интересных
подробностей: угловатые формы большинства
частиц, вариации их размеров, множество остек-
130
Л, С. Тарасов, И, Д. Шевалеесский, М. А. Назаров
лованных, оплавленных частиц. Хорошо разли-
чимы брекчии и белые фрагменты полевошпа-
товых пород. Фрагменты базальтовых пород
различных типов можно отличить по ми-
неральному составу, кристалличности или мас-
сивному сложению (см. также цветные табл 1,1
и 2 и табл. II, 7). При подсчете нами
[4] к собственно магматическим отнесены
фрагменты, имеющие массивный кристал-
лический или афанитовый облик и не несущие
на своей поверхности сплошных или обширных
покрытий из стекла, глазури, пенистого стекла.
Это частицы, не подвергавшиеся в значитель-
ной мере воздействию метаморфизующих экзо-
генных процессов на поверхности Луны.
Как видно из табл. 1, суммарное содержание
магматических фрагментов в крупных фракциях
(+0,45 мм) составляет 20—30% и уменыпает-
та. Как правило, это оливин, пироксен, плагио-
клаз, значительно реже — ильменит или шпи-
нели.
Среди первичных магматических пород в
реголите «Луны-16» могут быть выделены сле-
дующие типы:
I. Базальтовые породы.
1. Крупнозернистые базальты и габбро.
2. Среднезернистые базальты.
В каждой из этих групп выделяются лейко-
кратовые и меланократовые разности.
3. Габбро-анортозиты.
4. Тонкозернистые и афанитовые базальты,
темно-серые до почти черных.
II. Полевошпатовые (анортозитовые) породы.
Базальтовые породы варьируют по струк-
туре и относительному содержанию породооб-
разующих минералов. Главными минералами
Таблица 1. Относительное содержание частиц первичных магматических пород в различных грануло-
метрических фракциях (в мм) реголита «Луны-16»
Вид фрагментов пород Слои А 4- Б Слои В 4- Г
4-0,9 —0,9 4-0,45 -0,200 4-0,127 4-,09 —0,9 4-0,45 -0,200 4-0,127
Содержание во фракции, % Габбро и крупнозернистые базальты 13 14 10 18 12,5 13
Базальты топкозернистые 8 7,5 — 9,5 7 —
Полевошпатовые породы 0 о 0,5 1 3,5 1,5
Мономпнеральные зерна и стекла 5 2,5 13 2,5 5,5 21
Доля среди фрагментов пород, Габбро и крупнозернистые базальты . % 62 60 95 63 55 90
Базальты тонкозернистые 38 32 —- 33 30 —
Полевошпатовые породы — 8 5 4 15 10
ся в более тонких фракциях (—0,200+0,127 мм)
до 11—15%, причем в последних под биноку-
лярным микроскопом не отмечено обломков
тонкозернистых базальтов. Это объясняется,
вероятно, тем, что породы такого типа плохо
дробятся на мелкие обломки ввиду большой
вязкости, обусловленной тонкозернистым строе-
нием. Доля тонкозернистых базальтов среди
собственно магматических фрагментов (табл. 1)
составляет не более 20—30%, а более крупно-
зернистых базальтов и габбро 50—70%. Доля
полевошпатовых (анортозитовых) пород 1—3%
в более крупных фракциях реголита, что сос-
тавляет 5—15% от общего числа первичных
магматических фрагментов.
Число частиц магматического генезиса
должно быть еще увеличено за счет доли мо-
нозерен минералов, входящих в состав реголи-
являются плагиоклаз, моноклинный пироксен,
оливин, ильменит. Большинство пород пол-
нокристаллические, участки стекла встречают-
ся нечасто.
Характерная черта — крупность зерна в
породах. Наиболее крупнозернистые породы
(размер зерна 0,3—0,5 до 1—2 мм) представле-
ны фрагментами типа габбро. В них проявлены
четкие офитовые структуры (цветные табл. IV,
1 и табл. VIII, 3). Среднезернистые базальты
по внешнему виду сходны с предыдущей груп-
пой, но размер зерен минералов в них колеблет-
ся в среднем от 0,1 до 0,3 мм. Породы с более
тонким строением и афанитового облика отнесе-
ны к четвертой группе. Для пород первой, вто-
рой и третьей групп основной минеральный
состав может быть предварительно определен
при внешнем осмотре частиц под бинокулярным
Петрографо-минералогическое исследование магматических пород иа Моря Изобилия
131
микроскопом (при увеличениях 15—30 раз).
Минеральный состав пород четвертой группы
устанавливается только в шлифах под микро-
скопом.
В базальтах первых трех групп плагиоклаз
имеет вид пластинок или отдельных зерен,
он часто очень чистый, прозрачный, иногда мо-
лочный, белый. Необычен цвет пироксена, пред-
ставленного в этих породах моноклинной раз-
ностью: он розовато-коричневый, иногда более
розовый, сходный по окраске с альмандином,
ио есть разности более желтого, бурого или ко-
ричневого оттенков. Оливин варьирует по
окраске от желтовато-зеленоватых до янтарных
тонов. Ильменит присутствует в виде черных
пластинок и выделений. Шпинели также чер-
ного цвета, чаще всего в виде мелких идио-
морфных включений в оливине. В других мине-
ралах под бинокулярным микроскопом они не-
отличимы от мелких неправильных выделений
ильменита.
Цвет фрагментов пород в целом зависит от
содержания плагиоклазов и темноцветных ми-
нералов. Могут быть выделены меланократовые
разности пород первых двух групп, когда коли-
чество плагиоклаза не превышает 20—30%,
вплоть до фрагментов, приближающихся по
составу к перидотитам (полевошпатовым пери-
дотитам). Это породы темно-коричневых, тем-
но-серых, почти черных тонов, но с хорошо раз-
личимой кристалличностью. Обычные габбро и
крупнозернистые и среднезернистые базальты
Рпс. 1. Общий вид реголита из глубинной части колонки;
видны многочисленные фрагменты минералов и пород
132
Л. С. Тарасову Й. Д. Шевалеевский, М. А. Назаров
характеризуются более светлыми окрасками, а
еще более лейкократовые разности — преобла-
дающе светлыми тонами (рис. 2 и 3, а также
цветная табл. III, группа 2 — внизу более лей-
кократовые разности, вверху — более мелано-
кратовые). Вариации содержания пльмснта (от
9 до 20%) очень сильно сказываются на окраске
пород, хотя общее увеличение его содержания,
Р и с. 2. Частица меланократового мелкозернистого габбро
Рис. 3. Частица лейкократового мелкозернистого габбро
Р и с. 4. Частица средне-, тонкозернистого базальта
Р и с. 5. Минералы и фрагменты пород из фракции 4-0,45 мм,
проба Л-1609
Рх — пироксен; 01 — оливин; 14 — плагиоклаз; Ст — стекла;
Б — базальты; Г — габбро
//w
как правило, сопровождается и увеличением
количества пироксена. В связи с большой из-
менчивостью относительных содержаний глав-
ных породообразующих минералов — плагиок-
лаза, пироксена, оливина и ильменита — трудно
дать усредненные содержания. Однако для
наиболее часто встречающихся разностей по-
род содержание минералов колеблется, по-ви-
димому, в следующих пределах (в объемн.%):
плагиоклаз 30—60; пироксен 20—40; оливин
0—10; ильменит 5—20.
Крайними представителями базальтовой
группы пород являются наиболее лейкократо-
вые ее члены, относимые нами к габбро-анор-
тозитам. Для них характерно средне- и круп-
нозернистое строение, резкое преобладание
плагиоклазе! (анортита) над всеми прочими
минералами, но также и нередкое присутствие
Петрографо-минералогическое исследование магматических пород из Моря Изобилия
133
отдельных зерен оливина, или розовато-корпч-
певого пироксена, или ильменита. Именно при-
сутствие последних двух минералов, особенно
характерных для базальтов морских районов
Луны, не позволяет нам отнести указанные
габбро-анортозптовые породы к собственно
анортозитовой серии, типичной для пород лун-
ных материков.
Необходимо отметить, что следует реально
оценивать возможности исследования мелких
фрагментов пород.- Каждый фрагмент размером
0,5—3 мм мы рассматриваем как штуф, прост-
ранственно-генетическая принадлежность кото-
рого может быть установлена только в итоге
исследования, да и то далеко не всегда. Вся со-
вокупность фрагментов магматических пород
может быть подразделена на группы, но в прин-
ципе для фрагментов крупнозернистых пород
меланократового и лейкократового типа не ис-
ключено, что они на самом деле могут принад-
лежать единой материнской породе с таксито-
вым или полосчатым строением. Среднезер-
нистые и особенно мелкозернистые фрагменты
в этом смысле более представительны, и мож-
но считать, что они характеризуют значитель-
ные объемы пород.
По сравнению с описанными базальтами
последняя — четвертая — их группа резко отлич-
на по внешнему виду. Это темно-серые, зача-
стую почти черные породы, очень тонкозерни-
стого пли афанитового сложения (рис. 4 и
цветн. табл. Ill, 7, и IV, 2). Как уже говорилось,
они менее часто встречаются в лунном реголите.
Можно полагать, что они либо представляют
самостоятельные потоки, либо краевые зоны
обычных базальтовых потоков. В целом это ме-
ланократовые породы, пока еще недостаточно
изученные.
Особый интерес представляют обломки от-
дельных минералов изверженных пород, рас-
сеянные по различным фракциям реголита.
Количество их в мелких фракциях возрастает,
что вполне естественно. Детальные рентгено-
структурные исследования минералов «Лу-
ны-16» были выполнены именно на мопомиие-
ральных зернах, извлеченных из различных гра-
нулометрических фракций. Подробно они описа-
ны в работах [7,8]. Наиболее часто встречаются
оливин, плагиоклаз, пироксен, ильменит — реже,
шпинели — еще реже. На рис. 5 изображены от-
дельные обломки минералов и для сравнения —
фрагменты пород (габбро и тонкозернистых ба-
зальтов) . Цветные изображения таких зерен
приведены в табл. V, 1 и 2.
Как правило, монозерна в реголите пред-
ставлены хорошо сохранившимися прозрачными
обломками минералов, зачастую сходными по
окраске и характеру поверхности с соответст-
вующими по цвету мелкими стеклами. Отличить
в ряде случаев их можно только при проверке
в скрещенных пиколях. Сохранившиеся грани
кристаллов редки. Важно, что среди монозерен
оливина во фракциях +0,45 мм и +0,9 мм
присутствуют обломки еще более крупных его
Рис. 6. Типы структур магматических пород из Моря Изоби-
лия
а — тонкозернистый базальт, офитовая структура; б — тонко-
среднезернистый меланократовый базальт, структура офито-
вая, порфировидная, местами расположение кристаллов напо-
минает радиальнолучистое; в — неравномернозернистый (мелко-
и среднезернистый базальт), структура гипидиоморфнозерни-
стая, местами переходит в офитовую; г — среднезернистое
габбро, гипидиоморфнозернистая структура; д — то же, переход
к офитовой структуре; е — крупнозернистое габбро, четкая
офитовая^структура
134
Л. С. Тарасов, И. Д. Шевалеевский, М. А. Назаров
зерен (цветная табл. V, I). Во фрагментах по-
род из реголита таких крупных оливинов не
встречено. Поэтому можно полагать, что либо
они должны быть извлечены из еще более
крупнозернистых пород, либо относятся к позд-
ним оливинам, выделяющимся в пустотах в ба-
зальтовых породах.
Структуры пород базальтового ряда варьиру-
ют, но не очень широко. Как правило, это пол-
нокристаллические, неравномернозернпстые,
иногда порфировидные структуры, гипидио-
морфнозернистые, офитовые и диабазовые (суб-
офитовые) , реже неполнокрпсталлические интер-
сертальные. Последние чаще встречаются в
более мелкозернистых породах. Изредка попа-
даются фрагменты с вариолитоподобной струк-
турой. Встречаются фрагменты, в которых
структура варьирует по крупности зерна или ее
характеру. Самые крупнозернистые породы
габбрового типа характеризуются, как уже гово-
рилось, офитовой структурой. Аллотриоморф-
нозернистых структур габбровых пород не
встречено. Примеры структур пород базальто-
вого ряда приведены на рис. 6 и цвети, табл. VII.
Все это структуры характерных лунных пород
морского типа. Они указывают на магма-
тическую природу пород и свидетельствуют о
разной глубине их формирования. Крупнозер-
нистые габбровые породы кристаллизовались
в более спокойной обстановке и, видимо, па
больших глубинах. Правда, можно полагать,
что для среднезернистых и мелкозернистых
пород эти глубины не были интрузивными и
даже гипабиссальными. В связи с этим необ-
ходимо обратить внимание на постоянное при-
сутствие в породах пустот. Наиболее распрост-
раненный тип — газовые пузыри, которые су-
ществовали во время кристаллизации магмы
(см. рис. 2 и рис. 7). Как можно видеть, даже
в среднезернистых габбровых породах эти
газовые пустоты довольно обильны (см. рис. 2).
Они отличаются правильной шаровидной
формой и тем, что кристаллы пироксена или
плагиоклаза в их стенках располагаются
параллельно поверхности пустоты, что говорит о
кристаллизации в момент существования газо-
вого давления в полости. Вблизи границы с ней
нет ни изменения структуры породы, ни зака-
лочных зон. Такие же наблюдения на материале
«Аполлона-11» были сделаны X. Шмидтом и
др. [9]. Такие пустоты могут появляться в
магме только как газовые пузыри, причем до
того, как происходило обильное газоотделение
в момент излияния на поверхность. Это пузыри,
сосуществующие в магме. По-видимому, их при-
сутствие говорит об ограниченном глубинном
газоотделешш п кристаллизации магмы до не-
посредственного соприкосновения ее с разре-
женной лунной атмосферой. Местом такой кри-
сталлизации могут быть либо глубокие зоны
лавовых потоков, либо близповерхностные
«жерловые» фации. Очевидно, давления на
этих глубинах уже могут запирать газовые пу-
зыри в магматическом расплаве, не давая им
всплыть в вязкой кристаллизующейся магме.
Особым типом пород являются полевошпа-
товые породы. Здесь не имеются в виду моно-
зерна анортита или лейкократовые габбровые
породы (габбро-анортозпты). О них речь шла
выше. Эта группа пород в реголите «Луны-16»
по сути дела представлена метаморфизован-
ными первично магматическими породами. По
внешнему облику это светлые, белые, сероватые
до серых, средне- и тонкозернистые частицы
Р и с. 7. Поверхности газовых пузырьков в среднсзернпетом
габбро
Рис. 8. Перекристаллизованная по.'вевош патова я частица —
результат шоковых воздействий
Рис. 9. Брекчии с многочисленными обломочками полевых
шпатов и крупным обломком среднезернистого полнокристал-
лического базальта
Рис. 10. Шлаковая, неполностью проплавленная частица
с хорошо сохранившимися реликтами первичных магмати-
ческих пород, но с большим числом вторичных пор, возникших
при переплавленпп
Рпс. 11. Полностью переплавленная шлаковая частица, сло-
женная черным непрозрачным стеклом
Петрографо-минералогическое исследование магматических пород из Моря Изобилия
135
(цвети, табл. V, 2). Однако среди изученных в
шлифах фрагментов не встретилось частиц с ал-
лотриоморфпозернпстой (анортозитовой) струк-
турой, которая могла бы указывать па собственно
магматическое интрузивное пх происхождение,
и отнесение их к группе анортозитовых пород
в известной мере условно. Тем не менее его сле-
дует считать оправданным, поскольку основным
компонентом этих пород является плагиоклаз
пли в той пли иной мере раскристаллизованное
плагпоклазовое стекло. К тому же подобные
частицы, в том числе и собственно анортозито-
вого типа, встречены в реголите «Аполлона-11>>
и «Аполлона-12» [2, 3]. Это свидетельствует о
правомерности выделения анортозитовой груп-
пы фрагментов.
Для них характерны катакластпческие и
неоднородные катабластическпе структуры пе-
рекристаллпзацпи, порой порфиробластические.
Нередко отмечается псреплавление и после-
дующая раскристаллпзацпя анортитового стек-
ла. Пример такой перекристаллизованной стек-
ловатой породы, содержащей многочисленные
точечные выделения рудного минерала, приве-
ден на рис. 8. Мы не будем подробно останавли-
ваться здесь па характеристике этих пород,
поскольку они представляют самостоятельный
интерес. Отметим только, что именно они, по-
видимому, могут быть отнесены к поморским,
материковым образованиям. Очевидно, они яв-
ляются свидетелями мощных импактных собы-
тий, которые и привели к их метаморфизму и
перебросу в морской район. Пород, подобных
крпповым неморским базальтам (норитам), с
ортопироксеном в качестве преобладающего
темноцветного минерала [10], в хорошо выра-
36
Л. С. Тарасов, И. Д. Шевалеввский, М. А. Назаров
женных фрагментах не было встречено, хотя и
существуют определенные петрологические ука-
зания на возможность их существования [11].
В связи с условиями образования полево-
шпатовых (анортозитовых) пород одним из
важных вопросов становится изучение прояв-
лений шоковых (ударных) эффектов, установ-
ление стадий и особенностей перекристаллиза-
ции этих первоначально магматических пород.
Заканчивая общую характеристику главных
типов магматических пород, следует отметить,
что их фрагменты встречаются в реголите не
только в самостоятельном виде, но и как вклю-
чения в брекчиях (рис. 9). Цементом брекчий
является аморфная непрозрачная стекловатая
изотропная масса, в которой распределены об-
ломки полевошпатового или иного состава.
Структура брекчий четко видна на цветной
Таблица 2. Рентгеноспектральные анализы стек-
лянных шариков различного цвета (фракция —0,340
4-0,200 мм) из реголита «Луны-16» по [12] (в вес.%)
Компо- нент 58-1, белый 58-2, желтый 13-2, желтый 13-4, желтый 13-3, бурый 58-3, фиолето- вый
SiOz 42,0 42,5 46,4 44,2 41,5 47,5
TiO2 0,01 о,з 1,0 2,2 2,2 0,4
AI2O3 23,4 11,8 7,4 11,9 12,5 11,8
СГ2О3 1,2 1,2 0,4 0,17 0,1 0,3
FeO 3,2 15,3 17,5 15,6 15,6 16,3/
MnO 0,01 0,2 0,2 0,2 0,2 . 0,4
MgO 9,8 6,5 9,2 7,9 7,9 6,2
СаО 21,3 19,7 16,1 17,3 20,2 19,1
Сумма 100,9 97,5 98,2 99,5 100,2 102,0
табл. VI. На примере брекчий можно хорошо
проследить последовательные стадии от поверх-
ностного частичного плавления (рис. 10) до
образования черного непрозрачного пузыристого
шлакового стекла (рис. И), в котором сохрани-
лись лишь реликты первоначально находивших-
ся обломков. Очевидно, что подобные преобра-
зования могут быть прослежены и на отдель-
ных фрагментах магматических пород. Полное
плавление небольших фрагментов приводит к
образованию хорошо проплавленных, прозрач-
ных, окрашенных в различные цвета, шариков
(цветная табл. V, 5). Данные по их химическо-
му составу заимствованы нами из работы
Н. П. Ильина и др. [12] (табл. 2). Необычно
очень высокое содержание во всех шариках
кальция, находящееся на уровне содержания
его в чистом анортите или кальциевом клино-
пироксене. По-видимому, шарик 58-1 возник
в результате плавления анортитового фрагмен-
та, в котором была примесь диопсида, а 58-2 —
в основном за счет авгита. Высокое содержа-
ние хрома говорит о присутствии в них акцес-
сорного хромита. Остальные четыре шарика
близки по составу к морским базальтам и мо-
гут быть продуктами плавления их фрагментов
в целом. Не исключено, что в процессе плавле-
ния происходит потеря одних и относительное
повышение содержания других элементов.
Вопрос этот пока еще не изучен.
Минералогия базальтовых пород. Геохими-
ческая специфика магматических процессов на
Луне, в частности практическое отсутствие во-
ды и летучих, накладывает определенное ог-
раничение на разнообразие минералов. Число
известных пока минералов не превышает двух-
трех десятков. В базальтовых породах, о кото-
рых будет идти речь, главенствующими явля-
ются плагиоклаз, клинопироксен, ильменит,
оливин. Известен также ряд второстепенных
акцессорных минералов. Большинство малорас-
пространенных минералов выделяется в позд-
ние стадии и распределено в интерстициях
между главными породообразующими мине-
ралами.
Породы «Луны-16» по минеральным ассо-
циациям отличаются от базальтов Моря Спо-
койствия и Океана Бурь. Некоторые минера-
лы, известные в них, не обнаружены в базаль-
тах Моря Изобилия.
Рассмотрим особенности отдельных мине-
ралов лунных базальтов, используя микроско-
пические данные и результаты исследования
химического состава на микроанализаторе
JXA-5. Примеры химических составов мине
ралов приведены в соответствующих таблицах.
Оливин. Количественно он, как правило,
резко уступает пироксену. Лишь в единичных
фрагментах очень меланократовых мелко- и
среднезернистых базальтов и в отдельных круп-
нозернистых обломках он слагает до 15—20%
породы. Обычно же содержание оливина в ба-
зальтовых породах и габбро не превышает
5—7%. Можно выделить в породах, особенно
крупнозернистых, более ранний оливин в виде
зерен 100—400 мкм в поперечнике. В средне-
зернистых и мелкозернистых породах оливин
часто присутствует в виде порфировидных
вкрапленников. В шлифах оливин бесцветен,
изредка слабо окрашен в зеленоватые и желто-
ватые тона. Обычно в нем, особенно в раннем
оливине, содержатся мелкие, изометричные,
иногда четко кубические выделения хромита.
Петрографо-минералогическое исследование магматических пород из Моря Изобилия
137
Таблица 3. Гентгеноспектральные анализы оливинов из базальтовых пород «Луны-16» (в вес.%)
Компонент 17-53 72-2 55-23 55-21 202-24 202-27 202-25
SiO2 36,0 37,8 36,3 36,3 36,9 35,3 34,6
TiO2 0,05 0,00 0,03 0,06 0,00 0,04 0,06
AI2O3 0,99 0,02 0,04 0,01 0,05 0,00 0,01
СгоОз 0,15 0,14 0.19 0,08 0,07 0,02 0,06
FeO 32,1 26,1 31,2 33,6 31,5 36,4 43,4
MnO 0,42 0,35 0,33 0,33 0,44 0,63 0,56
MgO 28,6 35,1 31,3 29,3 30,7 26,6 20,6
CaO 0,53 0,32 0,36 0,35 0,48 0,32 0,32
Na2O 0,00 0,03 0,00 0,15 0,09 0,04 0,04
K2O 0,17 0,00 0,03 0,02 0,01 0,01 0,02
P2os 0,14 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00
Сумма 99,1 99,9 99,8 100,2 100,2 99,4 99,7
Коэфф и ци e н т ы на 4 [0]
Si 0,994 1,004 0,992 0,999 1,004 0,996 1,008
Ti 0,001 0,000 0,001 0,001 0,000 0,001 0,001
Al 0,032 0,001 0,001 0,000 0,002 0,000 0,000
Cr 0,003 0,003 0,004 0,002 0,001 0,000 0,001
Fe 0,741 0,580 0,713 0,773 0,717 0,859 1,058
Mn 0,010 0,008 0,007 0,008 0,010 0,015 0,014
Mg 1,179 1,389 1,275 1,201 1,244 1,119 0,895
Ca 0,015 0,C09 0,010 0,010 0,014 0,010 0,010
Na 0,000 0,001 0,000 0,008 0,005 0,002 0,002
К 0,006 0,000 0,001 0,001 0,000 0,000 0,001
P 0,003 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000
SB 0,997 1,004 0,992 0,999 1,004 0,996 1,008
SA 1,987 1,991 2,012 2,004 1,993 2,005 1,982
Fa 38,6 29,5 35,9 39,2 36,6 43,4 54,2
Fo 61,4 70,5 64,1 60,8 63,4 56,6 45,8
Таблица 4. Рентгеноспектральные анализы оливинов из отдельных монозерен в реголите по [13]
(в вес.%)
Компонент 52-2 52-4 52-1 52-5 52-3 M-4 Компонент 52-2 52-4 52-1 52-5 52-3 M-4
Коэффициенты на 4 [0]
SiCh 36,9 37,7 37,2 37,1 35,2 36,0 Si 0,980 1,015 1,006 1,000 1,001 1,013
TiO2 0,05 0,06 0,05 0,06 0,06 0,01 Ti 0,001 0,001 0,001 0,001 0,001 0,000
СГ2ОЗ 0,22 0,17 0,21 0,22 0,2 0,15 Cr 0,005 0,001 0,004 0,005 0,004 0,003
FeO 27,4 27,3 29,6 30,6 41,5 33,8 Fe 0,608 0,615 0,669 0,690 0,987 0,796
MnO 0,26 0,22 0,29 0,29 0,3 0,3 Mn 0,006 0,005 0,007 0,007 0,007 0,007
MgO 35,5 33,0 32,0 31,8 22,6 27,5 Mg 1,405 1,325 1,289 1,278 0,958 1,154
CaO 0,48 0,57 0,49 0,52 0,5 0,38 Ca '0,014 0,016 0,014 0,015 0,015 0,011
SB 0,980 1,015 1,006 1,000 1,001 1,013
— SA 2,039 1,965 1,984 1,996 1,972 1,971
Сумма 100,8 99,0 99,8 100,6 99,9 98,1 Fa 30,2 31,7 34,2 35,1 50,7 40,8
Fo 69,8 68,3 65,8 64,9 43,9 59,2
138
Л. С. Тарасов, И. Д. Шевалееескии, М. А. Назаров
Все оливины по магпсзиальностп-желозпстостп
укладываются в ряд 30—35% Fa, лишь изредка
выходя за него (табл. 3). В ней I А-2 Mg,
Fe, Mn, Са; 2 В — S Si, Ti, Р. Следует отметить,
что ясной зональности, подобной обнаруженной
в оливинах «Аполлона-11», в оливинах
«Луны-16» нет. Однако в более крупных зернах
этого минерала, например в шлифе 202, где попе-
речник их достигает 200—300 мкм, отмечается
большая железистость периферических чаете й
зерен. Так, в шлифе 202 в центре зерен устано-
влено 36 и 43% Fa (анализы 202-24 и 202-27),
а на периферии — 54% Fa (анализ 202-25). Поч-
ти во всех оливинах (см. табл. 3) присутствуют
хром (до 0,19%), титап (до 0.06%) и в значи-
тельных количествах кальций (0,32—0,53%).
Последняя особенность, видимо, может быть
характерной для лунных оливинов. Необычен
состав олившта 17-53, в котором А]2О3 —0,99,
К2О — 0,17 п Р2О5 — 0,14%. Наименее желе-
зистый олпвпи — 29,2% Fe — из его крупного
мопозерна. Это, вероятно, наиболее ранний по
своему образованию олпвпи. Подобная же
картина отмечается для монозереп оливина
размером от 170 до 350 мкм [7] (табл. 4). Эти
зерна были рассеяны в реголите и, следователь-
no, были выделены как самостоятельные облом-
ки еще па Лупе в ходе постепенного дробления
пород и реголита. Очевидно, они происходят
пз более крупных зерен оливина из более гру-
бозернистых габбровых пород. Рептгенострук-
турные данные для таких оливинов приведены
в работе [7, 8]. Железистость (см. табл. 4)
проанализированных минералов укладывается
в уже названный интервал 30—45% Fa, и лишь
один образец (М-4) оказывается более железп-
Таблица 5. Рентгеноспектральные анализы пироксенов из базальтовых пород «Луны-16» (в вес.%)
Компонент 155-3 155-2 155-1 55-17 55-16 55-22 202-19 202-20 202-23 202-21 202-22
SiO2 47,8 48,5 47,0 48,9 52,2 53,4 49,0 49,9 50,3 49,1 49,2
TiO2 2,17 1,65 1,05 1,07 0,92 1,22 2,37 1,48 1,35 1,18 1,06
А120з 2,96 2,33 1,37 1,08 0,88 1,72 3,05 2,31 1,89 1,47 1,56
Сг20з 0,50 0,38 0,20 0,20 0,18 0,23 0,42 0,31 0,26 0,07 0,10
FeO 15,2 16,4 32,1 28,9 21,9 20,3 14,4 19,1 19,8 26,8 28,9
MnO 0,38 0,34 0,66 0,60 0,35 0,33 0,40 0,42 0,47 0,62 0,44
MgO 15,1 14,3 3,52 9,34 18,0 16,7 13,7 13,5 13,2 11,1 4,88
СаО 16,1 16,9 14,6 9,08 6,43 6,04 16,5 12,6 12,9 9,69 13,6
Na2O 0,00 0,00 0,00 0,18 0,08 0,13 0,05 0,02 0,05 0,09 0,06
K2O 0,01 0,02 0,03 0,03 0,05 0,02 0,02 0,02 0,00 0,00 0,02
P2O5 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00
Сумма 100,2 Коэффициенты 100,8 100,5 на 6 [0] 99,4 101,0 100,1 99,9 99,7 ' 100,2 100,1 99,8
Si 1,821 1,848 1,924 1,955 1,957 1,994 1,861 1,914 1,926 1,930 1,964
Ti 0,062 0,047 0,032 0,032 0,026 0,034 0,068 0,043 0,039 0,035 0,051
Al 0,133 0,105 0,066 0,051 0,039 0,076 0,136 0,104 0,085 0,068 0,073
Сг 0,015 0,011 0,006 0,006 0,005 0,007 0,012 0,009 0,008 0,002 0,003
Fe 0,484 0,522 1,099 0,966 0,687 0,634 0,457 0,612 0,634 0,881 0,965
Mn 0,012 0,011 0,023 0,020 0,011 0,010 0,013 0,014 0,015 0,021 0,015
Mg 0,857 0,812 0,215 0,556 1,006 0,929 0,775 0,772 0,753 0,650 0,290
Ca 0,657 0,690 0,640 0,389 0,258 0,242 0,671 0,518 0,529 0,408 0,582
Na o,0oo 0,000 0,000 0,014 0,006 0,009 0,004 0,001 0,004 0,007 0,005
К 0,000 0,001 0,001 0,001 0,002 0,001 0,001 0,001 0,000 0,000 0,001
P 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000
2B 2,000 2,000 2,000 2,000 2,000 2,000 ,000 2,000 2,000 2,000 2,000
ZA 2,041 2,047 2,006 1,990 1,997 1,936 1,998 1,988 1,993 2,002 1,949
Fs 24,2 25,8 56,2 50,5 35,2 35,1 24,0 32,2 33,1 45,4 52,5
En 42,9 40,1 11,0 29,1 51,6 51,5 40,7 40,6 39,3 33,5 15,8
Wo 32,9 34,1 32,8 20,4 13,2 13,4 35,3 27,2 27,6 21,1 31,7
Mg
Mg-pFe-f-Mn U,D64 U,DUO U,1D1 и,оээ и,ээи и,эьи U, и, 00^ и,эоо U, 410 и,^о
Петрографо-минералогическое исследование магматических пород из Моря Изобилия
139
стым— 50,7% Fa. Возможно, что этот оливин
может быть отнесен к поздним минералам, вы-
делявшимся уже в жеодах. Ранее [13, 14] было
указано, что в таких оливинах для пород
«Алоллопа-11» содержание фаялитовой молеку-
лы достигает 50 и даже 70—90%. Во всех оли-
винах (см. табл. 3 п 4) присутствует марганец
(МпО 0,22—0,63%), т. е. тефроитовый ком-
понент постоянно входит в лунные оливины.
Пироксены. Моноклинные пироксены — са-
мые распространенные темноцветные минералы
в лунных морских породах. В шлифе они, как
правило, бесцветные, или слабо-коричневатые,
пли буроватые, ксеноморфны по отношению ко
всем другим породообразующим минералам,' ре-
же идиоморфны. Время выделения их растянун
то па значительный интервал, в связи с чем
химический состав даже в пределах одного
фрагмента породы достаточно сильно изменчив.
Примеры химических составов моноклинных
пироксенов приведены в табл. 5 (S А — S Са,
Mg, Fe, Мп, Ti (VI), Na, К; S В - Si, Ti (IV),
Al, P).
Для типичного мелкозернистого порфиро-
видного морского базальта (шлиф 55) составы
варьируют в различных зернах от железисто-
го пижонита до субкальциевого авгита. В более
крупнозернистых породах (шлифы 155 и 202) —
от субкальциевого авгита и авгита до железисто-
го авгита. В связи с этим содержание Fs варь-
ирует от 24 до 56 %, Еп — от 16 до 51 % и Wo —
от 13 до 35%, соответственно параметр
Mg/ (Mg + Fe + Мп) колеблется в пределах
0,161—0,859. Общая тенденция к увеличению
железистости в силикатах в ходе кристаллиза-
ции пород подтверждается и на примере пиро-
Таблица 6. Рентгеноспектральные анализы плагиоклазов из базальтовых пород «Луны-16» (в вес.%)
Компонент 155-9 55-12 55-13 55-18 202-18 202-13 202-17 202-16
SiO2 48,7 45,3 45,2 49,4 46,4 47,0 48,0 50,5
TiO-2 0,00 0,00 0,01 0,00 0,00 0,01 0,03 0,00
А120з 32,6 35,3 35,3 32,7 33,9 33,1 32,8 31,1
СГ2О3 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00
FeO 0,54 0,10 0,15 0,52 0,16 0,20 0,36 0,72
MnO 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00
MgO 0,23 0,22 0,27 0,19 0,20 0,17 0,32 0,14
СаО 16,1 18,1 17,8 15,5 17,6 17,5 16,9 15,1
Na2O 2,51 0,98 1,27 2,37 1,16 1,54 1,63 2,47
K2O 0,15 0,08 0,08 0,28 0,09 0,07 0,11 0,36
P2O5 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00
Сумма 100,8 100,1 100,1 101,0 99,5 99,6 100,1 100,4
К о э ф ф и ц и e н т ы на 8 [0]
Si 2,218 2,085 2,082 2,240 2,143 2,171 2,200 2,301
Ti 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000
Al 1,751 1,915 1,916 1,748 1,846 1,802 1,772 1,670
Cr 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000
Fe 0,020 0,004 0,006 0,020 0,006 0,008 0,014 0,027
Mn 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000
Mg 0,015 0,015 0,018 0,013 0,013 0,012 0,022 0,00 J
Ca 0,786 0,892 0,878 0,753 0,871 0,866 0,830 0,737
Na 0,222 0,087 0,113 0,208 0,104 0,138 0,145 0,218
К 0,009 0,005 0,005 0,016 0,005 0,004 0,006 0,021
P 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000
2B 3,969 4,000 3,998 3,988 3,989 3;973 3,973 3,971
2A 1,052 1,003 1,020 1,010 0,999 1,028 1,017 1,012
An 77,4 90,8 88,9 76,5 89,7 86,1 84,7 75,5
Ab 21,6 9,2 11,1 21,4 10,3 13,9 14,3 22,4
Or 1.0 — — 2,0 — — 1,0 2,0
Л. С. Тара сое,, И. Д. Шееалеееский, М. А. Назаров
Петрографо-минералогическое исследование магматических пород из Моря Изобилия
141
ксенов. Однако в образцах «Луны-16» нами
не зафиксировано крайнего случая повышения
железистости — образования пироксферроита
[15] в виде оболочек по клинопироксену. Такне
наблюдения очень часты в образцах «Аполло-
па-11». Для «Луны-16» есть единичное указание
[16] о периферическом замещении авгита пп-
роксферронтом, но анализ последнего пе при-
веден, так что судить о его однотипности с
таковыми в породах Моря Спокойствия нель-
зя. Все пироксены «Луны-16» богаты TiO->
(0,92—2,37%), содержат хром (Сг2О3 0,07 —
0,50%) п почти лишены калия, натрия и
фосфора.
Плагиоклазы. Наряду с пироксенами пла-
гиоклазы наиболее существенная породообра-
зующая минеральная компонента, особенно для
обычных и лейкократовых разностей лунных
Рис. 13. Изображение поверхности шлифа среднезерннстого
базальта в отраженном свете, шл. 55
пород. Общей чертой, отличающей их от зем-
ных пород, является постоянное очень высокое
содержание анортитовой молекулы (табл. 6).
Как правило, плагиоклазы относятся к битов-
ниту (75 — 90% Л/г) пли анортиту (>90%
Ап). Лабрадоры встречаются редко. Вариации
состава плагиоклазов в пределах отдельных
фрагментов широки. Например (табл. 6, £ А —
— S Са, Na, Fe, Mg, К; S В — S Al (IV), Si,
P и c. 12. Распределение элементов, полученное на электрон-
ном микрозонде; среднезернпстый базальт, шл. 12
а — оптическое изображение участка шлифа в проходящем светщ
рамкой обведена часть шлифа, для которой получены картины
(б — е); б — композиция по составу; в — распределение каль-
ция; г — распределение железа; д — распределение титана;
с — распределение калия
Ti): мелкозернистый морской базальт Л/г91—
Л/г7б (шлиф 55); более крупнозернистые поро-
ды Лидо — Л/276 (шлифы 202 и 155). Как видно,
диапазон изменения состава плагиоклаза оди-
наков для пород разной зернистости, что го-
ворит о сходстве в общей кристаллизационной
направленности для разных пород. В общем
плагиоклазы содержат мало примесей: в них
нет хрома, титана, марганца, фосфора, содержа-
ние железа —от 0,1 до 0,72% FeO. Причем
наиболее богаты железом наиболее кислые раз-
ности плагиоклазов — Ап75_76 (анализы 155-9,
55-18, 202-16, табл. 6). Содержание калия не-
велико, не более 0,4 %. Как уже отмечалось
нами, идиоморфизм плагиоклазов различен —
от образования четких офитовых структур до
гипидиоморфнозернистых и до кссноморфпых
его выделений. Это и вариации состава говорят
о его кристаллизации на протяжении длитель-
ного времени формирования пород.
Ильменит. Этот наиболее распространенный
в лунных породах рудный минерал встречается
в значительных количествах — от 5 до 15 и да-
же до 20%. В целом его содержание все же в
1,5—2 раза ниже, чем в породах Моря Спокой-
ствия. Обычно он образует длинные пластин-
чатые кристаллы. В крупнозернистых породах
они достигают 1—2 мм в длину. Иногда его
выделения наблюдаются в виде пластинок более
изометричной формы. Кроме пластинчатых кри-
сталлов, постоянно присутствуют либо укоро-
ченные таблитчатые его пластинки, либо вы-
деления неправильной формы. В породах с
офитовой и близкой к ней структурами иль-
менит располагается в основном в зернах нп-
жонпт-авгитов. Таким образом, подобно сили-
катным минералам ильменит выделяется в
широком диапазоне времени в ходе кристалли-
зации пород. Формы его выделений очень хо-
рошо фиксируются и по растровым картинам
распределения элементов (рис. 12, а—д), п в
полированных шлифах (рис. 13). Стрельчатые,
порой пересекающиеся формы, приведенные на
рис. 12, очень характерны для ильменитов
морских лунных базальтов. Для ильменитов
постоянно отмечается присутствие хрома, алю-
миния, кальция и особенно магния, достигаю-
щее 1 % MgO (табл. 7, S А — S Fe, Mg, Mn, Са,
Na, К; SB — S Ti, Cr, Al, P). Можно отметить
тенденцию к обратной зависимости между крп-
сталлохпмическими коэффициентами магния и
железа, что говорит об изоморфной смесимости
и незначительном присутствии гейкелитовой
молекулы.
Шпинели. Одними пз самых интересных ми-
нералов лунных пород являются шпинели (нме-
142
Л, С. Тарасов, И, Д. Шевалеевскии, М. А. Назаров
ется в виду не собственно магнпево-алюмпние-
вая шпинель (MgAl2O4), а вся группа этих
окисных минералов, включая серии хромит —
герцинит — ульвошппнель — шпинель). Для по-
род «Аполлона-11» рядом исследователей опи-
саны твердые растворы между крайними чле-
нами ульвошпинель (Fe2TiO4) — хромит
(ЕеСггСЬ)—герцинит (FeAl2O4) [17] и были
выделены титанистый хромит, алюминиевый
хромит, хромистая ульвошпинель.
В породах «Луны-16» изученные шпинели
содержат очень существенную долю титаново-
го, ульвошпинелевого компонента и по сути
дела в большинстве случаев являются различ-
ными разновидностями ул ьвошпи нелей
(табл. 8).
Шпинели в ходе кристаллизации выделя-
ются на разных стадиях обычно в виде мелких
Таблица 7. Химический состав ильменитов
из базальтовых пород «Луны-16» (в вес.%)
зерен (10—20—50 мкм). Самые ранние, вклю-
ченные в виде идиоморфных выделений в ран-
них оливинах,— более хромистые и магнезиаль-
ные, например, хромо-алюмо-магнезиальная
ульвошпинель в шлифе 202 (анализ 202-11) в
раннем оливине. Редко встречаются более
чистые титановые хромиты — анализ 12-8 (рис.
14, а — г),
В полированных шлифах можно видеть,
как серые ядра, сложенные хромитом, облекают-
ся коричнево-розоватым анизотропным рудным
минералом — улъвошпинелью. Очень часто опа
выделяется и как самостоятельный минерал,
т. е. без хромитовых ядер, одновременно с мине-
ралами более поздних стадий. Ульвошипнели
этих этапов разнообразны (см. табл. 8): хро-
мовая (анализ 55-1), алюмпппевая (55-9), хро-
мо-алюминевая (202-9а, 202-9).
Таблица 8. Химический состав шпинелей
из базальтовых пород «Луны-16» (в вес.%)
Компонент 55-8 55-5 55-11 202-8 202-7 202-76 Компонент 55-1 55-9 202-9a 202-9 202-11 12-8 M-16
SiO2 0,10 0,11 0,20 0,38 0,23 0,06 SiO2 0,15 0,24 0,10 0,34 0,21 — —
TiO2 51,8 51,3 51,9 51,2 53,1 52,7 TiO2 29,2 33,5 21,1 21,6 33,0 6,5 3,0
А120з 0,20 0,21 0,21 0,20 0,14 0,11 А120з 2,70 1,71 7,61 7,37 3,57 13,2 38,0
Сг2Оз 0,00 0,31 0,45 0,33 0,58 0,40 Сг20з 9,26 0,03 19,6 19,1 9,28 51,3 24,9
FeO 47,3 47,0 45,5 45,4 44,9 45,6 FeO 56,6 63,4 48,4 47,8 43,5 24,2 24,4
MnO 0,40 0,52 0,55 0,57 0,41 0,59 MnO 0,40 0,42 0,59 0,51 0,44 0,39 —
MgO 0,08 0,54 0,84 1,00 1,08 1,10 MgO 1,06 0,17 2,91 3,31 9,04 2,1 10,0
СаО 0,15 0,20 0,31 0,26 0,11 0,07 CaO 0,14 0,28 0,08 0,0J 0,16 — —
Na2O 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 Na2O 0,00 0,00 0,00 0,07 0,00 — —
K2O 0,07 0,05 0,05 0,05 0,04 0,04 K2O 0,00 0,10 0,04 0,04 0,06 — —
P 2Oo 0,00 0,00 0,00 0,04 0,00 0,00 Г2О5 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 — —
с у м м a 100,1 100,2 100,0 99,4 100,6 100.7
Коэфф и ц и e и т ы на 3 [0]
Si 0,003 0,003 0,005 0,009 0,006 0,001
Ti 0,985 0,973 0,980 0,972 0,991 0,987
Al 0,006 0,006 0,006 0,003 0,004 0,003
Cr 0,000 0,006 0,003 0,006 0,011 0,008
Fe 1,000 0,992 0,956 0,958 0,931 0,950
Mn 0,008 0,011 0,012 0,012 0,003 0,012
Mg 0,003 0,020 0,031 0,038 0,040 0,041
Ca 0,004 0,005 0,008 0,007 0,003 0,002
Na 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000
К 0,002 0,092 0,002 0,002 0,001 0,001
P 0,000 0,000 0,009 0,001 0,000 0,000
213 0,994 0,988 1,000 0,994 1,012 0,999
2A 1,017 1,030 1,009 1,017 0,984 1,006
Коэффициенты па 32 [О]
Сумма 99,5 99,8 100,4 100,2 99,3 97,7 100,3
Si 0,040 0,072 0,024 0,036 0,056 — —
Ti 6,424 7,472 4,448 4,544 6,744 1,328 0,536
Al 0,928 0,600 2,520 2,432 1,144 4,232' 10,672
Cr 2,144 0,008 4,344 4,224 1,992 11,040 4,696
Fe 13,848 15,720 11,352 11,184 9,880 5,496 4,856
M 1 0,036 0,104 0,136 0,120 0,104 0,088 —
Mg 0,464 0,072 1,216 1,376 3,656 0,848 3,552
Ca 0,040 0,088 0,024 0,024 0,048 — —
Na 0,000 0,009 0,000 0,040 0,000 — —
К 0,000 0,040 0,016 0,016 0,024 — —
P 0,000 0,000 0,000 0,000 0,000 — —
Z (А4 В) 23,984 24,176 24,080 24,056 2 3,648 21,032 24,312
Петрографо-минералогическое исследование магматических пород из Моря Изобилия
143
При переходе от шпинели (MgAhO*) к хро-
миту (FeCi*2O4) происходит пзовалентнос заме-
щение в пределах мест октаэдрической коорди-
нации — 2 Al (VI)-*-2 Cr (VI) без изменения
структурного плана. В случаях же перехода от
шпинели или хромита к ульвошппнели
(FeFeTiCh) имеет место гетеровалентное заме-
щение 2 Al (VI) ^-Ti (Vl)+Fe (VI) пли
2 Cr (VI) ^-Ti (VI) + Fe (VI). Структура
вновь образованной ульвошппнели является
уже инверсионной — не типа A(1V)B2(VI)O4,
a B(IV)A(VI)B(VI)O4 [18]. Появление Ti4- в
Р и с. 14. Распределение элементов, полученное на электрон-
ном микрозонде, среднсзсрнпстый базальт, в центре — хромо-
вая ульвошппнель (три зерна), выше нее — ильменит
а — распределение хрома; б — распределение титана; в — рас-
пределение железа; г — распределение алюминия
структуре шпинели запрещает присутствие
А13+ или Сг3+ в решетке. Если перестроить диа-
грамму в координатах Ti— (Cr + Al), то точ-
ки анализов табл. 8 лягут практически па' одну
прямую с обратной зависимостью Ti = 1 —
— (А1 + Сг)/2. Иначе говоря, один атом титана
вызывает потерю решеткой двух атомов (2 А1,
или Сг + А1, или 2 Сг), что и следует из только
что сказанного. Анализ 12-8 характеризуется
завышенным количеством алюминия, и поэтому
не укладывается в эту общую последователь-
ность.
По-видимому, состав шпинелей может слу-
жить хорошим геохимическим индикатором
физико-химических условий кристаллизации
расплавов.
Троилит. Мелкие выделения троилита по-
стоянно присутствуют в базальтовых породах.
144
Л. С. Тарасов, И. Д, Шевалеевский, М. А. Назаров
Размер пх 20—30 мкм, максимально 100—
150 мкм. Они обычно тяготеют и к интерсти-
циям между зернами породообразующих ми-
нералов, к границам их. Состав троилита при-
веден в табл. 9. В случае более качественного
анализа (анализ 202-1; анализ 17-9, так же
как и анализ хромита 12-8, табл. 8, принадле-
жит к более ранней серии, сделанной на недо-
статочно качественных эталонах) соотношения
Fe и S очень близки ж стехиометрическим.
Металлическое железо. Встречается в виде
очень мелких единичных выделений в базаль-
тах (1—5 мкм) и в отдельных фрагментах в
различных фракциях реголита. Последнее мо-
жет принадлежать метеоритному железу. Дан-
ные по анализу двух таких фрагментов
(табл. 9) не противоречат этому.
Богатые калием стекла. При получении
гменте которого присутствуют большая пласти-
на ильменита, плагиоклаз и два пироксена, бо-
лее железистый и более кальциевый авгит,
очень хорошо видно округлое выделение стекла
диаметром около 50 мкм. Оно выделяется
на растровых картинах распределения элемен-
тов (рис. 15) и резко обогащено калием
(рис. 15,е). Микрозондовый анализ этого вклю-
чения показал (табл. 10) содержание SiO2 71,8—
78,3%; А120з 10,6-12,3%; FeO 0,77-3,23%
и К2О 7,39-8,93%.
Стекло содержит 45—55% нормативного
ортоклаза и 28—44% нормативного кварца.
Аналогичное стекло установлено в шлифе 202
(табл. 10, анализ 202-2а). Эти стекла, проявлен-
ные в среднезернистых и крупнозернистых
породах, являются продуктами кристаллизации
остаточных расплавов очень кислого состава,
Таблица 9. Химические анализы троилита и металлического железа из базальтов и реголита «Луны-16»
Компо- нент . Троилит Металлическое железо [13] Компо- нент _ Троилит Металлическое железо [13]
202-1 17-9 34-1 34-2 202-1 17-9 34-1 34-2
вес. % коэффи- циент вес. % коэффи- циент вес. % вес. % вес. % коэффи- циент вес. % коэффи- циент вес. % вес. %
Si 0,07 0,002 — — Со 0,02 0,003 0,48 0,16
Ti 0,02 0,000 0,23 0,004 — — Ni 0,0} 0,000 — — 5,0 13,6
Al 0,0i 0,001 — — — — Mg 0,01 0,000 — — — —
Cr 0,00 0,000 — — — — Са 0,16 0,003 — — — —
Fe 63,1 0,996 58,5 0,915 94,0 86 S 35,8 0,985 39,5 1,078 — —
Mn 0,13 0,002 0,15 0,002 — — Р 0,30 0,008 — — — —
Сумма 99,7 2,000 98,4 1,999 99,5 99,8
растровых картин распределения элементов в
шлифах базальтов очень часто устанавлива-
ется неоднородное распределение калия. Калий
вообще в лунных породах и минералах при-
сутствует в очень малых количествах [1, 13,
14]. Тем более неожиданно было увидеть ло-
кальные мелкие концентрации калия, приуро-
ченные к границам зерен и пнтерстициям.
Например, на рис. 12, е видно, что он распреде-
лен преимущественно вдоль границ ильменита
с другими минералами и в пнтерстициях, до-
стигающих 5—10 мкм в поперечнике. Такие
выделения не идентифицируются как самостоя-
тельные калиевые минералы.
В двух случаях удалось обнаружить кон-
центрации калия, приуроченные к более круп-
ным выделениям, достигавшим 50—60 мкм.
Так, в шлифе крупнозернистого габбро, во фра-
что свидетельствует о значительной роли кри-
сталлизационной дифференциации в ходе эво-
люции магматических лунных расплавов и
формирования магматических пород. Можно
полагать, что такие процессы характерны п
для более мелкозернистых пород, подобных
изображенным на рис. 12, но очень малые раз-
Р и с. 15. Распределение элементов, полученное на элек-
тронном микрозонде в шлифе габбро; наверху — ильменит, в
нижней половине поля слева — маложелезистый пироксен,
справа — высокожелезистый пироксен, в поле последнего круг-
лое выделение богатой калием стекловатой фазы и небольшой
участок, сложенный плагиоклазом, пластина плагиоклаза видна
также в середине поля
а — вид в рассеянных электронах; б — распределение железа;
в — распределение титана; г — композиция по составу; д —
распределение кальция; е — распределение калия
Петрографо-минералогическое исследование магматических пород из Моря Изобилия
145
10 Лунный грунт
146
Л. С. Тарасов, И. Д. Шевалеевский, М. Л. Назаров
меры этих выделений нс позволяют получит]»
качественные анализы.
Фосфаты. Эти акцессорные минералы встре-
чаются в виде очень мелких (5—10 мкм) выде-
лений в плагиоклазе пли в интерстпцпях. Они
хорошо наблюдаются в шлифах, но качествен-
ный анализ их получить пока не удалось ввиду
малого размера выделений и плохой вскрывае-
мостп пх прп изготовлении шлифов. Судя по
предварительным данным, состав изученных зе-
рен скорее соответствует апатиту.
Необычная изотропная силикатная фаза
встречена в одном пз шлифов меланократового
базальта. Одно самое крупное выделение (200 X
X 100л«клг) напоминает вытянутую шестиуголь-
ную табличку. Минерал медово-желтого цвета,
прозрачный. Повышенных содержаний цирко-
ния или редких земель не отмечается. Помимо
в тонкой фракции реголита «Луны-16». Также
цока не встречены нами в породах «Луны-16»
армолколпт и транквпллптпт. О пироксферро-
ите было сказано выше. Таким образом, ба-
зальтовые и габбровые породы пз Моря Изо-
билия отличаются от пород Моря Спокойствия
и Океана Бурь. Помимо отмеченных выше ми-
нералогических отличий, можно напомнить о
меньшем содержании в первых ильменита, а
также о меньшем разнообразии в них структур,
в частности о малой распространенности интер-
сертальных и особеппо витрофпровых структур.
В общем в них также хуже выражена зональ-
ность плагиоклазов, пироксенов и оливинов.
Хотя богатый калием и кремпекпслотой мезо-
стазис и завершает кристаллизацию пород, но
количество его ничтожно, и встречен он далеко
не во всех фрагментах.
Таблица 10. Рентгеноспектральные анализы и нормативные составы остаточных стекол из базальто-
вых пород «Луны-16» (в вес.%)
Компонент 155-7 155-10 155-11 202-2a [нормативный состав 155-7 155-10 155-11 202-2a
SiO2 71,8 77,8 78,3 79,3 Q 28 41 44 44
TiO2 0,46 0,16 0,34 0,11 Or 55 47 45 49
AI2O3 12,3 10,6 11,7 11,0 Ab 5,2 6,1 4,2 2,5
СГ2О3 0,00 0,00 0,00 0,00 An 4,8 3,1 3,4 3,0
FeO 3,23 0,77 1,66 0,46 II 0,7 0,2 0,5 0,2
MnO 0,00 0,15 0,00 0,00 Hr — 0,4 3,0 0,9
MgO 0,10 0,31 0,02 0,06 Sp — — — 0,2
СаО 1,38 0,87 0,66 0,74 Wo 1,9 — — —
Na2O 0,56 0,65 0,45 0,27 Fs 4,5 0,7 0,2 —
K2O 8,93 7,57 7,39 7,94 En 0,3 0,9 0,1 0,1
P2O5 0,03 0.23 0,01 0,00 Wt 0,1 0.5 — —
Сумма 98,8 99,1 100,5 99.9
крупного выделения, присутствуют и мелкие,
приуроченные к пнтерстицпям между другими
минералами. Шлиф богат ильменитом, есть и
другие рудные минералы (цветная табл. VIII,
2). Для решения вопроса о природе указанной
фазы сейчас проводятся ее более детальные ис-
следования. Не исключено, что она может ока-
заться стекловатой.
В отличие от проб «Аполлона-11» и «Апол-
лона-12», где в базальтах широко распространен
кристобалит и встречается тридимит, в породах
«Луны-16» эти минералы пе обнаружены. Есть
только указание [8] о присутствии кристобалита
Все эти особенности указывают на несколь-
ко меньшую роль кристаллизационной диффе-
ренциации в формировании габбровых и базаль-
товых пород Моря Изобилия, чем двух других
лунных морей. Преимущественное распростра-
нение габбровых и среднезернпстых пород по
сравнению с тонкозернистыми и афанитовыми
и малое развитие магматических стекловатых
фаз говорит также о большей глубине кристал-
лизации и относительно спокойных условиях ее
протекания. Отсутствие метастабильных фаз
типа кристобалита подтверждает эти сооб-
ражения.
Петрографо-минералогическое исследование магматическик пород из Моря Изобилия
147
Литература
1. Виноградов А. И. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3, 261—274.
2. Wood J. A., Marvin U. В., Powell В. N., Dickey J. S.,
Jr. Mineralogy and petrology of the Apollo 11 lunar
sample.— Spec. Rept. Smithsonian Astrophys. Obs.,
1970, N 307.
3. Wood J. A., Marvin U. B., Reid J. B., Jr., Teilor G. J.,
Bower J. F., Powell B. N.. Dickey J. S., Jr. Mineralo-
gy and petrology of the Apollo 12 lunar sample.—
Spec. Rept. Smithsonian Astrophys. Obs., 1971,
N 333.
4. Флоренский К. JI., Иванов А. В., Тарасов Л. С., Ста-
хеев Ю. И., Родэ О. Д. Морфология и типы частиц
образца реголита из Моря Изобилия.— Наст, сбор-
ник, стр. 38.
5. Bence A. F., Albee A. L. Empirical correction factors
for the electron microanalysis of silicates and oxi-
des.— J. GeoL, 1968, 76, 382.
6. Albee A. L., Ray L. Correction factors for electron
probe microanalysis of silicate, oxides, carbonates,
phosphates and sulfates.— Anal. Chem., 1970, 42,
N 12, 1408.
7. Makarov E. S., Ilyin IV. P., Ivanov V. I. The compo-
sition and crystalline structure of the minerals of re-
golith from the Sea of Fertility.— Space Research
XII, 1972, 155, Berlin.
8. Макаров E. С., Иванов В. И., Мокеева В. И. и др.
Рентгенографическая идентификация минералов
лунного реголита, доставленного автоматической
станцией «Луна-16».— Наст, сборник, стр. 148.
9. Schmitt И. И., Lofgren G., Swann G. A., Simmons G.
The Apollo И sample: introduction.— Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
10. Gast P. W., Hubbard N. F. Chemistry of lunar ba-
salts and their origin constraints on the composition
of the lunar interior.— Proc. Second Lunar Sci. Conf.,
1972, 2.
11. Павленко А. С., Тарасов Л. С., Шевалеевский И. Д.,
Иванов А. В. Петрология лунных пород из Моря
Изобилия.— Наст, сборник, стр. 56.
12. Ильин И. И., Лосева Л. Е., Сенин В. Г. Рентгено-
спектральный микроанализ состава индивидуаль-
ных частиц лунного реголита.— Наст, сборник,
стр. 209.
13. Keil К. Т. Е., Buch Т. Е., Prinz М. Mineralogy and
composition of Apollo 11 lunar samples.— Proc. Apol-
lo 11 Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 561.
14. Dens M. R., Douglas J. A., Plant A. G., Trail R. J.
Petrology, mineralogy and deformation of Apollo 11
samples.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1971, 1,
315.
15. Chao E. С. T., Minkin J. A., Frondel C. et al. Pyrox-
ferroite, a new calcium-bearing iron silicate from
Tranquillity Base.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
1971, 1, 65.
16. Я кеш И., Уорнер Дж., Ридли В. И. и др. Петроло-
гия части реголита из Моря Изобилия.— Наст,
сборник, стр. 64.
17. Agrell S. О., Pecket A., Boyd F. R. et al. Titan chro-
mit, aluminian chromite and ulvospinel from Apollo
11 rocks.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1971, 1,
81.
18. Штрунц X. Минералогические таблицы. Госгортех-
пздат^ 1962.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
10*
Е. С. Макаров,
В. И. Иванов,
В. И. Мокеева,
К. И. Тобелко,
В. И. Букин,
А. Я. Волкова,
Г. А. Кузнецова,
Л. М. Кузнецов
РЕНТГЕНОГРАФИЧЕСКАЯ
ИДЕНТИФИКАЦИЯ
МИНЕРАЛОВ
ЛУННОГО РЕГОЛИТА,
ДОСТАВЛЕННОГО
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Методами порошковой и монокристальной рентге-
нографии идентифицирован минеральный состав ва-
ловых проб реголита с разных уровней буровой колон-
ки и около 80 отдельных частиц реголита, доставлен-
ного станцией «Луна-16». Установлено, что в состав
реголита Моря Изобилия входят пироксены авгит-пи-
жонитового ряда, анортиты, ильменит, оливины, шпи-
нели, а-кристобалит, железные частицы, стекла и не-
которые еще не идентифицированные частицы. Приве-
дены кристаллографические и рентгенометрические
данные для всех найденных лунных минералов.
Введение. Порошковыми и монокристальны-
ми методами рентгеноструктурного анализа на-
ми изучены около 80 частиц лунного реголи-
та из Моря Изобилия. Величина отдельных ча-
стиц находится в пределах 0,1—0,5 мм. Кроме
того, мы исследовали и определили минераль-
ный состав нескольких порошковых образцов
валовой пробы, величина частиц которой
меньше 80 мкм, с разных уровней буровой ко-
лонки.
В настоящей статье мы даем подробный
отчет о результатах рентгепофазовой иденти-
фикации исследованных образцов лунного ре-
голита, перечень которых приведен в табл. 1. Мы
сочли также необходимым сообщить здесь фак-
тический материал по рентгенометрическим ха-
рактеристикам d (A)/Z п дать таблицы межпло-
скостных расстоянии (d) и интенсивностей ли-
ний (Z) порошкограмм для отдельных лунных
минералов и валовых проб реголита, принятых
нами за эталоны. При отсутствии подобных дан-
ных в американской литературе по «Аполлону-
11» п «Аполлону-12» и надежных справочных
данных по аналогичным земным минералам со-
общаемые нами оригинальные данные по d/I
лунных минералов могут послужить в качестве
эталонов при дальнейших рентгеноструктурных
исследованиях лунных образцов.
Экспериментальная методика. Порошок мел-
кой валовой фракции реголита набивался в ка-
пилляр пз ацетилцеллюлозы диаметром 0,3 мм,
и с него получалась рентгенограмма в камере
РКД-57,3 мм или в камере РКД-114,6 мм на
железном или кобальтовом фильтрованных из-
лучениях. Применялась также рентгеносъемка
в фокусирующей камере Гинье, изготовленной
специально у нас в лаборатории. Один снимок
реголита в камере Гинье был получен по на-
шей просьбе Л. М. Ковбой на кафедре неорга-
нической химии химического факультета МГУ.
Все манипуляции с микрочастицами прово-
дились вручную под бинокуляром с максималь-
ным увеличением 32 с помощью тонких бронзо-
вых игол, вставленных в рукоятки, и с соблю-
дением максимальной: тщательности и чистоты.
Рентгенографическое исследование отдель-
ных частиц реголита размером от 0,1 до 0,5 мм
осуществлялось следующим образом. Прежде
всего методами порошка и Лауэ устанавливали,
является ли данная частица монокристаллом,
поликристаллом, стеклом или сростком двух или
нескольких монокристаллов.
Все частицы пмелп неправильную форму, в
случае монокристаллов и стекол — остроуголь-
ную. По своим размерам частицы являлись оп-
тимальными для рентгеноструктурного анали-
за, который оказался наиболее удобным, быст-
рым и надежным методом их минералогической
идентификации.
Для мелкозернистых полпкристаллпческих
частиц удовлетворительные порошковые рентге-
нограммы были получены в камере РКД без
предварительного растирания пх в порошок.
Если частица не давала никакой дифракцион-
ной картины, то мы идентифицировали ее как
стекло и дальнейшему изучению не подвергали.
Если частица оказывалась монокристаллом, то
для нее отыскивали главные крпсталлографиче-
Рентгенографическая идентификация минералов лунного реголита
149
Таблица 1. Перечень исследованных лунных образцов и их минеральный состав по данным фазового
рентгеноанализа
Na Обр. Размер частиц, Внешний вид частиц Минеральный состав по данным фазового рентгеноанализа [ тг Кристаллографические данные
М-1 а 0,5 I Темные поликристалличе- 1 Габбро: анортит 4- авгит/ 1 Поликристаллы
М-16 0,5 f ские зерна ) /пижонит + оливин + иль- J менит
М-2 М-3 0,5 1 0,5 / .Светлые поликристалличе- ‘ ские зерна 1 Анортит »
М-4 0,3 Желтоватая прозрачная ча- стица Оливин Монокристалл—осколок а = 4,780+0,005 А Ъ = 10,290 + 0,010 А с = 6,016 + 0,004 А
М-5а 0,3 1 Темные поликристалличе-' 1 Базальт: анортит + авгит/ Поликристалл
М-56 0,3 / ские зерна 1 /пижонит + оливин
М-6 0,4 Стекло красно-коричневое Стекло Стекло
М-7 0,3 Стекло коричневое » »
М-8 0,4 Стекло желто-бурое » >>
М-9 о,з Стекло зеленое » »
М-10 0,3 Светлая матовая частица Анортит Поликристалл
М-11 0,3 Светлая частица » »
М-12 0,5 Железная частица ot - Fe а = 2,870+0,005 А
М-13 Порошок Порошок валовой пробы Смесь: анортит | авгит/шт- Порошок с большим количе-
проба 3-2е <80 мкм реголита жопит + оливин 4“ ильме- нит шпинель 4- кристоба- лит 4- а - Fe 4- стекло ством стекла
М-14 0,5 Шарик непрозрачный свет- ло-серый Анортит (много) 4~ авгит/ /пижонит (мало) Грубозернистый поликристалл
М-15 0,15 Белая прозрачная пластин- ка Стекло Стекло
М-16 0,3 Черпая пластинчатая части- ца Шпинель Монокристалл а = 8,270 + 0,002 А
М-17 0,15 Темная частица Пироксен: авгит/пижонит Грубозернистый агрегат
М-18 0,3 Зеленоватая частица Стекло Стекло
М-19 0,4 Прозрачная желтоватая ча- стица Оливин Монокристалл — осколок а =4,780 1-0,005 А 6 = 10,290 + 0.005 А г = 6,021 ±0,005 А
М-20 0,2 Красно-бурая частица Пироксен: авгит/нижопит4- -|-стекло Мелкозернистый поликристалл
М-21 0,3 Бурое стекло Стекло Стекло
М-22 0,3 Серая частица Анортит Грубокристаллпческпп сросток
М-23 0,2 Сросток коричневатой и черной пластинок Авгит/пижонит 4" ильменит Сросток кристаллов
М-24 0,2 Серое зерно Анортит Поликристалл
М-25 0,4 Зеленоватое зерно Стекло Стекло
М-26 0,3 Буроватое зерно правиль- ной формы Оливин Монокристалл а = 4,78 + 0,01 А b = 10,290+0,002 А с = 6,024+0,004 А
М-27 0,4 Буроватое зерно » Сросток двух монокристаллов а = 4,80 + 0,01 А 6 = 10,06+0,01 А с = 6,004=0,01 А
М-28 0,3 Красноватое зерно Стекло Стекло
М-29 о,з Прозрачная бесцветная пла- стинка » »
150 Е. С. Макаров, В. И. Иванов, В. И. Мокеева, К. И, Тобелко, В. И. Букин, А. Я. Волкова и др.
Таблица 1 (продолжение)
Ко обр. Размер частиц, мм Внешний вид частиц Минеральный состав по данным фазового рентгеноанализа Кристаллографические данные
М-30 0,4 Желтовато-зеленое зерно Стекло Стекло
М-31 0,4 Голубоватая частица » »
М-32 0,4 Белая прозрачная частица правильной формы Плагиоклаз Монокристалл; триклинная сингония а = 8,17+0,01 А 6 = 12,90+0,01 А с = 7,05 + 0,01 А a = 92°; 3= 116°; у = 88°
м-зз 0,5 Обломок хондропда а-кристабалпт 4- оливин Слабо раскристаллизованное стекло
М-34 0,5 Хондроид а-кристабалит + оливин Поликристалл
М-35 0,3 Зеленая частица Анортит Полисинтетический двойник
М-36 0,6 Железная частица a-Fe в основном + пироксен (мало) Поликристалл железа с при- мазками пироксенов
М-37 М-38 М-39 М-40 0,3 0,3 » » » » » » » » a-Fe в основном-Ганортит-f- +(мало) a-Fe в ос нов но м-|-анортит+ 4-пироксены + оливин Поликристалл железа а = 2,867 + 0,005 А с примазками анортита Губчатое железо а = 2,868 + 0,005 А с примазками анортита, пи- роксенов и оливина
М-41 0,3 Обломок габбро Анортит + пироксен: авгит/ /пижонит Грубокристаллический сросток
М-42 0,4 Светло-желтая удлиненная частица Оливин Монокристалл
М-43 о,з Белая частица Анортит Слоистый текстурированный поликристалл
М-44 0,3 Светло-желтая частица Оливин Монокристалл а = 4,77 + 0,01 А 6 = 10,290+0,003 А с = 6,018 + 0,004 А
М-45 0,4 Темно-красная частица » Сросток двух монокристаллов a = 4,774=0,01 А 6= 10,30±0,01 А с = 6,025 + 0,005 А
М-46 о,з Серая частица Анортит Поликристалл
М-47 0,3 Красно-бурая частица Стекло Стекло
М-48 0,3 Темно-серая частица Анортит (много) + оливин (мало) Анортит + оливин 4- а-кри- стобалпт Сросток монокристаллов
М-49 0,3 Темно-серая частица Поликристалл
М-50 0,25 » » Стекло (много) + оливин (мало) Слабо раскристаллизованное стекло
М-51 0,4 Темная частица Стекло Стекло
М-52 0,3 Темно-зеленая частица » »
М-53 0,5 Красноватая частица Оливии (много) + анортит (мало) Поликристалл
М-54 о,з Темная частица Оливин Монокристалл а =4,76+0,01 А 6 = 10,15±0,01 А с = 6,018+0,005 А
М-55 0,15 Красная плоская частица Стекло Стекло
Рентгенографическая идентификация минералов лунного реголита
151
Таблица 1 (окончание)
№ обр. Рдзмер частиц, мм Внешний вид частиц Минеральный состав по данным фазового рентгеноанализа
Кристаллографические данные
М-56 М-57 0,3 | 0,2 J Частица оливина Оливин Монокристалл
М-58 0,2 Томная частица Стекло Стекло
М-59 проба <80 мкм ' Порошок валовой пробы реголита Анортит + авгпт/пижонит+ + оливин + ильменит + + шпинель + а-крпстоба- лит + a-Fe -+ стекло Порошок с большим количест- вом стекла
М-бОа 0,2 Темная частица Пироксен: авгит/пижонит Сросток нескольких кристаллов
М-бОб 0,2 » » То же Сросток кристаллов
М-61а 0,1 » » » » » »
М-616 0,2 » » » » » »
М-62а 0,30 » » » » » »
М-626 0,35 » » » » » »
М-65 0,3 Зеленый кристалл » » Когерентный сросток по (001) авгита и пижонита а = 9,69+0,01 А 6 = 8,90+0,02 А с = 5,26+0,01 А Ю6°00'±2' Пижонит а = 9,71 + 0,01 А Ъ = 8,90+0,02А с = 5,22+0,01 А 3 = 108°39' + 2'
М-66 0,15 Зеленая частица Стекло Стекло
М-70 о,з Черная частица Ильменит Монокристалл
М-71а 0,10 Зеленая частица Стекло Стекло
М-716 0,15 » » Пироксен: авгит/пижонит Монокристалл То же, что и в М-65
М-72 0,25 Черная частица Шпинель II Монокристалл a = 8,457±0,005 А
М-73 0,4 Железный шарик a-Fe Поликристалл а = 2,868+0,005 А
М-74 0,25 » » a-Fe То же
М-75 0,30 Светло-серая частица Анортозит Поликристалл
М-76 0,30 Черная частица Ильменит Монокристалл а = 5,085+0,002 А с = 14,084 + 0,005 А
М-77 0,2 Темная частица Шпинель I + шпинель II Когерентный сросток двух кристаллов Шпинель I: а = 8,304 + 0,005 А Шпинель II: а = 8,457 + 0,005 А
М-78 0,15 » » Шпинель I (много) + пи- роксен (мало) Сросток кристаллов шпинели с пироксеном
М-79 о,з Черпая частица Ильменит Монокристалл
Таблица 2. Межплоскостные расстояния d (вА) и интенсивность линий I для образцов лунного реголита
и минералов, входящих в их состав
Реголит Минерал
обр. (7 + + 8)-1д РКУ-114, Fe-анод обр.(7 + 8)-1д РКД-57, Со-анод обр. (7 + + 8)-1д Камера Гинье, Fe-анод обр. 3-2и РКД-57, Со-анод обр.3-2е РКД-57, Fe-анод анортит, по [7] авгит- пижонит лунный, обр. М-23 ильменит, по [8] оливин лунный, обр. М-27 а-кристо- балит, по 18] шпинель лунная, обр. М-16
d, А I d, А I d,A I d,A I d, А I d,A I d, А I d, А I d, А I d, А I d,A I
6,90 1 __ 6,81 8 __ — — —
— 6,39 0,5 — — — 6,42 4 — — — — —
— 5,82 0,5 — — — — — — — — —
— 5,15 0,5 — 5,16 2 — 5,12 3 — — 5,10 1 — —
— 4,68 1 — 4,71 2 4,68 2 4,69 14 — — — — —
— 4,38 1 — — — — — — — — —
— 4,17 0,5 — — — 4,24 2 — — — — 4,15 3
4,05 2 4,02 3 4,04 7 4,05 4 4,01 2 4,04 48 — — — 4,03 10 —
3,94 1 3,93 0,5 3,92 8 — — 3,92 11 — — 3,91 6 — —
3,76 2 3,75 4 3,76 5 3,75 3 (3,78 28
13,76 19 — — 3,74 1 — —
— — — — 3,70 2 — — 3,70 4 — — —
— 3,61 1 3,63 5 — 3,60 1 3,62 „
ОО В в
3,60
— 3,51 0,5 3,52 3 3,50 0,5 — 3,51 4 — — 3,51 6 — —
— — 3,46 2 3,473 4Z
’ 1 14
3,46 f
— — 3,42 0,5 — — 3,40 7 — — — — — —
3,35 4ш 3,36 7 3,35 0,5 3,32 2 3,36 25 3,36 3 — — — — —
3,24 1 — 3,26 3 — — 3,26 52 — — — — — —
— — 3,21 10 3,20 Юш — 3,21 63 3,21 9 — — — — —
3,20 10 3,19 Юш 3,20 10 — — 3,19 100 — — — — — —
— — 3,18 4 — 3,18 10 3,18 91 — — —. -- — —
3,15 1 — — — — 3,12 39 — — — — 3,13 6 —
3,02 5 3,03 7 3,03 2 3,02 8 — 3,04 18 — — — — —
— — 3,01 8 — 3,00 7 — 3,01 10 — 3,01 4ш — —
2,95 3 — 2,95 5 — — 2,95 27 — — — — —
2,92 2 2,93 6 2,92 2 2,91 6 2,89 6 2,93 19 2,91 9ui — 2,91 0,5 — 2,91 8
— — 2,84 1 — —. 2,83 20 — — — 2,83 7 —
2,80 1 2,81 3 2,80 2 2,78 4 2,80 3 2,80 9 — — 2,79 9 — —
2,75 3 2,75 3 2,75 9 — 2,73 3 — — 2,74 10 — — —
— 2,65 1 2,66 1 2,65 1 — 2,65 14 — — — — —
2,60 2 — — — — — — — 2,61 1 — —
— 2,59 2 2,58 6 — — — 2,57 7 — — — —
— — 2,55 3 2,56 4 — 2,56 6 — — — — —
— — — — — 2,53 20 — — — — —•
2,53 3 2,53 9ш 2,52 6 2,52 9 ш 2,52 8 12,51/ 1.2,50J 28 2,52 7 2,53 9 2,53 8 — —
/2,48 8
2,48 3 2,47 0,5 2,48 7 — 2,47 3 — — — — — 2,47 10 \2,46 4 2,49 10
— 2,38 0,5 2,38 1 — — 2,38 4 — — 2,37 2 ш — —
2,29 4 — 2,29 3 — — 2,273
2,26 f 7 — — —• — —
— 2,28 4 2,28 1 2,28 2 2,28 0,5 2’2Ч А 2,28 2 — 2,28 6 — —
2,24 2 2,23 1 2,24 4 2,22 2 2,23 0,5 2,23/ 4 — 2,23 3 — — —
— — 2,16 1 — — — — 2,17 3 — —
2,15 3 2,15 7 2,14 6 2,15 5 2,13 5 2,14 17 2,14 8 — — — —
Таблица 2 (окончание)
Реголит Минерал
обр. (7 + + 8)-1д РКУ-114, Fe-анод обр. (7 4- 8)-1д Р КД-57, Со-анод обр. (7 + + 8)-1д Камера Гинье, Fe-анод обр. 3-2и РКД-57, Со-анод обр. 3-2е РКД-57, Fe-анод анортит, по[7] авгит- пижонит лунный, обр. М-23 ильменит, по [8] оливин лунный, обр. М-27 а-кристо- балит, по [8] шпинель лунная, обр. М-16
d, А I d, А I d, А I d, А I d, А I d, А I d, А 1 d, А I d, X I d, А I d, А Т
— — 2,12 2 — — 2,12 3 — — — 2,11 5 —
— 2,09 0,5 2,08 3 — — 2,09 10 2,10 1 — 2,10 3 — 2,07 7
2,03 5 2,04 6 2,04 2 2,03 5 — — 2,04 5 — 2,03 0,5 — —
— — 2,02 3 — 2,02 5 2,02 5 2,01 3 2,02 10 2,01 0,5 2,01 5 —
— 1,970 1 — — — — — — — — —
— — — 1,958 1 — — — — 1,960 0,5 — —
— 1,932 1 1,930 1 — — 1,932 9 — — — — —
— — — 1,922 1 — — — — — 1,924 6 —
— 1,890 1 — — — — — — 1,892 1 — —.
— — — 1,879 1 — 1,878 7 — — — — —
— 1,867 2 1,865 1 — 1,869 1 — — 1,865 6 — 1,867 6 —
1,842 1 — 1,841 1 — — 1,837 16 — — — — —
— 1,835 2 — 1,835 1 1,834 1 — — — — — —
1,805 2 1,809 0,5 — —• — — —• — — — —
— — 1,800 2 — — — — — — — —
— —. — 1,793 1 1,795 1 — — — — — —
— 1,790 0,5 — — — — —. — — — —
1,767 4 — 1,770 4 — — 1,768 17 — — — — —
— 1,761 7ш 1,761 1 1,761 5 1,761 6 1,761 8 —. — — — —
— — 1,752 5 — — — 1,752 4 — 1,755 10 1,754 2 —•
1,727 3 1,728 5 1,726 1 — — 1,717 7 — 1,720 8 — 1,726 4 —
— — — 1,717 3 1,720 4 — —• —• 1,685 3 1,687 6 1,685 5
— 1,684 3 1,682 1 — 1,680 2 — — — — — —•
1,633 7 1,635 6 1,632 3 1,672 2 1,628 7 — 1,628 9 1,630 3 1,628 3 1,630 2 —
— — — l,6z7 5 — — —. — — — —
— 1,586 1 — 1,580 0,5 — — — — 1,582 2 — 1,588 9
—• 1,557 О,5 ш — —• — — — — — — —
— 1,538 2 — 1,541 2 1,539 2 — 1,546 3iu — — — —
1,510 2 — — — — — — — — 1,530 6 —
— 1,505 6 1,505 3 1,506 4 1,505 5 — 1,508 4 1,504 7 1,506 5 — —
1,494 2 1,495 3 — — —• — — — — — —
— — 1,489 2 — 1,490 4 — 1,490 5 — 1,492 6 1,492 6 —
1,474 1 1,471 1 1,468 1 — 1,471 4 — — 1,465 7 — — —
— 1,454 1 — — 1,447 2 — — — 1,447 1 — 1,458 9
1,415 2 1,418 — 1,413 3 1,413 3 — 1,419 6 — 1,407 7 1,428 5 —•
1,393 2 1,390 1 — 1,391 3 1,390 3 — 1,391 6 — — — —
— 1,376 1 — — — — — 1,375 2 — —• —
1,367 1 1,360 2 1,360 1 1,356 1 — — — — 1,360 6 — —
1,346 1 1,340 2 — — — — — — — — —
— 1,326 2 — — — — — — 1,327 7 — —
154 Е. С. Макарову В. И. Иванову В. И. МокеевОу К. И. ТобелкОу В, И. Букину А. Я. Волкова и др.
ские направления и определяли параметры эле-
ментарной ячейки в камерах РКОП, РКВ или
КФОР. Уточнение периодов решетки делали на
дифрактометре УРС-50И по разработанному в
лаборатории методу.
Чрезвычайно полезным оказался способ
Гандольфи [5] для получения дебаеграммы от
одиночного монокристалла и сростков кристал-
лов. Специальная приставка к камере РКД-57,3,
обеспечивающая двухосевое вращение моно-
кристального образца, приводящее к свертке
отдельных рефлексов в дебаевские конусы, бы-
ла разработана и изготовлена в нашей лабора-
тории. Принципиальная схема устройства этой
приставки к камере РКД дана на рпс. 1 и де-
тально будет описана в специальной статье.
Получение рентгенограмм по Гандольфи значи-
тельно ускоряет процесс идентификации моно-
рительиой количественной информацией по
значениям d(A) рентгенограммы Гандольфи
часто дают искаженные значения интенсивно-
стей 1у что не имеет большого значения для це-
лей идентификации, но не годится для опреде-
ления атомной структуры кристаллов.
Минеральный состав реголита. Порошковые
рентгенограммы реголита характеризуются зна-
чительным диффузным фоном во всем угловом
интервале, что указывает на наличие в нем
значительного количества аморфной составля-
ющей. Это качественно согласуется как с со-
ветскими, так и с американскими данными
о присутствии в реголите около 50% (по объе-
му) стеклянных частиц разного состава и раз-
но ii величины.
В табл. 2 приведены значения межплоскост-
ных расстояний d и интенсивности линий I па
Рис. 1. Разрез камеры РКД-57,3 с двухосевым вращением об-
разца по Гандольфи
Рпс. 2. Кфорограмма когерентного сростка образца М-65
клинопироксенов (авгит-пижонит) по плоскости (001). Вращение
вокруг осп Ь
Авгит (в А): а = 9,09(1); 5 = 8,90(2); с = 5,26(1); 0=1О6°ОО';
пижонит: а = 9,71 (1); Ъ = 8,90 (2); с = 5,22 (1); 0 = 108°39'
Р и с. 3. Лауэграмма лунного оливина М-4
Р и с. 4. Кфорограмма сростка шпинелей I 4- II образца М-77.
Вращение вокруг осп 2
Ginn I = &>304 (5) А; Сщ^ ц = 8,457 (5) А
кристальных частиц по значениям d/I, без
определения элементарной ячейки трудоемкими
исследованиями монокристаллов. Следует иметь
в виду, что наряду с вполне удовлетво-
порошковых рентгенограммах трех реголито-
вых проб: 1) (7-*-8)-1д; 2) 3-2е; 3) 3-
2и, полученных в разных условиях съемки:
в камерах РКД-57,3; РКУ-114,6 и в камере
Гииье.
Как можно видеть из табл. 2, в состав рего-
лита входят следующие минералы: анортит, пи-
роксены авгит-пижоиитового ряда, ильменит,
оливин, а-кристобалит, шпинель. Несомненно,
что в реголите присутствует также металличе-
ское железо, но его линии на рентгенограмме
реголита совпадают с линиями других мине-
ралов.
Таким образом, данные табл. 2 не проти-
воречат присутствию железа в реголите, ко-
торое доказано другими независимыми мето-
дами.
Попытки выделить фракции железных ча-
Рентгенографическая идентификация минералов лунного реголита
155
с тип путем магнитной сепарации не увенчались
успехом, так как практически вся масса рего-
лита является магнитной. Согласно электронно-
микроскопическому исследованию английских
коллег [6], частицы лунных пород «Аполлопа-
12». особенно стекла, нашпигованы мельчайши-
ми железными шариками, минимальные диамет-
ры которых составляют 50 А.
Расшифровка минерального состава реголи-
та в табл. 2 проводилась с привлечением следу-
ющего справочного или эталонного материала:
анортит и плагиоклазы — по работе Борга и
Смита [7]; пироксены, оливины и шпинели —
по собственным монокрпстальным данным для
лунных образцов указанных минералов, приво-
димым ниже в этой работе и принятым нами за
эталоны. Ввиду переменности химического
состава пироксенов, оливинов, шпинелей реит-
бро (табл. 4) и светлых частиц анортозита
(табл. 5).
Как видно пз табл. 3, частицы базальта сос-
тоят из пироксенов авгит-ппжопитового ряда,
оливина, анортита и, судя по значительному
фону на рентгенограммах, — стекла. Из табл. 4
следует, что габброидные частицы состоят из
тех же минералов, что и базальт, плюс ильме-
нит, при меньшем количестве стекла.
Белые и светло-серые частицы анортозито-
вой породы (иногда в виде порошков), как это
видно из табл. 5, для образца М-5а состоят из
почти 100%-ного анортита, или высококальцие-
вого плагиоклаза.
Монокристалл плагиоклаза. Среди светлых
частиц очень редко наблюдаются монокристаль-
ныс и сдвойникованные частицы плагиокла-
зов. Одна из таких прозрачных, неокрашенных
тонометрические данные сПI для этих мине-
ралов могут в значительной мере варьи-
ровать.
Поликристаллические частицы базальтов,
габбро и анортозитов. Морфологические харак-
теристики отдельных видов частиц лунного ре-
голита даны в работе [2]. Некоторые частицы
лунных базальтов, габбро и анортозитов ока-
зались достаточно мелкозернистыми и пригод-
ными для исследования по методу порошка, без
пх растирания. Частицу целиком приклеивали
к стеклянному волоску или же помещали в аце-
тплцеллюлозный капилляр, и с нее получали
дебаеграмму, в большинстве случаев вполне
удовлетворительную для расчета.
Таким путем был идентифицирован мине-
ральный состав сравнительно крупных (0,5 —
0,6 мм) темных частиц базальта (табл. 3), габ-
частиц сравнительно правильной изометричной
формы, размером около 0,35 мм, была детально
изучена кристаллографически. Сингония три-
клинная, СТ, размеры ячейки: а=8,17±0,05 А;
Ъ = 12,90 ± 0,10 А; с = 7,05 ± 0,05 А; а =
= 92 ± 1,0°; р = 116 ± 1,0°; у = 88 ± 1,0°.
Полученная в камере Гандольфп дебаеграм-
ма этого монокристалла позволила рассчитать
эталонные значения d/I, приведенные в табл. 6.
Пироксены. В полном согласии с американ-
скими исследованиями по лунным пироксенам,
особенно с данными Папайка и др. [9], мы наш-
ли, что изученные нами лунные пироксены
относятся к клинопироксенам авгит-пижонито-
вого ряда. Характерной минералого-кристалло-
графической чертой лунных клинопироксенов
является то, что они встречаются большей час-
тью в виде совместных когерентных сростков
156 Е. С. Макаров, В, И, Иванов, В. И. Мокеева, К. И, Тобелко, В. И, Букин, А. Я. Волкова и др.
очень тонких чередующихся ламелей авгита
и пижонита по плоскостям (001) или (100)
моноклинной решетки, образующихся в резуль-
тате спинодального распада изоморфных сме-
сей в системе WZo(CaSiO3)—E'Az(MgSiO3) —
Fs(FeSiO3) [9].
Очень ясную картину подобного рода срост-
ков авгита и пижонита дают рентгеногониомет-
рические развертки в камере КФОР. В качест-
ве примера на рис. 2 воспроизводится кфоро-
грамма образца лунного пироксена М-65 при
лов ра* и Рр*- При этом из соотношения интен-
сивностей рефлексов видно, что в данном срост-
ке М-65 пижонита значительно больше, чем
авгита, приблизительно в отношении 3:1.
Установленные на дифрактометре для
образца М-65 периоды и углы моноклинной ре-
шетки авгита и пижонита, а также их хими-
ческий состав по главным компонентам — Еп
(энстатит), Fs (ферросилит), Wo (волласто-
нит), определенный по номограмме Папайка
[9], приведены ниже:
а, А &, А с, А 3 Состав
Авгит 9,69 (1) 8,90 (2) 5,26 (1) 106°00'(2) jEj? 43^042 15
Пижонит 9,71 (1) 8,90 (2) 5,22 (1) 108°39'(2) jE'neJF09 Fs#)
вращении вокруг общей оси Ъ моноклинной ре-
шетки. Мы имеем здесь наложение двух проек-
ций обратной решетки — авгита и пижонита —
вдоль направления оси Ъ (перпендикулярно
плоскости снимка). Видно, что на совпадающих
по направлению осях са* — авгита и ср* — пи-
жонита рефлексы типа (00Z) расщеплены соот-
ветственно несколько различным значениям пе-
риодов са и ср авгита и пижонита. Лучи направ-
лений обратной решетки вдоль осей аа* — авги-
та и ар* — пижонита разошлись соответствен-
но различию в значениях их моноклинных уг-
Для ряда лунных пироксенов (М-71, М-62а,
М-23, М-бОа и М-61а) в камере Гандольфи
получены дебаеграммы, и для них рассчитаны
рентгенометрические значения dll, приведен-
ные в табл. 7. Благодаря различиям в соста-
вах п величинах периодов решетки, свойствен-
ным лунным пироксенам, значения как d, так
и I для отдельных пироксенов могут сущест-
венно различаться. Ипдицпрование линий
дебаеграмм пироксенов в табл. 7 провести од-
нозначно на данном этапе их изучения невоз-
можно.
Таблица 3. Межплоскостные расстояния d и интенсивности линий I для лунного базальта
Лунный базальт, зерно, обр. М-5а Анортит, по [7] Авгит-пижонит лунный, обр. М-23 Оливин лунный, обр. М-27 Лунный базальт, зерно, обр. М-5а Анортит, ПО [7J Авгит-пижо- нит лунный, обр. М-23 Оливин лунный. Обр. м-27
d, А I d, А I d, А I d, А I d, А I d, А I d, А I d, А I
3,95 1 3,92 11 3,91 6 1,925 0,5 1,95 1
3,77 1 3,78 28 — — 3,74 1 1,818 1 — — — — 1,892 1
3,53 1 — — — — 3,51 6 1,758 7 — — 1,75 4 1,755 10
— — — — 3,36 3 — — 1,676 0,5 — — — — 1,685 3
3,196 9 3,19 100 3,21 9 — — 1,632 7 — — 1,63 9 1,628 3
3,017 10 — — 3,01 10 3,01 4 jji 1,539 4 — — 1,55 3 ш — —
2,919 8 2,93 19 2,91 9 hi 2,91 0,5 1,503 6 — — 1,51 4 1,508 5
2,800 4 2,83 20 — — 2,79 9 — — — — 1,49 5 1,492 6
2,550 8 2,53 20 2,57 7 2,53 8 1,410 6 — — 1,419 6 1,407 7
2,486 10 — — 2,52 7 2,47 10 — — — — 1,391 6 — —
2,396 0,5 — — — — 2,37 2 ш 1,278 3 — — — — 1,265 0,5
2,284 4 — — 2,29 2 2,28 6 1,234 2 — — — — 1,214 1
2,197 0,5 — — 2,21 3 2,17 3 1,166 2 — — — — 1,167 0,5
2,141 6 2,14 17 2,14 8 — — — — — — — — 1,158 0,5
2,040 5 — — 2,05 5 2,04 0,5 0,982 2 — — — — 0,980 2
2,01 3 2,01 0,5 0,970 2 — — — — 0,975 2
Рентгенографическая идентификация минералов лунного реголита
157
Оливины. Оливины находятся как в ба-
зальтовых и габброидных частицах, так и в
виде отдельных монокристальных зерен — об-
ломков неправильной формы, со свежими
изломами, размером до 0,5 мм и ниже, рас-
сыпанных на всех уровнях колонки в массе
реголитовой пыли.
По сравнению с кристаллическими зернами
других минералов монокристальные обломки
оливинов разных цветовых оттенков, от желто-
янтарных (часто) до красновато-бурых (ред-
ко) , наиболее распространены.
Монокристаллы лунных оливинов дают
прекрасные рентгенограммы с четкими реф-
лексами, дублетизированными на больших уг-
лах. На одной из таких оливиновых частиц
(обр. М-4) была получена первая в СССР
монокристальная рентгенограмма Лауэ лун-
ного оливина, которую мы воспроизводим на
рис. 3.
Таблица 4. Межплоскостные расстояния d и интенсивности линий I для лунного габбро
Габбро лунное, обр. М-16 Анортит, по [7] Авгит-пижонит лунный, обр. М-23 Оливин лунный, обр. М-27 Ильменит, по [8]

d, А 1 d, А I d, А I d, А I d, А I
3,74 1 3,78 28 — — — — 3,70 4
3,53 1 — — — — 3,51 6 — —
3,20 10 3,19 100 3,21 9 — — — —
3,02 9 3,04 19 3,01 10 3,01 4 ш — —
2,89 8 — — 2,91 9 ш 2,91 0,5 — —
2,80 7 2,83 20 — — 2,79 9 — —
2,75 7 — — — — — — 2,74 10
2,54 9 — — 2,57 7 2,53 8 2,53 9
2,50 8 2,51 1 2,50 J 28 2,52 7 2,47 10 —
2,28 2 — — 2,28 2 2,28 6 — —
2,23 2 — — — — — — 2,23 3
2,13 7 2,14 17 2,14 8 — — — —
2,04 4 2,02 5 2,04 5 2,03 0,5 2,02 10
— — — — 2,01 3 2,01 0,5 — —
1,936 1 1,932 9 — — — — — —
1,876 3 1,878 7 — — — — — —
1,824 1 — — — — — — — —
1,761 7 1,768 17 — — — — — —
1,761 8 1,752 4 1,755 10 — —
1,721 5 1,719 1 — — — — 1,720 8
1,717J — — — — — —
1,626 7 — 1,628 9 1,628 3 1,630 3
1,543 2 — — 1,546 3 ш — — — —•
1,501 6 — — 1,508 4 1,506 5 1,504 7
1,469 3 — — — — — — 1,465 7
1,415 5 — — 1,419 6 1,407 7 — —
1,392 4 — — 1,391 6 — — — —
1,365 2 — — — 1,360 6 — —
1,338 4 — — — — 1,327 6 1,347 1
1,324 2 — — — — 1,327 6 — —
1,076 3 — — — — 1,073 0,5 1,069 3
1,050 3 — — — — 1,045 10ш 1,050 1
1,036 3 — — — — 1,029 7 — —
158 Е. С. Макаров, В. И. Иванов, В. И. Мокеева, К. И. Тобелко, В. И. Букин, А. Я. Волкова и др.
Железистость исследованных нами [4] мето-
дом электронного микрозонда лунных оливинов
колеблется от 30 до 50 мол. % Fe2SiO4. В част-
ности, оливин обр. М-4 имеет следующий состав
(в вес.%) и железистость:
экспериментальных и теоретических значений
в табл. 8 не вполне точная. Индицирование
линий с большими углами У для оливина в
табл. 8 не проводилось вследствие неоднознач-
ности из-за совпадений линий.
SiO-2 MgO FeO МпО Сг2О3 TiO2 СаО А12О3 СоО NiO Fa : Fo
36,0 27,5 33,8 0,3 0,15 0,01 0,38 0,05 0.03 <0,01 4,1: 5,9
В лупных оливинах отмечается заметное со-
держание кальция и хрома и следы никеля, ко-
бальта, алюминия и титана.
Для ряда оливинов мы определили периоды
элементарной ячейки (см. табл. 1), которые в
общем хорошо коррелируются с таковыми для
земных и метеоритных оливинов. Как п следо-
вало ожидать, лунные оливины имеют структуру
низкотемпературной a-модификации обычного
«земного» оливина.
Наиболее интересный вопрос в кристаллохи-
мии оливинов, который оживленно обсуждается
в настоящее время в мировой литературе, это:
почему при благоприятных структурных
условиях — наличии для катионов двух неэкви-
валентных позиций М\ и М2— в оливинах пе
наблюдается высокоупорядоченного распределе-
ния атомов магния и железа по этим позициям,
в то время как в других (Mg, Fe)-минералах —
пироксенах, людвигитах — наблюдается. Даже в
оливинах низкотемпературного генезиса атомы
магния и железа статистически перемешаны по
позициям М\ и М2.
Исследование оливинов, проведенное в па-
шей лаборатории и выполненное на доста-
точно прецизионном уровне (фактор R—Ъ,ЪУо),
показало, что для оливина обр. М-19 с желези-
стостью 40 мол. % Fa 53% атомов железа нахо-
дится в позициях М\, а 47% — в позициях М2,
т. е. наблюдается некоторая тенденция к упоря-
дочению, с предпочтительным вхождением
атомов железа в позиции М\. Этот результат
находится в согласии с данными американской
работы по «Аполлону-12» [10].
В табл. 8 мы приводим экспериментальные
значения dll для лунного оливина обр. М-19,
рассчитанные из дебаеграммы по Гандольфи.
Для передних линий (с малыми углами 0)
сделано сравнение с теоретическими значения-
ми dll и даны индексы (hkl) по работе [И]
для состава (Feo,4o Mgo,6o)2 SiCU. Ввиду перемен-
ности состава оливинов, осложненной зональ-
ностью распределения магния и железа в преде-
лах отдельных монокристальных зерен лунных
оливинов [6], типовые значения dll, зависящие
от состава, изменяются. Поэтому сходимость
Ильменит. Ильменит, РеТЮз, найден в
габброидпых частицах и в мелкой фракции ре-
голита, как это видно из табл. 2 и 4. В отдель-
ных гетерогенных частицах ильменит часто на-
ходится в виде сростков с оливином. Нами ис-
следовано несколько обломков монокристаль-
ных зерен размером 0,3 мм п меньше.
Рентгеноструктурный анализ ильменитового
монокристалла обр. М-76 показал, что лун-
ный ильменит по структуре не отличается от
земного ильменита, обычного ромбоэдрического,
типа корунда — гематита, но имеет упорядочен-
ное расположение атомов железа и титана,
вследствие чего корундовая симметрия R3c по-
нижается до R3, т. е. теряется плоскость сим-
метрии с.
Периоды решетки ильменита обр. М-76 в
гексагональной установке равны: а = 5,085 ±
± 0,002 А; с = 14,084 ± 0,005 А.
В табл. 9 приведены значения d/I для двух
лунных ильменитов: обр. М-76 и обр. М-70/51 в
сравнении со справочными данными по [8].
Шпинели. Как показали американские
и наши исследования, лунные шпинели от-
носятся к ряду твердых растворов систе-
мы «ульвошпинель (Fe2TiO4) — герцинито-хро-
мпт Fe (Al, Сг) 2О4» с изоморфными примесями
магния и других элементов. Как и в случае пи-
роксенов, многие частицы лунных шпинелей
представляют собой когерентные сростки двух
монокристаллов разного состава: один из них
относится к ульвошпинелевому концу указанной
системы, а другой — к герцпнито-хромитовому
(иначе — хромпикотитовому). Сросшиеся по
плоскости (111) шпинели имеют заметно разные
периоды кубической решетки, что проявляется
в расщеплении рефлексов как на порошковых,
так и па монокристальных рентгенограммах.
Так, в обр. М-77, как это видно из расшифров-
ки дебаеграммы в табл. 10, срослись две кубиче-
ские шпинели: герцинпто-хромитовая шпппель
I с периодом а = 8,304 А и ульвошпинель II с
периодом а = 8,457 А, при этом количество
шпинели I в сростке, судя по интенсивностям
линий, значительно больше, чем шпинели II.
Рентгенографическая идентификация минералов лунного реголита
159
На рис. 4 приведена кфорограмма сростка
шпинелей обр. М-77, полученная при вращении
вокруг оси второго порядка (аТ2) па молпбде-
новом излучении. На пей видно расщепление
рефлексов.
Железные частицы. Как видно из табл. 1, мы
исследовали ряд железных частиц размером
менее 0,5 мм, среди которых были как плотпые
магнитные шарики серо-стального цвета с чи-
стой поверхностью и тусклым, а иногда и очень
ясным металлическим блеском, так и рыхлые
магнитные конгломераты неправильной формы
с мелкими включениями и примазками сили-
катных минералов. Все железные частицы явля-
ются полпкристаллпческими, и все они дали
отчетливые дебаеграммы, отвечающие кубиче-
ской объемноцентрированной структуре а-желе-
за с периодом решетки а = 2,867 ± 0,002 А,
практически не отличающимся от соответству-
ющего значения для чистого а-железа
(2,866 А). В рыхлых конгломератах обнаружено
присутствие небольших количеств примесных
анортита и пироксена. Частицы, обладающие
кубической грапецептрпрованпой структурой
Таблица 5. Межплоскостные расстояния d и интенсивности линий I для лунного анортозита
Лунный анортозит, обр. М-10 Анортит, по [71 Лунный анортозит, обр. М-10 Анортит, по [71 Лунный анортозит, обр. М-10 Анортит, j ПО [7J Лунный анортозит, обр. М-10 Анортит, по [7J
d, A I d , А I d, А I d, А I d, А I о d, А I d, А I d, А I
4,85 0,5 — 3,19 100 2,097 2 2,095 10
4,64 0,5 4,69 14 — — 3,18 91 2,019 2 2,0191 г 1,168 1 — —
— — — — 3,03 3 3,04 18 — — 2,016] ° — — — —
4,45 8 — — 2,93 3 2,95 27 — — — — — — — —
4,29 1 4,24 2 — — 2,93 19 1,928 3 1,932 9 — — — —
4,00 4 4,04 48 2,82 3 2,83 20 1,878 2 1,878 7 — — — —
3,89 1 3,92 11 2,64 3 2,65 14 1,843 4 1,845 12 — — — —
3,76 2 3,78 28 2,51 5 2,53 20 1,799 2 1,797 9 — —. — —
— — 3,76 19 — — 2,511 28 1,768 4 1,768 17 — — — —
3,61 2 3,62 1 — — 2,50) 1,716 1 1,717 7
3,60 J 33 2,32 0,5 2,32 8 1,623 1 1,617 4 — — — —
3,46 2 3,47 1 2,27 0,5 2,271
3,46 J 14 2,26] 7 1,320 1 — — — — —- —
3,33 2 3,36 25 2,13 3 2,14 17 1,297 1 — — — — — —
3,19 10 3,21 63 1,274 1 — —
Таблица 6. Межплоскостные расстояния d и интенсивности I для лунного плагиоклаза
Плагиоклаз, Апюо, Плагиоклаз, Апшо, Плагиоклаз, Апюо. Плагиоклаз, АпУ00,
обр. М-32, d/I по [7], d/I обр. М-32, d/I по [7], d/I обр. М-32, d'l по [7J, d,I обр. М-32, d/I по [7], d/I
4,04/5 4,04/48 2,69/1 2,66/14 1,893/4 1,892/4 1,539/3 1,537/4
3,77/4 3,78/28 2,52/8 2,52/20 1,840/7 1,837/16 1,518/1 1,518/4
3,62/4 3,62/33 2,38/0,5 2,38/4 1,805/4 1,802/8 1,492/7 1,492/6
3,40/2 3,40/7 2,28/0,5 2,27/7 1,768/7 1,768/17 1,472/7 1,476/10
— 3,21/63 2,14/7 2,14/17 1,718/1 1,717/7 1,449/3 1,449/3
3,20/10 3,19/100 2,10/1 2,10/10 — — 1,428/3 —
— 3,18/91 2,01/2 2,01/5 1,682/1 1,681/4 1,404/3 —
3,04/3 3,04/18 1,962/0,5 1,966/4 1,626/2 1,617/4 1,320/7 —
2,95/5 2,95/27 1,908/5 — 1,588/2 1,570/3 — —
2,82/3 2,83/20 1,565/3 1,557/3
160 Е. С. Макаров, В. И. Иванов, В. И. Мокеева, К. И. Тобелко, В. И. Букин, А. Я. Волкова и др.
Таблица 7. Межплоскостные расстояния d и интенсивности линий I для лунных пироксенов:
авгит /пижонит
Обр. М-71, d/I
Обр. М-62а, d/I Обр. М-23, d/I Обр. М-бОа, d/I Обр. М-61а, d/I
Обр. М-65, d/I
— — 4,44/1 4,06/5 4,08/3 3,82/1 4,30/4 4,13/4
— 3,73/2 3,74/2 — — —
— — — 3,65/1 — —
3,59/1 — — — —
3,266/4 3,34/1 3,36/3 — 3,33/2 3,30/4
3,174/8 3,19/10 3,21/9 3,22/10 3,22/5 3,17/5
3,003/10 3,005/8 3,01/10 3,03/8 3,01/10 2,99/9
2,895/8 2,90/6 ш 2,909/9ш 2,94/5 2,90/10 2,89/9
2,812/2ш — 2,85/1 — —
— 2,631/1 — 2,673/0,5 — —
2,553/6 2,575/6 2,572/7 2,594/3 2,57/5 —
2,515/7 2.517/6 2,52/4 2,538/7
2,464/6 2,505/7 — — 2,46/3 2,475/8
2,394/2 — — — — —
2,288/1 2,283/1 2,286/2 — — —
2,214/4 2,212/3 — — 2,214/4
2,134/7 2,143/8 2,145/8 2,159/8 2,14/5 2,130/7
2,098/2 — 2,101/1 2,106/1 — —
2,030/4 2,050/1 2,046/5 2,056/4 2,04/4 2,042/3
— 2,012/3 — — —
1,946/2 1,930/1 1,952/1 1,946/1 — 1,938/3
— 1,830/1 — 1,846/3 — —
1,794/3 1,803/5 — 1,805/1 — —
1,773/3 1,763/5 — 1,773/4 1,76/3 1,779/4
1,746/3 1,725/2 1,752/4 — — —
1,672/1 — — 1,679/1 — 1,668/3
1,648/1 —. — — — —
1,618/9 1,628/10 1,628/9 1,637/9 1,63/8 1,624/10
1,536/5 1,546/3ш 1,544/4 — 1,538/4
1,499/2 1,494/4 ш 1,508/4 1,513/3 1,51/3 1,505/4
1,485/4 1,490/5 1,494/4 1,49/3 1,491/4
1,453/1 — 1,460/2 — 1,464/1
1,411/4 1,417/5 ш 1,419/6 1,422/6 1,42/3 ш 1,415/4
1,382/6 1,391/5 1,391/6 1,401/5 1,39/3 1,387/7
1,366/3 — — — — 1,370/4
1,349/3 — — — — —
1,335/3 — — — — —
1,324/2 —. — — — —
1,297/2 — 1,301/2 1,29/2 —
1,269/4 — 1,287/3 1,28/2 1.276/4
1,220/3 — 1,216/2 — 1,224/4
1,200/2 — — — — —
1,175/2 1,170/2 — 1,174/1 — —
1,162/2 — — 1,158/2 — —
1,148/3 — — — — —
1,089/3 —— — — —
- — 1,078/1 1,078/3ш 1,079/4
1,073/6 — — 1,069/4 — 1,071/4
1,0178/4 — — — — —
— — — 1,058/4
— — — 1,001/4
__ — — — 0,9806/4
— — — — — 0,9675/4
Рентгенографическая идентификация минералов лунного реголита
161
Таблица 8. Межплоскостные расстояния йэксп (в А) и интенсивности Тэксп по рентгенограмме № 147 для
лунного оливина обр. М-19 (монокристальная частица, р азмер 0,25 лелг), съемка по Гандольфи, железное фильт-
рованное излучение. Теоретические d и I взяты по [ И]. 1_кр_ по 10-балльной шкале; JT OfxVU ' TEULJ по 100-балльной
шкале
^эксп ^эксп ^теор ^теор hkl ^эксп ^эксп
5,19 0,5 5,16 13 (020) 1,268 3
3,94 6 3,92 29 (021) 1,236 2
3,76 3 3,75 10 (101) 1,200 0,5
3,52 6 3,52 36 (111) 1,175 3
3,02 5 3,03 5 (121) 1,166 4
— — 3,02 И (002) 1,149 3
2,796 8 2,791 78 (130) 1,145 4
2,596 0,5 2,603 11 (022) 1,135 4
2,547 8 2,533 71 (131) 1,127 4
2,477 10 2,476 100 (112) 1,115 0,5
2,386 1 2,391 6 (200) 1,109 4
— — 2,371 13 (041) 1,0905 2
2,286 8 2,286 26 (122) 1,0333 5
2,055 2 2,048 6 (132) 1,0732 3
1,948 1 1,960 3 (042) 1,0632 1
1,888 2 1,894 5 (150) 1,0461 9(o(i)
1,825 3 — — — 1,0295 6(31)
1,805 1 — — — 1,0169 2(o(i)
1,762 9 — — —• 1,0085 3(od)
1,725 0,5 — — — 1,0025 5(o(i)
1,684 5 — — — 0,9934 4(31)
1,663 3 — — — 0,9877 5(o(i)
1,634 4 — — — 0,9794 4(o(i)
1,608 2 — — — — —
1,587 2 — — — — —
1,513 6 — — — — —
1,496 6 — — — — —•
1,412 5 — — — — —
— — — — — — —
1,361 4 — —. — — —
1,328 5 — — — — —
1,311 2 — — — — —
1,278 3 — — — — —
Таблица 9. Межплоскостные расстояния d и интенсивности линий I для образцов лунного ильменита
Обр. М-76, d/I Ильменит, по [8], d/I обр. М-70/51, d/I Обр. M-76, d/I Ильменит, по [8], d/I Обр. М-70/51, d/I
4,17/4 — 4,16/9 1,422/1 — —.
3.74/3 3.70/4 3,75/8 1,381/0,5 1,375/2
— — 3,23/0,5 1,347/9 1,347/1 1,347/5
3.04/0.5 — — 1,273/2 1,270/3 —
2,763/10 2,74/10 2,763/10 1,248/1 1,242/1 —
— — 2,655/1 1,216/4 1,205/2 1,211/1
2,547/6 2,53/9 2,553/8 1,1905/9 1,185/2 1,192/4
2,494/2 — — 1,157/4 1,147/2 1,158/3
2.242/5 2,23/3 2,252/6 1,121/7 1,111/2 1,121/4
1.910/2 — — 1 ,0786/Ю 1,069/3 1,079/4
1.870/8 1,865/6 1,877/5 1,0688/1 — —
1,734/10 1,720/8 1,731/8 1,0539/2 1,050/1 —
1,641/3 1,63/3 1,636/2 1,0057/4 1,000/2 —
1,509/7 1,505/7 1,511/7 — 0,980/1 0,9812/6
1.471/6 1,465/7 1.473/7
11 Лунный грунт
162 Е. С. Макаров, В. И. Иванов, В. И. Мокеева, К. И. Тобелко, В. И. Букин,, Л. Я. Волкова и др.
у-железа и имеющие высокие содержания ни-
келя, не были найдены.
Стеклянные частицы. Главная масса стек-
лянных частиц сосредоточена в наиболее мелкой
(<80 мкм) фракции реголита. Около 20%
крупных частиц, исследованных нами, не дали
Таблица 10. Межплоскостные расстояния d (в А) и
интенсивности линий I для обр. М-77. Сросток лунных
шпинелей I + II
Обр. М-77, d/I Шпинель I, а—8,304 А; d Шпинель II, а—8,457 А; d hkl
2,94/5 2,936 220
2,54/4 — 2,550 311
2,50/10 2,504 — 311
2,11/2 — 2,114 400
2,08/6 2,076 — 400
1,693/4 1,695 — 422
1,627/2 — 1,627 511,333
1,597/9 1,598 — 511,333
1,492/4 — 1,495 440
1,467/9 1,468 — 440
1,313/2 1,313 — 620
1,286/2 — 1,290 533
1,267/5 1,266 — 533
1,253/1 1,252 — 622
1,161/1 1,163 — 711,551
1,110/4 1,110 — 642
1,080/10 1,081 — 731,553
1,038/6 1,038 — 800
никакой дифракционной картины па рентгено-
граммах и были отнесены нами к стеклам
(см. табл. 1). На рентгенограммах некоторых
стекловатых частпц па сильном фоне про-
сматривались одна, две, три очень слабые ли-
пни в области малых углов рассеяния. Они
относятся либо к слабо раскристаллпзованпому
а- или Р-крпстобалиту, либо к плагиоклазу,
либо к оливину. По своему химическому соста-
ву, как показано в работе [4], стекла имитиру-
ют встречающиеся в реголите силикатные по-
роды и минералы.
Заключение. Минералогическое и кристал-
лохимическое изучение пород Луны начато не-
давно, и сейчас райо делать какие-либо общие
выводы. Наши результаты хорошо согласуются
с американскими данными по «Аполлону-11» н
«Аполлону-12» [12,13]. Можно, по-видимому,
считать, что минеральный состав реголита всех
трех изученных участков Лупы в ее «морском»
экваториальном поясе — Моря Спокойствия
(«Аполлоп-11»), Океана Бурь («Аполлоп-12»)
и Моря Изобилия («Лупа-J6») —в основном
одинаков.
В заключение приносим большую благо-
дарность академику А. П. Виноградову,
возглавляющему исследование лунного грунта
у нас в стране, за привлечение к интересной
работе. Мы благодарим также Л. С. Тарасова
и А. В. Иванова за предоставление нам отоб-
ранных ими образцов для рентгенографиче-
ского исследования.
Литература
1. Виноградов А. П. Предварительные результаты изу-
чения лунного грунта.— Природа, 1970, Ян 12, 5.
2. Виноградов А. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3, 261—274.
3. Виноградов А. П. Доклад на 2-й лунной конферен-
ции. Хьюстон, США, январь 1971 г.
4. Makarov Е. S.f Ilyin N. Р., Ivanov V. I. On the com-
position and crystal structure of the minerals of re-
golith from the Sea of Fertility.— Space Research
XII, 1972.
5. Gandolfi G. Discussion upon methods to obtain X-ray
powder patterns from a single crystal.— Miner. Pet-
rogr. Acta (Italy), 1967, 13, 67—74.
6. Champness P. E., Dunham A. C., Gibb F. G. F., Gi-
les H. N., Mackenzie W. S., Stumpfl E. F., Zussman J.
Mineralogy and Petrology of same Apollo 12 Lunar
Samples. Препринт доклада на 2-й лунной конфе-
ренции. Хьюстон, США, январь 1971 г.
7. Borg I. У., Smith D. К. Calculated powder patterns
for five plagioclases.— Amer. Min., 1968, 53, N 9/10,
1709.
8. Михеев В. II. Рентгенометрический определитель
минералов. Госгеолиздат, 1957.
9. Papike J. ]., Вепсе А. Е., Brown G. Е., Prewitt С. Т.
Apollo 12 clinopyroxenes: exolution and epitaxy.—
Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 10, N 3, 307.
10. Finger L. W. Fe/Mg Ordering in Olivines.—Carnegie
Inst. Ann. Rep. Direc. Geophys. Labor., 1969—1970,
302.
11. Jahnbagloo J. C. X-ray diffraction study of olivine
solid solution series.— Amer. Min., 1969, 54, N 1/2,
246.
12. Proceedings of the Apollo 11 Lunar Sci. Conf., v. 1.—
Mineralogy and petrology. Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 1, 1970.
13. Препринты докладов на 2-н лунной конференции.
Хьюстон, США, январь 1971 г.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
А. Л. Альби,
А. А. Чодос,
А. И. Ганкарц,
Е. И. Хейнес,
Д. А. Папанастаспу,
Л. Рэй,
Ф. Тера,
Г. Дж. Вассербург,
Т. Вен
МИНЕРАЛОГИЯ,
ПЕТРОЛОГИЯ
И ХИМИЯ
ОБЛОМКА БАЗАЛЬТА,
ДОСТАВЛЕННОГО
«ЛУНОЙ-16»
Образец В-1, доставленный на Землю «Луной-16»,
был самым крупным обломком (62 мг), полученным в
результате обмена образцами с СССР. На этом образце
были выполнены петрологические, минералогические
и химические исследования наряду с Rb—Sr и
/1г'1%4г39 измерениями, проведенными нашими колле-
гами. Образец В-1 представляет собой тонкозернистый
базальт офитовой структуры, но отличается от образ-
цов «Аполлона» присутствием одного пироксена, пре-
имущественно пижонита, содержанием ильменита
f7%7, промежуточным по сравнению с таковым в об-
разцах «Аполлона-11» и «Аполлона-12», и почти рав-
ными содержаниями пироксена (50%) и плагиоклаза
(40%). В химическом отношении он выделяется высо-
ким содержанием Sr (437 г/т) и высоким значением
отношения K/U (4700). Содержание К (1396 г/т) в нем
выше, чем в образце лунного грунта А-2, доставленно-
го «Луной-16».
Введение. Образец В-1, доставленный «Лу-
пой-16», был наиболее крупным обломком,
полученным по обмену образцами с СССР.
Rb —Sr и Аг40/Аг39 исследования, дающие
значение возраста 3,45 млрд, лет для этого об-
ломка, описаны в работах наших коллег [1,
2]. В данной работе приведены результаты
наших петрологических и химических исследо-
ваний.
Образец В-1 представлял собой обломок
весом 62 мг из зоны 15—28 см колонки
грунта «Лупы-16» (зона В в советских работах,
ио зона С в английском переводе [3]). Этот
образец нам был передан под номером 16-10В-
09; номер образца НАСА «Luna-16» — В-1.
Изометрпчиый обломок, около 2,5 мм в диа-
метре, весил 61,5 мг, когда был доставлен в
пашу чистую лабораторию. После исследова-
ния иод бинокуляром поверхностная пыль бы-
ла удалена путем промывания ацетоном в
ультразвуковой установке. Поверхность об-
разца была хорошо очищена с очень неболь-
шой потерей материала, и обломок при этом
остался целым.
При интерпретации возрастов, измеренных
на таком небольшом обломке, особенно важны
степень сильного нагрева или ударного воз-
действия па обломок и количество поверхно-
стного стекла. Обломок был покрыт
неправильной, тонкой, стекловатой «глазурью»,
и на всех его гранях присутствовали много-
численные ямки. Глазурь различалась по
цвету и видимой толщине, но нигде не была
достаточно толстой для того, чтобы скрыть ба-
зальтовую структуру обломка. Зерна полевых
шпатов на внешней поверхности выглядели
молочно-белыми, как раз такими, какими они
бывают по соседству с ямками. Однако, несмотря
на обилие характерных для удара проявлений,
внутри обломок был плотным и целым.
На поверхности обнажались многочислен-
ные небольшие пустоты, а одна сторона облом-
ка (~2 мм) выглядела как стенка пустоты.
В этих пустотах находились пластинки ильме-
нита размером до 50 мкм, лейсты коричневого
пироксена размером до 75 мкм и кристаллы
плагиоклаза.
Обломок был разрезан па отдельные слои
с помощью хирургического инструмента из
нержавеющей стали. В ходе этой операции
каждый из слоев просматривался под биноку-
лярным микроскопом с целью обнаружения
поверхностной глазури, а внутренние части
были оставлены для Аг40/Аг39 исследований.
Части, использованные для «валовых» Rb — Sr
и прочих химических исследований, могли
содержать небольшую долю внешней поверх-
ности, хотя и были сделаны все попытки
исключить этот материал. Из пяти тонких
слоев были приготовлены мпкрошлпфы. Шлиф
FQM-150 площадью 1,2 мм2 был выбран как
представляющий зону перехода от стекловатой
внешней части к внутренней части обломка.
11*
164 А. Л. Алъби, А. А. Чодос, А. И. Ганкарц, Е. И. Хейнес, Д. А. Папанастасиу, Л. Рэй, Ф. Тера и cfp.
Другой шлиф (FQM-151) площадью около
0,5 мм2 представлял собой слой, параллель-
ный поверхности, служившей стенкой пу-
стоты. Три другие шлифа: площадью около
0,3 мм2 (FQM-152), 0,2 мм2 (FQM-153) и
0,1 мм2 (FQM-154) были просто небольши-
ми слоями, параллельными внешней поверх-
ности.
Методы анализа. Исследования с помощью
электронного микрозонда были выполнены па
приборе М. А. С. 5-SA3, соединенном с компью-
тером PDP-8/L. Стандартные условия опыта:
15 кв, с амплитудным дискриминатором и
интегрированием тока пучка.
Счет пика и фона для набора до 13 эле-
ментов и передача данных по линии связи
проводились для каждой анализированной
точки. В каждой точке были по программе
до 8 вес. % и мепее 2% —для более высоких
концентраций.
Определения щелочей и щелочных земель
были выполнены па образце «валовой» пробы
весом 3,1 мг методом изотопного разбавления.
Ход анализа был детально описан Тера и
др. [5].
Минералогия и петрология. Образец В-1
представлен тонкозернистым офитовым базаль-
том, состоящим главным образом пз клинопи-
роксена (50%), плагиоклаза (40%) и ильме-
нита (7%>) с небольшими количествами хромо-
вой ульвошпинели, оливина, троилита, мезоста-
зиса и прочих второстепенных фаз. При общей
площади шлифа около 2 мм2 модальные содер-
жания могут быть только оценены. Тем не ме-
нее порода настолько тонкозерписта, что модаль-
ные содержания и структуры аналогичны во
Рис. 1. Микрофотографии микрошлифа площадью 1,2 мм»
образца «Луны-16», В-1 (FQM-150) в отраженном (а) и про
ходящем (в) свете. Этот шлиф демонстрирует переход от опла-
вленной внешней части образца к внутренней. Внешнюю гла-
зурь можно видеть на фото б и е как непрозрачную границу,
образующую небольшой выступающий хвост па одной стороне
обломка; она не простирается внутрь образца, а, б — увел. 50;
в, г — увел. 100
проведены поиски пиков для А1 и Si в полевом
шпате и Si и Mg в пироксене и оливине.
Образцы анализировались путем сравнения
со стандартным набором простых силикатов,
окис лов и фосфатов с использованием между-
элементных факторов коррекции Альби и Рэя
[4]. Периодически анализировались известные
образцы, что позволило оценить относительное
стандартное отклонение, изменяющееся от 6 до
2% для концентраций окислов в интервале от 1
всех шлифах, и вероятно, что полученные
модальные оценки могут довольно точно харак-
теризовать всю породу. Точно так же вероятно,
что образец «валовой» породы весом 3,1 мг
довольно точно представляет всю породу в
целом.
Приблизительный химический и норматив-
ный составы образца В-1 приведены в табл. 1.
Кататомные проценты нормативных минералов
(приблизительно равные объемным процентам)
указывают на то, что соотношения минералов
близки к таковым, полученным путем подсчете!
точек. Присутствие А1 и Ti в реальном пироксе-
не должно бы несколько повысить содержание
нормативных пироксена и свободной SiC>2 и
уменьшить содержание анортита. Следует отме-
тить, что оба анализа очень близки к границе
между нормативной свободной SiC>2 и оливином,
Минералогия, петрология и химия, обломка базальта, доставленного «Луной-16»
165
так что сама аналитическая ошибка может дать
в результате либо нормативную SiO2, либо нор-
мативный оливин (т. е. отрицательные значения
для нормативной SiO2).
Как показано на рис. 1 и 2, образец В-1 обла-
дает офитовой структурой с тонкими лейстами
плагиоклаза (~0,1 мм длиной), заключенны-
ми среди зереп пироксена, размер которых до-
стигает 0,3 мм. Местами скопления лейст
плагиоклаза заключены в пироксене, по в то же
время находятся между более крупными кри-
сталлами пироксена. Ильменит встречается в
виде лейст (~ 0,1 мм длиной) преимуществен-
но между зернами пироксена. Структурные
взаимоотношения предполагают, что оливин и
пирокссп начинали кристаллизоваться первыми,
а вслед за ними ильменит и плагиоклаз. Мезо-
стазис встречается в виде крошечных пятен
жа на основную массу некоторых брекчий, ка-
жущуюся непрозрачной при малом увеличении,
но окрашенную в глубокие коричневые цвета и
изотропную при большом увеличении. Она име-
ет максимальную толщину около 50 мкм, но
толщина эта непостоянна. Хотя она и заполняет
поверхностные неровности, но не простирается
внутрь обломка. Среднее из двух аналогичных
анализов выступающего хвоста таково (в
вес. %): Na2O —0,4; MgO - 8,2; А12О3-13,2;
SiO2 — 43,2; К2О —0,1; СаО —10,9; TiO2-3,3;
Cr2O3 — 0,2; FeO — 16,9, сумма 96,4. Этот со-
став совершенно аналогичен, за исключением
MgO, составу всего обломка породы (см.
табл.1).
На микрофотографиях микрошлифов, сделан-
ных в отраженном свете, можно видеть много-
численные трещины, усиленные процессом по-
между лейстами плагиоклаза, и в изученных
шлифах не было обнаружено крупных его вы-
делении.
Шлиф FQM-151, вырезанный параллельно
стенке пустоты, по существу не отличается от
остальных по структуре, ио, может быть, не-
сколько более крупнозернист. Однако хромо-
вая ульвошпинель и богатый Fe пироксен в
этом шлифе содержатся в больших количест-
вах.
Часть внешней стекловатой глазури можно
видеть па рис. 1, изображающем шлиф
FQM-150, выбранный в качестве сечения,
представительного для всего образца В-1. На
микрофотографиях, сделанных в проходящем
свете, глазурь выглядит как непрозрачная гра-
ница, образующая небольшой выступающий
хвост на краю обломка. Глазурь очень похо-
лировки. Хотя многие из этих трещин могли об-
разоваться при раскалывании образцов, отмеча-
ется большое количество таких трещин, которые
распространяются внутри обломка, сразу же под
оплавленной поверхностью (см. рис. 1). Тем не
менее представляется, что нет никаких других
бесспорных доказательств ударных эффектов
внутри данного обломка. Изогнутость зерен пла-
гиоклаза, по-видимому, связана с зональностью
состава, а взаимопрорастание и неправильная
вытянутость пироксена — с мозаичной структу-
рой. Не наблюдалось также четких изломов
двойниковых пластин в плагиоклазе.
Зерна плагиоклаза полисинтетически сдвой-
никованы параллельно лейстам. Отмечается зо-
нальность: состав одного зерна изменяется от
Лп83 до Лдг76, а другого от Лпэ2 до Ап^. В боль-
шинстве проанализированных точек состав про-
166 А. Л. Альби, А. А. Чодос, А. II. Ганкарц, Е. И. Хейнес, Д.А. Папаиастасиу, Л. Рэй, Ф. Тера и др.
межуточный между Лп90 и Ап92 (рис. 3), а
наблюдаемые крайние составы отвечают
Ого,4ЛЬ7,в Лп92 иOr2Ab22 An7G (табл.2,анализы?
и 8). Концентрации Fe, Mg, К и Ва аналогичны
таковым в плагиоклазе из образцов «Аполлона».
Содержание К, Fe и Ва возрастает с увеличени-
ем содержания Al, a Mg — явно уменьшается
(рис. 4).
Состав клинопироксена значительно изменя-
ется (рис. 5, табл. 2, анализы 1—5), как и в об-
разцах «Аполлона». Никакие ортоппроксены ие
наблюдались при оптических исследованиях, и
ни один из пироксенов не имел химический со-
став, типичный для ортоппроксенов. Пироксены
розовато-коричневые в шлифах, с неправиль-
ной мозаичной структурой, похожей на ту, что
наблюдалась в образцах «Аполлона» [6,7]. От-
дельные зерна обнаруживают вариации соста-
2) бедные Са зерна становятся более бога-
тыми Fe (например Wo иЛ’n^Fs^ переходит в
Wo^En^Fsj^). Наиболее богатые Fe пироксены
(см. рис. 5) встречены в группе зерен размером
70 мкм, являющихся, возможно, частями одного
кристалла, ассоциирующими с включениями ме-
зостазиса в шлифе FQM-151, вырезанном
параллельно поверхности, служившей стенкой
пустоты. Хотя отдельные участки этих зерен
имеют состав пироксферроита, цвет их корич-
невый, а не характерный для пироксферрои-
та — желтый. Богатые Са пироксены содержат
значительно больше Ti, Cr и Al, чем бедные
Са и более богатые Fe пироксены, как
показано изменением длины линии-символа
для отдельных точек (см, рис. 5, б). Представи-
тельные анализы пироксепов даны в табл. 2
(анализы 1—5). Для некоторых из ппх указаны
Р и с. 2. Микрофотографии шлифа FQM-152 площадью 0,3 .нле2
(а и б) и шлифа FQM-151 площадью 0,5 ле ле’(в и г) образца
«Луны-16», В-1, сделанные в отраженном и проходящем свете.
На фото в и г показан шлиф, вырезанный параллельно внешней
поверхности, служившей стейком пустоты, а, б — увел. 100;
в, г — увел. 50
вов, аналогичные общим вариациям, установ-
ленным по всем проанализированным точкам
(см. рис. 5, а). Морфология внешних граней пло-
хо выражена, следовательно, корреляция между
вариациями составов и направлением роста долж-
на быть установлена другими методами. В об-
щем отмечены две четкие тенденции в измене-
нии составов:
1) богатые Са зерна становятся менее каль-
циевыми с некоторым изменением отношения
Fe/Mg например, И/оз5£’Щ1^24 переходит в
Wol6En^Fs3b);
пределы колебаний состава индивидуальных
зерен.
Линии составов, приведенные па рис. 5, не-
сколько отличаются от тех, которые были обна-
ружены в образцах «Аполлонов». Пи-
роксен в образцах «Аполлопа-11» представлен
преимущественно авгитом, обнаруживающим
сильное обогащение Fe в отдельных зернах до
пироксферроитового состава, приблизительно
соответствующего Wo^En2Fs^. Образцы «Апол-
лона-12» содержат и пижонит, и авгит в слож-
ных взапмопрорастанпях, но для них экстре-
мальные тенденции обогащения Fe менее обыч-
ны, чем для пироксенов «Аполлона-11». Образцы
«Аполлона-14» содержат ортоппроксеп, пижонит
и авгит в сложных взапмопрорастанпях. В об-
щем наблюдается очень ограниченное обогаще-
ние Fe пироксепов «Аполлона-14», по в обр.
Минералогия, петрология и химия обломка базальта, доставленного «Луной-16»
167
14053 обогащение Fe доходит до того, что в
мезостазисе встречаются феррогеденбергпт и
фаялит.
В образце В-1 первичный пироксен более бо-
гат Fe, чем типичные пироксены «Аполлонов».
Ранние пироксены обнаруживают непрерывное
изменение содержания Са с небольшим измене-
нием отношения Fe/Mg (например, от авгита к
пижониту), что позволяет предполагать суще-
ствование тройной конечной точки с необычай-
но низким содержанием Са. Тем не менее нет
доказательств одновременной кристаллизации
из расплава более чем одного пироксена, как в
образцах «Аполлона-12» и «Аполлона-14». Лп-
штя обогащения Fe начинается скорее с пижо-
иитового состава, чем с авгитового, как в боль-
шинстве образцов «Аполлоиа-11» и «Аполло-
па-12», и простирается до пироксферроитового
достаточно, чтобы сбалансировать и Ti как
R^TiAhOe, и Сг как R2+CrAISiOe. Это соот-
ношение остается верным, даже если ис-
пользовать дополнительный конечный член
NaCrSi2O6. Недостаток мог возникнуть вследст-
вие незначительных систематических аналити-
ческих ошибок. Наряду с этим он мог бы
указывать, что часть Сг и (или) Ti находится в
восстановленном валентном состоянии или что
часть Сг и (или) Ti, скорее всего Сг3^, замеща-
ет Si в четверной координации.
Оливин встречается изредка в виде ядер сре-
ди более крупных зерен пироксена. Составы
двух таких ядер колеблются от Fa^i до Fa^
(см. табл. 2, анализ 6) со значительным измене-
нием в пределах отдельных ядер оливина. Ма-
лые элементы проявляют небольшие колебания
(в вес. %) содержаний ТЮг — от 0,10 до 0,21;
состава. Однако крайний предел обогащения Fe
был обнаружен только в одном зерне пироксена
размером 70 мкм, прилегающем к поверхности
вакуоли, а пе в каемках других более крупных
зерен. *
Двойные замещения и валентные состояния
могут быть рассмотрены с использованием рис. 6,
представляющего собой график формульных
пропорций, нормализованных по отношению к 4
кататомам для всех проанализированных точек.
В первом приближении эти данные показывают,
что Si+Al=2 и Al=2Ti, указывая па столь же
обширное замещение конечного члена
R2+TiAl2O6, как и в пироксенах «Аполлона-11»,
и на почти полное отсутствие замещения конеч-
ного члена R^AlAlSiOe, широко развитого в
пироксенах «Аполлона-12». Однако Si + Al не-
сколько меньше двух, и, следовательно, А1 пе-
СаО — от 0,35 до 0,47, СГ2О3 — от 0,08 до 0,21 и
МпО — от 0,32 до 0,44.
Большая часть ильменита встречается в ви-
де лейст длиной около 0,1 мм, равномерно рас-
пределенных в породе, а часть образует очень
небольшие выделения между зернами пироксена
и плагиоклаза. Среднее содержание и предел
колебаний для 19 анализов ильменита приведе-
ны в табл. 3 наряду с представительным анали-
зом одного зерна. Эти 19 анализов включают и
более крупные лейсты п более мелкие интерсти-
циальные зерна.
Хромовая ульвошпинель встречается в виде
изометрических зерен без всяких пластин раст-
ворения. Семь анализов дают составы от
Usp^Cr^ до UspsbCrss. Содержание малых эле-
ментов систематически колеблется между двумя
крайними значениями, анализы которых прпве-
168 А. JT. Алъби, А. А. Чодос, А. И. Гаикарц, Е. И. Хейнес, Д. А. Папанастасиу, Л. Рэй, Ф. Тера и др.
Таблица 1. Химический состав (в вес.%) кристаллических пород «Луны-16» . Данные для образца B-l —
среднее из 27 анализов, полученных с помощью электронного микроанализатора с пятном в 50 мкм по точкам.
расположенным по сетке на площади 1 ,7 мм2
Компонент Образец В-1 А. 11. Виноградов [3] Компонент Образец B-l A. П. Виноградов [3]
SiO> 45,50 43,8 ' Нор мативные минералы (кататомные %)
А120з 13,95 13,65 SiO2 -|-0,03 -0,28
ТЮз 4,04 4,9 KAlSi3O8 1,30 0,95
MgO 5,95 ! 7,05 BaAl2Si2O8 0,10 0,05
FeO 17,77 19,35 NaAlSiaOe 5,85 1 [ 42,0 3,60 ] ► 40,3
MnO 0,26 0,20 CaAl2Si20s 36,1 J 36,7 J
СаО 11,96 10,4 CaSiCh 9,96 ' 6,58 ’
BaO Na2O 0,06 0,63 0,02 0,38 MgSiO3 FeSiCh 17,2 22,9 • 50,5 20,3 23,4 50,6
K2O 0,21 0,15 MnSiOs 0,44 0,32
P2O5 0,15 0,12 FeTiOs 5,88 7,14
Cl <0,001 — Ca5(PO4)3F 0,32 0,27
Сг20з —- 0,28 FeS 0,62 0,33
ZrO2 — 0,04 FeCr2O4
s — 0,17 ZrO2 — 0,02
Сумма 100,48 100,5
Таблица 2. Представительные результаты электронного микроанализа пироксена, оливина и плагиоклаза
(в вес.%)
Компонент Пироксен Оливин Плагиоклаз
la * lb 2a 2b 3 4а 4Ь 5 6 7 8
SiO2 49,24 50,47 49,56 48,06 50,01 48,56 49,36 46,28 35,42 51,13 45,18
AI2O3 3,03 2,14 2,70 1,25 1,66 1,18 1,17 0,98 <0,01 30,63 33,87
Сг20з 0,59 0,45 0,58 0,19 0,34 0,21 0,10 0,10 0,12 — —
TiO2 2,48 1,80 2,16 1,71 1,26 1,15 1,01 1,16 0,21 — —
MgO 13,22 16,57 13,95 10,60 16,56 9,83 4,16 3,13 26,80 0,05 0,16
FeO 13,27 20,42 15,99 28,21 23,60 28,65 32,09 38,67 37,55 1,08 0,54
MnO 0,28 0,36 0,34 0,52 0,42 0,50 0,49 0,55 0,41
CaO 18,01 8,42 14,88 8,90 5,80 9,74 11,40 8,75 0,39 14,85 18,80
BaO — — — — — — — — — 0,05 0,04
Na2O 0,09 0,05 0,09 0,07 — 0,06 0,04 0,01 0,03 2,38 0,86
K2O 0.01 0,02 0,02 <0,01 — 0,03 0,03 <0,01 0,01 0,38 0,06
Сумма 100,22 100,70 100,27 99,51 99,65 99,91 99,85 99,63 100,94 100,55 99,51
Si 1,86 1,91 1,88 1,91 1,92 1,93 2,03 1,94 0,99 2,34 2,10
Al 0,14 0,09 0,12 0,06 0,07 0,05 0,06 0,05 — 1,65 1,85
Cr 0,02 0,01 0,02 0,006 0,01 0,007 0,003 0,003 0,003
Ti 0,07 0,05 0,06 0,05 0,04 0,03 0,03 0,04 0,004 —
Mg 0,74 0,93 0,79 0,63 0,95 0,58 0,25 0,20 1,11 0,004 0,01
Fe 0,42 0,65 0,51 0,94 0,76 0,95 1,10 1,36 0,87 0,04 0,02
Mn 0,009 0,01 0,01 0,02 0,01 0,02 0,02 0,002 0,01 <0,001
Ca 0,73 0,34 0,60 0,38 0,24 0,42 0,50 0,40 0,01 0,73 0,93
Ba — — — — — — —. — — <0,001 <0,001
Na 0,006 0,003 0,006 0,005 — 0,004 0,003 0,001 0,001 0,21 0,08
К <0,001 <0,001 <0,001 — — 0,002 0,001 — — 0,02 0,004
4,00 3,99 4,00 4,00 4,00 3,99 4,00 4,00 3,00 4,99 4,99
* Номера обозначают отдельные зерна, a буквы — точки в пределах одного зерна.
Минералогия, петрология и химия обломка базальта, доставленного «Луной-16»
169
дены в табл. 3. Троилит встречается в виде
очень маленьких сферических зерен (< 5 мкм)
и содержит редкие крошечные включения
(< 1 мкм) самородного железа, слишком малые
для того, чтобы их проанализировать, и присут-
ствие которых затрудняет получение достовер-
ных анализов троилита. Ni ие был обнаружен
при сканировании электронным лучом микро-
анализатора этих металлических включений.
Приуроченность самородного Fe к зернам трои-
лита и низкое содержание Ni в нем аналогичны
породам «Аполлона-11».
Мезостазис встречается в виде небольших
выделений, разбросанных повсеместно в породе
и обычно приуроченных к промежуткам между
лейстами плагиоклаза. Получение точных ана-
лизов затруднено, так как эти участки очень
малы. Среднее из результатов анализа 4 раз-
личных выделеппй богатых К и Si стекол (?)
приведено в табл. 4. Было невозможно прове-
рить, является ли какое-либо из таких выделе-
ний действительно изотропным, поскольку раз-
меры их недостаточны. Тем пе менее эти четы-
ре анализа очень похожи между собой и анало-
гичны составам стекол мезостазиса из многих
образцов «Аполлонов». Четыре других анализа
богатых К участков указывают на высокие со-
держания Fe (8,4; 9,1; 18,3 и 33,1 вес. %), так
же как и на высокие содержания К и Ва
(табл. 4). Оптическое исследование показывает,
что измеренное содержание Fe не связано с
присутствием в непосредственной близости пи-
роксена, ильменита или троилита; эти участки
имеют коричневый цвет, частично анизотропны
и обнаруживают глобулярное строение в отра-
женном свете. Эти анализы могут характеризо-
вать гомогенное стекло, частично девптрифици-
ровапное, но возможно, что они представляют
смесь богатых К глобулей в богатой Fe остаточ-
ной фазе, по-видимому, в фаялптовом оли-
вине.
Большинство богатых фосфором участков
были либо слишком малы для успешного анали-
за, либо их анализ предполагает, что они явля-
ются смесями фосфатных минералов. Два ана-
лиза зерен фосфата, находившихся приблизи-
тельно в 300 мкм друг от друга, приведены в
табл. 5. Одно зерно является, по-видимому, фто-
рапатитом с высоким содержанием редкоземель-
ных элементов; его состав аналогичен составу
двух других проанализированных зерен. Второе
зерно, вероятно, является витлокитом, по содер-
жание F в нем предполагает, что может присут-
ствовать до 5% апатита. Витлокит также име-
ет высокое содержание редкоземельных элемен-
тов. Анализы этих фосфатных фаз в общем ана-
Таблица 3. Представительные результаты
электронного микроанализа Fe — Ti — Сг окислов
(в вес.%)
Компонент Ильменит Хромовая ульвошпинель
среднее из 19 ана- лизов предел высоко-Сг ппзко- Сг
SiO2 0,13 0,16 (0,11-0,35) 0,15 0,15
А120з 0,18 0,10 (0,05—0,24) 4,06 1,90
Сг20з 0,43 0,40 (0,17-0,62) 18,08 6,68
V2O3 0,03 0,06 (<0,01—0,12) 0,53 0,18
ТЮ2 53,37 51,87 (50,76-53,37) 24,14 30,16
MgO 0,60 0,44 (0,04-0,95) 1,72 0,17
FeO 45,23 45,56 (44,35-46,66) 50,07 60,04
MnO 0,37 0,40 (0,32-0,46) 0,47 0,31
СаО 0,11 0,13 (0,06 -0,29) 0,19 0,05
Сумма 100,51 99,12 99/11 99,64
Si 0,003 0,004 — 0,01 0,006
Al 0,01 <0,001 — 0,17 0,08
Cr 0,009 0,004 — 0,52 0,20
V <0,001 <0,001 — 0,02 0,005
Ti 1,00 1,00 — 0,66 0,84
Mg 0,02 0,02 — 0,09 0,00)
Fe 0,95 0,97 — 1,52 1,85
Mn 0,008 0,009 — 0,01 0,01
Ca 0,003 0,004 — 0,01 0,002
Сумм a 2,00 2,01 — 3,01 3,00
Таблица 4. Представительные результаты элект-
ронного микроанализа богатого К мезостазиса (в вес.%)
Компонент Среднее из 4 анализов Высоко-Fe
SiO2 80,07 52,37
А 120з 10,48 14,21
Сг20з 0,01 —
TiO2 0,59 0,60
MgO 0,05 0,02
FeO 2,72 18,32
MnO 0,03 0,21
CaO 1,60 2,86
BaO 0,68 4,89
Na2O 0,34 0,53
K2O 4,14 6,00
Сумма 100,71 100,01
170 А. Л. Альби, А. А. Чодос, А. II. Ганкарц, Е. И. Хейнес, Д. А. Папанаетасиу, Л. Рэй, ф. Тера и. др.
логичны анализам тех фаз, которые были
обнаружены в образцах «Аполлонов».
Распределение урана в микрошлифах было
изучено трековыми методами. Урай очень одно-
образно распределен в самом крупном шлифе
(FQM-150), а исследование па микрозонде по-
казывает, что участки с высокой плотностью
треков богаты Р и (пли) Zr п находятся в про-
межутках между главными минералами. Коли-
чественные апалпзы па микрозонде с использо-
ванием F как критерия для различения витло-
кита и апатита показывают, что оба фосфатных
минерала содержат уран. Zr присутствует в ви-
де циркона, но ни одна из богатых ураном Fe-
-Zr-Ti-фаз, таких, как в образцах «Аполлона»
[8,9,10], не была обнаружена. Циркон обычно
ассоциирует с фосфатными минералами. Было
также обнаружено небольшое зерно бадделеи-
та (?).
Итак, хотя все лунные базальты состоят глав-
ным образом из пироксена, плагиоклаза и иль-
менита, можно найти некоторые определенные
различия. Базальты «Аполлона-11» включают
тонкозернистые базальты и микрогаббро, и те,
и другие характеризуются преимущественным
развитием авгита и высоким содержанием иль-
менита. Базальты «Аполлона-12» обнаруживают
широкое разнообразие структур и размеров зе-
рен, содержат обычно и пижонит, и авгит, но
значительно меньше ильмеппта, чем базальты
«Аполлона-11». Образец 14310 «Аполлона-14» и
аналогичные небольшие обломки содержат мало
ильменита, как и образцы «Аполлона-12», но
состоят преимущественно из плагиоклаза, со-
держат больше мезостазиса и два или три пи-
роксена, включая ортоппроксен. Образец В-1
«Луны-16» содержит один пироксен, главным
образом ппжопптового состава, почти равные
количества пироксена и плагиоклаза, а содер-
жание ильменита в нем промежуточное между
содержаниями его в образцах «Аполлопа-11»
и «Аполлона-12». Эта порода хотя и сходна по
структуре и валовому минеральному составу с
другими мелкозернистыми лунными базальта-
ми, в то же время не является «наиболее похо-
жей» на породы любой из миссий «Аполлона».
Химия. Результаты анализа главных эле-
ментов в образце В-1 «Луны-16» приведены
в табл. 1. Этот анализ средний из 27 определе-
ний, выполненных с помощью микроапалпзато-
Р п с. 3. Состав плагиоклаза образца «Луны-16», В-1
Рис. 4. Содержание малых элементов в плагиоклазе образца
«Луны-16», В-1. Формула нормализована к 5 катионам
Таблица 5. Представительные результаты элект-
ронного микроанализа фосфатных минералов
Апатит *
Витлокит**
Компонент атомная доля
вес. %
F 3,78 1,06 0,08 0,U2
С1 0,06 0,01 <0,01 —
SiOa 3,20 0,28 6,89 0,39
Р2О5 36,46 2,75 38,04 1,81
Na2O 0,07 0,01 0,15 0,02
MgO 0,02 <0,01 0,07 <0,01
СаО 46,90 4,47 36,23 2,19
FeO 2,62 0,19 8,54 0,40
AI2O3 0,96 0,10 0,47 0,03
Y2O3 1,44 0,07 2,06 0,06
Ьа-зОз 0,53 0,02 0,45 0,01
Се20з 1,88 0,06 2,39 0,05
Nd2O3 1,19 0,04 1,86 0,04
О б ще е 99,11 97,23
* Катионы нормализованы к 8. ** Катионы нормализованы к 5.
л, атомная доля
вес. %
Минералогия, петрология и химия обломка базальта, доставленного «Луной-16»
171
ра в участках диаметром 50 мкм, расположен-
ных по сети на площади 1,7 мм2. Содержания
СаО, К2О и ВаО находятся в хорошем соответ-
ствии со значениями, полученными методом
изотопного разбавления для 3,1 мг образца
«валовой» пробы. Это соответствие предполага-
ет, что анализ этих микрошлифов с помощью
дефокусированного пучка электронов дает до-
стоверную оценку химического состава образца
В-1. Химический анализ базальта «Луны-16»,
Рис. 5. Состав пироксена и оливина образца «Луны-16»,
В-1. На верхней диаграмме (а) показаны тенденции изменения
составов, установленные для отдельных зерен (1). Состав зерен,
близкий к мезостазису (2). Нижняя диаграмма(б) показывает со-
став всех анализированных точек; длина линии отвечает высоте
треугольника, представляющего процентное содержание компо-
нентов NaAlSi2Oe, CaTiAl2Oe, CaCrAlSiOfl, CaAlAlSiOfl; состав
оливипа отмечен +
сообщенный А. П. Виноградовым [3], также
приведен в табл. 1. Мы полагаем, что этот ана-
лиз характеризует составную пробу, приготов-
ленную из определенного числа различных об-
ломков из колонки лунного грунта. Сравнение
нашего анализа и соотношений нормативных
минералов с теми, что были сообщены А. П. Ви-
ноградовым [3], показывает, что они очень
схожи. Следовательно, мы заключаем, что обра-
зец В-1 является типичным обломком базальтов
в месте посадки «Луны-16».
На рис. 7 суммирован состав главных эле-
ментов больших штуфов кристаллических пород,
полученных в результате каждой пз лунных
экспедиций (пли пз разных участков). Образец
В-1 «Луны-16» пе соответствует пп одному из
них, но п не отличается сильно по набору
главных элементов. Содержание SiO2 в образце
172 А. Л. Алъби, А. А. Чодос, А. И. Ганкарц, Е. II. Хейнес, Д. А. Папанастасиу, Л. Рэй, Ф. Тера и др.
В-1 выше, чем таковое в образцах «Аполло-
на-11», но сходно с таковыми для других участ-
ков. Содержание FeO в нем несколько понижено,
ио все же выше, чем и в образцах 14310 и 14053.
Содержание СаО немного повышено, но сопо-
ставимо с образцом 14310, а содержание ТЮ2
выше, чем в других образцах «Аполлонов» за
и с клточеиием « Аполлопа-11».
Этот общий валовой состав породы отражает
относительно высокое отношение плагиоклаза
к пироксену, хотя и более низкое, чем в 14310,
и более высокое содержание ильменита, чем
в породах всех других районов за исключением
«Аполлона-11». Низкое содержание MgO отра-
жено в несколько более ппзком отпоптепптт Mg/
/Ее в пироксене.
Р п с. 6. Стехиометрические соотношения в пироксенах образ-
ца В-1 «Луны-16». Формула нормализована к 4 катионам
В табл. 6 приведены результаты анализа
щелочей, щелочных земель и урана в ряде
представительных лунных образцов. Сюда вклю-
чены новые данные для образца В-1 «Луны-16»,
образца грунта А-2 «Лупы-16» и образцов
12040,15 и 12070,5 «Аполлона-12». Li, К, Rb,
Cs, Са, Sr и Ва определены методом изотопного
разбавления по методике, описанной Тера и др.
[5]. Содержание урана в образце А-2 «Луны-16»
определено по методике, описанной Тера и
Вассербургом [11]. В шлифе FQM-150 пло-
щадью 1,2 мм2 с помощью трекового метода бы-
ло установлено содержание U 0,30 ± 0,03 мкг/г.
Содержание К, Rb, Ва и U в образце В-1
выше, чем те, что были обнаружены в низко-
калиевых породах «Аполлона-11» и породах
«Аполлопа-12», но меньше, чем в высококалие-
вых породах «Аполлона-11» и в образце 14310.
Однако содержание Sr выше, чем в породах из
всех других районов, включая обр. 14310. Как
видно из аномально высокого содержания Sr,
обнаруженного в плагиоклазе (см. табл. 6),
такое высокое содержание Sr в породе обуслов-
лено не только высоким содержанием плагио-
клаза. Как установлено другими исследовате-
лями, плагиоклазы приблизительно втрое обо-
гащены и Ей и Sr по сравнению с валовой
пробой типичных пород «Аполлона-11», а отно-
шения Sr/Eu в плагиоклазе равны приблизи-
тельно 130 [21]. Значения отношения Sr/Eu
в валовых пробах пород «Аполлона-11» п
«Аполлона-12» колеблются от 70 до 120 [12].
Из этпх соотношений и высокого содержания
Sr мы выводим, что образец В-1 будет характе-
ризоваться аномально высоким содержанием Еп
порядка 8 г/т в плагиоклазе и порядка 4—6 г/т
в валовой пробе образца В-1. Такие высокие
значения могли бы привести к положительной
аномалии Ей, если бы только трехвалентные
редкие земли не обнаружили аналогичного
обогащения. Так как грунт тоже сравнительно
богат Еп (табл. 6) [1], небольшая величина от-
рицательной аномалии Ей в нем может также
объясняться этим обстоятельством.
Отношение K/Rb высоко, но сходно с тако-
вым в нпзкокалиевых породах «Аполлона-11».
Отношение К/Са заметно выше, чем в низко-
калпевых породах «Аполлона-11» и породах
«Аполлона-12», но ниже, чем во всех других
образцах, где и К и U определялись для одного
и того же куска образца, и более близко к зем-
пым значениям (см. также О’ Келли и др.
[17]). Высокое значение этого отношения для
образца 10050,24 основано на данных Тера [5]
для К и дапных Тацумото [16] для U. Оно
значительно выше среднего значения или любо-
Минералогия, пет рология и химия обломка базальта, доставленного «Луной-16»
173
го из значений, полученных для нпзкокалпе-
вых пород «Аполлона-11» гамма-спектрометри-
ческим методом; его следует проверить теми же
методами.
Итак, высокое отиотпеппе К/U и высокое со-
держание Sr в образце В-1 «Луиы-16» отличает
его от образцов «Аполлона».
Образец грунта А-1 «Лупы-16» представляет
собой порцию образца 17А «Лупы-16» пз слоя А
колонки лунного грунта (фракция < 125 мкм).
Р и с. 7. Состав главных элементов в.чуппых базальтах « Апол-
лона-! 1» представлен средним для нпзкока.чпевых и высокока-
лпевых базальтов 112], «Аполлона-12» — средним из 6 образ
цов [13] с максимумом и минимумом, обозначенными песочными
часами, «Аполлона-14 » — образцами 14310 и 14053 [14], «Анол-
лопа-15»—образцом 15070, отобранным на станции Элбоу, и
образцом 15555 со станции Рилл [15], «Луны-16» — составной
пробой базальтовых обломков [з] и образцом В-1 (данная
работа)
По сравнению с образцами группы «Аполлона»
оп содержит меньше К, Rb, Cs, Ва п U, но боль-
ше Sr. Отношения K/Rb, К/Ba и К/U не отли-
чаются от других грунтов, по отношение K/Sr
значительно ниже. В общем грунты из различ-
ных участков Лупы имеют более высокие со-
держания К, чем ппзкокалиевые породы в каж-
дом из участков: например, грунты «Аполло-
на-! 1» содержат больше К, чем ппзкокалиевые
породы, по меньше, чем высококалиевые поро-
ды; групты «Аполлона-12» содержат больше К,
чем все породы за исключением обр. 12013, а
грунты «Аполлона-И» содержат больше К, чем
обр. 14053, по меньше, чем 14310. Содержание
К и отношения K/Rb, К/Ba и К/U в изученном
образце грунта намного меньше, чем в обломке
базальта. Считая, что фракция такого размера
содержит К в количестве, аналогичном таковому
174 А. Л. Альби, А, А. Чодос, А. И. Ганкарц, Е. И. Хейнес, Д. А. Папанаетасиу, Л. Рэй, Ф. Тера и др.
во всем образце грунта [3], следует предполо-
жить, что в этом районе могут быть распростра-
нены обломки базальтов, содержащие меньше К,
чем образец В-1. Конечно, возможно, что низко-
калпевые пебазальтовые породы уравновешива-
ют состав, но содержания Са указывают, что та-
кие породы не могут содержать плагиоклаза
значительно больше, чем образец В-1. На осно-
вании этих данных можно считать, что грунт
«Луны-16» содержит мало или не содержит
совсем «магического», «скрытого» или крипово-
го компонента (см. также Рид и др. [22]). Точ-
но такое же заключение можно получить из
детального сравнения анализов базальтовых
обломков и различных зон колонки, включая
зону Л, выполненных А. II. Виноградовым [3].
Заключение. Ныне образцы кристаллических
пород собраны из 5 мест 1 посадки лунных стан-
ций, расположенных в различных селенографи-
1 К настоящему времени образцы доставлены уже из
восьми районов Луны — в течение 1972 г. были выпол-
нены посадки «Аполлона-16», «Луны-20» и «Аполло-
на-17» (Прим. ред.).
ческих условиях. Сравнение отдельных пород
в пределах каждого участка и из разных участ-
ков могло бы указать на какие-либо соотноше-
ния между материнскими расплавами отдель-
ных пород и ограничениями, накладываемыми
на возникновение и затвердевание этих рас-
плавов.
Лунные базальты имеют определенные об-
щие для них химические и петрологические
характеристики, отличающие их от любых
земных базальтов. Возможно, наиболее опреде-
ленным отличием валового химического состава,
общим для всех изученных лунных образцов,
является низкое содержание в них Na. Содер-
жание Fe, Ti и U в общем выше, чем в земных
базальтах. Содержание К ниже, чем в земных
щелочных оливиновых (континентальных) ба-
зальтах и, за исключением высококалиевых
пород «Аполлона-11» и обр. 14310, ниже, чем
в толеитовых базальтах океанических хребтов.
Прочие характерные особенности, хорошо задо-
кументированные для мест посадки «Аполло-
на-11» п «Аполлона-12», включают более высо-
кое содержание тугоплавких элементов и трехва-
Таблица 6. Щелочи, щелочные земли и уран в представительных лунных образцах
Образец Ссылка Li, г/т Na, % К, г/т Rb, г/т Cs, г/т-10* Са % Sr, г/т На, г/т- •103 U, г/т K/Rb « л га и W W К/Sr W
10017,32 15] 18,1 0,348 2388 5,57 159 7,35 156,5 280 0,854 429 8,53 0,0325 15,3 2796
Среднее для высо- ко-К пород [17] — — 2400 — — — — — 0,8 — — — — 3000
10050,24 [5] 11,0 0,273 664 0,750 29 8,17 171,3 92 0,156 [16] 885 7,2 0,0081 3,88 4260
Среднее для низ- ко-К пород [17] — — 500 — — — — — 0,25 — — — — 2000
12040,15, валовая проба Наст, работа 6,91 0,161 364 0,762 33,5 5,83 102,4 47,7 0,24 [18] 478 7,63 0,0062 3,55 1500
Плагиоклаз » — 1,15 463 0,253 — 13,1 355 46,5 — — — — —
Среднее для «Аполлона-12» [17] — — 520 — — — — — 0,25 — — — — 2100
14310 114] 19 — 4900 15 — — 250 630 3,7 330 7,78 — 19,6 1300
14053 » И — 880 2 — — 180 190 0,64 400 4,63 — 4,9 1400
«Луна-16», В-1, валовая проба » 6 —• 1396 1,58 53,6 8,25 436,6 218,2 0,30 884 6,40 0,0169 3,20 4700
Плагиоклаз » — — — 1,42 — — 1084 — — — — — — —
Пробы грунта
10084,12 [5] 12,5 0,314 1110 2,68 101 8,52 162,8 169 0,544 [16] 414 6,57 0,0130 6,82 2040
12070,5 Наст. работа 18,3 0,324 1986 6,36 273 7,34 142,4 377 — 312 5,27 0,0271 13,9 —
12070,0 [17] — — 2030 — — — — — 1,65 — — 1230
14163 [19] — 0,54 4100 16 680 7,2 185 748 3,4 260 5,48 0,057 22 2 1200
14163 [20] 31,2 — 4530 15,35 — —• 186 818 — 295 5,77 — 24,3
«Луна-16», А-2 Наст, работа 7 — 844 1,79 65,1 8,25 271,4 168,4 0,338 472 5,01 0,0102 3,11 2500
Минералогия, петрология и химия обломка базальта, доставленного «Луной -76’»
175
лептных редкоземельных элементов; более низ-
кое содержание летучих, халькофильных, сиде-
рофпльных п щелочных элементов; и заметное
обеднение Ен по сравнению с другими редко-
земельными элементами.
Лунные базальтовые породы состоят глав-
ным образом пз пироксена, плагиоклаза и иль-
менита, причем все три минерала соосаждалпсь
иа протяжении большей части кристаллизаци-
онной истории породы. Большинство пород
обнаруживает многочисленные свидетельства
быстрой кристаллизации и экстремальной внут-
ренней дифференциации, на что указывает от-
четливая зональность пироксена и плагиоклаза
и присутствие мезостазиса. Изменение состава
в пироксенах большинства пород и даже в от-
дельных зернах пироксена аналогично тому,
что было обнаружено в сильно расслоенных
земных габбро, причем конечным продуктом
фракционирования является интерстициальный
остаточный мезостазис, эквивалентный «красно-
каменным» дифференциатам расслоенных габ-
бро. Зональность в плагиоклазах ограничена
существенно кальциевыми разностями, отражая
характерное для лунных пород низкое содержа-
ние Na. Такая крайняя степень дифференциа-
ции, происходящей in situ в близком интервале,
общее отсутствие фенокристаллов и ксенокри-
сталлов, отсутствие кумулятивных текстур и
присутствие афанитовых и витрофировых струк-
тур позволяют предполагать, что эти породы
кристаллизовались из полностью расплавленной
магмы, валовой состав которой был близок
таковому отдельных образцов пород. Всякое
влияние фракционной кристаллизации огра-
ничено эффектами, вызванными этими фазами,
появляющимися вначале на ликвидусе, отве-
чающем таким валовым составам.
Несмотря на такое сходство существуют
различия между отдельными породами и между
породами пз различных участков. Исследования
структур показывают, что порядок начальной
кристаллизации ильменита, пироксена и пла-
гиоклаза, так же как оливина и шпинели, отли-
чается от породы к породе. Экспериментальные
исследования предполагают, что небольшие,
хотя и определенные, различия в соотношении
главных элементов, как обсуждено выше, явля-
ются, по-видимому, достаточными, чтобы объяс-
нить такое изменение порядка появления фаз.
Различная история кристаллизации и вариа-
ции зональности состава, характерные для
пироксенов из различных районов, являются
петрологически отличительными чертами. В не-
которых районах пз расплава кристаллизова-
лась только одна пироксеновая фаза, тогда как
в других соосаждалпсь два пли даже три пиро-
ксена, а некоторые пироксены содержат ядра
оливина пли другой пироксеновой фазы. Эти
соотношения и детальные изменения составов
указывают на определенные различия в поло-
жении пироксеновой котектпкп и в топологии
пересечения поля расплава с областями субсо-
лпдусных фаз на пироксеновом четырехуголь-
нике. Такая различная история эволюции
пироксенов была, конечно, связана с рядом
переменных. Тем не менее, так как базальто-
вые породы в каждом районе, по-видимому,
кристаллизовались пз расплавов с характер-
ными валовыми составами и имели харак-
терные направленности изменения составов пи-
роксенов, представляется вероятным, что раз-
личия этих направленностей связаны преиму-
щественно с незначительными различиями ва-
лового состава систем.
Хотя различия состава между отдельными
районами пе представляются связанными с
фракционированием (либо привносом, либо вы-
носом) ранних кристаллизационных фаз, мно-
гие различия между породами в данном районе
могут быть связаны с фракционной кристалли-
зацией (см., например, [23—26]). Незначитель-
ные вариации в содержании малых элементов
могли возникнуть под влиянием миграции
поздней остаточной жидкой фазы. Этот процесс
мог бы объяснить вариации содержаний Ва,
U, К, TR, Р и других аналогичных элементов,
но они также могли бы быть объяснены различ-
ной степенью коровой контаминации расплавов
[27].
Даже без рассмотрения возрастных
различий петрологические и химические данные
противоречат представлениям об отделении по-
род различных районов друг от друга в процес-
се фракционной кристаллизации. Так как их
составы, по-видимому, отвечают составу распла-
вов, следует считать возможным образование
лунных расплавов совершенно различного со-
става. Они могут образоваться путем фракцион-
ного плавления негомогенных материалов источ-
ника или путем фракционного плавления в
различных условиях, но они не образуются па
разных стадиях фракционного плавления пз
единого источника в одних и тех же условиях.
Мы благодарны Академии паук СССР за
предоставление возможности изучить эти образ-
цы. Мы высоко ценим доверие, которое оказали
нам Группа по планированию анализов лунных
образцов (LSAPT) и куратор лунных образцов,
поручив нам исследование такого чрезвычайно
ценного образца. Мы признательны Дж. Ханеке
176 А. Л. Алъби, А, А. Чодос, А. II. Гаикарц, Е. И, Хейнес, Д. А. Папанаыпасиу, Л. Рэй, Ф. Тера и др.
за ценную критику рукописи и П. Гасту за
полезную дискуссию о Sr/Eu соотношениях.
Д. Брауп очень тщательно приготовил микро-
шлпфы.
Л и т е р а т у р а
1. Papanastassiou D. /1., Wasserburg G. J. The Rb—Sr
age of a basallic pebble from the Lima 16 site.—
Earth Planet. Sci. Letters, 1972, 13, N 2.
2. Huneke J. C.. Podosek F. A., Wasserburg G. I. (las
retention and cosmic-ray exposure ages of a basalt-
fragment from Mare Fecunditatis.—Earth Planet.
Sci. Letters, 1972. 13, N 2.
3. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna-16.—Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 1, 1.
4. Albee A. L., Ray L. Correction factors for electron
probe micro-analysis of silicates, carbonates, phos-
phates, and sulfates.— Analytical Chem., 1970, 42,
1408.
5. Tera F., Eugster 0., Burnett D. S.. Wasserburg G. J.
Comparative study of Li, Na, K, Rb, Cs, Ca, Sr and
Ba abundances in achondrites and in Apollo 11 lunar
samples.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosinochim. Ada, Suppl. 1, 1970, 2, 1637.
6. Albee A. L., Chodos A. A. Microprobe investigations
on Apollo 11 samples.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosinochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1,
135.
7. Carter N. L., Leung I. S., AveLallemant II. G., Fer-
nander L. Growth and deformational structures in
silicates from Mare Tranquillitatis.— Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosinochim. Acta, Suppl.
1, 1970, 1, 267.
8. Lovering I. F., Wark D. A.. Reid A. F., Ware N. G.,
Keil K., Prinz M., Bunch T. E., El Goresy A., Ram-
dohr P., Brown G. M., Peckett A., Phillips R., Came-
ron E. N., Douglas I. A. V., Plant A. G. Tranquilli-
tite: Anew silicate mineral from Apollo 11 and
Apollo 12 basallic rocks.—Proc. Second Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosinochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1,
39.
9. Love ring I. F., Wark D. A. Uranium-enriched phases
in Apollo 11 and Apollo 12 basaltic rocks.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 1, 151.
10. Haines E. L., Albee A. L., Chodos A. A., Wasser-
burg G. I. Uranium-bearing minerals of lunar rock
12013.— Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 12, 145.
11. Tera F., Wasserburg G. I. U, Th and Pb analyses on
soil samples returned from the Luna 16 mission.—
Earth Planet. Sci. Letters, 1972, 13, N 2.
12. Hubbard N. J., Gast P. W. Chemical composition and
origin of nonmare lunar basalts.— Proc. Second Lu-
nar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2,
1971, 2, 999.
13. Cultitta F., Rose IL I., Ir., Annell C. S., Carron M. K.,
Christian R. P., Dwornik E. I., Greenland L. P-,
Helz A. W., Ligan D. T., Ir. Elemental composition
of some Apollo 12 lunar rocks and soils.—Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 2, 1217.
Работа была выполнена по контрактам
НАСА — NAS 9-8074 и NA 7-100. Лаборатория
рептгепоспектрального анализа была организо-
вана при поддержке NSF JPL п Union Pacific
Foundation.
14. Lunar Sample Preliminary Examination Team. Pre-
liminary examination of the lunar sample.—NASA
Manned Spacecraft Center, Apollo 14 Preliminary Sci-
ence Report SP-272, 109, 1971.
15. Lunar Sample Preliminary Examination Team. A pre-
liminary description of the Apollo 15 lunar samp-
les.— NASA Manned Spacecraft Center, Apollo 15
Preliminary Science Report, in press.
16. Tatsumoto M. Age of the moon: an isotope study of
U—Th—Pb systematics of Apollo 11 lunar sample.
IL—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cos-
mochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2, 1595.
17. O’Kelley G. D., Eldrige I. S., Schonfeld E., Bell P. R.
Abundances of the primordial radionuclides K, Th
and U in Apollo 12 lunar samples by nondestructive
gamma-ray spectrometry: Implications for the origin
of lunar soils.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 2, 1159.
18. Burnett D., Monnin M., Seitz M., Walker R., Yuhas D.
Lunar astrology U—Th distribution and fission track
dating of lunar samples.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 2,
1503.
19. Brunjelt A. O., Heier K. S., Steinnes E., Sundvoll B.
Determination of 36 elements in Apollo 14 bulk fines
14163 by activation analysis.— Earth Planet. Sci. Let-
ters, 1971, 11, 351.
20. Schnetzler С. C., Nava D. F. Chemical composition of
Apollo 14 soils 14163 and 14259.— Earth Planet. Sci.
Letters, 1971, 11, 345
21. Philpotts I. A., Schnetzler С. C. Apollo 11 lunar samp-
les: K, Rb, Sr, Ba and rare-earth concentrations in
some rocks and separated phases.— Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl.
1, 1970, 2, 1471.
22. Reid I. B., Ir., Taylor G. I., Marvin U. B., Wood I. A.
Luna 16: Relative proportions and petrologic signi-
ficance of particles in the soil from Mare Fecundita-
tis.—Earth Planet. Sci. Letters, 1972, 13, N 2.
23. Gast P. W., Hubbard N. I., Weismann H. Chemical
composition and petrogenesis of basalts from Tran-
quillity Base.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2, 1143.
24. lames О. B., lackson E. D. Petrology of the Apollo
11 ilmenite basalts.—J. Geophys. Res., 1970, 75,5793.
25. Schnetzler С. C., Philpotts I. A. Alkali, alkaline earths,
and rare-earth element concentrations in some Apol-
lo 12 soils, rocks, and separated phases.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 2, 1101.
26. Apollo Soil Survey, Apollo 14: Nature and origin of
rock types in soil from the Fra Mauro Formation.—
Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 12, 49.
27. Wasserburg G. I., Papanastassiou D. A. Age of an
Apollo 15 mare basalt; lunar crust and mantle evo-
lution.— Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 13, № 1.
Lunatic Asylum, Отдел геологических и планетарных наук,
Калифорнийский технологический институт,
Пасадена, Калифорния, США
Л. С. Холлистер,
Ч. Г. Кулик
НЕКОТОРЫЕ
КРИСТАЛЛИЧЕСКИЕ
ПРОДУКТЫ
КРАЙНЕ
ОСНОВНОЙ МАГМЫ
Образец Г-36, доставленный «Луной-16», представ-
ляет собой микробазальт, содержащий скелетные кри-
сталлы оливина, плагиоклаза, ильменита и интерсти-
циального пироксена. Очевидно, эта порода возникла
в результате очень быстрой кристаллизации полностью
жидкой основной магмы, явившейся продуктом далеко
зашедшего фракционирования. Хотя по ряду призна-
ков этот образец и отличается от обогащенных ферро-
магнезиальными компонентами базальтов «Аполло-
на-11» и «Аполлона-12», но в общем эти породы анало-
гичны. В связи с этим подчеркивается проблема выяс-
нения характера процесса, который приводит на Луне
к генерации крайне основных магм.
Введение. Образец Г-36 «Луны-16» пред-
ставляет собой очень тонкозернистый оливино-
вый базальт. Полученный нами фрагмент весом
0,42 мг был вмонтирован в эпоксидную смолу
и приполирован; таким образом удалось полу-
чить поверхность площадью 300 X 500 мкм.,
приемлемую для исследования на микроанали-
заторе ARL-EMX. Мы получили изображение
этой поверхности в масштабе 25 мкм)см в рент-
геновых лучах и методом сканирования элек-
тронного пучка, используя пучок диаметром
1 мкм. На фотографиях (см. рисунок) представ-
лена приблизительно половина площади поверх-
ности образца Г-36. Этот метод очень удобен для
определения минерального состава и структур-
ных особенностей очень тонкозернистых образ-
цов. Подсчитывая количества минералов вдоль
каждой из 250 линий пересечения анализируе-
мой поверхности (см. рис.), мы смогли опреде-
лить следующий состав образца (в объемн.%):
Оливин.................... 17,3
Пироксен.................. 45,5
Плагиоклаз................ 33,5
Ильменит................... 3,7
Ульвошпинель.............. Следы
Этот средний состав близок к составу других
образцов базальтов повышенной основности,
доставленных «Аполлоном-11» и «Аполло-
ном-12»; изученный нами образец отличается
несколько повышенным содержанием оливина
и плагиоклаза и пониженным — ильменита.
Минералогия. О л и в и н. Размер зерен оли-
вина (см. рис.) больше, чем у всех других ми-
нералов в образце Г-36; они имеют скелетный
габитус. Обычно такой габитус связывают, с
кристаллизацией оливина в условиях значитель-
ного пересыщения [1,3]. Размер отдельных ске-
летных кристаллов 100—250 мкм-, некоторые
«ветвп» их достигают 25—100 мкм. Семь пол-
ных анализов (см. таблицу) отдельных участков
кристаллов дают колебание содержания фаяли-
та от Fa3& до Fa^. Эти цифры близки к составу
оливина в обр. 10022 [2], 12063 [3] и 12036 [4].
Лейсты плагиоклаза отчетливо пересекают
оливин; однако ильменит проникает лишь в
самые внешние части оливиновых зерен и
оказывается закономерно ориентированным от-
носительно вмещающего его зерна оливина
(см. рис.).
Плагиоклаз. Плагиоклаз встречается в
виде лейстоподобных зерен, толщина которых
колеблется от 1 до 30 мкм и длина — от 20 до
125 мкм. Многие из этих лейст образуют нечто
похожее на радиальные агрегаты, имеющие
общий центр. Шесть полных анализов, отража-
ющих состав шести различных зерен, приведе-
ны в таблице. Содержание анортита в них ко-
леблется от Лп81 (для самых тонких зерен) до
Аа?90 (для самых широких зерен).
Рядом с самыми крупными зернами плагио-
клаза встречено два зерна ульвошпппелп, име-
ющие в поперечнике 10 мкм.
Ульвошпинель и ильменит. Анали-
зы двух отдельных зерен ульвошпинели и одного
зерна ильменита имеют сумму от 94 до 96%;
12 Лунный грунт
178
Л. С. Холлистер, Ч. Г. Кулин
Результаты анализов минералов в обр. Г-36 «Луны-16» (в %)
Компо- нент Оливин Плагиоклаз Пироксен 1 2345 67 1234561 234 5
Na2O 1,131,36 1,30 0,95 1,28 1,32 0,49 0,07 0,10 0,04 0,08
MgO 19,67 23,19 23,52 29,07 22,28 30,56 23,23 0,21 0,23 0,35 0,11 0,23 0,27 7,79 7,28 6,93 7,15 8,42
AI2O3 0,04 0,02 0,02 0,02 0,03 0,01 0,01 33,49 32,20 32,84 34,07 31,82 32,50 4,19 5,43 5,32 3,65 4,98
SiO2 33,91 34,69 34,78 35,91 35,85 36,24 34,80 46,63 47,56 47,48 46,08 47,34 47,49 46,63 42,04 43,99 46,46 45,39
СаО 0,37 0,39 0,45 0,36 0,38 0,36 0,39 17,9717,1616,36 18,3217,1016,9314,4014,31 14,0314,34 15,85
TiO2 0,22 0,22 0,28 0,22 0,29 0,16 0,21 0,19 0,19 0,22 0,14 0,22 0,19 3,86 6,55 2,80 2,75 4,14
Сг20з 0,05 0,08 0,06 0,09 0,05 0,09 0,07 0,02 0,02 0,03 0,03 0,01 0,02 0,28 0,24 0,22 0,15 0,46
MnO 0,57 0,48 0,49 0,40 0,48 0,39 0,48 0,01 0,02 0,03 0,02 0,03 0,02 0,34 0,39 0,40 0,48 0,38
FeO 45,75 41,54 41,09 35,11 42,51 33,43 41,13 0,82 1,28 1,30 0,72 1,03 0,9719,70 21,75 23,37 25,06 19,37
Сумма 100,6 100,6 100,7 101,2 101,9 101,2 100,3 100,5 100,0 99,9 100,4 99,1 99,7 97,7 98,1 97,2 100,1 99,1
Соотношение катионов
Na Mg 0,86 0,99 1,00 1,19 0,94 1,24 0,99 0,10 0,01 0,12 0,12 0,09 0,12 0,02 0,12 0,02 0,04 0,46 0,01 0,44 0,01 0,42 0,003 0,01
0,02 0,02 0,01 0,42 0,49
Al 0,001 0,001 0,001 0,001 0,001 0,00 0,00 1,81 1,75 1,78 1,85 1,74 1,77 0,20 0,26 0,26 0,17 0,23
Si 0,99 0,99 0,99 0,99 1,01 0,99 1,00 2,14 2,19 2,19 2,12 2,20 2,19 1,85 1,70 1,79 1,84 1,79
Ca 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01 0,88 0,85 0,81 0,90 0,85 0,84 0,61 0,62 0,61 0,61 0,67
Ti 0,005 0,005 0,006 0,005 0,006 0,003 0,005 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01 0,12 0,20 0,09 0,08 0,12
Cr 0,001 0,002 0,001 0,002 0,001 0,002 0,002 0,001 0,0010,001 0,001 0,00 0,001 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01
Мч 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01 0,001 0,001 0,001 0,001 0,001 0,001 0,01 0,01 0,01 0,02 0,01
Fe 1,12 0,99 0,98 0,81 1,00 0,76 0,98 0,03 0,05 0,05 0,028 0,04 0,04 0,65 0,74 0,80 0,83 0,64
Fayj F Д50 Fa& Ffl40 Ffl52 Fa3& Fa-w /1//88 /l/lgg /1/181 /1/190 A /185 /l/<84 En<xi Enu E/123 En-2& En-n
Ж035 1 Ис31 TV033 JP032 1Коз7
Fs3s Fs±i Fsn Fs& Fs36
поэтому мы не считаем их настолько хорошими,
чтобы можно было приводить здесь. Ульвошпи-
нель содержит приблизительно 14,5% Сг (в рас-
чете на Сг20з) и около 1,5% MgO. Ильменит
содержит около 1,7% MgO и 0,6 % Сг (в расчете
на Сг2О3).
Ульвошпинель встречена в виде очень мел-
ких зерен, включенных во внешние участки
кристаллов оливина, а также образует два зер-
на, находящихся в непосредственном контакте
с плагиоклазом. Эти два зерна отделены от
матрицы, состоящей главным образом из пиро-
ксена, каемкой ильменита^ толщиной около
0,5 мкм. Ильменит встречен только в основной
массе и в виде включений ориентированных
пластинок в оливине (см. рис.).
Пироксен выглядит как «основная масса»
по отношению к другим минералам на рисунке;
отдельные его зерна идентифицировать ис-
пользованным методом нельзя. Были попытки
провести полный анализ для 9 участков, обога-
щенных пироксеном, но только 5 из них доста-
точно удовлетворительно напоминают пироксен;
они приведены в таблице. Обычно Fe, Са и Mg,
которые определяются совместно, распределены
в «основной массе» относительно равномерно.
Однако концентрации Ti и А1 колеблются в 5 раз
относительно среднего значения; обычно их кон-
центрация изменяется параллельно. Причина
колебаний содержаний становится ясной при
изучении картин распределения Ti, Al и Si (см.
— ь
Распределение Al,Fe, Mg, Ti,Ca 11 Si по данным локального рент-
геновского микроанализа. На диаграммах распределения А1
лучше всего видны кристаллы плагиоклаза, на диаграммах
Mg и Са — оливина, Ti — ильменита, a Si — тонкие включения
мезостазиса или обогащенной кремнеземом фазы. Остальная
плоищдь занята пироксеном. Обратите внимание на отдельные
инки (сгущения) на диаграмме распределения Ti в участках
пироксеновых кристаллов. Линии, вдоль которых шел анализ,
пересекают иоле через интервалы в 25 мкм
Некоторые к рйгталличсские продукты крайне основной маглЬы
1/9
12*
180 Л. С. Холлистер, Ч. Г, Кулик
рис.). Локально в пределах «основной массы»,
сложенной пироксеном, наблюдаются мелкие
(<1 мкм) сгущения, отвечающие резкому по-
вышению концентрации Ti, Al или Si. Это ука-
зывает па то, что в отдельные анализы могли
попасть участки пироксена, исключительно бо-
гатого Ti или А1, а также мелкие включения
мезостазиса и (пли) зерен ильменита размером
менее 1 мкм.
Анализы пироксена, пересчитанные на со-
отношения Са, Mg и Fe конечных членов,
близки к некоторым анализам пироксенов, опуб-
ликованным Фронделем с соавторами [5] для
обр. 10062. Они относительно богаче Са (по дан-
ным, не учитывающим поправку на Ti) по срав-
нению со всеми остальными пироксенами с
аналогичным отношением Mg/Fe. Но, хотя со-
ставы пироксенов из обр. Г-36 близки к соста-
вам этого минерала из обр. 10062, оливин
обр. Г-36 характеризуется значительно более
высоким содержанием фаялитового компонента.
По взаимному соотношению Al, Ti и Сг пиро-
ксены обр. Г-36 подобны пироксенам, образу-
ющим сростки с плагиоклазом и ильменитом в
породах «Аполлона-11» и «Аполлона-12» [3].
В большинстве анализов обогащенных магнием
пироксенов содержание железа значительно вы-
ше, чем в магнезиальных пироксенах из пород
«Аполлона-11» и «Аполлопа-12».
Пироксен заполняет пнтерстпции между все-
ми другими минералами; он, по-видимому, начи-
нал выделяться на поздних этапах процесса
кристаллизации, хотя п является преобладаю-
щим минералом пород. Пироксен кристаллизо-
вался явно позже ульвошпинели, которая выде-
лялась на последних этапах роста оливина и
плагиоклаза.
История кристаллизации. Полученные в
этой работе данные, характеризующие структу-
ру образца, химический и минеральный его со-
став, позволяют заключить, что оливин, плагио-
клаз и ульвошпинель были первыми фазами,
появившимися на ликвидусе породы; затем по-
следовала кристаллизация плагиоклаза, ильме-
нита и пироксена. Если образец Г-36 представля-
ет собой обломок основной массы, заключенной
между фенокристаллами порфирового базаль-
та, то вкрапленники в этой породе должны быть
представлены оливином и плагиоклазом. Наи-
более магнезиальные оливин, Fa^, и пироксен,
F$36, достаточно обогащены железом, что сви-
детельствует о том, что расплав, из которого они
кристаллизовались, является продуктом далеко
зашедшего фракционирования. Скелетная фор-
ма ранних кристаллов оливина и структура по-
роды (см. рпс.) указывают на быструю закал-
ку и рост минералов из крайне основной маг-
мы, которая имела состав почти такой же, как
п сам образец Г-36. Поэтому мы приходим к
выводу, как это и было предположено в преды-
дущих наших исследованиях лунных пород [3,
6—8], что одной из фундаментальных проблем
в понимании происхождения лунной коры яв-
ляется построение модели, которая позволит
объяснить образование крайне основных магм.
Мы благодарим Дж. Волынского за помощь
в подготовке образца и Р. Харгрэйвса за опре-
деление рудных минералов, а также его и
М. Басса за критический просмотр рукописи.
Финансовая поддержка была оказана по дота-
ции НАСА NGR 31-001-205.
Литература
1. Brett R.. Butler Р., Jr., Meyer С., Jr., Reid A. M., Ta-
keda H.. Williams R. Apollo 12 igneous rocks 12004,
12008, 12009, and 12022. A mineralogical and petrolo-
gical study.—Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1,
1301.
2. Kushiro I., Nakajnura Y. Petrology of some lunar crys-
talline rocks.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970,
1, 607.
3. Hollister L. S., T rzcienski W. E., Jr., Hargraves R. B.,
Kulick C. G. Petrogenetic significance of pyroxenes
in two Apollo 12 samples.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., 1971, 1, 529.
4. Keil K., Prinz M., Bunch T. E. Mineralogy, petrology,
and chemistry of some Apollo 12 samples.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 319.
5. Frondel C., Klein C., Jr., Ito J., Drake J. C. Mineralo-
gical and chemical studies of Apollo 11 fines and se-
lected rocks.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970,
1, 445.
6. Hargraves R. B., Hollister L. S., Otalora G. Composi-
tional zoning and its significance in pyroxenes from
three coarse-grained Lunar samples.— Science, 1970,
167, 631.
7. Hollister L. S., Hargraves R. B. Compositional zoning
and its significance in pyroxenes from two coarse-
grained Apollo 11 samples.— Proc. Apollo 11 Lunar
Sci. Conf., 1970, 1, 540.
8. Hargraves R. B., Buddington A. F. Analogy between
anorthosite series on the Earth and Moon.— Icarus,
1970, 13, 371.
Отдел геологических и геофизических наук
Принстонского университета, Принстон, США
С. Е. Хэггерти
ИЗУЧЕНИЕ
РУДНЫХ МИНЕРАЛОВ
И СИСТЕМАТИЧЕСКОЕ
ИССЛЕДОВАНИЕ ИЗМЕНЕНИЙ
СОСТАВА ШПИНЕЛЕЙ
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Минераграфическими методами и с помощью элек-
тронного микрозонда идентифицированы рудные мине-
ралы, включающие ильменит, члены серии хромит —
пикрохромит — герцинит — улъвошпинелъ, рутил,
троилит, металлическое железо и железо-никелевые
сплавы. Составы шпинелей указывают на широко рас-
пространенную, но несовершенную серию твердых ра-
створов между FeCr2O^ — FeAl2Oi и Fe2TiOIk. Члены
этой серии обычно проявляются во всех образцах, до-
ставленных «Аполлонами». Однако шпинели из образ-
цов, доставленных «Луной-16», характеризуются высо-
кими содержаниями А1(15—25°/0 А12О$) и Mg(4—
9% MgO), составами, промежуточными в pndij
(РеСг2О^ — FeAl2OiJ —Fe^iOi,, типичными и для образ-
цов «Аполлона-11», а также значительным колебанием
отношения CrIAl как функции отношения Fe)Mg, что
ранее не наблюдалось. Отношения CrfAl и FefMg мак-
симально изменчивы в низкотитановых хромитах, в то
время как в промежуточных титановых хромитах и
хромовой ульвошпинели CafAl отношения менее из-
менчивы, а отношение FefMg остается постоянным и
высоким (~0,97). Содержание MgO в ильмените ко-
леблется от 0,1 до 5,7 вес.%. Высокое содержание гей-
килита и наличие разнообразных ильменитовых струк-
тур (скелетная и фенокристаллическая) предполагают
вероятную реакцию ранее образованного армолколита
с расплавом. Ударное воздействие на ильменит приво-
дит к простому полосчатому двойникованию при уда-
рах низкой интенсивности. Сложно деформированные
двойники и следы расплавления, вызванного воздейст-
вием удара, представлены в обломках, испытавших
удары высокой интенсивности. Периферический отжиг
ранее существовавших двойников, связанный с частич-
ным плавлением, впервые зарегистрирован в лунном
ильмените.
Введение. Лунное вещество, исследованное
в настоящей работе, является частью материала,
предоставленного НАСА, который был получен
по обмену из СССР в июле 1971 г. (3 г}. Это
вещество представляет собой пробу грунта из
Моря Изобилия. Образцы грунта взяты из двух
уровней (А и Г) керна, полученного автомати-
ческой станцией «Луна-16» [1]. Грунтозабор-
ный механизм представляет собой трубку дли-
ной 35 см; исследуемые образцы отобраны с
уровней 5 и 30 см по глубине. Прозрачно-поли-
рованные шлифы частиц размером 75—150,
150—250 и 250—425 мкм изготовлены в Смит-
сонианском институте Вудом и его сотрудника-
ми. Предварительное исследование методом руд-
ной микроскопии полностью проведено в Смиг-
сонианском институте, а 10 из 21 шлифа были
отобраны для проведения тщательных анали-
зов, выполненных оптически и с помощью
электронного микрозонда. Аналитические мето-
ды и статистическая обработка результатов ана-
логичны использованным ранее при анализе
лунных образцов, доставленных «Аполлонами».
В настоящей работе сообщаются данные по
минералогии рудных минералов из пробы лун-
ного грунта, особо подчеркивается тщательное
изучение вариаций составов Fe — Ti — Сг —
Al — Mg-содержащих шпинелей. Аналитические
данные представлены также и для ильменита.
Кратко описываются структурные характери-
стики рудных минералов, проводится сравнение
данных, полученных по образцам «Луны-16»,
с опубликованными и неопубликованными
дапнымп по образцам, доставленным «Апол-
лонами».
Рудные минералы. В образцах лунного грун-
та обнаружены ильменит (FeTiO3), члены ряда
хромит (FeCr2O4) — пикрохромит (MgCr2O4) —
герцинит (FeAl2O4) — ульвошпинель (Fe2TiO4),
рутил (ТЮ2), троилит (FeS), металлическое
железо (Fe) и железо-никелевые сплавы (FeNi).
Члены армолколитовой серии (FeThOs—
MgThOs) не обнаружены, хотя и предполагает-
ся их существование как продуктов ранних эта-
пов кристаллизации, судя по необычайным псев-
182
С, Е. Хэггерти
доморфным структурам и составу некоторых
ильменитов. Минералы, обогащенные циркони-
ем: бадделеит (ZrO2), циркон (ZrSiO4), тран-
квиллитит (Fe8[ZrY]2Ti3Si3O24), циркоиолпт
(CaFeZrl^O?) или циркелит ([CaFeThUh
[TiZi'hOs), ранее идентифицированные в образ-
цах, доставленных «Аполлонами», не обнаруже-
ны в исследуемом веществе «Луны-16».
Шпинели. Во всех образцах, доставленных
«Аполлонами», обнаружены две основные груп-
пы шпинелей [2]:
а) члены ряда ульвошппнель (Fe2TiO4) —
хромит (FeCr2O4) — герцинит (FeAl2O4), опи-
санные как хромовая ульвошппнель, титанхро-
мит п алюмохромпт [3], и б) члены ряда
шпинель (MgA12O4) — герцинит (FeA]2O4), не-
сколько обогащенные СГ2О3 и называемые
хромплеонастами [2]. Минералы ряда ульво-
Р и с. 1. Используемая в тексте номенклатура фаз в видоизме-
ненной шпинелевой призме Джонстона
шпинель — хромит — герцинит обнаружены по
крайней мере в некоторых образцах, доставлен-
ных из каждой области прилунения «Аполло-
нов», в то время как хромплеонасты найдены
только в образцах, доставленных «Аполло-
ном-14». В исследуемом веществе «Луны-16»
идентифицированы только члены ряда ульво-
шпииель — хромит — герцинит. Следует отме-
тить, что структурные и оптические характери-
стики этих шпинелей аналогичны характеристи-
кам шпинелей, найденных в образцах из раз-
личных областей прилунения «Аполлонов»
[4—6], в то время как составы этих шпинелей
являются подобными только в общих чертах.
Вследствие большой сложности серий твердых
растворов и отмеченных колебаний составов для
адекватного описания шпинелей требуется бо-
лее точная терминология, нежели та, которая
была приведена выше. Номенклатура, приме-
няемая в этой работе, представлена на рпс. 1,
а в тексте использованы следующие сокраще-
ния: алюминиевый титаихромпт (АТ-хро-
мит), магниевый алюмохромпт (МА-хромпт),
алюминиевый магнохромпт (AM-хромит). Хро-
мовая ульвошппнель, титаихромпт, алюмо-
хромпт, магнохромпт и хромплеопаст остают-
ся без сокращения. Термин хромит относится к
АТ-, МА- и AM-хромитам; термин шпинель ис-
пользуется в структурном смысле и является
общим названием для всех составов, изобра-
женных па призме (рпс. 1).
Структура шпинелей. Отдельные кристаллы
серого или голубовато-серого цвета оптически
изотропного хромита и розового или рыжевато-
коричневого цвета анизотропной хромовой уль-
вошпинели изображены на рис. 2 в виде фраг-
ментов в брекчиях. Общая концентрация шпи-
нели в брекчиях и базальтах по крайней мере
па порядок меньше, нежели ильменита. МА- и
AM-хромиты и алюмохромпт всегда являются
продуктами ранней кристаллизации. Эти мине-
ралы обнаружены в оливинах и пироксенах пз
базальтовой породы и в отдельных зернах фер-
ромагнезпальных силикатов в грунте (рис. 2).
Идиоморфные кристаллы наблюдаются доволь-
но редко и, как правило, имеют округленные
формы. С другой стороны, ульвошпинель, хро-
мовая ульвошпинель и АТ-хромит образовались
парагенетпчески позже, нежели хромит, и про-
являют тенденцию к образованию идиоморфных
или субидиоморфных форм, причем кристалли-
зация интерстициальной ульвошппнели, обра-
зующей скелетные формы, происходила на
поздней стадии.
Основная масса шпинелей, обогащенных хро-
мом, оказалась заключенной в оболочку либо пз
ильменита, либо пз хромовой ульвошппнели
(рис. 3). Первые имеют промежуточные составы
между (FeCr2O4 — FeAl2O4) и Fe2TiO4 и ана-
логичны шпинелям из базальтов «Аполло-
на-11», обогащенных титаном. Вторые обога-
щены MgCr2O4 и более характерны для ба-
зальтов «Аполлона-12», обедненных титаном.
Переход хромовая шпинель — хромит может
быть либо резким, либо постепенным. Ранее
отмечалось [7], а настоящее исследование
подтверждает, что оптически диффузные кон-
такты между шпинелями самого различного
состава не обязательно показывают непре-
рывные вариации составов между обоими ко-
Изучение рудных минералов и систематическое исследование изменений состава шпинелей
183
нечнымп членами *. В редких случаях подобные
постепенные переходы носят сложный характер
и имеют зональность, в которой концентрации
элементов не характерны ни для ядра, ни для
оболочки. Оболочки хромовой ульвошпипели на
зональных контактах, по-впдпмому, возникали
за счет реакции ранее образованного МА- или
AM-хромита с жидкостью, поэтому перитекти-
ческая зависимость, предложенная Куширо
и др. [8] для лунных шпинелей и более подроб-
но рассмотренная Ирвином [9] в применении к
земным шпинелям, является пока наиболее
правдоподобным механизмом, объясняющим об-
разование оболочек. Включения хромитов, обо-
гащенных MgO и А]2О3, в оливине и пироксене
свободны от покрывающей оболочки хромовой
ульвошпипели. На кристаллах, распределенных
в основной массе, почти всегда существует эта
оболочка, в то время как на кристаллах, частич-
но включенных в состав ферромагнезиальных
силикатов, налеты ульвошпинелп существуют
только со стороны основной массы кристалла.
Таким образом, подобное окружение ферромаг-
незиальных силикатов препятствует взаимодей-
ствию ранее образовавшегося МА- или AM-хро-
мита с жидкостью. Выше приведенная ситуа-
ция имеет отношение к быстро охлаждающим-
ся лавам и идентична взаимоотношениям: хро-
мовая шпинель и ульвошпинель — магнетит,
описанным Эвансом и Муром [10] в их работе
по изучению доисторического лавового озера
Макаопуи. Следует отметить, что авторы [10],
вероятно, обнаружили возможную ионную диф-
фузию через оливин с последующей реакцией
включений хромовой шпинели с образованием
ульвошпинелевых твердых растворов. Послед-
няя реакция в лунных образцах не обнаружена,
но наблюдалось ее протекание в глубинной ча-
сти лавового озера Макаопуи, вероятно, вслед-
ствие исключительно медленного охлаждения.
Медленное охлаждение и соответствующее вре-
мя реакции с расплавом, по-видимому, приво-
дят к исчезновению ранее образованного в ос-
новной массе МА- и AM-хромита. Последнее
подтверждается тем, что лунные вптрофпровые
базальты имеют тонкую оболочку, состоящую из
хромовой ульвошпинелп, па больших МА- и
AM-хромитах, в то время как грубо кристалли-
ческие базальты имеют значительно более тол-
стую ее оболочку на более мелких кристаллах
[6].
1 Конкретные составы шести зерен, в которых прояв-
лены соотношения ядро — оболочка, приведены в
подписях к рис. 3; аналогичные данные представле-
ны для сравнения на рис. 2.
Оболочки ильменита присутствуют на АТ-
хромитах и обычно не проявляют реакционных
контактов, хотя и наблюдается обогащение хро-
мовой ульвошпинелп MA-хромитом (см. рис.2
[4]). Оболочки ильменита имеют незавершен-
ную форму в виде наростов, и их образование не
происходит, по-видимому, за счет реакции АТ-
хромит + жидкость.
Составы шпинелей. Проведено 260 анализов
шпинелей на Fe, Mg, Mn, Са, Cr, Al и Si, выпол-
ненных с помощью электронного микрозонда.
Сумма окислов колеблется в интервале 99—
101%, а сумма катионов в пересчете на 32 ато-
ма кислорода — в интервале 23,90—24,10.
Характерная выборка анализов шпинелей пред-
ставлена в табл. 1, а все данные полностью по-
казаны на рис. 4—9. Шпинели, доставленные
«Луной-16», имеют переменный состав от алю-
миниевой ульвошпипели до хромовой ульвошпи-
нели, от АТ-хромитов до AM-хромитов и от
пикотита до алюминиевого хромита. Этот непре-
рывный по составу ряд является гораздо более
широким, нежели во всех исследованных образ-
цах шпинелей, доставленных «Аполлонами». На-
ряду с некоторым химическим сходством имеют-
ся и различия, главным из которых является
значительное обогащение ранее образованных
хромитов алюминием. Несмотря на подобное
обогащение АТ-хромит, например, может содер-
жать до 12,5% А120з, что составляет приблизи-
тельно половину от его концентрации в МА-
хромпте и почти равно концентрации А12О3
в наиболее обогащенном алюминием хромите,
идентифицированном в образцах «Аполлона-12».
Наиболее обогащенные алюминием шпинели
(25% А120з) представляют собой отдельные
обломки в брекчиях, однако базальтовые МА-
хромиты содержат также 15—20% А12О3 (см.
табл. 1 и рис. 3). Отношения Fe/Mg и Fe/Ti
приблизительно постоянны для высокоглино-
земистых хромитов и увеличиваются с по-
нижением Al/Сг. Постоянные отношения Fe/Mg
и Fe/Ti указывают на группу хромитов, обед-
ненных А1 и обогащенных Mg. Распределе-
ние и систематика этих и других вариа-
ций является довольно сложным делом, но
общие тенденции, как будет показано ниже,
относительно просты. Члены ряда ульвошпи-
нель — хромит — герцинит впервые были обна-
ружены в образцах «Аполлона-11» [3]. Эти фа-
зы имеют промежуточный состав между
(FeCr2O4 — FeAl2O4) — FeTiO4 и являются пер-
выми когда-либо описанными хромотитановыми
шпинелями, не содержащими Fe3+. Более ши-
роко варьирующие по составу шпинелевые
твердые растворы обнаружены в образцах
184
С. Е. Хэггерти
«Аполлона-12», но очень небольшое количество
шпинелей имеет промежуточный состав [2].
В противоположность этому первый образец
(15555) «Аполлона-15», проанализированный
в нашей лаборатории, содержит отдельные зер-
на, составы которых почти охватывают всю
указанную серию [11], хотя, как и большин-
ство шпинелей в образцах «Аполлона-12», они
в значительной степени обогащены либо хро-
митом, либо ульвошпинелью. Твердые раство-
Таблица 1. Характерная выборка анализов шпинелей «Луны-16» , полученных с помощью электронного
зонда (в %). Атомные пропорции на основе 32 атомов кислорода
Группа 1 — алюминиевые магнохромиты, обогащенные хромом; анализы представлены в порядке уменьшения
содержания СггОз.
Группа 2 — алюмохромиты, обогащенные хромом; анализы представлены в порядке уменьшения содержа-
ния СггОз.
Группа 3 — хромплеонасты, переходящие в алюминиевые магнохромиты; анализы представлены в порядке
уменьшения содержания MgO.
Группа 4 — магнезиальные алюмохромиты, переходящие в обогащенные титаном эквиваленты; анализы пред-
ставлены в порядке уменьшения содержания ТЮг.
Группа 5 — алюминиевые титанхромиты, переходящие в хромовые ульвошпинели; анализы представлены
в порядке уменьшения содержания ТЮг.
О кислы Группа 1 Группа 2 Группа 3
TiO2 0,92 0,77 0,83 1,06 0,83 0,95 0,95 0,77 5,69 5,25 6,14 6,27 6,38 6,13 6,17
Сг2О3 51,49 50,72 49,52 49,16 49,00 48,89 47,98 46,14 43,30 43,54 43,07 42,99 42,93 32,74 32,22
МпО 0,46 0,46 0,53 0,63 0,53 0,53 0,50 0,38 0,52 0,42 0,55 0,59 0,46 0,39 0,39
FeO 25,85 25,87 23,58 25,63 25,33 24,01 24,11 30,97 37,33 36,97 37,81 37,97 37,85 26,94 26,41
MgO 6,67 6,43 7,75 6,77 7,05 7,48 8,00 3,63 1,32 1,76 1,01 1,06 1,09 9,86 9,84
AhO3 14,48 14,37 17,70 17,52 17,36 17,05 18,09 17,87 10,11 12,16 9,55 9,48 9,46 24,32 25,21
SiO2 0,76 0,68 0,37 0,06 0,41 0,34 0,36 0,22 0,53 0,29 0,57 0,52 0,52 0,15 0,14
СаО 0,38 0,30 0,20 0,21 0,20 0,20 0,17 0,17 0,32 0,16 0,35 0,35 0,35 0,04 0,04
Сумма 101,01 99,60 100,48 101,04 100,71 99,01 100,16 100,15 99,67 100,55 99,05 99,23 99,04 100,57 100,42
Т1 0,181 0,154 0,161 0,206 0,162 0,187 0,185 0,155 1,206 1,092 1,316 1,342 1,379 1,111 1,129
Сг 10,704 10,692 10,107 10,039 10,059 10,123 9,810 9,749 9,762 9,522 9,702 9,674 9,570 6,430 6,391
Мп 0,102 0,104 0,116 0,138 0,117 0,118 0,110 0,086 0,124 0,098 0,133 0,142 0,112 0,080 0,080
Fe 5,663 5,769 5,091 5,537 5,501 5,264 5,215 6,923 8,802 8,553 9,010 9,039 9,096 5,633 5,579
Mg 2,604 2,555 2,982 2,606 2,728 2,922 3,084 1,446 0,555 0,726 0,429 0,450 0,467 3,542 3,569
Al 4,472 4,517 5,387 5,336 5,315 5,269 5,516 5,631 3,360 3,966 3,208 3,181 3,205 7,196 7,233
Si 0,199 0,181 0,096 0,093 0,106 0,089 0,093 0,059 0,164 0,080 0,162 0,148 0,149 0,036 0,034
Ca 0,107 0,086 0,055 0,058 0,056 0,056 0,047 0,049 0,097 0,047 0,107 0,107 0,108 0,010 0,010
Сумма 24,002 24,059 23,996 24,014 24,044 24,028 24,059 24,097 24,069 24,084 24,067 24,082 24,085 24,039 24,025
О кислы Группа 3 Группа 4
TiO2 6,04 7,25 7,14 7,30 6,93 6,97 6,36 6,94 7,01 9,43 9,09 7,20 6,72 6,91 6,95
Сг2О3 32,23 32,56 34,41 31,96 30,76 30,88 33,31 30,65 30,72 28,42 28,54 30,59 30,89 29,80 30,05
МпО 0,32 0,40 0,40 0,38 0,38 0,34 0,37 0,38 0,40 0,39 0,35 0,37 0,40 0,41 0,44
FeO 27,41 29,21 29,58 30,28 30,11 30,24 30,11 30,92 31,18 33,22 33,39 31,42 33,53 33,97 34,40
MgO 9,65 8,56 8,51 8,22 7,90 7,62 7,59 7,45 7,43 7,35 7,12 7,02 5,30 5,25 4,82
А120з 25,14 21..-9 20,13 21,41 23,33 22,91 23,14 23,26 22,93 19,98 20,55 22,65 22,58 22,70 22,49
SiO2 0,14 0,22 0,27 0,30 0,13 0,10 0,11 0,10 0,10 0,40 0,42 0,12 0,14 0,14 0,14
СаО 0,05 0,04 0,03 0,04 0,01 0,01 0,02 0,01 0,01 0,26 0,23 0,03 0,05 0,05 0,07
Сумма 100,98 99,63 100,47 99,89 99„55 99,07 101,01 99,71 99,78 99,45 99,69 99,40 99,61 99,23 £9,36
Ti 1,117 1,392 1,369 1,402 1,327 1,344 1,200 1,332 1,347 1,840 1,767 1,392 1,312 1,354 1,365
Сг 6,343 6,571 6,938 1,654 6,120 6,261 6,607 6,183 6,206 5,828 5,833 6,217 6,339 6,140 6,204
Мп 0,067 0,086 0,086 0,082 0,082 0,074 0,079 0,082 0,087 0,086 0,077 0,081 0,088 0,091 0,097
Fe 5,639 6,236 6,309 6,468 6,410 6,487 6,444 6,598 6,664 7,207 7,219 6,755 7,279 7,404 7,513
Mg 3,536 3,257 3,235 3,129 2,997 2,913 2,838 2,833 2,850 2,841 2,743 2,689 2,050 3,039 1,876
Al 7,287 6,438 6,052 6,447 7,002 6,928 6,845 6,997 6,908 6,110 6,263 6,864 6,910 6,974 6,924
Si 0,034 0,056 0,069 0,077 0,033 0,026 0,028 0,026 0,026 0,104 0,1090 0,031 0,036 0,036 0,037
Ca 0,013 0,011 0,008 0,011 0,003 0,003 0,005 0,003 0,003 0,072 0,064 0,008 0,014 0,014 0,020
Сумма 24,034 24,047 24,067 24,071 24,044 24,035 24,046 24,053 24,070 24,088 24,076 24,037 24,028 24,052 24,035
Изучение рудных минералов и систематическое исследование изменений состава шпинелей
185
ры в пределах ряда Fe2TiO4 — FeCr2O4 обра-
зовались замещением 2Сг па Fe + Ti. Однако
наблюдается также возможность частого за-
мещения ионов Fe на Mg, а Сг на А1. Поэтому
имеющееся указание на ряд ульвошпинель —
— хромит может привести как к заблужде-
ниям, так и к чрезмерным упрощениям фак-
тических составов. Таким же заблуждением яв-
ляется графическое изображение составов шпи-
нелей на тройной диаграмме R2+O — В23+Оз —
О кислы
Группа 4
TiO2 7,09 7,10 7,16 7,18 7,29 7,60 8,59 8,61 8,93 8,95 9,44 9,55 10,06 10,70 11,47
Cr2Oj 30,96 32,08 30,74 30,61 30,61 32,04 32,79 29,88 31,14 29,63 29,03 31,99 31,45 30,28 30,73
Мп О 0,36 0,44 • 0.40 0,42 0,41 0,42 0,3»9 0,40 0,43 0,42 0,44 0,47 0,45 0,41 0,47
FeO 34,42 32,07 31,77 34,54 34,87 32,68 31,75 35,33 35,73 35,36 35,80 34,16 34,07 41,92 39,11
MgO 4,60 6,01 6,77 4,58 4,67 6,25 6,31 4,36 5,21 4,57 4,30 6,09 6,17 1,66 2,94
AI2O3 21,51 21,11 22,03 21,70 21,65 20,89 19,89 20,76 17,54 20,14 19,62 17,72 16,51 15,52 14,50
SiO2 0,17 0,17 0,10 0,19 0,17 0,32 0,10 0,29 0,37 0,19 0,22 0,31 0,39 0,36 0,34
СаО 0,08 0,06 0,03 0,10 0,06 0,08 0,03 0,16 0,12 0,14 0,21 0,10 0,08 0,19 0,23
Сумма 99,19 99,04 99,00 99,27 99,73 100,28 99,85 99,79 99,47 99,40 99,06 100,39 99,18 101,04 99,79
Ti 1,401 1,394 1,396 1,417 1,433 1,474 1,674 1,720 1,787 1,773 1,882 1,878 2,008 2,178 2,344
Сг 6,431 6,619 6,301 6,350 6,325 6,532 6,717 6,275 6,551 6,170 6,084 6,611 6,599 6,478 6,602
Мп 0,050 0,097 0,088 0,093 0,091 0,092 0,086 0,090 0,097 0,094 0,099 0,104 0,101 0,094 0,108
Fe 7,564 7,000 6,890 7,580 7,623 7,048 6,880 7,849 7,952 7,790 7,937 7,469 7,563 9,487 8,889
Mg 1,801 2,338 2,616 1,771 1,819 2,402 2,437 1,726 2,066 1,794 1,699 2,373 2,441 0,669 1,191
Al 6,663 6,496 6,734 6,713 6,672 6,351 6,076 6,188 5,503 6,254 6,132 5,461 5,166 4,951 4,646
Si 0,045 0,044 0,026 0,050 0,044 0,083 0,026 0,077 0,098 0,050 0,058 0,081 0,104 0,097 0,092
Ca 0,023 0,017 0,008 0,028 0,017 0,022 0,008 0,046 0,034 0,040 0,060 0,028 0,023 0,055 0,067
Сумма 24,007 24,005 24,060 24,002 24,024 24,002 23,904 23,971 24,088 23,965 23,951 24,005 24,005 24,010 23,92 9
Окисли Группа 4 Группа 5
TiO2 13,70 14,57 16,37 18,36 18,40 19,23 19,24 20,02 20,66 21,41 21,54 21,65 22,67 22,78 22,82
Cr2O3 28,82 28,14 26,98 23,75 23,34 21,04 23,98 23,4д 21,65 21,84 21,54 19,79 17,29 17,44 17,11
MnO 0,50 0,52 0,42 0,53 0,48 0,45 0,48 0,47 0,52 0,55 0,50 0,46 0,52 0,52 0,47
FeO 38,39 38,79 39,65 44,45 44,81 49,83 41,90 42,34 44,58 46,44 46,70 45,48 52,58 51,94 52,23
MgO 4,89 5Д9 5,16 3,66 2,73 0,95 4,81 4,89 3,34 3,77 3,77 3,42 0,71 1,26 0,82
A12O3 12,04 10,63 10,79 9,99 9,79 7,94 8,41 8,08 7,88 5,36 5,40 7,71 5,18 5,04 5,37
SiO2 0,50 0,40 0,12 0,13 0,36 0,36 0,14 0,14 0,27 0,40 0,28 0,29 0,30 0,54 0,30
GaO 0,09 0,11 0,03 0,08 0,10 0,22 0,05 0,04 0,20 0,21 0,11 0,28 0,23 0,19 0,23
Сумма 09,93 99,35 99,52 100,95 100,01 100,02 99,01 99,45 99,10 99,98 99,84 99,08 99,48 99,79 99,25
Ti 2,818 3,033 3,362 3,781 3,836 4,119 4,019 4,166 4,294 4,538 4,577 4,522 4,956 4,943 4,920
Cr 6,232 6,157 5.825 5,141 5,115 4,738 5,266 5,134 4,824 4,866 4,811 4,406 3,973 3,978 3,947
Mn 0,116 0,122 0,097 0,123 0,113 0,109 0,113 0,110 0,124 0,131 0,120 0,110 0,128 0,127 0,116
Fe 8,782 8,979 9,056 10,179 10,388 11,871 9,734 9,798 10,508 10., 949 11,034 10,713 12,783 2,534 12,747
Mg 1,993 2,141 2,100 1,494 1,128 0,403 1,991 2,016 1,403 1,584 1,587 1,436 0,308 0,542 0,357
Al 3,883 3,469 3,474 3,225 3,199 2,666 2,754 2,636 2,618 1,781 1,799 2,560 1,775 1,715 1,847
Si 0,137 0,111 0,033 0,036 0,100 0,103 0,039 0,039 0,076 0,113 0,079 0,082 0,087 0,156 0,038
Ca 0,026 0,033 0,009 0,023 0,030 0,067 0,015 0,012 0,060 0,063 0,033 0,084 0,072 0,059 0,072
Сумма 23,988 24.044 23,956 24,001 23,908 24,076 23,932 23,910 23,9.08 24,025 24,040 23,913 24,082 24,054 24,095
Окисли Группа 5
TiO2 22.84 23,53 23,95 24,37 24,71 25,28 25,38 25,68 25,88 25,97 28,14 28,19 28,67 29,37 29,70
16,20 17,39 17,65 16,23 16,29 15,37 13,96 13,79 13,73 13,27 8,73 9,98 10,45 10,23 5,54
Vil 2ХУЗ MnO 0,49 49,34 0,46 0 51 0,49 0,50 0,46 0,52 0,52 0,50 0,45 0,43 0,50 0,51 0,57 0,46
FeO 48,02 53,11 46,79 47,37 52,81 54,80 54,00 54,91 52,09 55,97 55,75 52,97 53,62 61,05
MgO ai2o3 SiO2 3,13 3,29 1,28 5,18 5,04 1,26 0,77 0,85 0,90 2,98 0,89 0,89 3,14 3,08 0,17
6^66 5,94 3,73 5,31 5,51 3,46 4,00 4,00 3,98 3,97 3,36 2,31 3,57 3,54 1,89
0,30 0,28 0,35 0,62 0,57 0,28 0,27 0,29 0,35 0,54 0,93 0,79 0,54 0,50 0,35
CaO 0,11 0,25 0,16 0.53 0,55 0,16 0,21 0,21 0,23 0,20 0,77 0,69 0,47 0,15 0,17
Сумма 99,07 99,16 100,74 99,52 100,54 99,08 93,91 99,34 100,48 «9,47 99,22 99,10 100,32 101,01 99,33
Ti 4,898 5,020 5,184 5,128 5,148 5,554 5,553 5,632 5,617 5,605 6,167 6,223 6,115 6,204 6,365
Cr 3,652 0,118 3,900 4,016 3,590 3,568 3,550 3,211 3,179 3,133 3,011 2,011 2,316 2,343 2,272 1,248
Mn 0,111 0,124 0,116 0,117 0,114 0,128 0,128 0,122 0,109 0,106 0,124 0,123 0,124 0,111
Fe 11,766 11,393 12,784 10,949 0,975 12,903 13,334 13,171 13,253 12,503 13,641 : 13,686 12,565 12,596 14,550
Mg Al 1 330 1,391 0,549 2,160 2,081 0,549 0,334 0,369 0,387 1,275 0,387 0,389 1,327 1,289 «,<072
2/205 0,086 0,034 1,987 1,266 1,752 1,800 1,192 1,372 1,375 1/54 1,343 1,154 0,799 1,194 1,172 1,609
Si 0,079 0,101 0,173 0,158 0,082 0,079 0,085 0,101 0,155 0,271 0,232 0,153 0,140 0,100
Ca 0,076 0,049 0,159 0,163 0,050 0,065 0,066 0,171 0,062 0,240 0,217 0,143 0,135 0,052
Сумма 24,088 23,957 24,074 24,028 24,010 23,993 24,077 24,006 24,039 24,063 23,973 23,963 23,963 23,933 24,107
186
С. Е. Хэггерти
— ТЮ2, где R2+ = Fe, Mg, Mn, Ca и R3+ =
= Cr, Al. В этой проекции степень ионного за-
мещения R2+ и R3+ не может быть определена
сразу. Существуют по крайней мере пять раз-
личных окислов, объясняющих возможные пути
кристаллизации шпинели при том условии, что
компоненты шпинели другие, чем Fe2TiO4 и
FeCr2O4. Определенная ясность может быть вне-
сена, если использовать многокомпонентную
шпинелевую призму Джонстона [9, 12, 13].
Требуется некоторое видоизменение призмы,
которое заключается в замещении Ре^-содер-
жащих шпинелей MgFe2O4 и FeFe2O4 на Mg2TiOi
и Fe2TiO4, соответственно [4] (рис. 4). Постро-
ение призмы производилось по методике, опи-
санной Ирвином [9]. Анализ шпинелевой приз-
мы показывает следующее.
1. Между членами FeCr2O4 — FeAl2C>4 и
Fe2TiO4 (ульвошпинель) существует широкая,
но незавершенная серия твердых растворов.
Этот ряд плохо поддается определению и пока-
зывает значительное расширение области фигу-
ративных точек, которые отличаются от идеаль-
но простого бинарного ряда. Твердый раствор
распространяется в область AM-хромита, но
имеется очень мало аналитических данных, ко-
торые указывают на перекрывание в области
хромплеопаста.
Р п с. 2. Микрофотографии отдельных хромитов и хромовых
ульвошпинелсй, снятые в поляризованном отраженном свете
с иммерсией (масштабный отрезок 20 мкм)
а — отдельный трещиноватый и гипидиоморфный кри-
сталл алюмохромита, обогащенного Сг (Fe6 92МК1 j-Mn4 0<,Сги 7_
А1’>,бз Tio,i6°32)’ во ФРагменте брекчии присутствуют также пла_
стины и изометричные выделения ильменита и мелко рассеяннее
шарики металлического железа (SAO-319);
б—субидиоморфные кристаллы алюмохромита, обогащенного
Сг (Fe7a9 Mg1>54 Мп0 09 Сг9Д9 А15 80 Т10Л1О32), включенные в
отдельное зерно оливина (SАО-319);
в — зерно оливина во фрагменте брекчии, включающее два
кристалла АТ-хромита (Fe- 56Mg2 44Mn0 10 Cr6,5!»A,5.17Ti2,01°32^
и субидиоморфный кристалл хромовой ульвошппнели (Ь'е12.ч3
Mg4 l7 MnJ14Cr3 22 А11Д7 Ti->:iy О32), прикрепленный к его
внешнему краю (SAO-303);
г —отдельный, изометричный кристалл хромовой ульвошпи-
нели, со слабо выраженной зональностью от (Fer, 57Mg0 3,Mn , 12
Cr2>fi0 АЦ ffi Ti->4ftO32) в центре до (Fe13 25Mg3 45Сг., 74AI0 47Ti(. 2-
О32) по краям в ассоциации с плагиоклазом (черные лейсты) и
оливином; кристаллический фрагмент имеет тонкий налет стек-
ловатого вещества; в брекчии присутствуют шарики металличе-
ского железа; ильменит + железо присутствуют в i-ристалли-
ческом компоненте (SAO-319);
д — отдельный идиоморфный кристалл МА-хромита (Fe- 19
Mg2tc4 Мп0 09 Сг6 62 А15 51 Til>65O32) в обогащенном стеклом
фрагменте, который содержит мелкие (1—2 мкм) зерна ильме-
нита и скелетного пироксена (SAO-303);
е— гипидиоморфный кристалл хромовой ульвошппнели
(Fe12 5Mg1 27Мп0Д1Сг3 0lAl1 34Ti5 60 О32), граничащий с ильме-
нитом и частично покрытый оболочкой из него, в базальто-
вом фрагменте;присутствуют также идиоморфный ильменит, ин-
терстициальный троилит и металлическое железо (SAO-303)
2. Очень большие колебания Сг/Al отноше-
ния обнаружены в малотитановых хромитах.
Эти колебания несколько уменьшаются с уве-
личением содержаний Fe и Ti и минимальны
при высоких содержаниях Fe и Ti. Отмечены
значительные колебания для промежуточных
членов в области АТ-хромпта.
3. Шпинели, обогащенные Сг и обедненные
Ti (алюмохромпт и AM-хромит), показывают
максимальное колебание Fe/Mg отношения.
Это отношение увеличивается с увеличением
содержания Ti и остается приблизительно по-
стоянным п высоким (в среднем 0,97) для
АТ-хромптов и хромовой ульвошппнели.
4. Фазы, обогащенные MgAl2O4 — MgCr2O4
п обедненные Ti, показывают максимально лег-
кую заменяемость, в то время как шпинели,
обогащенные Fe2TiO4 показывают ограничен-
Изучение рудных минералов и систематическое исследование изменений, состава тин нелеп
187
ное замещение Fe на Mg, но широкое замеще-
ние Сг на А1 с максимальными отношениями
Al/Cr при промежуточных значениях Fe/Ti.
5. Можно выделить три тенденции измене-
ния составов в основании призмы, которые воз-
никают в области высокой плотности точек с от-
ношением Ci7AI между 0,5 и 0,6. Эти тенденции
таковы: а) в направлении FeCr2O4, Ь) в направ-
лении FeCioOi — 0,5MgCr»O'„ с) в направлении
FeAl2O4-0,5MgAl2O..
6. На вставке призмы показаны четыре раз-
личные тенденции в составах, наблюдаемых в
отдельных кристаллах. Две линии (С и D) от-
дельного кристалла почти параллельны повсю-
ду наблюдаемым линиям в основании призмы в
поле AM-хромита и согласуются с общей тен-
денцией, показанной для увеличивающегося со-
держания Fe + Ti в плоскости треугольника
Fe2TiO4 — FeAl2O4 — FeCr2O4. Остающиеся ли-
нии (Л и В) не показывают раннего обогаще-
ния Мц, н их возникновение близко к области
FeAl2O4 — FeCi‘2O4 в поле алюмохромпта. Каж-
дая пз этих линий представлена соотношения-
ми ядро — оболочка (см. рис. 3).
Таким образом, суммируя, можно сказать,
что FeAl2O.b MgCroO'. и MgALO. являются важ-
ными замещающими компонентами хромита,
FeAl2O4 —основной компонент хромовой уль-
вошпинелп, Mg2TiO4, по-видимому, не является
активным компонентом в лунных шпинелях.
Тенденции, проявляющиеся в индивидуальных
шпинелевых зернах, сравнимы с общими тен-
денциями, которые установлены по совокупнос-
ти отдельных зерен шпинели.
Составы шпинелей «Лупы-16» суммированы
па рис. 5 и сравниваются с их составами из мест
188
С. Е. Хэгерти
четырех посадок «Аполлонов». Для шпипеле-
вых составов в призме па рпс. 5 также показа-
ны липни равновесной диссоциации. Эти липин
представляют собой изобары фугитивности кис-
лорода, определенные из термодинамических
данных [11.], и показывают минимальные зна-
чения /02, требующиеся для равновесной крис-
таллизации шпинелей, чьи составы попадают в
пределы призмы. Вставки для треугольника
FeAhCb — РеСггСЬ — Fe2TiO4 при 800 и
Рис. 3. Микрофотографии соотношений ядро — оболочка в
шпинелях, снятые в поляризованном отраженном свете в им-
мерсии (масштабный отрезок 20 мкм)
а—два субидиоморфных кристалла хромовой ульвошпинелп
(Fe12,0бм^1,50Мп0,12Сгз.57А11,43т,5.2з°з»).частично включенные
в фенокристалл оливина в базальтовом фрагменте. Верхний
кристалл покрыт оболочкой из ильменита. Присутствуют
также ильменит и небольшие выделения железа (SAO-319);
б — два идиоморфных фенокристалла MA-хромита и мало со-
прикасающееся округленное зерно AM-хромита в базальтовом
фрагменте.Заключенные в оболочку зерна имеют одинаковые со-
ставы(Геб 24Mg3t25Mn0>0ftCr6 57А16 44Tij 39О81),в то время как не.
покрытое оболочкой sepHofFeggjMgj39Мп0,09Сг6 42А1в,e2Tin47O32)
в оливине содержит больше Fe, меньше А1, сравнимые количества
Сг и Ti и значительно меньше Mg. Непокрытый оболочкой АМ-
хромит со слабо выраженной зональностью обогащен Mg и Al в
центре и Fe,Cr и Ti по краям: покрытые оболочкой зерна с силь-
но выраженной зональностью имеют промежуточные составы
(Ре9,11м&1,95 Мпо,12 Сг5,40 A14,87Ti2,43 которые постепенно
изменяются от AM-хромита до хромовой ульвошпинелп (Fe^ 19
Mgt 64^n0,13^r4.25Ak 81 Ti4>83 Ost). Отмечается, что оболочка из
хромовой ульвошпинелп асимметрична и больше со стороны ос-
новной массы кристалла. В основной массе присутствуют идио-
морфный ильменит и маленькие пузырьки железа (SАО-314);
в — отдельные минеральные обломки MA-хромита (Fe7 ,28
Mg2 05 Mn0 09 Cre 34A16i91TI1(31 O3>) покрыты оболочкой из хро-
мовой ульвошпинелп (Fe^^gMgj 39 Mn011Cr3 90Al1>99Ti5 02 О31)>
контакты ядро — оболочка как резкие, так и постепенные
(Fe10 14Mg1>43 Mn0,09Cr5,08A13,51 Ti3,65°3»>. с оболочкой, показы-
вающей увеличение Fe + Ti и уменьшение Сг + Al + Mg по на-
правлению к внешней границе. Ядро имеет однородный состав
за исключением контактов с оболочкой. Выделения металличе-
ского железа отмечены в М А-хромите и в хромовой ульвошпине-
ли (SAO-321);
г — базальтовые обломки, содержащие идиоморфный ильме-
нит, металлическое железо, троилит и зерна алюминиевого хро-
мита (Fe9>49 Mg0>67 Mn0 09 Cre 48Al4t95Ti2>18 Os,), покрытого
оболочкой хромовой ульвошпинелп (Fe12,53 Mgo^Mn^ 13Сг3>98
A1l,7iTi4,94 °31). Контакты ядро — оболочка имеют оптически
постепенный характер, но точному анализу этих контактов ме-
шают мелкие размеры зерна (SАО-314);
д — необычный по составу отдельный минеральный фрагмент
MA-хромита (Fe6 49 Mg2 91Мп0 07Сг6 26А16 34 О3,). частично
покрытый налетом АТ-хромита (Fe9 79 Mg2>02Mn011Cr5>13 Al2>64
Ti4 I? O„). MA-хромит имеет относительно однородный состав
за исключением небольшого обогащения Сг в фазовом контакте;
с другой стороны, АТ-хромит постепенно обогащается Fe Ti
и обедняется Сг + Al + Mg в направлении его внешнего
контакта (SAO-319);
е—базальтовый фрагмент, содержащий срастающиеся зерна
алюминиевого хромита (Fe8 43Mglt47Mn0|10Cr6t77Al5>e7Ti1 52О82)
и оболочки переменного состава, которые колеблются от (Fe8 89
M^l,19 Mn0,10^rC,60A14,65Ti2,34®32^ до (Fe10,11М^0,99Мп0,12Сг5,32
Al 95Ti4 03 Оз,). Присутствуют также идиоморфные лейсты иль-
менита, троилита и железа (SAO-319)
1000° С показывают значения /О2, которые мо-
гут быть замещены на призме, с тем чтобы оп-
ределить эквивалентные минимальные равновес-
ные значения /О2 при соответствующих темпе-
ратурах. Для сравнения было использовано 310
анализов шпинелей из мест посадок «Аполлонов»,
выполненных с помощью электронного микро-
зонда: данные по шпинели «Аполлона-11» (12
анализов) —Агрелл и др. [3]; данные по шпи-
нелям «Аполлона-12» (106 анализов), полу-
ченные одиннадцатью различными исследова-
тельскими группами, суммированы Хэггерти
[2]; данные по шпинелям «Аполлона-14»
(75 анализов) и «Аполлона-15» (116 анализов)
получены автором. Последние данные были час-
тично опубликованы [И], а полностью будут
представлены в трудах Третьей лунной конфе-
ренции. Шпинелевые составы из пяти районов
Изучение рудных минералое и систематическое исследование изменений состава шпинелей
189
лунных посадок показывают, что полный ряд
твердых растворов существует между
0,25 FeA12O4 — 0,75 РеСггС^ и Fe2TiO4. Однако
каждый район имеет свою специфическую ха-
рактеристику: составы шпинелей «Аполлона-11»
ограничены промежуточными членами ряда,
«Аполлона-12» — проявляют разрывы в ряду и
показывают, что низкотитановые хромиты1
обогащены MgC^CU; шпинели «Аполлона-14»
можно разделить на три группы: а) фазы, обо-
гащенные ульвошппнелыо (обр. 14310); б)
АТ-хромиты (14053, 14321), сравнимые с хро-
митами «Аполлона-11», но с некоторым обога-
щением MgO по мере уменьшения ТЮг;
это обогащение аналогично отмеченному в со-
1 В оригинале ошибочно указано: «в низкотитановых
хондритах».
ставах «Аполлона-12» и «Аполлона-15»; в)
бедные титаном хромплеонасты (14063,
14066) с составами между 0,5MgA12O4 — РеА1гО4
сугубо специфичны для «Аполлона-14»; шпине-
ли «Аполлона-15» (15555) показывают непре-
рывные и хорошо выраженные твердые раст-
воры. Содержание Mg увеличивается по мерс
уменьшения Fe + Ti в направлении составов в
основании призмы. Шпинели «Луны-16» пока-
зывают ту же общую тенденцию в образовании
твердых растворов от FeAbC^—РеСггС^ к
Fe2TiO4, но MgC^Ch, MgAht^ и FeAhC^ чаще
преобладают в этих шпинелях за исключением
хромплеонаста. Шпинели «Луны-16» также по-
казывают максимальную вариацию отношения
Сг/Al в зависимости от отношения Fe/Mg.
Разнообразие составов шпинелей в основа-
нии призмы указывает на широко распростра-
190
С. Ё. Хлггерши
пенное фракционирование и является наиболее
отличительной чертой шпинелей «Луны-16».
Общая, повсюду наблюдающаяся тенденция в
развитии серии от FeAl2O4 — FeCi2O4 к Fe2TiO4,
которая проявляется во всех образцах «Апол-
лонов», вызывает удивление ввиду разнообра-
зия типов пород и больших различий в общей
химии. Другой отличительной чертой явля-
ется локальность составов хром плеонастов
«Апполона-14» и непрерывность составов между
этими минералами и минералами ряда герци-
нит — хромит — ульвошпинель. Небольшое ко-
личество шпинелей «Лупы-16» попадает в об-
ласть хромпикотпта, и предполагается тенден-
ция к замещению в направлении составов
MgAl2O4 — FeAl2O4. Действительно, эта тенден-
ция наиболее ярко выражепа, нежели в любых
образцах «Аполлонов», которые до сих пор были
проанализированы.
Упрощенная основная проекция данных по
шпинелям, приведенных на рис. 5, представле-
на на рис. 6 в виде функции Сг/Al от Fe/Mg.
Сравнение результатов по «Аполлону-14» и
Р и с. 4. Анализы шпинелей «Луны-16» на видоизмененной
пишнелевоп призме Джонстона, выполненные с помощью элек-
тронного зонда. Вставка к призме показывает четыре противо-
положные тенденции для зональных шпинелей с соотношениями
.зерно — оболочка типа, показанного на рис. 3. Обозначения и
конечные члены в призме показаны на рпс. 1
Рпс. 5. Обобщенные данные по анализу шпинелей, выполнен-
ному с помощью электронного зонда, пз пяти областей прилуне-
ния. Изобарные линии при 1300° С показывают минимальные
значения /’qo, требующиеся для стабильной кристаллизации
шпинелей в пределах определенной части призмы
Изучение рудных мине раны; и систематическое исследование изменении состава, шпинелей
191
192
С. Е. Хэггерти
«Луне-16» в этой проекции дает добавочные све-
дения о фракционировании шпинелей «Луны-16»
пз хромплеонастов «Аполлона-14». По край-
ней мере 40% анализов составов в основании
призмы «Луны-16» (и все анализы хромплеона-
стов в шпинелевой призме «Аполлона-14») при-
надлежат отдельным шпинелям пз обломков
брекчий, и хотя минеральные ассоциации их
материнских пород неизвестны, их составы от-
ражают умеренное («Луна-16») и высокое
(«Аполлон-14») фракционирование из распла-
вов с высокими отношениями Mg/Fe и А1/Сг.
Замещение ионов. Общая тенденция к фрак-
ционированию, наблюдаемая в шпинелях «Лу-
ны-16», от алюмохромита к хромовой ульво-
шпинели подтверждает, вообще говоря, тенден-
ции, которые выявлены для шпинелей «Аполло-
нов». Однако степень ионного замещения в
в этом ряду, так же как и степень замещения в
алюмохромпте, обогащенном магнием, более ва-
риабельна, нежели для шпинелей «Аполлонов»,
что подтверждается ниже.
Кроме того, большая часть шпинелей «Лу-
ны-16» имеет промежуточный состав и поэтому
промежуточную шпинелевую структуру. Наша
цель заключается не в исследовании кристалло-
графических аспектов, но в том, чтобы дать ос-
новы для понимания всей сложности серий
твердых растворов.
Ульвошпинель характеризуется инверсион-
ной структурой (двухвалентные ионы занимают
позиции Л и В), в то время как герцинит, хро-
мит, пикрохромит и шпинель имеют нормаль-
ные структуры (двухвалентные ионы находятся
в позициях А, а трехвалентные — в позициях
В). Структурные формулы ульвошппнели и
хромита могут быть записаны следующим обра-
зом: Fe8IVFe8VITi8VIO32 (ульвошпинель) и
FesIVCri6VIO32 (хромит), где индексы IV и VI
указывают на тетраэдрическую (А) и октаэдри-
ческую (В) координацию соответственно. Если
кубическая структура шпинели должна быть
при этом сохранена (а некоторые данные го-
ворят о том, что, может быть, это и не так [4]),
то отсюда следует, что заполнение 8 тетраэдри-
ческих позиций позволяет занять максимум 16
октаэдрических позиций и, наоборот, заполне-
ние 16 октаэдрических позиций позволяет за-
нять только 8 тетраэдрических. Октаэдрические
позиции как Сг3+, так и Ti4+ обладают большой
энергетической выгодностью.
Если эти элементы присутствуют в значи-
тельной концентрации, то замещение ионов
практически не имеет места ни в минералах,
обогащенных хромом, ни в минералах, обога-
щенных титаном, на стадиях кристаллизации,
когда эти фазы являются стабильными осадками.
Из вышеизложенного становится очевидно,
что ионное замещение Fe на Mg может иметь
место либо в тетраэдрической позиции А, либо
в октаэдрической позиции В, когда замещение
в хромите ограничивается замещением пози-
ции А. Аналогично замещение Сг3+ на А13+ или
(Сг + А1) на (Fe + Ti) лимитируется в обоих
случаях октаэдрическим положением. Важно
отметить, что хром находится в трехвалентном
состоянии; если он существует в двухвалентном
состоянии, как это показано для оливина [14],
то он, вероятно, будет занимать позицию А.
Меньше известно об энергетической выгодно-
сти положений Ti34", который может играть важ-
ную роль в обстановке с низкой летучестью
кислорода и существование которого в лунных
шпинелях уже предполагалось [3].
Замещения Сг — Al, Сг — Ti и Fe — Mg рас-
смотрены отдельно в следующем разделе. Кон-
центрации катионов представлены па основе
формулы шпинели с 32 атомами кислорода.
Хотя данные представлены и сравниваются
здесь, из них может быть сделано мало доста-
точно надежных заключений, так как, во-пер-
вых, существует неопределенность относитель-
но валентного состояния Сг, Ti и, может быть,
даже Fe и, во-вторых, отсутствуют эксперимен-
тальные данные по фазовым отношениям.
Сг — А1 замещение. Две отличающиеся ли-
нии А1 — Сг замещения показаны на рис. 7,а
для шпинелей «Луны-16». Ранее образованные
алюмохромиты, заключенные в оболоч-
ку хромовой ульвошппнели в базальтах, обна-
руживают непрерывное изменение Сг/Al отно-
шения от 1:1 до 3 : 1. Изменения, которые от-
мечаются в отдельных зернах те же, что и вы-
явленные в результате общего анализа. Кривые
идут приблизительно параллельно оси абсцисс
при значениях Сг/Al отношения от 1: 1 до 2 : 1
и резко изгибаются в интервале значений
2:1 — 3:1; этот излом можно объяснить увели-
чением содержания ульвошппнели. Вторая ли-
ния изменения состава отмечается для образ-
цов с высокими содержаниями Сг и промежу-
точными А1. У этих шпинелей крайне низкие
концентрации ульвошппнели в твердом раство-
ре, и, очевидно, они не принадлежат к единой
кристаллизационной последовательности, а так-
же не могли быть образованы пз тех же самых
пород, как и шпинели, для которых характерна
линия изменения составов, рассмотренная ра-
нее. Эти богатые хромитом шпинели являют-
ся отдельными минеральными фрагментами в
брекчиях, и природа их материнской породы-
источника неизвестна.
Изучение ррдных минерала и систематическсе исследование изменений состава шпинелей
193
Наиболее сходное поведение Сг/Al отноше-
ния для базальтов обнаруживают шпинели
«Аполлона-14» — образцы 14053 и 14321 (см.
рис. 7,6). Эти образцы, однако, являются нети-
пичными для большинства лунных базальтов,
поскольку имеются весомые доказательства в
пользу того, что они претерпели существенное
субсолидусное изменение [II]. Выявленные
тенденции являются обоснованными для сово-
купностей составов: а) первичных МА-хромп-
тов и б) вторичных АТ-хромитов, образован-
ных из первичной хромовой ульвошпинели.
Остальные шпинели «Аполлона-14» проявляют
полностью отличные линии поведения, отвечая
хромплеонасту (14063, 14066), с одной стороны,
п хромовой ульвошпинели в образце базальта
14310, с другой.
Рис. 7,в суммирует все данные по шпине-
лям «Аполлонов». Шпинели «Аполлона-15» от-
носятся к одному образцу (15555) и показыва-
ют наиболее узкий интервал изменения Сг/А1
отношения — от 2:1 до 3:1. Заметим, что
отчетливо проявляется нарушение непрерыв-
ности вблизи низких значений для Сг (~2).
Этот разрыв имеет место при увеличении со-
держания ульвошпинели; отношение Сг/Al из-
меняется до значений 1 : 2—2 : 1 в отличие от
величии, лежащих в интервале 2:1—3:1, ха-
рактерных для АТ-хромитов. Шпинели «Апол-
лона-11» следуют топ же линии поведения, что
и шпинели «Лупы-16», по отсутствуют сущест-
венно обогащенные А1 разности. Шпинели
«Аполлона-12» в области высоких содержаний
Сг и промежуточных А1 сходны по поведению
со шпинелями «Луны-16», состав которых ме-
няется в соответствии со второй линией пове-
дения, но первые показывают более широкий
интервал Сг/Al отпошеппii — 1,5 : 1—5 : I.
В общем две различные линии изменения
состава проявляют шпинели «Луны-16»: а) не-
прерывное возрастание Сг/Al отношения от
<1:1 до 3 : 1 для шпинелей, варьирующих по
составу от АТ-хромитов до хромовой ульво-
шпинели, и б) линия, отвечающая высоким
концентрациям С г и промежуточным А1, кото-
рые показывают алюмохромиты с низ-
ким содержанием ульвошпинели. Линия (а)
сравнима с той, которую обнаруживают образ-
цы 14053 и 14321 «Аполлона-14», хотя для по-
следних не характерны высокие содержания А1
при низких Сг. Линия (б) сравнима с поведени-
ем некоторых образцов «Аполлона-12», хотя для
шпинелей «Луны-16» не найдены высокие зна-
чения Сг при низких AI.
Сг — Ti замещение. Замещение Сг1’ и ТР“,
находящихся в октаэдрической координации, в
шпинелях «Луны-16» показано на рис. 8,а, а
данные по шпинелям «Аполлонов» суммирова-
ны на рис. 8,6. Хотя наблюдается достаточно
хорошая корреляция, зависимость не является
линейной и может быть объяснена частичным
замещением Сг на А1 (рис. 8, в). Это замеще-
ние также объясняет заметныii разброс, кото-
рый показывают данные по «Луне-16». Этот
разброс, в частности, заметен для содержаний
катионов хрома от 6 до 7 и от 9 до 11. Никаких
значений для интервала 7—9 не наблюдалось,
и этот разрыв отвечает тому, который найден
Р и с. 6. Обобщение данных по анализу шпинелей, получен-
ных с помощью электронного зонда. Проекции — на основание
призмы, показанной на рис. 5. Каждая упрощенная геометриче-
ская фигура включает все полученные аналитические данные,
стрелки указывают на главные тенденции
13 Лунный грунт
194
С. Е. Хеггерти
Изучение рудных минералов и систематическое исследование изменений состава шпинелей
195
для двух линий поведения Сг/Al отношения
(см. рис. 7,а). Данные по «Аполлону-11», «Апол-
лону-12» и «Аполлону-15» прямо указывают па
сходные тенденции в изменении отношения
Cr/Ti, но интересно отметить, что составы шпи-
нелей «Аполлона-11» оканчиваются в области
разрыва, установленной для образцов «Луны-16».
Образец 14053 «Аполлона-14» перекрывает
область разрыва «Луны-16», но значения, отве-
чающие низким содержаниям Сг и высоким Ti,
отсутствуют. Хромплеонасты «Аполлона-14»
(низкие значения для Ti и для Сг) и образец
Р и с. 7. Зависимость между количеством атомов Сг и А1 в шпи-
нелях
а — для шпинелей «Луны-1 С»; штриховые линии показыва-
ют линии изменения состава в зонах, от центральной до пери-
ферической, для четырех шпинелей; высокие содержания Сг и
А1 — в центральной части; расчет па 32 атома кислорода.
б—для шпинелей «Аполлона-14»; направления изменения со-
става, которые обнаруживают образцы 14321 и 14053, почти па-
раллельны тем, которые наблюдались в породах «Луны-16»
(рис. 7, а); линии 1 4063 и 14066 отвечают промплсопасту,
а линия 14310 — хромовой ульвошппнели;
е— для шпинелей четырех районов посадок «Аполлонов»;
линии «Аполлона-14» показаны в деталях па рис. 7, б; линия
«Аполлона-11» хорошо определена, а значения «Аполлона-12»
обнаруживают значительный разброс в указанных на рисунке
пределах; меньший разброс показывает образец 15555 «Апол-
лона-15», но следует отмстить разрыв, который наблюдается в
области низких содержаний Сг и А1
14310, с учетом данных по изменению Сг/Al за-
мещения, не отвечают общим закономерностям
для всех других шпинелей.
Fe — Mg замещение. Никаких простых соот-
ношений для Fe —Mg замещения не обнаруже-
но для шпинелей «Луны-16» (рис. 9, а), как и
для шпинелей «Аполлонов», в которых не удает-
ся проследить четко проявленные линии измене-
ния состава, хотя магний все же показывает
общее увеличение содержания с уменьшением
концентраций железа. Линии поведения этих
элементов в единичных кристаллах, как это
показано для пяти зерен на рис. 9,а, отличают-
ся друг от друга в деталях, хотя наблюдается
общая направленность. Данные по шпинелям
«Аполлона-11» и «Аполлона-12» представлены
на рис. 9,6, и сравнение их со шпинелями
«Луны-16» указывает на такую же степень
изменчивости. Образец 15555 «Аполлона-15»
(см. рпс. 9,в) обнаруживает более четкую кар-
тину, хотя имеется значительное перекрыва-
ние результатов в зависимости от степени заме-
щения и концентрации Fe. Штриховые линии
на рис. 9,в отвечают линиям, которым следует
хромовая ульвошпинель (Ti = 5,746 — 7,122),
АТ-хромит (Ti = 2,108 — 5,648) и МА-хромпт
(Ti = 0,666— 2,027). Хорошая линейная кор-
реляция отмечается для хромовой ульвошпи-
13*
196
С. Е. Хэггерти
пели, но при увеличении содержаний Сг и
уменьшении Fe и Ti эта корреляция становит-
ся более размытой. Таким образом, замещение
Fe па Mg больше осуществляется в хромите, чем
в хромовой ульвошпипели, по эквивалентно низ-
кие концентрации Mg также присутствуют в
алюмохромите и АТ-хромите.
Сводка и обсуждение. Присутствие обога-
щенных алюминием титансодержащих хроми-
тов (Fes,si Mg3,36 Milo,о? Сгб,зэ Al?,26 Tij,n O32)
является уникальной особенностью образцов
«Луны-16». Шпинели сходного состава не бы-
ли найдены пи в земных породах, ни в лунном
материале, и высокие отношения Al/Сг долж-
ны отражать первоначально высокое содержа-
ние А1 и низкое Сг в материнской жидкости,
если только не принимается, что эти шпинели
образовались в результате высокотемператур-
ной метаморфической перекристаллизации
[16] в обогащенной алюминием среде. Широ-
кие вариации отношения Сг/Al при постоян-
ных и высоких значениях Fe/Mg (0,8) — это
вторая характерная особенность образцов
«Луны-16». Для шпинелей с низким содержа-
нием Ti отношение Mg/Fe постоянно выше,
чем для шпинелей пз районов посадок «Апол-
лонов», за исключением хромовых плеонастов
«Аполлона-14». Это отношение уменьшается в
процессе кристаллизации, и параллельно воз-
растают отношения Fe/Ti и Fe/Cr.
Относительно простые соотношения при
замещении ионов в октаэдрической позиции В
выявлены для Сг, А1 и Ti, но замещение Fe на
Mg не обнаруживает простых закономерностей
и, более того, не коррелирует с содержанием
Fe, Mg, Сг пли Ti. Такое поведение может
Р и с. 8. Зависимость между количсством'атомов Сг и Ti в шпи-
нелях
а— дли шпинелей «Луны-16»; пряма» линия проведена для
сравнения и является той же, что линия привязки на рис.8, б;
расчет на 32 атома кислорода;
б — для шпинелей из мест посадок «Аполлонов»; пере-
секающая весь чертеж прямая линия привязки та же, что па
рис. 8, а; линия для низких значений Сг и Ti «Аполлона-14»
соответствует хромплеонасту; линия для низких значений
Сг, высоких Ti отвечает хромовой ульвошпипели в образце
14310; последняя линия «Аполлона-14» выше линии привязки
для образцов 14053 и 14321;
в — зависимость между количеством атомов Сг4-А1 и Ti в
шпинелях «Луны-16»; линия привязки для катионов в октаэдри-
ческой координации в шпинелях с нормальной (16 трехвалент-
ных) и обращенной (8 двухвалентных 4-8 четырехвалентных)
структурами; отметим, что шпинели характеризуются дефици-
том катионов по сравнению с линией, что обсуждается в тексте.
иметь кристаллохимическпе причины, посколь-
ку в нормальной шнинелевой структуре вхож-
дение Mg ограничено только положениями
Л, в то время как в инверсионной шпинелевой
структуре он может находиться как в положе-
нии Л, так и В. Уместно отметить, однако,
что составы, находящиеся в области нормаль-
ных шппнелевых структур, свидетельствуют
о дефиците катионов (см. рис. 8,в), исходя из
занятости октаэдрических позиций Сг + AI +
+ Ti. Это противоречит представлениям о кри-
сталлизации при низкой /о2, которые заставля-
ют предполагать, что даже в структурно нор-
мальных шпинелях (МА- и АМ-хромпты)
некоторое количество Fe и Mg может присутст-
вовать в позициях В.
Большая доля анализов шип пели, приве-
денных в этой работе, свидетельствует о про-
Изучение рудных минералов и систематическое исследование изменений состава шпинелей
197
межуточных составах между герцинитом — хро-
митом, с одной стороны, и ульвошппнелью, с
другой, и, следовательно, если но учитывать
обогащения А1, эти шпинели но составу наибо-
лее близки шпинелям района посадки «Апол-
лона-11». В шпинелях «Аполлона-12» проме-
жуточные составы редки, и образцы отвечают
двум отличающимся этапам кристаллизации
шпинели: раннему соответствует шпинель, обо-
гащенная хромом, другому, более позднему,—
обедненная Сг и обогащенная Ti. Окончание
кристаллизации ранее образованного хромита
в результате перитектической реакции и по-
следующая реакция хромита с жидкостью
пока не могут надежно объяснить те уникаль-
ные промежуточные составы, которые присут-
ствуют в образцах «Луны-16» и «Аполлона-11»,
даже если допустить, что реакция протекает до
межуточные составы, отвечающие хромиту —
ульвошпинели». Это предположение, по-видимо-
му. объясняет, почему невелико количество зе-
рен промежуточного состава в образцах «Апол-
лона-12» п образце 15 555 «Аполлона-15». Одна-
ко если этот принцип считать в общем примени-
мым, то тогда единственным логическим объ-
яснением, которое следует из пего, будет то,
что эти шпинели являются закаленными про-
дуктами неравновесной кристаллизации. Воз-
можный вывод о неравновесных условиях дают
образцы 14 053 и 14 321 («Аполлон-14»), в ко-
торых наблюдались в какой-то мере сходные
промежуточные составы, но главное различие
здесь в том, что эти составы являются резуль-
татом неравновесных субсолпдуспых измене-
ний хромовой ульвошпинели [11]. Изобары
/о, которые показаны для шпинелей па призме
Сг+Д1
конца. Заманчиво было бы постулировать, что
составы этих шпинелей могут быть связаны с
необычно высоким содержанием Ti, которое
характерно для пород. «Аполлона-11», но, по-
скольку столь же высокие содержания Ti не
были сообщены А. П. Виноградовым [1] для
среднего состава базальтов «Луны-16», очевид-
но, титан не может быть общим генетическим
фактором. Исследование лавового озера Мака-
опуи, выполненное Эвансом и Муром [10], и
предположение, которое они выдвинули, может
явиться ключом к этим загадочным различиям.
Они предположили [10, стр. 105], что «имен-
но в интервале между образованием хромита
и образованием ульвошпинели — магнетита,
когда шпинель не является стабильной по отно-
шению к жидкости, должны наблюдаться про-
(см. рис. 5), указывают, что ульвошпинель ме-
нее стабильна, чем хромит, и что промежуточ-
ные составы как вдоль линии ульвошпинель —
хромит, так и между (FeAl2O4 — FeGr2O4) и
Fe2TiO4 имеют промежуточную стабильность.
Предварительные экспериментальные дан-
ные для 1300° С [17] показывают, что широкая
область несмесимости имеется между Mg2TiO4
и MgAl2O4 и подобная область, вероятно, су-
ществует между Fe2TiO4 и FeAl2O4, что объяс-
нило бы отсутствие шпинелей в этой части приз-
мы. Муан п др. [17] подчеркивали, что присут-
ствие одной или двух шпинелевых фаз между
(FeMg)2TiO4 и (FeMg) (СгА1) 2О4 определяется
А]/Сг отношением во втором соединении. Зна-
чение этого отношения в связи с серией лунных
шпинелей очевидно, но оно не может быть пол-
198
С. Е. Хэггерти
ностью оценено, пока относящаяся сюда систе-
ма количественно не изучена.
Ильменит. Ильменит является преоблада-
ющим Fe — Ti минералом класса окислов в ба-
зальтах, обломках брекчий и отдельных мине-
ральных обломках. Обогащенные ильменитом
базальты содержат также сосуществующий АТ-
хромпт, в то время как обедненные ильменитом
базальты содержат двухфазную шпинелевую
ассоциацию: МА- или АМ-хромит + хромовую
ульвошппнель; в некоторых случаях, однако,
шпинель полностью отсутствует.
Размер зерен ильменита варьирует от
< 1 мкм в стеклах, где минерал идентифици-
руется только по характерному облику, до
250 мкм в отдельных минеральных обломках
(рис. 10). Морфология ильменита изменяется от
скелетных форм, которые характерны для стекол
рис. 10). В редких случаях присутствуют одно-
временно обе формы.
Кристаллы скелетного ильменита являются
продуктами закалки, вытянуты нормально к
{0001}, обычно изогнуты, состоят пз отдельных,
расположенных А^-образпыми уступами микро-
кристаллитов и в базальтах заполняют пнтер-
стиции между фенокристаллами оливина, пи-
роксена, плагиоклаза и шпинели- Витрофировые
базальты характеризуются субпараллельным
скелетным ростом ильменита (см. рпс. 10), а
полосчатость в стеклах часто обусловлена ва-
риациями в концентрациях ильменита. Замет-
ный субпараллельпый рост ильменита в стекло-
ватом базальтовом мезостазисе предполагает
интересную возможность существования внут-
реннего структурного контроля, действующего
в интерстициальной жидкости во время кристал-
/6
Fe
/4
12
1G
в
6
в
4.\. •
д „Аполлон-!Г' ’ Ti =5,755-7,122
• „Длоллон-12" \
•у.
ч
6
\
" • А
* У>^\Т\=О,666-2,027
2 0 2
Мд Мд
Рпс. 9. Зависимость между количеством атомов Fe п Mg
в шпинелях
а — для шпинелей «Луны-16»; штриховые линии показы-
вают изменение состава от центральных частей к краевым; более
высокое содержание Mg характерно для центральных частей;
расчет на основе 32 атомов кислорода;
6 — для шпинелей из образцов, собранных в районах поса-
док«Аполлона-11» и «Аполлона-12»;
в — для шпинелей из образца 15555 («Аполлон-15»); верх-
няя, средняя и нижняя линии соответствуют хромовой ульво-
шпинсли, АТ-хромиту и МА-хромиту
п вптрофировых базальтов, до эвгедральных и
субгедральных кристаллов, характерных для бо-
лее грубокристаллических базальтов (см.
лизации. В ильмените присутствуют тонкие (2—
3 мкм) таблитчатые выделения рутила вдоль
{0112} и шпинели вдоль {0001}. Анализ этих
прорастаний методом электронного микрозонда
невозможен, и идентификация основана един-
ственно на оптических свойствах и сходстве,
которое эти прорастания проявляют в сравне-
нии с таковыми же, наблюдавшимися в образ-
цах «Аполлона-11» [14]. Ориентированные
таблички ильменита, сосуществующие с шари-
ками свободного металлического железа, наблю-
дались в небольшом числе кристаллов хромовой
ульвошппнели вдоль плоскости {111} шпинели.
Изучение, рудных минералов и систематическое исследование изменений состава шпинелей
199
Эти прорастания рассматриваются как образо-
ванные при субсолидуспом распаде бедпой Сг
ульвошпинелп [И]- Они являются типичными
для прорастании, связанных со слабопнтенсив-
ным распадом, который наблюдался в образцах
«Аполлона-12» и «Аполлона-15». Интенсивный
распад, отмеченный для образцов «Аполлона-
14», в образцах «Лупы-16» пе наблюдался.
Общее количество анализов ильменита ме-
тодом электронного микрозонда иа 8 элемен-
тов (Fe, Mg, Mn,. Cr, Al, Ti, Si, Са) состави-
ло 102, и выборка из этих анализов представле-
на в табл. 2. Результаты указывают на отсут-
ствие стехиометрического FeTiO3; концентра-
ции второстепенных элементов во всех случаях
были больше 1%. Среди второстепенных эле-
ментов только для марганца наблюдались отчет-
ливо постоянные концентрации, которые состав-
ляют от 0,4 до 0,5 вес. % МнО. Содержания
хрома и алюминия существенно менялись в
следующих интервалах: СггОз = 0,05—
1,75 вес. %; AI2O3 — 0,07—0,5 вес. %.
Пределы колебания содержания магния сос-
тавили 0,1 и 5,7 вес.% MgO; 44% анализов ука-
зали на присутствие MgO в количестве более
1 вес. %; 15% анализов — на содержание
от 2 до 5,7 вес. % MgO, и только в 4% про-
анализированных образцов содержалось более
4,0 вес. % MgO. Из анализов, отвечавших содер-
жанию Mg < 1,0 вес.%, максимумы частоты
соответствовали концентрациям 0,35 и 0,55.
Высокие концентрации MgO (> 3%) в ильме-
нитах приурочены к тем базальтовым обломкам,
в которых присутствуют одновременно как ске-
летные, так и крупнокристаллические ильме-
ниты (см. рис- 10). Анализы оказалось воз-
можным провести только на крупнокристал-
лических образцах. Крайне высокое содержание
MgO и присутствие двух отличающихся форм
позволяют считать, что крупнокристаллический
ильменит, по-видимому, является псевдомор-
фозой по армолколиту (FeMgT^Os). Наличие
разных форм ильменита, но в присутствии ар-
малколита, отмечалось в базальтах «Аполло-
на-11» [14]. Армолколит является продуктом
ранней кристаллизации этих обогащенных Ti
базальтов, но нестабилен при более низкой
температуре и реагирует с расплавом, давая
обогащенный магнием ильменит [18]. Соотно-
шения центральных и периферических частей,
которые показаны на рис- 10, е для образца
«Аполлона-11», являются примером этой реак-
ции. Такие же структурные соотношения
отмечены для основной массы и окруженного
силикатным веществом армолколпта [14,
стр. 521], они подобны соотношениям, которые
ранее описывались для MA-хромита и хромовой
ульвошпинелп. Обогащение магнием ильмени-
товых оболочек, как и вообще обогащение маг-
нием, которое является результатом реакции
армолколит + жидкость, вместе с присутствием
существенно различающихся форм ильмени-
та — все это предполагает, что армолколит мог
присутствовать в этом и других фрагментах
пород «Лупы-16».
Металлическое железо и троилит. Металли-
ческое железо и Ni — Fe сплав являются по-
стоянными компонентами обломков брекчий и
стекол. Их структурное положение, формы и
относительная распространенность весьма на-
поминают наблюдавшиеся в образцах «Аполло-
Таблица 2. Представительные анализы ильме-
нитов «Луны-16» , выполненные методом электронного
микрозонда
О кислы
Анализы
TiO2 50,79 51,38 51,11 49,16 52,00
СГ2О3 0,27 0,27 0,62 0,49 0,58
MnO 0,45 0,47 0,47 0,48 0,50
FeO 48,14 47,19 47,03 46,21 44,70
MgO 0,15 0,31 0,49 0,72 0,86
A12O3 0,28 0,19 0,11 0,50 0,17
SiO2 0,45 0,23 0,11 2,83 0,23
СаО 0,34 0,13 0,05 0,78 0,11
Сумма 100,87 100,16 99,99 101,18 99,14
TiO2 51,28 51,40 51,40 52,40 52,18
Сг20з 0,49 0,46 0,46 0,51 0,62
MnO 0,45 0,51 0,54 0,44 0,46
FeO 46,24 46,22 45,12 44,50 44,00
MgO 0,99 1,35 1,38 1,61 1,95
А120з 0,17 0,17 0,24 0,22 0,17
SiO-2 0,30 0,25 0,45 0,36 0,30
CaO 0,11 0,24 0,30 0,23 0,19
Сумма 100,02 100,59 99,90 100,27 99,87
TiO2 52,64 51,71 51,65 50,25 52,72
Cr2O3 0,65 0,86 0,66 0,58 1,75
MnO 0,50 0,45 0,45 0,56 0,41
FeO 43,07 42,91 42,53 43,06 37,77
MgO 2,21 3,33 3,35 3,73 5,70
AI2O3 0,13 0,13 0,13 0,11 0,36
SiO2 0,32 0,23 1,27 0,46 0,34
CaO 0,11 0,18 0,21 0,17 0,28
Сумма 99,63 99,79 100,24 98,93 99,33
Примечание. Анализы расположены в порядке возрастания со-
держания MgO.
200
С. Е. Хэггерти
па-11», и дальнейшее детальное описание их
представляется неоправданным. Интересующе-
гося читателя можно отослать к сообщениям
Мейсона и др. [19], Голдштейна и др. [20], Ри-
да п др. [21], Дпккп [22]. Металлическое желе-
зо присутствует также и в базальтах, но содер-
жания его значительно более низки, чем ранее
наблюдалось для образцов «Аполлонов».
Отдельные зерна троилита п троилит в эв-
тектическом срастании с металлическим желе-
зом [23, 24] наблюдались в базальтах и микро-
брекчиях. Троилит, подобно металлическому
железу в базальтах, присутствует в очень не-
больших количествах, которые намного ниже,
чем найденные в сходных образцах из районов
посадок «Аполлонов». Из рудных минералов
троилит кристаллизуется последним и поэтому
ассоциирует с тонкозернистыми или стеклова-
тыми интерстициальными силикатами.
Ударный метаморфизм. Имеется мало дан-
пых, как результатов наблюдений, так и экс-
периментальных, касающихся эффектов удар-
ного метаморфизма на рудных минералах. По-
этому раньше не предпринималось попыток де-
тального анализа ударных эффектов в этих
минералах пз лунного грунта. Предлагаемые
данные являются предварительными, но срав-
нение признаков, свидетельствующих об удар-
ных событиях в лунных кристаллических поро-
дах и брекчиях [14], показывает, что реголит
«Лупы-16» подвергся более интенсивному удар-
ному воздействию, чем породы из мест посадок
«Аполлонов», и что плавление опаковых мине-
ралов, вызванное ударом, — скорее широко рас-
Р и с. 10. Микрофотографии ильменита в поляризованном от-
раженном свете в иммерсии, масштабный отрезок 25 мкм
а — отдельный крупный фрагмент ильменита с неправильной
формы включениями плавленого оливина. Ильменит содержит
1,2 вес.% MgO, а оливин —12,4 вес.% MgO (SAO-319).
<5— крупный скелетный кристалл ильменита(М&0“1,9вес.%)
в базальте с включением силикатного стекла и небольшим
округлым зерном алюмохромита (Fc4 5-Mg0 73Мп0 10 Сгц -2
А1» < 6 Tit 01 О32) в эвгедралыюй части ильменита (SAO-314).
в—субпараллельные скелетные кристаллы ильменита в стекло-
ватом интерстициальном веществе.Присутствуют фенокристаллы
МА-хромита с тонкой оторочкой ульвошпинели в ассоциации
с пироксеном, оливином и плагиоклазом (SAO-303).
г — звгедральный, субгедральный, ангедральный и блоковый
ильменит в перекристаллизованном базальтовом обломке
(SAO-303).
д _ обогащенное ильменитом включение базальта в обломке
брекчии. Наличие двух различных форм ильменита и высо-
кое содержание MgO (5 7 вес.%) в крупнозернистом ильмените
позволяют предположить вероятное присутствие армолколита
(SAO-303).
с — ядро армолколита, отороченное ильменитом и содер-
жащее ориентированные лейсты рутила; в основной массе —
скелетный ильменит. Сравните с рис. 10/9 («Аполлон-11»,
10021,35)
пространенное, чем изолированное событие.
Интенсивный ударный метаморфизм фрагмен-
тов грунта следует, конечно, ожидать, посколь-
ку реголит состоит пз обломочного материала,
возникшего при столкновениях метеоритов с по-
верхностью. Доля материала, разрушенного под
воздействием ударов, в реголите обратно про-
порциональна размеру зерен [25], поскольку
крупные обломки были выбиты в результате
единственного ударного события, в то время как
более мелкие частицы являются часто резуль-
татом многократных событий.
Метаморфизм, вызванный ударным воздей-
ствием на рудные минералы, наиболее легко
наблюдать в ильмените и троилите, поскольку
эти минералы неизометричны. Метаморфизм
проявляется в этих минералах в полосчатом
двойниковании, микротрещпноватостп и час-
Изучение рудных .минералов и систематическое исследование изменена й состава шпинелей
201
тичпом плавлении (рис 11). Шпинели и метал-
лическое железо, которые сосуществуют с под-
вергшимися удару ильменитом и троилитом,
также должны были в какой-то степени испы-
тать это воздействие, но если микротрещинова-
тость пе наблюдается, степень, пли интенсив-
ность, этого удара в них невозможно определить
оптически.
Ильменит особенно подходит в качество
индикатора удара, поскольку он очень широко
распространен и поскольку полосчатое двойни-
кование ильменита наблюдается в испытавших
очень слабый удар породах, когда отсутствуют
какие-либо оптические признаки ударных эф-
фектов в ассоциирующих минеральных зер-
нах [26]. Сложное двойникование ильменита
наблюдается в породах, подвергшихся удару
умеренной силы, в то время как интенсивная
ми протрещи поватость, мозаичная перекристал-
лизация и частичное плавление свойственны по-
родам, испытавшим сильное ударное воздейст-
вие [14].
Наиболее интересные новые наблюдения в
связи с испытавшим удар ильменитом сделаны
па обломках, подвергшихся удару такой силы,
что произошло частичное плавление. Впервые
набл юда л с я и рогресс и ру ющп й терм ичес к и й
отжиг существовавших до удара двойниковых
полос, свойственных ильмениту, который пер-
воначально образовался из расплава. Удиви-
тельной особенностью периферического отжига
является то, что он может наблюдаться в ильме-
нитовых зернах, которые имеют всего 25 мкм в
диаметре, в то время как в других случаях про-
цесс отжига проникает гораздо глубже, и даже
в больших кристаллах (100—150 мкм) отсут-
202
С. Е. Хэггерти
ствуют признаки ранее образованных двойни-
ковых полос. Классические примеры ильмени-
та, который характеризуется отсутствием двой-
ников в краевых частях, сложным двой-
никованием центральных участков и частичным
плавлением внешних контактов, были найдены
в стеклянных шариках и в стеклянных облом-
ках в микробрекчиях (см. рис- 11). Внешние
контакты особенно интересны из-за их заост-
ренной формы и того, что они окружены топко
рассеянными округлыми частицами ильменита
или скелетными кристаллами ильменита (см.
рпс. 11). Скелетный ильменит, по-видимому,
является продуктом закалки содержащего по-
вышенные количества Fe п Ti стекла п образо-
вался на стадии начального плавления; в то же
время рассеянный ильменит возник при посте-
пенной диффузии в стекловатое основное веще-
ство и имеет облик, свидетельствующий о час-
тичной резорбции, предшествовавшей общему
плавлению. Стекло, окружающее эти кристал-
лы ильменита, характеризуется высоким пока-
зателем преломления и низкой отражательной
способностью и имеет темную красновато-ко-
ричневую окраску в смешанном, проходящем и
отраженном свете.
В изученных образцах грунта «Луны-1С»
между двумя уровнями колонки не было заме-
чено каких-либо различий в интенсивности или
распределении особенностей шоковых проявле-
ний. Большие (250 мкм) отдельные зерна иль-
менита в общем не имеют следов удара; облом-
ки кристаллических базальтов обнаруживают
ударны? эффекты низкой интенсивности, судя
по ильмениту с простыми плоскими двойника-
ми и волнистым погасанием (см- рис. 11). Сце-
Р и с. 11. Микрофотографии ильменита с признаками удара
в поляризованном отраженном свете в иммерсии
а—крупный гетерогенный гантелеобразный стеклянный пу
зырь, который содержит частично резорбированные силикатные
фрагменты и ильменит с признаками начала плавления, вызван-
ного ударом. Следует обратить внимание на темные удлиненные
части, которые наблюдаются на одном конце клинообразного
зерна ильменита (SAO-319).
б — клинообразное зерно ильменита, показанное на
рис. И, а при большом увеличении для того, чтобы показать
резорбцию расплавом, образующимся при ударе, что обсужда-
ется в тексте (SAO-319).
в — частично резорбированный, расплавленный под воздейст-
вием удара ильменит, окруженный скелетным ильменитом, в
подвергнутом интенсивному удару силикатном основном ве-
ществе (SAO-319). __
г — простые полосчатые двойники, вероятно, вдоль {1011} [26]
в ильмените, испытавшем слабый удар (SAO-319).
д — пересекающееся, разветвляющееся и смененное полосча-
тое двойникование, вероятно, вдоль {00011 и (ЮШ [26] в ильме-
ните, испытавшем удар умеренной силы (SAO-314).
е _ сигмоидально деформированные полосчатые двойники,
микротрещиповатость,мозаичные структуры,периферический от-
жиг двойниковых полос и частичное плавление ильменита в кус-
ке, испытавшем интенсивный удар. В стекле присутствуют ша-
рики металлического железа (SAO-303).
Изучение рудных минералог, и систематическое исследование изменений состава шпинелей
203
монтированные брекчии подверглись более ин-
тенсивному воздействию, и в ильменитах рас-
пространены системы полосчатых двойников с
микротрещииоватостью или сигмоидально де-
формированные полосчатые двойники (см.
рис. 11). Стекловатые составляющие брекчий и
отдельные стеклянные обломки испытали наи-
более сильный удар и обнаруживают признаки
плавления ильменита.
Заключение. Это исследование подтвердило
существование ряда твердых растворов шпине-
ли от (FeAl2O4— FeCr2O4) до Fe2TiO4, но выяви-
ло также сложности в изменении состава, ко-
торые ранее не наблюдались. Опп могут быть
сведены к двум пунктам. Во-первых, широкое и
существенно меняющееся ионное замещение Fe
па Mg и Сг па А1 наблюдается или независимо,
пли параллельно в хромитах, образующихся на
ранней стадии; в то же время изоморфизм в хро-
мовой ульвошпинели ограничен замещением
Сг на А1: это замещение одновременно сопро-
вождается парным замещением Сг —|— А1 на
Fe-f-Ti. Поэтому MgCi^Cht, FeAhC^ и MgAhC^
могут быть выделены как компоненты хромита,
в то время как FeAhCU является единственным
главным компонентом хромовой ульвошпинели,
причем Mg2TiO4 принимает незначительное пли
ие принимает никакого участия в процессе заме-
щения, который, очевидно, меняется в ходе кри-
сталлизации. Обусловлены ли эти изменения
изменениями температуры и /О2, или же
систематическое увеличение Fe/Mg и (Fe +
+ Ti)/(Сг + Al) отношений просто отражает
изменения общего химического состава при кри-
сталлизации, пока невозможно определить. Во-
вторых, шпинели из образцов «Аполлонов» ха-
204
С. Е. Хэггерти
ракторпзуются либо фазами, «богатыми ульво-
шиинелямп или хромитом, относящимися к двум
различным генерациям (что типично для
«Аполлона-12»), либо фазами промежуточного
состава («Аполлон-11»). Образцы, представ-
ляющие исключение (обр. 15555 «Аполлопа-
15»), имеют составы, которые охватывают весь
ряд, ио лишь небольшой процент шпинелей со-
держит заметные количества обоих конечных
членов в твердом растворе. Существование шпи-
нелей, имеющих промежуточные составы меж-
ду (FeA12O4 — FeCi’204) и Fe2TiO4 и не связан-
ных с оторочками хромовой ульвошппнели, под-
тверждается материалом «Лупы-16». Однако, хо-
тя эти шпинели по составу аналогичны (за иск-
лючением обогащения А1) в отношении замеще-
ния 2 Сг на Fe + Ti шпинелям «Аполлопа-11»,
они не аналогичны в отношении общей химии
пород. Поэтому контролирующие факторы
(Г пли /О2) пли какие-то другие факторы, не
связанные с составом первичной магмы, долж-
ны оказаться действенными па ранних стадиях
кристаллизации, чтобы стало возможным обра-
зование явно метастабильпых фаз.
Основной вывод, который может быть сде-
лан из проведенного исследования, состоит в
том, что для того, чтобы попять и надежно объ-
яснить поведение замещающих попов в шпине-
лях, явный разрыв в составе твердых растворов
лунных шпинелей, преимущественное образо-
вание одной шпинели промежуточного состава
или двух шпинелей отличающегося состава, а
также факторы, которые контролируют вхож-
дение ионов в тетраэдрические и октаэдрические
позиции шпинелей с меняющейся от нормаль-
ной до инверсионной структурой, необходимо
иметь экспериментальные данные для сходных
но составу систем. Данные по шпинелям, кото-
рые сообщаются здесь, так же как данные по
шпинелям из районов посадок «Аполлонов»,
окоптуривают область твердых растворов, пред-
ставляющую значительный интерес для понима-
ния поведения жидкости па ранних стадиях
кристаллизации.
Я хочу поблагодарить Академию паук СССР
и НАСА за предоставление материала «Луны-
16», Дж. Вуда и его коллег из Смитсонпанского
института за приготовление образцов, микрофо-
тографии и обсуждения в ходе этой работы, Гео-
физическую лабораторию за использование пх
электронного микроапализатора. Эта работа
поддерживалась частично НАСА субсидией
NGR 22-010-089 п частично субсидией исследо-
вательского факультета Массачусетского уни-
верситета.
Литература
1. Vinogradov А. Р. Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geo-
chim. Cosmochim. Acla, Suppl. 2, 1971, 1, 1.
2. Haggerty S. E. Nature, 1971, 233, 156.
3. Agrell S. 0., Boyd F. R., Bunch T. E., Cameron E. W..
Dence M. R., Douglas J. A. V.. Haggerty S. E., Ja-
mes 0. D., Keil K., Peckett A., Plant A. G., Prinz ЛЛ.
Trail R. J, Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1, 81.
4. Haggerty S. E., Meyer II. O. A. Earth Planet. Sci. Let-
ters, 1970, 9, 379.
5. Gibb F. G. F., Stumpfl E. F., Zussman J. Earth Planet-
Sci. Letters, 1970, 9, 217.
6. Reid J. B. Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 10, 351.
7. Haggerty S. E., Meyer II. O. A. Carnegie Inst. Wa-
shington, Yearbook 69, 1971, 229.
8. Kushiro I., Nakamura Y., Akimoto S. Amer. Geophys.
Union Trans., 1970, 51, 585.
9. Irvine T. N. Can. J. Earth Sci., 1965, 2, 648.
10. Evans D. W., Moore J. G. Contrib. Miner. Petrol.,
1968, 17, 85.
11. Haggerty S. E. Subsolidus reduction of lunar spi-
nels.— Nature, in press.
12. Stevens R. E. Amer. Min., 1944, 29, 1.
13. Jackson E. D. Econ. Geol., Monograph 4. 1969. 41.
14. Haggerty S. E., Boyd F. R., Bell P. M., Finger Ij. И7.,
Bryan W. B. Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geo-
Геологический факультет, Массачусетский университет,
Амхерст, Массачусетс, США
chim. Cosmochim. Acla, Suppl. 1, 1970, 1, 513.
15. Ulmer G. C., White W. B. J. Amer. Ceram. Soc., 1966,
49, 50.
16. Green D. II. J. Petrol., 1964, 5, 134.
17. Muan A., Osborn E. F., Schairer J. F. Proc. Second
Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Aera, Suppl. 2.
1971, 1, 497.
18. Kushiro I., Nacatura Y. Proc. Second Lunar Sci. Conf.,
Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1, 607.
19. Mason B., Fredricon K., Henderson E. P.. Jarose-
wich E., Melson W. G., Towe К. M., White J. S. Proc.
Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 1, 1970, 1, 655.
20. Goldstein J. Henderson E. P., Yakowitz II. Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1, 499.
21. Reid A. M., Mever C., Harmon R. S., Brett R. Earth
Planet. Sci. Letters, 1970, 9, 1.
22. Dickey J. Earth Planet. Sci. Letters, 1970, 8, 387.
23. Skinner B. Proc. Apollo It Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1, 891.
24. Simpson P. R., Bowie S. II. U. Proc. Apollo 11 Lunar
Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970,
1, 873.
25. Quide W., Hunch T., Wrigley R. Science, 1970, 167,
671.
26. Minkin J. A., Chao E. С. T. Proc. Second Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1,
236.
IL M. Стил,
Дж. В. Смит
минеральный и общий
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВЫ
ТРЕХ ОБРАЗЦОВ,
ДОСТАВЛЕННЫХ
«ЛУНОЙ-16»
Электронные микроанализы образца Г-37 показыва-
ют, что он является «морским» базальтом с высоким
содержанием алюминия и низким — магния. Приведе-
ны детальные анализы оливина, пироксена, ильмени-
та, ульвошпипели и плагиоклаза. Образец Г-46 явля-
ется шлаком с общим составом, очень близким к обр.
Г-37. Образец Г-51 целиком состоит из плагиоклаза, с
низким содержанием второстепенных элементов.
Введение и методика исследования. Из ма-
териала, доставленного «Луной-16» (см. [1]),
мы получили три образца:
Г-37 — базальт, содержащий около 50% пла-
гиоклаза, 30% пироксена, 15% оливина, 6%
ильменита, 3% ульвошпинелп и малые коли-
чества металла и циркона.
Г-51—образец кремового цвета, полно-
стью состоящий из плагиоклаза, за исключени-
ем обломков ильменита и пироксена, прилип-
ших к поверхности образца.
Г-46 — шлак, состоящий из сложной смеси
минералов и стекла, по общему составу очень
близкий к Г-37: содержит включения, общие
свойства которых позволяют предположить час-
тичное плавление базальта или реголита.
Из каждого образца был изготовлен полиро-
ванный шлиф. Минералы определялись под
микроскопом в отраженном свете и дополни-
тельно па электронном микроаналпзаторе.
Шлифы не утоньшались с целью наименьшей
потери материала. В дополнение к анализу от-
дельных минералов был получен общий хими-
ческий состав обр. Г-37 и Г-46 систематическом
сканированием анализируемой поверхности.
Анализы были пересчитаны на 100% с учетом
пустот. В обр. Г-46 пе проводились детальные
анализы минералов, поскольку его общий со-
став очень сходен с общим составом обр. Г-37.
Использовалась та же методика мпкрозондиро-
вания, что и в предыдущих исследованиях лун-
ного материала, проводившихся в Чикаго, поэ-
тому детали для краткости опущены.
Результаты и их обсуждение. В табл. 1 срав-
ниваются общие составы образцов Г-37 и Г-46,
полученные микрозондированием, с результа-
тами химического анализа кристаллических по-
род, доставленных «Луной-16», по данным
А. П. Виноградова [1]. Учитывая статистичес-
кие и аналитические трудности микрозондпро-
ваиия таких малых образцов, как Г-37 и Г-46,
можно предположить, что они принадлежат к
той же обычной разновидности, что и исследо-
ванная А. П. Виноградовым. Многие различия,
вероятно, связаны с колебанием пропорции
плагиоклаза, железо-магнезиальных и рудных
минералов, но возможны и существенные раз-
личия состава минералов, неопределимые та-
ким сравнением.
Таблица 1. Химические анализы
Компонент Общий микроанализ Данные А. II. Вино- градова [1]
обр. Г-37 обр. Г-46
Р>05 0,4 0,5
Si О, 42,8 43,4 43,8
TiO2 4,3 3,0 4,9
А120з 15,4 18,8 13,65
( 3*2 О3 0,3 0,3 0,28
MgO 6,4 6,4 7,05
FeO 18,1 13,6 19,35
MnO 0,3 0,2 0,20
CaO 11,2 12,9 10,4
Na2O 0,7 0,7 0,38
K2O 0,1 0,1 0,15
(100,0)* (99,9)* —
* Пересчитано на 100%.
206
И. М. Спгил, Дж. В. Смит
Т а б л и ц а 2. Электронные микроанализы оливинов и пироксенов (в %)
Компонент Оливины, обр. Г-37
Оливии
[1, табл.З]
Пироксены, обр. Г-37
р205 — — — — — —- —- —- — — —- — — — — —
SiO2 34,5 35,5 35,1 31,9 36,0 47,6 49,5 48,0 48,9 48,9 48,6 48,0 49,5 49,0 48,0 47,8
TiO2 0,21 0,03 0,12 0,35 0,01 1,37 1,27 1,23 1,25 1,03 1,37 2,03 1,53 1,28 1,29 2,60
А120з 0,03 0,02 0,05 0,05 0,05 1,82 1,73 1,74 1,86 1,6 1,99 2,56 2,03 1,96 1,65 3,38
Сг20з 0,07 0,03 0,09 0,08 0,15 0,37 0,25 0,26 0,25 0,20 0,27 0,30 0,28 0,25 0,21 0,26
MgO 21,2 27,3 21,7 12,8 27,5 12,9 13,3 9,6 15,3 12,6 13,8 11,0 14,4 13,8 9,66 10,4
FeO 42 2 33,5 41,7 53,7 33,8 22,4 24,3 25,2 23,3 25,1 23,5 17,3 20,2 24,2 25,8 17,6
MnO 0^46 0,38 0,48 0,48 0,29 0,47 0,45 0,46 0,46 0,47 0,47 0,35 0,45 0,49 0,48 0,39
CaO 0,34 0,40 0,39 0,43 0,38 9,64 8,7712,6 5,3 8,33 7,7215,9 7,95 8,21 9,91 14,4
Na2O 0,00 0,00 0,01 0,00 — 0,03 0,04 0,06 0,02 0,03 0,02 0,07 0,03 0-,04 0,05 0,12
K2O 0.00 0,00 0,00 0,00 — 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00
Сумма 99,0 97,3 99,6 99,8 98,2 £6,6 100,0 99,2 96,6 98,3 97,7 97,5 96,4 99,2 97,0 96,9
Mtwi.%Fo 47 59 48 30 59 Мол.%^/1 40 40 29 48 39 42 34 46 41 31 34
Wo 21 19 27 11 18 17 35 18 18 23 33
Fs 39 41 44 41 43 41 31 36 41 46 33
Число катионов на 24 атома кислорода
Si 6,04 6,05 6,07 5,92 7,63 7,69 7,65 7,74 7,73 7,68 7,57 7,79 7,65 7,77 7,56
Ti 0,03 0,01 0,02 0,05 0,17 0,15 0,15 0,15 0,13 0,16 0,24 0,18 0,15 0,16 0,31
Al 0,01 0,0 0,01 0,01 0,34 0,32 0,33 0,35 0,31 0,37 0,48 0,38 0,36 0,32 0,63
Cr 0,01 0,01 0,01 0,01 0,05 0,03 0,03 0,03 0,03 0,03 0,04 0,03 0,03 0,03 0,03
Mg 5,54 6,94 5,61 3,55 3,09 3,07 2,28 3,61 2,98 3,24 2,59 3,38 3,21 2,33 2,44
Fe 6,18 4,78 6,04 8,33 3,00 3,21 3,36 3,09 3,32 3,11 2,28 2,66 3,16 3,50 2,33
Mn 0,07 0,06 0,07 0,08 0,06 0,06 0,06 0,06 0,06 0,06 0,05 0,06 0,06 0,07 0,05
Ca 0,06 0,07 0,07 0,09 1,66 1,46 2,15 0,90 1,41 1,31 2,68 1,34 1,37 1,72 2,43
Na 0,0 0,0 0,0 0,0 0,01 0,01 0,02 0,01 0,01 0,01 0,02 0,01 0,01 0,02 0,04
К 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0
Таблица 3. Электронные микроанализы ильменита и ульвошпинелп (в %)
Компонент Ильменит, обр. Г-37 Ульвошпинель, обр. Г-37 Компонент Ильменит, обр. Г-37 Ульвошпинель, обр. Г-37
P2O5 Число катионов па 24 атома кислорода
SiO2 0,43 0,11 0,00 0,04 0,06 0,03 Si 0,09 0,02 0,0 0,01 0,01 0,01
TiO2 51,4 50,3 50,0 49,7 39,1 27,9 Ti 7,83 7,80 7,80 7,83 4,92 4,72
А120з 0,14 0,17 0,19 0,15 2,95 3,59 Al 0,03 0,04 0,05 0,04 0,78 0,95
Сг20з 0,37 0,29 0,32 0,38 5,98 7,98 Cr 0,06 0,05 0,05 0,06 1,05 1,42
MgO 0,72 0,30 0,62 0,81 1,41 2,09 Mg 0,22 0,09 0,19 0,25 0,47 0,70
FeO 45,6 46,6 45,8 44,4 57,3 53,9 Fe 7,72 8,03 7,94 7,77 10,78 10,15
MnO 0,41 0,45 0,43 0,46 0,45 0,46 Mn 0,07 0,08 0,08 0,08 0,09 0,09
CaO 0,12 0,15 0,21 0,33 0,17 0,25 Ca 0,03 0,03 0,05 0,07 0,04 0,06
Na2O 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 Na 0,0 0,0 0,0 0,0 о,о 0,0
K2O 0,00 0,00 0,00 0,00 0,000 0,00 К 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0 0,0
Сумма 99,2 98,4 97,6 96,3 97,4 96,2
Минеральный, и общий химический составы трех образцов, доставленных «Луной-16»
207
Общий состав обр. Г-37 примерно соответст-
вует содержанию 47 ±5 % плагиоклаза, 30 ±
± 5% пироксена, 14 ± 3% оливина, 6 ± 1%
ильменита и 3 ± 1 % ульвошппнели. Эта про-
порция согласуется с визуальной оценкой, кото-
рую можно получить пз рис. 1. Отмечается вы-
сокое содержание А120з и низкое содержание
MgO в обр. Г-37 по сравнению с болыпипством
базальтов, доставленных «Аполлоном-11» и
«Аполлоном-12». Эта особенность вызвана отно-
сительно большим количеством плагиоклаза и
относительно низким содержанием Mg в пирок-
сене и оливине.
В табл. 2 приведены анализы оливинов и
пироксенов из обр. Г-37. Оливин сильно зона-
лен от 59 до1 30% Fo с редкими зонами до 10%
Fo. Наиболее магнезиальные оливины полно-
стью соответствуют описанным Виноградовым
[1]. Содержание второстепенных элементов со-
гласуется с данными Смита [2] для «морских»
базальтов.
Состав сильпозопалыюго пироксена лежит
в области около центра четырехугольника
Di — Hd — Еп — Fs (рис. 2). Это соответству-
ет высокой температуре кристаллизации около
вершины области распада пироксеновых твер-
дых растворов. Как видно пз рисунка, состав
колеблется в значительно меньших пределах,
чем в образцах, доставленных «Аполлоном-11»,
«Аполлоном-12» и «Аполлоном-14». Средний
состав пироксепов более железистый, чем для
базальтов «Аполлона-11» и «Аполлопа-12». Гра-
фик зависимости содержания второстепенных
элементов от содержания FeO соответствует
данным по «Аполлону-12» (см., например, рис. 4
в работе Кейла и др. [3]).
Рис. 1. Микрофотография образца Г-37 в отраженном свете (а)
>монстрнрует структурные взаимоотношения между ильме-
нитом и ульвишпинелью (белое), оливином и пироксеном (свет-
ло -серое) и плагиоклазом (темно-серое). На рисунке (6) показано
-.ложсннс ильменита (ГО, ульвошппнели (I/.sjj), оливина (Of)
и циркона (Zr)
В табл. 3 приводятся анализы ильменита и
ульвошппнели. Ильменит имеет относительно
низкое содержание Mg в пределах от 0,3 до
0,8 вес. %, нто связано с относительно высокой
железистостью существующих пироксена и олп-
Таблица 4. «Электронные микроанализы плагиоклаза
Компонент Обр. г_37 Обр г_51
.•1м, мол. % 88 91 89 91 91 91 87 88 93—96 95
.•16, мол. % 8,0 8,0 8,0 7,5 7,0 7,5 10,0 9,0 5-3 4
Or, мол. % 0,6 0,3 0,3 0,2 о,з 0,4 0,4 0,6 —
К, вес. % 0,09 0,04 0,04 0,03 0,04 0,05 0,05 0,09
Fe, вес.% 0,69 0,56 0,60 0,54 0,44 0,56 0,68 0,57 0,13
Mg, вес. % 0,20 0,15 0,12 0,14 0,11 0,09 0,10 0,08 — 0,05
208
II. М. С/пил, Дж. В. Смит
вина. Подобным образом и ульвошпинель соот-
ветствует железистым членам хромпт-ульво-
шнпнелевого ряда, обнаруженным в породах
«Аполлона-12» [3, 4, 5]. Состав плагиоклаза из-
меняется от 87 до 91 мол. % Ап (табл. 4). Со-
держания К, Mg и Fe соответствуют данным
для морских базальтов. На рис. 3 показана за-
висимость содержания Fe от мол. % АЬ. Значе-
ния для обр. Г-37 ложатся в область для образ-
цов базальта, доставленных «Аполлоном-12».
Плагиоклаз из обр. Г-51, однако, попадает в об-
ласть, характерную для экзотических пород, до-
ставленных «Аполлоном-12», которые описыва-
лись как нориты, анортозиты, крипы, серо-пят-
нистые породы и т. п. На рис. 3 также показа-
на точка для плагиоклаза из обр. 15415 [6].
Плагиоклазы как обр. Г-51, так и обр. 15415
имеют низкое содержание второстепенных эле-
Ли тература
1. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna-16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf.. 1971, 1, 1.
2. Smith I. V. Minor elements in Apollo 11 and Apollo 12
olivine and plagioclase.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., 1971, 1, 113.
3. Keil K., Prinz J/.. Bunch T. E. Mineralogy, petrology,
and chemistry of some Apollo 12 samples.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 319.
ментов, причем первые несколько более натрие-
вые. До тех пор, пока не будет изготовлен
шлиф из’ обр. Г-51, нельзя сказать, является ли
он единичным кристаллом или обломком по-
роды.
В заключение отметим, что приведенные
данные согласуются с тем, что обр. Г-37 явля-
ется «морским» базальтом. Образец Г-46 явля-
ется сложным шлаком, а обр. Г-51 состоит из
плагиоклаза с низким содержанием второсте-
пенных элементов.
Мы благодарны факультету Исследования
материалов Иллинойского университета и
Дж. Б. Вудхаузу за использование мпкроана-
лизатора в период поломки этого прибора в Чи-
каго.
Исследования финансировались НАСА, суб-
сидия NGL 14-00L-171.
\. Cameron Е. N. Opaque minerals in certain lunar rocks
from Apollo 12.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971,
1, 193.
5. Simpson P. R., Bowie S. H. U. Opaque minerals in
Apollo 12 samples.—Proc. Second Lunar Sci. O>nf,
1971, 1, 207.
6. Steele /. №.. Smith I. Г. Mineralogy of Apollo 15415.
Cenosis rock: source of anorthosite on Moon.— Natu-
re, in press.
Отдел геофизических наук Чикагского университета, США
Н. П. Ильин,
Л. Е. Лосева,
В. Г. Сенин
РЕНТГЕНОСПЕКТРАЛЬНЫИ
МИКРОАНАЛИЗ
СОСТАВА
ИНДИВИДУАЛЬНЫХ
ЧАСТИЦ
ЛУННОГО РЕГОЛИТА
Определены химические составы отобранных кри-
сталлов оливинов, сферических частиц размером от 170
до 350 мкм, шпинелей, магнитных частиц. Оливины со-
держат 30—50 мол.% фаялита. Сферические частицы
различной окраски представляют собой алюмосиликат-
ные стекла, значительно обогащенные СаО (16,1—
27,6%) по сравнению со средним составом реголита.
Степень окраски зависит от содержания FeO, меняю-
щегося от 2,3 до 17,7%, а также примесей TiOz(0,04—
1.9%), МпО(0,01-0,4%) и Ст,Оз(0,07—1,2).
По составу шпинель диагностирована как хромпи-
котит (Я/^о,44^бо,бо) [ Л Z1 гз 1(77'о.59 Г/q .08 ] О Показано,
что магнитные частички представляют собой сложные
сростки никелистого железа с алюмосиликатами. Со-
став металлической фазы одной частицы (в %): Fe —
86, Ni —13,6, Со — 0,16 в сочетании с плагиоклазом и
микровключениями ильменита в силикате. В другом
сростке определен камасит (в %): Fe — 94, Ni — 5, Со —
0.5.
Лунный реголит, по характеристике
А. П. Виноградова [1], представляет собой не-
гомогенную смесь зерен пород, минералов раз-
ного размера, формы и окраски, оплавленных
и угловатых частиц.
В результате оптико-минералогического изу-
чения реголита из Моря Изобилия [2] частицы
были классифицированы по группам и наибо-
лее характерные пз них отобраны для дальней-
ших исследований. При этом ставились задачи
точной количественной диагностики отдельных
зерен минералов, определения минералогичес-
кого состава реголита, выявления особенностей
химизма и строения лунных минералов по срав-
нению с земными, определения составов сфери-
ческих частиц различной окраски и пх связи с
составом кристаллической фракции реголита.
В этих исследованиях определение химического
остава индивидуальных частиц играло сущест-
венную роль. В настоящее время анализ состава
микрообъектов, вес которых исчисляется мик-
14 Лунный грунт
рограммами,’ может быть выполнен только с по-
мощью рентгеноспектрального микроаналпза.
Существенна при этом и практически полная
сохранность образцов, представляющих уни-
кальную ценность.
Методика исследования. Определение хими-
ческого состава отдельных частичек проведено
па рентгеновском микроанализаторе «ХМА-4Б»
фирмы «Hitachi». Этот прибор предназначен
для определения элементов от Mg (Z-12) до
U (Z-92). Обычные режимы работы в процессе
анализа лунных образцов: ускоряющее напря-
жение 18,5 кв; ток зонда 3 — 5-10~8 а. Анали-
тическими линиями служили Ка-линпи рентге-
новского излучения определяемых элементов.
Окончательный результат получается путем
усреднения 10 измерений. Поправки на взаим-
ные влияния вводились по методу [3].
Точность рентгеноспектрального микроана-
лиза зависит от утла выхода излучения в микро-
анализаторе, особенно при определении Mg, Al
и Si. Поэтому нами был реконструирован узел
объектной камеры, в результате чего угол выхо-
да был увеличен с 12,5 до 19,5°. При таком угле
выхода прибор может обеспечить точность опре-
делениям Mg, Al и Si в силикатах до 2—5 отн. %
при тщательной подготовке поверхности образ-
цов и эталонов.
В качестве эталонов при определении Mg, Fe,
Мп использовались химически проанализиро-
ванные природные форстерит Mg2SiO4 и кнебе-
лит (MnFe)2SiO'., содержащий 6% Мп. При оп-
ределении Al, Са, Si эталоном служил синтети-
ческий анортит. С помощью микроанализатора
была проверена однородность эталонных образ-
цов. Для определения примесей Ti и Сг исполь-
зованы чистые металлы. Фон измерялся на
форстерите при определении Fe, Са, Al, Ti, Сг
и па кнебелите при определении Mg. При ана-
лизе на Si фон измерялся с коротковолновой и
длинноволновой стороны от линии SiKa и бра-
210
Н. П. Ильин, Л. Е. Лосева, В. Г. Сенин
лось среднее значение измеренных интенсивно-
стей.
В связи с уникальной ценностью объектов и
их малым размером потребовалась разработка
специальной методики пробоподготовки. Каж-
дая частица препарировалась индивидуально
под бинокулярным микроскопом, закреплялась
электропроводным клеем на полированной мед-
ной подложке в середине предохраняющего ме-
таллического кольца, также наклеенного па
подложку. Кольцо предохраняет поверхность
микрообъекта от «завала» при шлифовке. Затем
препарат помещался в пресс-форму ручного вин-
тового пресса и засыпался специально приготов-
ленной электропроводной пластмассой. Брике-
тирование производилось при нагреве пресс-
формы до 120— 140°С. Температура контроли-
ровалась с помощью термопары. Полученные
таблетки диаметром 10 мм и высотой 4 мм шли-
фовались и полировались вручную алмазными
порошками на стеклянных притирках и сукне.
При этом состояние поверхности шлифа много-
кратно контролировалось с помощью микроско-
па. На полированную поверхность образца и
эталонов одновременно напылялся слой углеро-
да толщиной до 200 А. Для обеспечения необ-
ходимой однородности толщины напыляемого
слоя образцедержатель вращался в процессе на-
пыления.
Результаты исследования. Оливин ы пред-
ставляли собой отдельные монокристальпые
зерна или сростки нескольких микрокристал-
лов. Размер исследованных оливинов 190—
350 мкм. Частицы имели неправильную форму
со свежим изломом. Цвет желто-янтарнып раз-
личных оттенков. Перед анализом каждый пре-
парат изучался оптически.
Полированные поверхности оливинов харак-
теризуются наличием пор и трещин. На рпс. 1
Данг! микрофотография в поляризованном
свете шлифа одной из оливиновых частиц
(№ 5), представляющей собой сросток разно-
ориентированных монокристаллов. Микроана-
лиз показал, что отдельные составляющие этого
сростка имеют одинаковый состав. На рпс. 2 а,
б, в приведены микрофотографии сечений не-
скольких исследованных оливинов. На рис. 2, г
дано растровое изображение частицы № 52-1 в
поглощенных электронах с записью распреде-
ления железа при линейном сканировании. При-
веденная запись показывает равномерное рас-
пределение железа в шлифе.
Результаты количественного рентгепоспек-
трального микроанализа оливинов приведены в
табл. 1. Анализ показал, что железистость иссле-
дованных оливинов лежит в пределах 30—
Рис. 1. Микрофотография аншлифа оливина (частица 5)
в поляризованном свете, увел. 200
Рис. 2. Оливины
а, б, в — микрофотографии аншлифов частиц 52-2, 52-3, 52-1,
соответственно; г — растровое изображение частицы 52-1 в по-
глощенных электронах и распределение железа но сечению
А— А
Р и с. 3. Сферические частицы
а — микрофотографии аншлифов шариков 13-1, 13-2, 13-3;
б, в, г — растровые изображении этих шариков в характеристи-
ческом рентгеновском излучении Al, Са, Fe соответственно
Рентгеноспектральный микроанализ состава индивидуальных частиц лунного реголита
211
13-1 13-2 /3~3
14*
212
Н. П. Ильин, Л, Е. Лосева, В. Г. Сенин
50 мол. % фаялита. Кальций входит в количест-
ве 0,3—0,4%. Примеси Ми и Сг составляют нес-
колько десятых процента; Ti — сотые доли про-
цента; А1 меньше 0,5 %. Содержание Со и Ni
находится за пределами чувствительности
(-0,01%).
Очень малые размеры кристаллов образцов,
наличие в них микротрещин не позволяют об-
наружить зональность оливинов. Наблюдав-
шиеся колебания интенсивности спектра пе яв-
лялись упорядоченными и были связаны со
структурными микронеоднородностями поверх-
ности.
Проанализированные нами оливины замет-
но отличаются меньшим количеством титана по
сравнению с результатами, полученными аме-
риканскими исследователями па образцах
«Аполлона-11» [4]. Этот результат можно счи-
Таблица 1. Результаты рентгеноспектраль-
ного микроанализа оливинов (в %)
Компонент 52-2 52-4 52-1 52-5 5 52-3
SiOa 36,9 37,6 37,2 37,1 36,0 35,2
MgO 35,5 33,0 32,0 31,8 27,5 22,6
FeO 27,4 27,3 29,6 30,6 33,8 41,5-
MnO 0,3 0,2 0,3 0,3 0,3 0,3
СггОз 0,2 0,2 0,2 0,2 0,15 0,2
TiO2 0,03 0,06 0,05 0,06 0,01 0,06
CaO 0,5 0,6 0,5 0,5 0,4 0,5
AI2O3 0,3 0,1 0,1 0,1 0,05 0,9
тать закономерным в связи с тем, что и общий
химический анализ материала, доставленного
«Луной-16», показывает меньшее содержание
титана, чем анализ материала, доставленного
американскими космонавтами на «Аполлоне-11».
Наблюдается более высокий уровень содер-
жания железа, чем в большинстве образцов
«Аполлона-11».
Ш пине ль. Несколько отдельных монокри-
стальных и бикристальных крупинок шпинелей
были найдены при микроскопической разборке
частиц реголита и диагностированы рентгено-
фазовым анализом. Они имеют черный цвет,
жирный блеск и неправильную форму. Проана-
лизированный образец М-16 имел следующий
состав (в %): MgO — 10,0; А12О3 - 38,0; FeO -
24,4; Сг2О3 — 24,9; ТЮ2 — 3,0. Частица диаг-
ностирована по составу как хромпикотит:
(Mgo,436 Fe0,604) [AL,3i Сго,585 Tio,07e]04. Этало-
нами для определения Mg, Al, Fe служили син-
тетические шпинели MgAl2O4 п MnFeO4. Сг и
Ti определялись по отношению к чистым ме-
таллам.
Сферические частицы. Исследован-
ные частицы представлены строго сферически-
ми образованиями диаметром 170—350 мкм. Не-
которые из них имели гладкую поверхность.
У других па поверхности наблюдались налип-
шие частички размером меньше 1 мкм. Цвет ша-
риков варьировал от белого и желтого до корич-
невого и черного с фиолетовым оттенком.
Наблюдение в микроскоп полированных
срезов-шлифов частиц показало, что они либо
пористы в той или иной степени, либо содержат
включения размером порядка 1 мкм. По данным
рентгенос центрального микроанализа, сфери-
ческие частицы являются алюмосиликатами с
большими вариациями содержания железа и
титана. На рис. 3 представлены микрофотогра-
фии шлифов трех шариков и растровые карти-
ны распределения Al, Са, Fe в этих сечениях.
На микрофотографиях шлифов видны пустоты,
а шарик № 13-3 представляет собой полую сфе-
ру. Растровые картины сняты в одних и тех же
режимах при одинаковой экспозиции для дан-
ного элемента на всех образцах, что дает воз-
можность сравнить содержание элементов в
разных частицах.
Следует отметить, что наличие пор и микро-
включений, не определяемых полностью элек-
тронным зондом, приводит к значительным ко-
лебаниям измеряемых интенсивностей спектра
в различных точках образца и ухудшению точ-
ности анализа. Приведенные в табл. 2 количест-
венные результаты являются усредненными
значениями измерений в 10 точках на каждом
образце в зонах, свободных от пор. В обр. 58-2
в микронных светлых включениях качественно
обнаруживается уменьшение железа и увеличе-
ние алюминия, кремния и кальция по сравне-
нию с основой шарика.
Элементный состав исследованных шариков
лежит в пределах (в %): Mg 3,4—7; Al 6,2—15,1;
Si 19,2-22,2; Са 11,5-19,7; Fe 1,8-13,7. При-
меси (в %): Ti 0,01-1,1; Сг0,05-0,8; Мп
0,01—0,3. Цвет шариков зависит в основном от
содержания в ппх железа. Частицы 13-1 и 58-1,
концентрация железа в которых составляет 1,8
и 2,5%, имеют белый цвет. При содержании
железа выше 10% окраска шарика меняется
от желтой до черной. Различные оттенки цвета
зависят от вариации количества примесей Ti,
Рис. 4. Магнитная частица 346
а — оптическое изображение поверхности частицы, увел. 120;
б — растровое изображение поверхности в лучах FeKa; в, г, д,
е — растровые изображения аншлифа в характеристическом
рентгеновском излучении Al, Si, Са, Fe, соответственно
Рентгеноспсктралъный микроанализ состава индивидуальных частиц лунного реголита
213
214
II. П. Ильин, Л. Е. Лосева, В. Г. Сечин
Сг, Мп, а также, видимо, от степени пористости
и качества поверхности образцов. Состав шари-
ков 58-1, 13-2, 13-4, 13-5 соответствует пример-
но составу авгита с 70—90 мол. % Са. Проана-
лизированные нами сферические частицы содер-
жат повышенное количество кальция и
пониженное количество титана по сравнению
с данными среднего анализа реголита, достав-
ленного на Землю «Луной-16», «Аполлоном-11»
и «Аполлоном-12» [1]. Состав шариков свиде-
тельствует о том, что они являются продуктом
более низкоплавкой составляющей лунного
вещества: реголита и тем более породы.
Металлические частицы были ото-
браны при магнитной сепарации. Они имеют
различную форму, от произвольной до почти
правильного шарика. Чтобы получить детальную
информацию о строении металлических частиц
стоящее из железо-никелевых и силикатных
зон. Растровые картины рис. 4, в, г, д, е, полу-
ченные со шлифа, выявляют внутреннюю струк-
туру частицы, представляющей собой сросток
никелистого железа с силикатами. Количествен-
ный микроанализ содержания основных эле-
ментов дает следующий состав металлической
фазы (в %): Fe — 86; Ni — 13,6; Со-0,16. В
силикатной фазе преобладает плагиоклаз соста-
ва (в %): SiO2 — до 48; А12О3 — до 36, СаО — до
15. Имеются примеси Mg, Fe, Ti. В силикатной
фазе выявлены также отдельные микровключе-
ния ильменита.
Состав металлической фазы в другой части-
це (шарик диаметром около 250 мкм) отвечает
составу камасита (в %): Fe — 94,0; Ni — 5;
Со - 0,5.
Полученные результаты изучения химпче-
Таблица2. Результаты рентгеноспектрального микроанализа сферических частиц
Компонент 13-1, белый 58-1, белый 13-2, желтый 13-3, желтый 13-4, ко- ричневый 13-5, бурый 58-2, черный 58-3, фио- летовый
MgO 5,6 9,8 11,5 7,2 8,0 6,5 6,5 6,2
А120з 28,6 23,4 7,7 15,3 14,5 11,9 11,8 11,8
SiO2 41,0 42,0 46,4 44,2 43,0 41,5 42,5 47,5
СаО 27,6 21,3 16,1 17,3 19,8 21,8 19,7 19,1
TiO2 0,04 0,01 0,6 1,3 1,9 1,3 о,з 0,4
Сг20з 0,07 1,2 0,4 0,2 0,2 0,1 1,2 о,з
МпО 0,07 0,01 0,2 0,2 0,2 0,2 0,2 0,4
FeO 2,3 3,2 17,7 15,7 14,3 15,6 15,3 16,3
и особенно о характере их поверхности, снача-
ла были сняты растровые электронные и рент-
геновские картины непосредственно с поверх-
ности образцов, без их шлифовки, а затем уже
с микрошлифов. На рис. 4, а приведена опти-
ческая фотография одной из частиц, размер
которой примерно 300X700 мкм. Рис. 4,6 дает
растровую картину распределения железа по
поверхности образца. Съемка по другим эле-
ментам: Ni, Si, Al, Са —показала, что частица
представляет собой сложное образование, со-
Литература
1. Виноградов А. П. Предварительные данные о лунном
грунте, доставленном автоматической станцией «Лу-
на-16».— Геохимия, 1971, № 3, 261—274.
2. Флоренский К. И., Иванов А. В., Тарасов Л. С., Ста-
хеев Ю. И., Родэ О. Д. Морфология и типы частиц
образца реголита из Моря Изобилия.— Наст, сбор-
ник, стр. 38.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
ского состава и особенностей микроскопическо-
го строения ограниченного числа отобранных
частичек отдельных характерных составляющих
реголита, естественно, не дают еще достаточно
полной картины всех химических особенностей
этих необычных для земных условий объектов.
Однако становится ясно, что изучение индиви-
дуальных частиц всех компонентов реголпт<а
наиболее перспективно для решения вопросов
его происхождения и определения роли вто-
ричных процессов лунного выветривания.
3. Ильин II. И., Лосева Л. Е. Количественный рентге-
носпектральный микроанализ.— Зав. лабор., 1967, 33,
№ 8, 951.
4. Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1971, 1.
5. Иванов А. В., Родэ О. Д., Стахеев Ю. И., Флорен-
ский К. П. Силикатные шарики в образце реголита,
доставленном автоматической станцией «Луна-16».—
Наст, сборник, стр. 232.
Р. Грив,
Г. Мак-Кэй,
Д. Вэйл
ИССЛЕДОВАНИЕ
МЕТОДОМ ЭЛЕКТРОННОГО
МИКРОЗОНДА
ТРЕХ ФРАГМЕНТОВ
БАЗАЛЬТОВ,
ДОСТАВЛЕННЫХ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Три небольших фрагмента базальта «Луны-16»
(Г-38) были проанализированы на электронном микро-
зонде. Минералогия их в общем подобна минералогии
изверженных пород «Аполлона-11» и «Аполлона-12»:
главные минералы — клинопироксен, плагиоклаз, иль-
менит и оливин; акцессорные — шпинель, троилит, ме-
таллическое железо и остаточные фазы. В отличие от
некоторых базальтов «Аполлона-12» существует непре-
рывная зональность в шпинелях образца Г-38 без раз-
рыва в составе.
В плагиоклазах Г-38 так же, как и в плагиоклазах
«Аполлона-11» и «Аполлона-12», отмечены тенденции к
нестехиометричности составов. Исследование этих об-
разцов позволяет говорить о магматической истории —
быстрой кристаллизации из восстановленных распла-
вов — подобной той, которая была установлена при изу-
чении базальтов «Аполлона-11» и «Аполлона-12».
Введение. Советская автоматическая стан-
ция «Луна-16» доставила па Землю 100 г лун-
ного реголита из Моря Изобилия. Предвари-
тельный отчет по анализу этого материала был
сделан А. П. Виноградовым [1]. Часть пробы,
доставленной станцией «Лупа-16», была пере-
дана НАСА Советским Союзом в рамках согла-
шения по обмену луппым материалом. В настоя-
щем сообщении представлены результаты ана-
лиза электронным микрозондом трех фрагмен-
тов базальтов из пижней части колонки реголита
(зона F па рис. 3, по А. П. Виноградову [1]).
Эти три фрагмента были в НАСА обозначены
Г-38 (G-38), а в данной работе —
как пробы Г-38/1, Г-38/2 и Г-38/3. Доставка
проб из Моря Изобилия вносит большой вклад
в наши знания по распределению материала по
поверхности Луны и позволяет делать непо-
средственные сравнения с анализированным ма-
териалом, доставленным экспедициями «Апол-
лон-11» и «Аполлон-12». Малый объем исследо-
ванного нами образца заставляет нас воздер-
жаться от интерпретации в широком масштабе,
но мы попытались систематически сравнивать
наши результаты с результатами, полученными
при исследовании изверженных горных пород,
доставленных пз места посадки «Аполлона-14»
и «Аполлона-12». В результате сравнения наб-
людаются интересные различия, но общее впе-
чатление, что изверженные породы, доставлен-
ные станцией «Луна-16», аналогичны породам,
отобранным ранее. Они подтверждают предше-
ствующую интерпретацию относительно ранней
магматической активности, в результате кото-
рой широкие морские бассейны были заполнены
магматическим материалом относительно посто-
янного состава.
Общее описание образца. Образец Г-38,
доставленный станцией «Луна-16», состоит из
трех фрагментов мелкозернистого базальта
общим весом 0,00188 г. Предварительное мик-
роскопическое исследование показало, что эти
фрагменты непохожи друг на друга, и пз всех
были приготовлены шлифы. На рис. 1 представ-
лены микрофотографии фрагментов. Вследст-
вие ограниченного размера количественный
модальный анализ не мог быть значимым. Про-
бы Г-38/1 и Г-38/3 являются мелкозернистыми
офитовыми базальтами с большими ксепоморф-
нымп пироксенами и лейстами плагиоклаза.
Оливин обычно присутствует в ядре зерен пи-
роксена, тогда как ильменит образует тонкие
пластппкп. Присутствуют также минералы,
выполняющие интерстицип, и — редко — метал-
лическое железо, сульфиды и акцессорная
шпинель. Структура пробы Г-38/2 является нес-
колько грубозернистой и субофитовой, иль-
менит встречается в виде таблитчатых кри-
сталлов.
О л и в и п. Полный диапазон состава оливи-
нов— Fa3Q- Fa$\. Результаты анализа оливи-
нов из всех трех базальтов приведены в табл. 1
216
Р. Грив, Г. Мак-Кэщ Д. Вэйл
(колонки 1, 2 и 3). Количественно оливин под-
чинен пироксену, и некоторые его зерна встре-
чаются внутри кристаллов пироксена. Некото-
рые оливины содержат включения идиоморф-
ной шпинели. Оливины из индивидуальных
фрагментов базальта относительно ограничен-
ны в своих составах, но некоторое перекрытие
среди них существует. Диапазоны состава для
индивидуальных фрагментов: Г-38/1 — /га40,б —
/^50,8, 6 зерен; Г-38/2— Fa^— Fa^, 6 зерен;
Г-38/3— Fa^— Раюя, 4 зерна (рис. 2,а, в и д).
Индивидуальные оливины проявляют нормаль-
ную зональность, хотя ни одно зерно не при-
ближается по составу к полному диапазону
составов, найденному для оливинов всего фраг-
мента. На рис. 3 представлена зависимость
СГ2О3, МпО, ТЮ2 и СаО от содержания фаялита.
Содержание СГ2О3 уменьшается, а МпО, ТЮ2
и СаО увеличивается с ростом фаялптового
компонента. Рисунок также указывает на су-
ществование трех различных популяций оли-
винов, исходя из содержаний главных и редких
элементов. Диапазон содержаний Сг20з, МпО,
ТЮг и СаО более соответствует диапазону со-
держаний пород, доставленных «Аполлоном-11»,
чем оливинам «Аполлона-12» [2]. Содержание
NiO обычно меньше 0,01 вес.%. Аналогич-
ное положение установлено для оливинов ме-
теоритов и базальтов «Аполлона-11» и «Апол-
лона-12» [3].
Пироксен является преобладающим фер-
ромагпезиальпым минералом во всех трех
фрагментах базальта, но его состав значитель-
но отличается от базальта к базальту. В пробе
Г-38/1 пироксен встречается как в виде ксено-
морфпых зерен диаметром до 150 мкм, так и
Таблица!. Микрозондовые анализы минеральных фаз пробы Г-38 (в вес. %)
Элемент 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11
SiO2 34,95 36,41 36,52 45,17 47,07 48,48 47,81 49,84 48,59 44,68 45,12
TiO2 0,13 0,09 0,09 4,45 1,40 1,54 3,04 1,84 — — —
AI2O3 0,04 0,03 0,04 4,99 1,60 1,99 3,53 2,30 33,16 34,92 34,70
СГ2О3 0,11 0,17 0,17 0,47 0,17 0,34 0,66 0,36 — — —
FeO * 39,41 32,25 30,11 17,15 30,53 22,52 13,85 22,21 0,92 0,61 0,36
MnO 0,46 0,33 0,34 0,31 0,48 0,47 0,31 0,35 — — —
MgO 24,35 30,22 32,28 9,43 8,02 12,63 12,96 14,85 0,16 0,19 0,20
CaO 0,44 0,39 0,36 18,33 12,03 11,41 16,94 8,43 17,32 18,53 18,39
NiO 0,01 0,00 — — —. — — — — — —
K2O — — — — — — — — 0,27 0,04 0,04
Na2O — — — — — — — — 1,17 0,98 1,01
BaO — — — — — — — — 0,02 0,01 0,01
Сумма 0 99,90 4 99,89 4 99,91 4 100,30 3 99,30 3 99,38 3 99,10 3 100,18 3 99,61 8 99,95 8 99,83 8
Si 0,996 0,998 0,991 0,876 0,960 0,948 0,916 0,952 2,158 2,070 2,088
Ti 0,003 0,002 0,002 0,065 0,022 0,023 0,044 0,026 — — —
Al 0,001 0,001 0,001 0,114 0,038 0,046 0,080 0,052 1,811 1,907 1,892
Cr 0,002 0,004 0,007 0,007 0,003 0,005 0,010 0,006 — — —
Fe 0,939 0,739 0,683 0,278 0,521 0,368 0,222 0,355 0,036 0,024 0,014
Mn 0,011 0,008 0,008 0,005 0,008 0,008 0,005 0,006 — — —
Mg 1,034 1,235 1,306 0,273 0,183 0,368 0,370 0,423 0,011 0,013 0,014
Ca 0,014 0,012 0,010 0,381 0,263 0,239 0,348 0,173 0,860 0,912 0,912
Ni 0,001 0,000 — —- — — — — — — —
К — —- — — — — — — 0,016 0,003 0,003
Na — — — — — — — — 0,105 0,083 0,091
Ba — — — — — — — — 0,001 0,001 0,001
* Сумма железа в виде FeO.
1. Оливин Г-38/1. 5. Межзерновый пироксен Г-38/1.
2. Оливин Г-3 8/2. 3. Оливин Г-38/3. 6. Пироксен Г-38/2. 7. Пироксеновое ядро Г-38/3. 9. Плагиоклаз Г-38/1. 10. Плагиоклаз Г-38/2.
4. Пироксеновое ядро Г-38/1. 8. Пироксеновая оторочка Г-38/3. И. Плагиоклаз Г-38/3.
Исследование методом электронного микрозонда трех фрагментов базальтов
217
в виде малых кристаллов в интерстициях. Боль-
шие зерна являются титанистыми авгитами с
относительно высоким содержанием волласто-
нита, пх состав приближается к составу груп-
пы En3oFs29Wo4i (см. рис. 2, а). Они содержат
значительные количества А1 и Ti (см. табл. 1,
колонка 4). Содержание ТЮг значительно вы-
течем для большинства авгитов «Аполлона-И»
и «Аполлопа-12», хотя количество Т1О2 в мате-
риале, доставленном станцией «Луна-16», в
общем много меньше, чем в пробах «Аполло-
на-! 1», и сравнимо с содержанием титана в ба-
зальтах «Аполлона-12» [1]. Такие различия в
содержании ТЮ2 в пироксенах связаны с пос-
ледовательностью кристаллизации пироксена и
ильменита так же, как и с общим содержанием
ТЮ2 в системе. Структура пород указывает иа
то, что большая часть пироксена пробы Г-38/1
выкристаллизовалась до начала кристаллизации
ильменита.
Зональность содержании основных элемен-
тов незначительна. Результаты анализа двух
зерен через интервал 5 мкм, приведенные па
рис. 2, б, указывают па небольшое обогащение
железом (за исключением внешних 5—10 мкм),
что соответствует составам пироксенов нитер-
стиций. Последние (см. табл. I, колонка 5)
имеют переменный состав (см. рис. 2, а), одпа-
ко он резко контрастирует с составом
больших зерен, содержание Fe и Мп в которых
больше, а Са, Al, Ti и Сг меньше. Вариабель-
ность состава пироксенов интерстицпй, вероят-
но, обусловлена быстрой одновременной кри-
сталлизацией плагиоклаза, ильменита и пиро-
ксена, в результате чего образовалась локаль-
ная пегомогенность жидкости.
12 13 14 15 16 17 18 19
20 21
Si Os — — — 97,99 45,17 43,36 44,20 43,80 Ti 0,05
TiOs 53,44 52,84 16,56 30,73 — 2,90 4,37 2,48 4,90 Al 0,02
AI2O3 0,05 0,03 9,28 2,06 0,81 16,98 15,13 16,45 13,65 Cr 0,02
CrsOs 0,37 0,56 26,31 7,50 — 0,08 0,23 0,09 0,28 Fe 62,86
FeO* 43,26 44,72 46,96 57,94 0,54 13,21 17,48 13,67 19,35 Mn 0,00
MnO 0,30 0,41 0,36 0,47 — 0,22 0,27 0,20 0,20 Mg 0,02
MgO 2,42 1,21 0,97 0,84 0,02 4,02 4,97 4,30 7,05 Ni 0,00
СаО — — — — 0,23 13,32 12,77 12,65 10,40 Co 0,12
NiO — — — — — — — — — S 35,52
KsO — — — — 9,00 0,17 0,17 0,21 0,15
NasO — — — — 0,00 0,69 0,70 0,69 0,38
BaO — — — — 0,00 — — — —
Сумм a 99,92 99,77 100,44 99,50 99,59 9,676 99,45 95,95 100,16 98,61
0 3 3 4 4 24 Нормативный состав s = 1
Si — — — — 11,869 Cr 0,1 0,3 0,1 0,3 Ti < :0,001
Ti 0,996 0,966 0,439 0,849 — Il 4,3 6,4 3,8 7,2 Al < 0,001
Al 0,002 0,001 0,385 0,089 0,116 Or 13 1,1 1,4 0,9 Cr < 0,001
Cr 0,007 0,011 0,733 0,218 — Ab 6,7 6,6 6,8 3,6 Fe 1,015
Fe 0,897 0,937 1,384 1,781 0,054 An 45,9 39,8 45,0 36,9 Ma 0,000
Mn 0,008 0,009 0,011 0,014 — Wo 10,0 10,9 9,5 6,9 Mg< 0,001
Mg 0,089 0,045 0,051 0,046 0,004 En 11,9 11,4 13,0 19,1 Ni 0,000
Ca — — — — 0,030 Fs 18,0 17,6 19,7 22,8 Co 0,002
К — — — — 0,000 Fo 0,0 2,4 0,0 1,0
Na — — — — 0,000 Fa 0,0 3,7 0,0 1,2
Q 2,0 0,0 0,8 0,0
12. Ильменит Г-38/2.
13. Ильменит Г-38/3.
14. Ядро шпинели Г-38/2.
15. Оболочка шпинели Г-38/2.
16. Силикатная фаза Г-38/2.
17. Анализ частицы Г-38/1 дефокусированным зондом.
18. Анализ частицы Г-38/2 дефокусированным зондом.
19. Анализ частицы Г-38/3 дефокусированным зондом.
20. Базальт «Луны-16» [1].
21. Троилит Г-38/2.
218
Р. Гриву Г. Мак-Кэй, Д. Вэйл
Большинство пироксенов в пробе Г-38/2
могут быть классифицированы как субкальцие-
вые авгиты и ферроавгиты (см. рис. 2, в и
табл. 1, колонка 6). Содержание А1 и Ti в них
меньше, чем в пироксенах пробы Г-38/1; обыч-
но содержание AI2O3 п ТЮ2 меньше 2,0 и
1,5 вес. % соответственно. Результаты ступенча-
того сканирования, представленные па рпс. 2, г,
указывают на изменение содержания волласто-
нита в пределах кристалла при относитель-
но постоянном отношении Fe/(Fe + Mg), при
этом отмечается обогащение железом во внеш-
них слоях толщиной 10 мкм. Состав внешней
зоны кристалла случайно попадает в область
пироксферропта. В ядрах пироксена пробы
Г-38/3 содержится титанистый авгпт со сред-
ним тройным составом, слегка обогащенным
Mg (Е*пз9, Fe23, РГ38, рис. 2,3) по сравнению с
сердцевиной пироксена пробы Г-38/1, и с не-
сколько меньшим содержанием А1 и Ti (см.
табл. 1, колонка 7). Зональность необычна:
основные изменения происходят не в направ-
лении увеличения содержания Fe, а в направле-
нии уменьшения содержания Са при смещении
от ядра к периферии. Зональность трех зерен
пироксена представлена па рис. 2, е. По мере
увеличения содержания волластонита содержа-
ние Al, Ti и Сг уменьшается. Характерные
результаты анализа пироксенов пз ядра и
периферии приведены в табл. 1 (колонки 7
п 8).
График зависимости содержания Сг2О3 от
Fe/(Fe + Mg) для пироксенов всех трех базаль-
тов (рис. 4) имеет распределение точек с кон-
туром в виде «носка», типичным для пироксе-
нов «Аполлона-11» и «Аполлопа-12» [4], что
указывает па большую обогащеииость средних
пироксенов пробы Г-38/3 Сг и Mg, чем пироксе-
нов других фрагментов пробы Г-38. Это застав-
ляет предположить, что либо жидкость Г-38/3
была более богата окисью хрома, либо кристал-
лизация шпинели, обогащенной Сг, была по-
давлена в пробе Г-38/3. Для подтверждения
последнего соображения можно заметить, что
шпинель Г-38/3 содержит значительно меньше
хрома, чем шпинель двух других фрагментов
(см. рис. 11). Подобной формой распределения
обладает также график и для А12О3 (рис. 5).
Ни в одном из образцов Г-38 не наблюдалась
непрерывная зональность в распределении А1
во внешних частях пироксенов, обнаруженная
у некоторых базальтов «Аполлопа-11» и «Апол-
лопа-12» и объясняемая началом кристаллиза-
ции плагиоклаза [5, 6]. Этот факт находится в
согласии со структурой пробы Г-38, ко-
торая указывает на то, что первым начал
кристаллизоваться плагиоклаз, затем пирок-
сен.
Исследования пироксенов «Аполлона-11»
показали, что твердый раствор Ti в пироксене
повлек за собой гетеровалеитное замещение
Ti4+ + 2А13+ R2+ 2Si4+, в результате отно-
шение Ti/Al равно ’Л [7, 8]. Из рис. 6 видно,
что отношение Ti/Al для пироксенов Г-38 сле-
дует этой закономерности. Это является веским
указанием па замещение алюминия кремнием в
тетраэдрических позициях, как это отмечается
в пироксенах «Аполлона-11», и противоречит
результатам анализа проб «Аполлона-12» [9, 6],
которые указывают на то, что часть А1 находит-
ся в октаэдрах. Рис. 6 и наши объяснения необ-
ходимо модифицировать с учетом состояния
окисления Сг, содержания которого крайне ма-
лы (0,012—0,003 атома Сг на 3 атома кислоро-
Р и g. 1. Микрофотографии в проходящем свете трех базальто-
вых частиц пробы Г-38
1 — Г-38/1; 2 — Г-38/2; 3— Г-38/3. Во всех случаях шкала
равна 250 лекл1
да). Если Сг присутствует, то замещение Сг3+ -J-
+ АГ4 -> 1F+ + Si4-1" также должно быть рас-
смотрено. Это не меняет заключения о тетра-
эдрической координации А1, но уменьшает
количество А1, которое может участвовать в
замещении вместе с титаном. Абсциссу каждой
точки графика, представленного на рис. 6, мож-
но было бы эффективно сместить влево на ве-
личину, равную содержанию Сг, вследствие
чего отношение Ti/(Al — Сг) будет несколько
меньше идеального значения !/г. Это может
быть объяснено присутствием Сг2+ и (или) Ti3+
в структуре пироксена.
Исследование методом, электронного микрозонда трех фрагментов базальтов
219
Платно к л а з. Во всех трех пробах плагио-
клаз образует лейсты длиной до 200 мкм. Отно-
шение длины к ширине меняется примерно в
пределах 2—20. На рис. 7 приведены данные
по составу, типичные результаты анализа при-
ведены в табл. 1 (колонки 9, 10 и И). Диапа-
зон состава от Лп80 до Ли94, причем содержание
Or достигает максимума 1,9 мол. % в пробе
Г-38/1. Диапазон изменения составов и средний
состав сравнимы во всех трех пробах (рис. 8).
Состав полевого шпата во всех трех пробах
отличается от идеальной стехиометрии плагио-
клаза. Степень этого различия приведена па
рис. 9. График для полевых шпатов пробы Г-38
имеет ту же тенденцию, что и для плагиокла-
за некоторых пород «Аполлоиа-11» и «Аполло-
на-12» [5, 6], но этот график ближе к идеаль-
ной стехиометрии.
лона-! I» и «Аполлона-12» (рис. 10). Хотя су-
ществуют значительные вариации в содержании
магния между различными зернами, сколько-
нибудь значительные вариации содержания
магния в пределах одного кристалла отсутст-
вуют.
Ш п и п е л и присутствуют во всех трех
фрагментах, по максимальное содержание шпи-
нели — в пробе Г-38/2. В пробах Г-38/1 и Г-38/3
обнаружена только хромовая ульвошпп-
нель, по расширенный диапазон содержаний
от хромовой ульвошпинели до титанового хро-
мита был найден в пробе Г-38/2. Результаты
анализа представлены па тройной диаграмме
рис. И. Типичные результаты анализа приведе-
ны в табл. 1 (колонки 14 и 15). У шпинелей
проб Г-38 «Лупы-16» нет каких-либо признаков
разрыва в составе в ряду хромит — ульвошпи-
И л ь м е и и т. Как и во всех лунных базаль-
тах, исследованных в настоящее время,
ильменит является наиболее распространенной
рудной фазой в пробе Г-38. Продолговатые зер-
на длиной до 400 мкм типичны для проб Г-38/1
и Г-38/3. Эти зерна часто обладают неровными
границами с заливами силикатных минералов.
В пробе Г-38/2 ильменит образует таблитчатые
зерна с максимальным размером 200 мкм.
Результаты анализа указывают па то, что
ильменит является стехиометричным (Fe, Mg) •
•ТЮз в отсутствие или в присутствии неболь-
ших количеств Fe3+ или Ti3+, необходимых для
обеспечения нейтральности (см. табл. 1, колон-
ки 12 и 13). Главным изменяющимся пара-
метром является Mg/ (Mg + Fe). Диапазон
изменения содержания магния во всех трех
фрагментах соответствует диапазону для «Апол-
нель, который был обнаружен у некоторых проб
«Аполлона-12» [10]. Из рис. 12 видно, что изме-
нения содержаний главных и редких элементов
поперек одиночного кристалла шпинели пробы
Г-38/2 являются непрерывными. Изменения
состава, включающие Al, Сг, Mg и Fe, которые
нельзя привести в тройной диаграмме рис. 11,
показаны па рис. 13, а и б. Большие значения
отношения А1/ (А1 + Сг), по-видимому, соот-
ветствуют поздним генерациям зерен, обога-
щенным ульвошпинелью. Это, вероятно, связа-
но с обеднением Сг жидкости после кристал-
лизации шпинели, обогащенной хромитом, и
хромистого пироксена.
Эксперименты, выполненные Муаном и
др. [И] при температуре 1300° С, указывают
на разрыв в системе шпинелей (Mg, Fe^TiCU —
(Mg, Fe) AI2O4 и на существование непрерыв-
220
Р. Грив, Г. Мак-Кэй, Д. Вэйл
иых твердых растворов в хромистой серин
(Mg, Fe)2 ТЮ4— (Mg, Fo) СГ2О4. Что касается
шпинелей «Аполлона-12», то, по-видимому,
отсутствует систематическое завышение отно-
шения А1/(А14-Сг) по сравнению со шпинеля-
ми, «Аполлопа-11» п базальта Г-38, и
разрыв в составе, который наблюдался для проб
«Аполлона-12», вероятно, не связан с разрывом,
отмеченным Муапом и др. Некоторые внешние
факторы, которые могут привести к наблюдае-
мому разрыву в составе, обсуждались Вэйлом
и др. 16]. Отношение Mg/(Mg + Fe) (см.
Р п с. 2. Состав и направленно крист; л.шзацнн оливинов и
пироксенов (а) и (6) — Г-38/1; (о) и (г) — Г-38/2; (<1) и (о) —
Г-38,3. Пределы составов оливина даны вдоль прямой Еп — Ft,
Крестики в а относятся к межзерновым пироксенам. Различные
символы в б, г не относятся к различным кристаллам
рис. 13, б) в общем уменьшается от хромитово-
го (раннего) состава до состава (позднего), со-
ответствующего «ульвошппнели» во всех образ-
цах из «Аполлона-11», «Аполлона-12» и «Луны-
16» — Г-38. 1)та тенденция типична для зональ-
ности в пределах индивидуальных зерен и свя-
зана с уменьшением отношения Mg/ (Mg + Fe)
в жидкости во время кристаллизации шпинели.
М е т а л л и ч е с к о е железо и т р о и л и т.
Малые количества металлического железа и
троилита присутствуют во всех пробах в виде
отдельных ксеноморфных зерен и их ассоциа-
ций. Зерна троилита достигают 10 мкм в диа-
метре и являются интерстициальными по отно-
шению к основным силикатным фазам. Они
представляют собой чистый сульфид железа,
причем единственная заметная примесь — Со
(см. табл. 1, колонка 17). Приведенные резуль-

3-
Р и с. 3. Вариации Т102, СаО, Сг2О3 и МпО в зависимости от
мольной доли фаялита в оливине
1 — Г-38/1; 2 — Г-38/2; 3 — Г-38/3
Р и с. 4. Вариации Сг2О3 в зависимости от мольного отношения
Fe/(Fe -f- Mg) в пироксенах
Усл. обозначения те же, что и на рис. 3
Р и с. 5. Вариации А12О3 в зависимости от мольного отношения
Fe/(Fe + Mg) в пироксенах
Усл. обозначения те же, что и на рис. 3
Рис. 6. Соотношения Ti / Al в пироксенах Г-38
Усл. обозначения те же, что и на рис. 3
Р и с/ 7. Представительные анализы плагиоклазов (с мол. %)
Ап Дп Дп
<Г ДЬ х
ю.
таты анализа, по-видимому, несколько завыше-
ны по железу относительно серы, что частично
может быть обусловлено очень малыми вклю-
чениями металлического железа, неразрешен-
ными пучком электронов. Наблюдались округ-
лые зерна металлического железа диаметром
до 5 мкм. но они не анализировались.
Остаточные фа з ы. Систематическое
исследование остаточных фаз обнаружило толь-
ко очень малые количества вещества последних
стадий. Результаты исследования содержания
К, Р и Zr путем сканирования указывают на
существование малых (^5 мкм) областей,
обогащенных этими элементами, по состав инди-
видуальных фаз не был разрешен электронным
зондом. Катодолюминесценция пятен (^.Ъмкм)
с голубоватым свечением соответствует участ-
кам с высоким содержанием калия, возможно,
калиевому полевому шпату. Области диамет-
ром 20 мкм относятся к чистому кремнезему,
содержащему приблизительно 1 вес. % приме-
сей. главным образом AI2O3 (см. табл. 1, колон-
ка 16). Эти дискретные зерна кремнезема явля-
ются продуктом первичной кристаллизации
последней стадии остаточной жидкости.
Красновато-голубая люминесценция заставляет
предположить, что фаза является кварцевой,
цвет обусловлен замещением алюминия в ре-
шетке кварца, что приводит к образованию
красных и синих ников люминесценции [12].
Эти особенности общие для лунного и земно-
го кварца и позволяют отличить их от лунного
кристобалита и тридимита, которые обладают
единственным люминесцентным пиком в сине-
зеленой области спектра, несмотря на присутст-
вие значительных количеств А1 [13].
Vif с/7о зерен
P и c. 8. Частота распространенности Ан в плагиоклазе (все
анализы). Стрелы указывают средние составы каждого образца
Р и с. 9. Отклонение плагиоклаза от идеальной стехиометрии
(пересчет на 8 кислородов)
Na — включает натрий и калий; Са — включает кальций, маг-
ний и закисное железо, Н---Г-38/1; 1 — Г-38/2; 2 — Г-38/3;
3 — 10044, 49 [5]
Рис. 10. Распространенность Mg в ильменитах
Рис. 11. Состав шпинели. Пределы зональности отдельного
зерна Г-38/2 отмечены линией
Р и с. 12. Разрез через зерно шпинели Г-38/2
Рис. 13. Вариации отношений А1/(Л1 + Сг) и Mg (Mg -}- Fe)
в шпинелях Г-38 и « Аполлонов-11 и 12»
-V* — «Луна-16», Г-38; •- «Аполлон-11» [14]; G—«Аполлон-12»
[15J; [16]; [19]; [10]. На рис. 13, б точки ядра (С) и оболочки (R)
отдельных зерен соединены
224
Р. Грив, Г. Мак-Кэй, Д. Вэйл
Литература
1. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna-16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 1, 1.
2. Smith J. V. Minor elements in Apollo 11 and Apollo
12 olivine and plagioclase.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1,
143.
3. Keil K., Prinz M., Bunch T. E. Mineralogy, petrology,
and chemistry of some Apollo 12 samples.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 1, 319.
4. Wood J. A., Marvin U. B., Reid J. B., Jr., Taylor G. J.,
Bower J. F., Powell B. N„ Dickey J. S., Jr. Mineralogy
and petrology of the Apollo 12 lunar sample.— Smith-
sonian Astrophys. Obs., Spec. Rep., 1971, № 333.
5. Weill D. F., McCallum I. S., Bottinga Y., Drake M. J.,
McKay G. Л. Mineralogy and petrology of some Apol-
lo 11 igneous rocks.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1,
937.
6. Weill D. F., Grieve R. A., McCallum I. S., Bottinga Y.
Mineralogy-petrology of lunar samples. Microprobe
studies of samples 12021 and 12022; viscosity of melts
of selected lunar compositions.—Proc. Second Lunar
Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971,
1, 413.
7. Ji argraves R. B., Hollister L. S., Otalora G. Composi-
tional zoning and its significance in pyroxene from
three coarse grained lunar samples.— Science, 1970,
167, 631.
8. Ross M.. Bence A. E., Dwornik E. J., Clark J. R., Pa-
pike J. J. Mineralogy of the lunar clinopyroxenes,
augite and pigeonite—Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1,
839.
9. Bence A. E., Papike J. J., Lindskey D. II. Crystalliza-
tion histories of clinopyroxenes in two porphyritic
rocks from Oceanus Procellarum — Proc. Second Lu-
nar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2,
1971, 1, 559.
10. Haggerty S, E., Meyer H, O. A. Apollo 12: Opaque
oxides.— Earth Planet. Sci. Letters, 1970, 9, 379.
11. Muan A., Hauck J., Osborn E. F., Schairer J. F. Equi-
librium relations among phases occurring in lunar
rocks.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cos-
mochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1, 497.
12. Schulman J. II., Compton W. D. Color centers in so-
lids. Mcmillan and Co, New York, 1967.
13. Sippel R. F. Luminescence petrography of the Apollo
12 rocks.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 2. 1971, 1, 247.
11. Agrell S. O., Peckett A., Boyd F. R., Haggerty S. E.,
Bunch T. E., Cameron E. N., Dence M. R., Doug-
las J. A. V., Plant A. G., Traill R. J., James О. B.,
Keil K., Prinz M. Titanian chromite, aluminian chro-
mite, and chromian ulvospinel from Apollo 11 rocks.—
Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmo-
chim. Acta, Suppl. 1, 1970, 1, 81.
15. Brown G. M., Emeleus С. II., Holland J. G., Peckett A.,
Phillips R. Picrite basalts, ferrobasalts, feldspathic
norites, and rhyolites in a strongly fractionated lunar
crust.—Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cos-
mochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1, 583.
16. Cameron E. N. Opaque minerals in certain rocks from
Apollo 12.—Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1, 193.
17. Champness P. E., Dunham A. C., Gibb F. G. F., Gi-
les H. M., Mackenzie W. S., Stumpfl E. F., Zussman J.
Mineralogy and petrology of some Apollo 12 lunar
samples.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1, 359.
18. El Goresy A., Ramdohr P., Taylor A, The opaque mi-
nerals in the lunar rocks from Oceanus Procella-
rum.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cos-
mochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1, 219.
19. Gibb F. G. F., Stumpfl E. F., Zussman J. Opaque mi-
nerals in an Apollo 12 rock.— Earth Planet. Sci. Let-
ters, 1970, 9, 217.
Отдел геологии Орегонского университета,
Юджин, Орегон, США
М. К. Антошин,
Н. П. Ильин,
Г. В. Спивак
РАСТРОВАЯ
ЭЛЕКТРОННАЯ
МИКРОСКОПИЯ
ЛУННОГО РЕГОЛИТА
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Растровая электронная микроскопия применена
для изучения морфологии и катодолюминесценции час-
тиц лунного реголита. Получены при увеличениях до
10 000 растровые снимки структурных компонент рего-
лита: индивидуальных частиц различных форм и раз-
меров, их конгломератов, сплавленных частиц, брек-
чий. По характеру поверхности и структуре выделяют-
ся две группы частиц:
а) кристаллические с отчетливыми гранями, по-
верхностями скола, которые представляют собой зерна
минералов и осколки пород,
б) аморфные, сплавленные, глазурированные час-
тично или полностью.
Получены снимки реголита и его отдельных частиц
в излучении катодолюминесценции при температурах
от 20 до 200° С.
Локальное оплавление частиц, круглые отверстия
на их поверхности объясняются вторичными воздейст-
виями на реголит факторов лунного выветривания и
прежде всего ударами микрометеоритов.
Введение. Грунт, доставленный совет-
ской автоматической станцией «Луна-16», от-
носится к поверхностному, порошкообразному
слою лунного реголита. В программе всесторон-
него исследования грунта микроскопическое
изучение структуры мелкодисперсного вещест-
ва, естественно, проводилось в первую очередь.
Детальное изучение морфологии отдельных ча-
стиц, их поверхности, индивидуальных особен-
ностей и тонких деталей строения представляет
большой интерес для выяснения условий суще-
ствования кристаллов на лунной поверхности
и процессов образования лунного реголита. Ве-
щество с поверхности Луны несет на себе отпе-
чаток первичных процессов, приведших к обра-
зованию материнских горных пород, и после-
дующих воздействий, таких как: «лунное вы-
ветривание» и «легирование» под действием
корпускулярной компоненты «солнечного вет-
1 5 Лунный грунт
ра», а также космического излучения, уда-
ров микрометеоритов, резких колебаний поверх-
ностной температуры, космического вакуу-
ма [И].
Микроскопические исследования лунного
грунта выявили интересные особенности от-
дельных составляющих реголита и позволили
выделить две основные группы частиц:
а) частицы первичных пород без заметной
эрозии при указанных выше типах вторичного
воздействия;
б) частицы, несущие следы оплавления,
спекшиеся, сцементированные, остеклованные.
Однако более детальное изучение микро-
структуры лунных объектов при большем опти-
ческом увеличении микроскопа провести трудно
из-за ограниченного разрешения и малой глу-
бины фокуса световой оптики, что не позволяет
получить детальное представление о форме и
трехмерной характеристике частичек вещества.
В настоящее время для изучения микроско-
пических деталей строения объектов широко
используется растровый электронный микро-
скоп (РЭМ). В РЭМ изображение образца со-
здается вторично-электронной эмиссией или
эмиссией быстрых электронов, рекомбинацион-
ным излучением в видимой или инфракрасной
области спектра (катодолюминесценцией), рент-
геновским характеристическим излучением. Это
обеспечивает получение разнообразной инфор-
мации о морфологии микрообъекта, его опти-
ческих характеристиках и химическом составе.
РЭМ позволяет изучать образцы без особой
предварительной подготовки с разрешающей
способностью до 150 4- 50 А, т. е. почти на пол-
тора порядка выше, чем у оптических микро-
скопов. При таком разрешении РЭМ обладает
глубиной резкости до 0,6 4- 0,8 мм, что на два
порядка выше, чем у оптических или электрон-
ных микроскопов других типов.
226
М. К. Антошин, И. П. Ильин, Г. В. Спивак
Результаты изучения при помощи РЭМ
лунного грунта, доставленного из Моря Спокой-
ствия «Алоллоном-11» и из Океана Бурь —
«Аполлоном-12», изложены в работах [3—6].
Морфологические электронно-растровые иссле-
дования частичек лунного реголита из Моря
Изобилия, доставленного автоматической стан-
цией «Лупа-16», описаны в работе [7]. В на-
стоящей статье приведены результаты изучения
морфологии и некоторых структурных особен-
ностей тонкой фракции и отдельных более
крупных частиц реголита.
Методика исследования. Нами исследовалась
проба, взятая из средней части — зоны В
буровой колонки — и представляющая собой
мелкодисперсную фракцию реголита. Макси-
мальные размеры отдельных частиц не превы-
шали 50—60 мкм, минимальные — менее 1 мкм.
пасты (смесь коллоидного серебра с синтетиче-
ским клеем) к металлу столика. Вязкость се-
ребряной пасты подбиралась таким образом,
чтобы сцепление было достаточно прочным, а
клей не обволакивал отдельные частички. В не-
которых случаях из-за способности образцов
прилипать к металлическим и диэлектрическим
поверхностям, не было необходимости их фик-
сировать при помощи клея. Приготавливалась
взвесь порошка лунного реголита в этиловом
спирте, после чего капля помещалась па поверх-
ность предметного столика. После испарения
жидкости частички оказывались достаточно
крепко сцепленными с поверхностью столика,
чтобы пе быть снесенными потоками воздуха,
возникающими при вакуумировании объектной
камеры прибора.
При съемке в РЭМ осуществлялись режимы
Рис. 1. Общий вид поверхности конгломерата слипшихся
частичек лунного реголита с преобладанием угловатых частиц
основных пород
Р и с. 2. Микрофотография поверхности частички рего-
лита с круглым отверстием
Р и с. 3. Общий вид микробрекчии с оплавленной поверхностью
Р и с. 4. Поверхность частично оплавленной снаружи микро-
брекчии
Отдельные более крупные частицы от 100 до
500 мкм были отобраны пз нижней части —
зоны Д — колонки грунта.
Для наблюдения в РЭМ образцы монтиро-
вались на стандартном предметном столике.
Небольшие слипшиеся комочки породы лунного
реголита прикреплялись с помощью серебряной
работы, при которых для формирования изобра-
жения использовалась вторично-электронная
эмиссия и излучение катодолюминесценции,
что позволило расширить объем полученной
информации о свойствах лунного реголита. В ре-
жиме вторично-электронной эмиссии контраст
изображения обусловлен электронно-эмиссион-
ными свойствами объекта, его поверхностной
геометрией, электрическими и магнитными по-
лями образца. В режиме регистрации излучения
катодолюминесценции на контраст изображения
влияют соотношение между излучательным и
безызлучательным временами жизни неоснов-
ных носителей, возбужденных электронным
пучком, состояние поверхности образца, нали-
чие внутри него структурных неоднородностей,
дислокаций, ловушек, центров прилипания. По-
видимому, «лунное выветривание» должно спо-
Раст рог, ая элект репная мик per копия лунного рёголита из Моря Изобилия
227
собствоватЕ» образованию большого количества
нор, структурных дефектов, внутренних вклю-
чений, которые приводят к уменьшению как
времени жизни, так и диффузионных длин
носителей, а это в свою очередь позволяет
исследовать с достаточным разрешением ее ре-
жиме катодолюминесценции мелкие частички
реголита.
Образцы лунной породы являются диэлект-
рическими, ЕЕоэтому для снятия заряда от элек-
тронного луча, сканирующего для получения
изображения, возникает необходимость ее папы-
л синее нроводяЕцей пленки. Однако такой метод
неприменим при изучении локальной катодо-
люминесценции.
В пастояЕцем исследовании, благодаря новой
методике, разработан ной в МГУ, мы могли сни-
мите, заряд, не прибегая к внешнему напылению
Съемка проводилась обычно при ускоряю-
щем напряжении 20 Кэв и токе зонда 10“ 1(*4-
4-10“иа; вакуум в объектной камере был
порядка 10-5 мм рт. ст.
Результаты наблюдения. Обзорное наблю-
дение па экране прибора и полученные
фотографии поверхности при небольших увели-
чениях показали мелкодисперсную смесь ча-
стиц разнообразной формы и размеров, слип-
шиеся конгломераты, состоящие из большого
числа более мелких частичек, легко разделяю-
ецеехся npiE механическом воздействии: брекчии,
шлаки, спеки — образования, получающиеся
путем (-цементирования либо спекания отдель-
ных частиц.
Рассмотрим более подробно каждую из ка-
тегорий частиц лунного реголита.
1. Конгломераты слипшихся частиц нред-
чужеродпого вещества [8]. В этом случае
стационарное облучение заменялось па перио-
дическое импульсное, так что заряд на образце
за время между импульсами успевал стекать.
Применение дополнительного небольшого подо-
грева образца, несколько повышающего прово-
ди мосте» вещества, обеспечивало полное снятие
заряда. Как оказалось, достаточно было нагре-
вать образцы до температуры +1304-200° С
ирЕЕ помощи температурной приставки к микро-
скопу.
Как было показано ранее [9], ЕЕрн возбуж-
дении широким пучком электронов лунный
реголит начинает люмппеснировать в оптиче-
ском диапазоне спектра.
Нами исследовалось катодолюмпнесцснтное
излучение в оптическом диапазоне спектра,
для чего применялось ФЭУ.
ставляют собой образования, получающиеся
ЕЕрн простом механическом уплотнении. По-
верхность такого образца показана на микро-
фотографшг рис. 1. Данный снимок дает воз-
можпостЕ, визуально оценить характер поверх-
ности лунного реголита при увеличении 1200.
Видно, что составнымЕЕ частями данного обра-
зования являются преобладаюЕцпе здесь угло-
ватые обломки пород и в меньшем количестве
— частицы более округлых, сглаженных форм.
Глубина фокуса прибора позволяет видеть с
достаточно высокой резкостью ближние и даль-
ние частички. На рис. 2 диее одиее из наиболее
крупных кристаллов данной фракции. В ниж-
ней части хороню видно отверстие совершенно
правильной круглой формы (стрелка Л), за-
полненное мелкими частицами. Края отверстия,
ее отличие от внешних ребер кристалла, глад-
15*
228
M. 7f. Антошин, И. И. Ильин, Г. В. Спивак
кие, скругленные, характерные для оплавлен-
ных тел. По-видимому, отверстие образовано
в результате удара микрометеорпта. Для более
детального изучения поверхности отдельных
тел конгломерата съемки были выполнены
главным образом при увеличениях микроскопа
порядка 5000н- 10 000.
2. Наиболее часто встречаются образования
частиц в виде спеков, частично пли полностью
остеклованные, оплавленные, ошлакованные.
Брекчия — наиболее распространенный компо-
нент лунного реголита и представляет собой об-
ломки пород и минералов, сцементированных
между собой очень топким и хрупким материа-
лом.
В отличие от кусочков базальтовых пород,
которые были наиболее хорошо видны на рис. 1,
брекчии сложных и причудливых форм являют-
Р и с. 5. Изображение поверхности образования, получившего*
ся путем частичного поверхностного ошлаковывания
Рис. 6. Поверхность частички с гексагональной структурой.
Линии скола видны на поверхности правой грани
Рис. 7. Общий вид сколотой кристаллической пластинки
с линиями скола на верхней грани
Рис. 8. Микрофотография поверхности частиц лунного ре
голита шарообразной формы
ся наиболее характерным компонентом в иссле-
дуемой нами фракции. На рис. 3 представлена
одна из таких брекчий. Видна сильно сцемен-
тированная и оплавленная поверхность, харак-
теризующаяся бугристостью и большой глуби-
ной рельефа. Видны отверстия па поверхности
брекчии. Данный агрегат почти полностью оп-
лавлен снаружи, однако среди всех типов ча-
стиц лунной породы многие в разной степени
оплавлены или ошлакованы только с одной или
нескольких сторон. Рис. 4 иллюстрирует такое
частичное поверхностное оплавленне куска
нервнч пой породы. Заметим, что на поверх-
ность этого образца проводящая пленка не напы-
лялась. Здесь весь столик с образцом нагревал-
ся в вакуумной камере микроскопа до темпера-
туры около + 200°С. Производилось также
периодическое импульсное облучение электрон-
ным зондом по методике, он пеан пой выше.
В верхней правой части микрофотографии вид-
на неошлакованная, шероховатая, с изломами
часть поверхности образца брекчии. Можно
предположить, что брекчия или была оплавле-
на ие со всех сторон, пли раздроблена после
оплавления. Скорее всего здесь имеет место ло-
кальное поверхностное оплавление. На снимке
видны также мелкие обломки пород, прилип-
шие к поверхности частички. На глазурнровап-
ной поверхности заметны отверстия размером
от 1 до 5—6 мкм. Характер образованного по-
крытия свидетельствует о сильном, но кратко-
временном н локальном нагреве холодной в це-
лом частицы, что резко отличает такое остекло-
вывание от нацело проплавленных вулканиче-
ских частиц.
Другим примером образования, получивше-
гося путем поверхностного оплавления, являет-
ся фрагмент, видимый в нижней части на рис. 5.
Это стеклообразная полая корочка обволакиваю-
щая несколько неизмененных частиц. Для таких
ажурных агрегатов типичны выходные газовые*
отверстия, которые, очевидно, могут образо-
ваться в вязкой застывающей жидкости в усло-
виях вакуума. В центральной и верхней частях
Раст рое а я электронная т рсекопия лунного реголита из Моря Изобилия
229
микрофотографии видны мпкрокристаллики ос-
новных пород. На поверхности фрагмента есть
стеклянная нить переменной толщины от 300
до 800 А, полу я н вшаяся, возможно, в резуль-
тате вытягивания из густой и вязкой стеклообраз-
ной массы небольшого кусочка при его падении
иод действием силы тяжести лунного притя-
жения.
3. Отдельные частицы реголита по харак-
теру поверхности можно разделить иа 2 груп-
пы:
Л. частицы кристаллов с отчетливыми граня-
ми, поверхностями скола, следами роста, они от-
носятся к кристаллам основных магматических
пород типа земных базальтов, возникающих при
медленном остывании расплавленной лунпой
магмы лунных морей [1]. Для них характерно!
угловатая форма и очень свежий облик. На
или полностью переплавленные и образующие
застывшие капли: шарообразные, грушевидные,
гаителевидные, эллипсоидальные, нитевидные.
Несмотря на определенное разнообразие форм,
все они характерны для застывших после раз-
брызгивания расплава капель. Рис. 8 является
иллюстрацией группы таких сфероидальных час-
тиц. В центре находится наиболее «крупный» для
данной фракции шарик диаметром 25 мкм с на-
липшими па его поверхность мелкими частица-
ми. Видны также более мелкие шарики и тела
эллипсоидальной формы.
Стеклянные тела правильной формы встре-
чаются довольно редко. Значительно более рас-
пространены в лунном грунте неровные части-
цы, такие как показанная на рис. 9. В нижней
части образца видна налипшая стеклянная па-
лочка диаметром 0,6 мкм и длиной 4,2 мкм.
рис. 6 показана одна пз алюмосиликатных час-
тичек с отчетливо выраженной гексагональной
структурой. На поверхности правой верхней
грани видна сложная текстура роста кристалла.
На передней грани заметны две круглые вы-
боины (стрелка А), возникшие, видимо, в ре-
зультате микроударов. На поверхности видны
также налипшие микрочастицы ныли с разме-
рами до долей микрона.
Другая кристаллическая пластинчатая час-
тица дана па рис. 7. Толщина пластинки
5—6 мкм, а размеры грани 30X40 мкм, т. е. час-
тичка является достаточно крупной для данной
фракции реголита. Поверхность скола этой час-
тички характерна для поверхности скола кри-
сталлов.
Б. Ко второй группе частиц реголита отно-
сятся частицы, оплавленные, остеклованные
Заметны также микроотверстия с круглыми оп-
лавленными краями. Поверхность скола таких
тел имеет характерный для стеклянного скола
характер (рис. 10).
Существенным дополнением морфологиче-
ских данных, полученных в РЭМ, являются ра-
стровые снимки в излучении катодолюминес-
ценции (КЛ).
На рис. И, а дано изображение кристаллика
во вторично-электронной эмиссии, а на рис.
11,6 — в излучении КЛ. Здесь следует заметить,
что благодаря малым размерам кристалла, из-
лучение КЛ гасится очень слабо в самом объ-
екте и не создается эффекта теней, который
существен при съемке во вторичной электрон-
ной эмиссии. Поэтому зоны различной интен-
сивности КЛ связаны только с неоднородностью
230
Л/. К. Антошин. И. 11. Ильин, Г. В. Списан
кристалла, его внутренней структурой, дефек-
тами решетки, мпкровключепиямп и т. п. Дан-
ный кристалл проявляет чрезвычайно высокую
неоднородность по КЛ от очень яркой области
размерами 10 мкм до практически полного
угасания. По-видимому, такая неоднородность
оптических свойств кристалла тесно связана
с наблюдавшимися особенностями частичек ре-
Р и с. 9. Стеклянная капелька неправильной, грушевидной
формы
Р и с. 10. Вид линий скола стеклянного тела с аморфней
структурой
Рис. 11. Поверхность кристаллической частички лунного
реголита
а — вторичная электронная эмиссия; б — излучение катодолю-
минесценции
голпта, несущих на себе следы пребывания
в специфических лунных условиях. При наблю-
дении КЛ от реголита в целом, когда снималась
растровая картина пасы па иного па объектный
столик порошка при обзорном увеличении 120,
регистрируется большое число частиц, дающих
и птенец впуто КЛ (рис. 12, а). На температур-
ной приставке можно было проследить измене-
ние КЛ в интервале температур от +20 до
+200° С. Компоненты реголита проявили раз-
личную температурную зависимость КЛ. На
рис. 12,6 приведен тот же участок образца, сня-
тый в излучении КЛ при температуре +200°С.
Оказалось, что у большинства частиц с повы-
шением температуры КЛ гаснет или уменьша-
ется ее интенсивность, но некоторые частицы
интенсивно излучают и при высокой температу-
ре. Такое различие в КЛ частиц реголита свя-
Растровая электронная микроскопия лунного реголита из Моря Изобилия
231
за но не только с его сложным фазовым соста-
вом, но н с различной зонной структурой кри-
сталлов.
Заключение I. Применение растровой элект-
ронной микроскопии к исследованию лунного
грунта с использованием разнообразных мето-
дик съемки позволило более детально изучить
общую морфологию реголита, а также выявить
структурные особенности частичек грунта.
2. В мелкой фракции реголита можно
выделить 3 основных класса объектов: а) кон-
гломераты слипшихся частичек, б) сплавлен-
ные частички, спеки, брекчии, в) индивидуаль-
ные более крупные частицы.
Р п с. 12. Изображение поверхности россыпи частиц, полу-
ченное при регистрации излучения катодолюминесценции
а — Т = +20° С; б — Т = +200° С
3. По характеру поверхности и структуре
индивидуальные частицы делятся на две
группы: а) частицы кристаллические с
отчетливыми гранями, поверхностями скола,
следами роста; они относятся к кристаллам
первичных минералов и осколкам пород;
б) частицы сплавленные, глазурированные ча-
стично или полностью. Образование стек-
лянных частиц можно связать с выбросом
расплава из недр Луны в вакуум. Частичное же
оплавление, по-видимому, происходило на по-
верхности Луны при вторичных процессах «лун-
ного выветривания» и прежде всего в резуль-
тате выброса и расплавления вещества при
взрывах, вызываемых метеоритной бомбарди-
ровкой.
Авторы выражают свою глубокую благодар-
ность академику А. П. Виноградову за привле-
чение нового физического метода к решению
фундаментальных космологических проблем, по-
становку задачи исследования столь интересно-
го материала и постоянное внимание к работе.
Литература
1. Виноградов А. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3, 261—274.
2. Спивак Г. В., Сапарин Г. В., Быков М. В. Растровая
электронная микроскопия.— Успехи физических на-
ук, 1969, 99, № 4, 635.
3. Carter J. L., MacGregor I. D. Mineralogy, Petrology and
Surface Features of Lunar Samples.— Science 1970,
167, 661.
4. A greet S. O., Scoon J. H., Muir J. D., Long J. V. P.,
McConnell J. D. C., Peckett A. Observation on the che-
mistry, mineralogy and petrology of some Apollo 11
Lunar samples.— Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl.
1, 1971, 1.
5. Drew M., Me Ewan W. C.f Thomas J. E.r Nagy B.,
Nagy L. A. The morphological investigations of the
fines and rocks of samples from Apollo 11.— Proc.
Third. Annual SEMS, 1970, 499.
6. Philpott D. E., Turnbill C. Electron microscopy of the
Lunar Sample from Apollo 11.— Proc. Seventh ICEM
(Grenoble), 1970, 1, 641.
7. Антошин M. К., Ильин H. П., Спивак Г. В. Растро-
вая электронная микроскопия лунного реголита, до
ставленного автоматической станцией «Луна-16».—
Геохимия, 1972, № 5.
8. Спивак Г. В., Быков М. В., Сапарин Г. В., Андреен-
ко Ю. А. Наблюдение диэлектриков в растровом
электронном микроскопе.— Радиотехника п электро
ника, 1971, 16, 1530.
9. Sippel R. F., Spencer Л. В. Cathodoluminescence pro-
perties of lunar rocks.— Science, 1970, 167, 677.
Московский государственный университет
им М. В. Ломоносова
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
А. В. Иванов,
О. Д. Родэ,
Ю. И. Стахеев,
К. П. Флоренский
СИЛИКАТНЫЕ ШАРИКИ
В ОБРАЗЦЕ РЕГОЛИТА,
ДОСТАВЛЕННОМ
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Содержание сферических оплавленных частиц в ре-
голите из Моря Изобилия увеличивается с уменьшени-
ем размера частиц и меняется от 1—2% в относитель-
но крупных фракциях до 3—4% в мелких. Среди сфе-
рических образований отмечается большое разнообра-
зие форм, причем наиболее распространены (~80%)
частицы, близкие по форме к правильной сфере, что
свидетельствует о приобретении формы в жидкой фа-
зе под действием сил поверхностного натяжения. По
цвету наиболее распространены черные и темноокра-
шенные частицы. В распределении сферических частиц
по зонам колонки каких-либо закономерностей не от-
мечается. В то же время шарики из зоны Б колонки
заметно отличаются от таковых из других зон по фор-
ме и цвету, что может указывать на слоистость рего-
лита. Распределение сферических частиц из зоны А ре-
голита в зависимости от их размера в интервале диа-
метров 40—480 мкм подчиняется степенному закону с
показателем степени, в интегральной форме равным
2,9. В интервале 0,05—5 мкм распределение имеет моду
в районе 0,4 мкм, причем левая и правая части рас-
пределения также подчиняются степенному закону с
показателями, соответственно, Д-0,5 и —1,3. Наличие
моды распределения около 0,4 мкм указывает на высо-
кую интенсивность распыления силикатного расплава.
Значительная разница гранулометрических характе-
ристик сферических частиц и реголита в целом указы-
вает, что образование частиц реголита и входящих в
его состав шариков происходило в результате различ-
ных, хотя и, возможно, одновременных процессов.
Сферические образования представляют со-
бой незначительную по содержанию, но генети-
чески важную составляющую мелкозернистого
материала реголита. Они являются специфиче-
ским компонентом лунного поверхностного слоя.
Нами были исследованы сферические ча-
стицы, отобранные из фракций по всей глубине
колонки лунного грунта из Моря Изобилия.
Изучение проводилось оптическим методом
при увеличениях до 300.
Как показывают подсчеты общего количе-
ства сферических частиц (табл. 1), содержание
их во фракциях менее 0, 45 мм на всю глубину
колонки реголита равно нескольким процентам
от общего количества частиц фракций и колеб-
лется от 1)—2% в относительно крупных фрак-
циях до 3—4% в мелких. Очевидна тенденция к
увеличению общего содержания сферических
Таблица 1. Частота встречаемости сферических
частиц по зонам колонки и классам крупности (в %)
Зона колонки Размер частиц, мм
+ 0,9 —0,9 + 0,45 —0,45 + 0,20 -0,20 + 0,127 —0,127 + 0,083 —0,083 + 0,040
А 1,2 1,4 0,9 2,3 3,3
Б — 1,2 1,4 1,5 1,5 3,1
В 1,2 1,2 1,0 1,3 2,3 3,2
Г 1,3 1,7 1,1 1,2 1,5 з,о
Л —Г, среднее 1,2 1,3 1,2 1,2 1,9 3,2
образований с уменьшением размера фракции.
В распределении сферических частиц по зонам
колонки каких-либо закономерностей не отме-
чается. Отсутствие шариков во фракциях круп-
нее 0,9 мм двух верхних зон колонки следует
объяснить общим малым количеством здесь ча-
стиц такого размера. Поэтому при вычислении
среднего значения встречаемости шариков круп-
нее 0,9 мм значение для нижних зон В и Г было
принято в качестве среднего для колонки в целом.
Характер морфологии частиц — распределе-
ние их по форме и цвету — был определен для
всех зон для образований размером 0,20—
0,45 мм. Кроме того, для верхней зоны А колон-
ки эти параметры были подсчитаны также и
для более мелких частиц (табл. 2 и 3). По каж-
Силикатные шарики в образце реголита, доставленном автоматической станцией «Луна-16»
233
доп фракции подсчет производился па основа-
нии 100—250 частиц.
Среди сферических образований отмечается
большое разнообразие форм (рис. 1): правиль-
ные сферы, эллипсоидальные (сплюснутые и
вытянутые), гаптелевидные, каплевидные ча-
стицы. Наиболее распространенной (до 80%)
является форма, близкая к правильной сфере,
с отклонением от последней не более 10% (см.
табл. 2). Достаточно часто встречаются эл-
липсоидальные сплюснутые частицы с отноше-
нием малой полуоси к большой до 1 : 3, несколь-
ко реже наблюдаются эллипсоидальные вытя-
нутые формы с отношением полуосей до 1 : 5.
Высокий процент правильных шариков среди
сферических образований свидетельствует о
приобретении формы под действием сил поверх-
ностного натяжения, что возможно только для
жидких капель с небольшим значением вяз-
кости. Наличие гантелеподобных форм указы-
вает на процесс распада более крупных жидких
силикатных образований, который не закапчи-
вается из-за быстрого нарастания величины
вязкости при радиационном охлаждении ка-
пель.
Анализ распределения сферических частиц
по форме в различных фракциях зоны А сви-
детельствует, что с уменьшением размера
фракции несколько увеличивается содержание
форм, отличающихся от правильной сферы.
Весьма разнообразны сферические образова-
ния по цвету. Присутствуют голубые, зелено-
ватые, красные, коричневые, черные и бесцвет-
ные разности. Как показывают подсчеты (см.
табл. 3), чаще всего встречаются непрозрачные
черноватые и черные частицы. Рентгено-
спектральный микроанализ отдельных силикат-
ных сферических образовании [1] показывает,
что цвет этих частиц в общем является функ-
цией их химического состава. Более окрашен-
ные частицы характеризуются высоким содер-
жанием железа и титана (Fe до 18%, TiO2 1 —
2%), неокрашенные разности содержат незна-
чительные количества этих элементов (до 3,2 и
0,05%, соответственно), но отличаются более
высокими значениями СаО и А120з (до 24 и
28%, соответственно).
Поверхность сферических образований не-
редко бывает гладкая, однако в большинстве
случаев она осложнена многочисленными удар-
ными ямкамп-кратерками. Па поверхности не-
редко также наблюдаются хвостообразные от-
ростки, представляющие собой либо прилипшие
кусочки ошлакованного грунта, либо выступаю-
щие включения минеральных зерен. Пустоты-
вакуоли характерны для сферических образо-
ваний, причем чаще всего они наблюдаются в
черных п темноокрашепных частицах. Для чер-
ных частиц обычны включения по полностью
расплавленных минеральных зерен. Наличие
пустот и нерасплавленного материала в черных
частицах указывает иа неполноту переплавле-
ния их.
Важно отметить, что сферические образова-
ния из зоны Б колонки реголита заметно отли-
чаются от таковых из других зон как но форме,
так и но цвету (см. табл. 2 и 3), что может
указывать на некоторую слоистость реголита.
В то же время по химическому составу [2] эта
зона не отличается от остальных.
Существенной характеристикой любого типа
диспергированного материала, позволяющей
подойти к выяснению вопроса о процессе дезин-
теграции, является распределение частиц по
Р ис. 1. Силикатные сферические частицы в реголите Моря
Изобилия
размерам. Нами было найдено распределение
размеров сферических образований в интервале
диаметров 40—480 мкм в зоне А колонки рего-
лита. Частицы размером более 200 мкм были
подсчитаны по пробе весом около 5 г, для под-
счета более мелких частиц использовались
аликвоты пробы (фракций).
Результаты подсчетов приведены на рис. 2
в графическом виде, в координатах: логарифм
размергх частиц — логарифм числа частиц дан-
234
А. В. Иоанов, О. Д. Родэ, Ю. И. Стахеев, К. П. Флоренский
кого размера в 1 г пробы. Интервал группирова-
ния линейный и равен 40 мкм. Как видно из
графика, распределение числа сферических ча-
стиц в зависимости от их размера в этом интер-
вале размеров удовлетворительно описывается
уравнением Д/V (£>) = kDa AD, причем значе-
ние показателя степени близко — 3,9. Это сви-
детельствует, по-видимому, об образовании всех
частиц рассматриваемого размера в результате
единого процесса, вероятно, разбрызгивания
расплава, возникшего в результате высокоско-
ростного удара.
Нами были изучены также электронно-мик-
роскопические фотографии тонкой фракции ве-
щества зоны А. Характер распределения по
размерам шариков диаметром 0,05—5 мкм при-
веден на рис. 3. в тех же координатах, что и на
Рис. 2. Распределение силикатных сферических образований
по размерам
Рис. 3. Распределение силикатных сферических образований
по размерам в тонкой фракции реголита
равномерными интервалами группирования. Это
распределение имеет моду в районе 0,4 мкм.
В то же время левая и правая части распределе-
ния хорошо описываются степенными уравне-
ниями AN (D) = kDv с величиной у = + 0,8 и
- 1,3.
Графики па рис. 2 и 3 построены в разных
формах. При приведении этих данных к обычно
применяемой при таких исследованиях кумуля-
тивной (интегральной) форме распределения
значение показателя степени распределения в
интервале 40—480 мкм будет равно — 2,9, тог-
да как показатели степени распределения в
микронном интервале (рис. 3) сохраняют свое
значение.
Различие между коэффициентами наклона
распределения шариков в крупной и мелкой
частях (соответственно,— 2,9 и — 1,3) суще-
ственно и может быть связано, вероятно, с за-
кономерным изменением размеров образую-
щихся капель при приближении к модальному
размеру, хотя нельзя полностью исключить
в интервале размеров менее микрона влияния
процесса конденсации.
Сравнение распределения размеров сфериче-
ских частиц из реголита зоны А диаметром бо-
лее 0,5 мкм с гранулометрической характери-
стикой этого материала в целом [3] показывает
следующие закономерности: 1) каждое из рас-
пределений характеризуется двумя степенными
уравнениями, причем в обоих случаях значе-
Таблица 2. Распределение сферических образо-
ваний по форме (в % от количества частиц)
Эллипсо-
Зона Фракция, лип Правильные идальные Гантелевидньк Каплевидные
сплюсну- тые вытяну- тые
А 0,127-0,083 72,1 10,1 11,4 3,2 3,2
А 0,20-0,127 76,9 8,4 6,3 4,2 4,2
Л 0,45 -0,20 80,7 9,3 6,8 1,4 1,8
Б 0,45-0,20 71,4 11,2 10,2 4,1 3,1
В 0,45-0,20 79,4 14,3 4,2 0 2,1
Г А — Г, 0,45-0,20 78,1 11,9 7,3 2,7 0
среднее 0,45-0,20 77,4 11,7 7,1 2,0 1,8
Таблица 3. Распределение сферических образо-
ваний по цвету (в % от количества частиц)
Зона Фракция, .Mjt Черные Красно-ко- ричневые Желтые Голубовато- зеленоватые Бесцветные
А 0,127-0,083 51,3 37,9 3,4 4,0 3,4
А 0,20-0,127 54,5 30,7 6,9 3,4 4,5
Л 0,45-0,20 57,2 21,7 2,2 7,1 11,8
Б 0,45-0,20 22,1 56,7 1,9 14,4 4,9
В 0,45-0,20 62,8 19,2 6,0 6,0 6,0
Г 0,45-0,20 59,7 12,4 7,3 8,2 12,4
А — Г, сред iee 0,45-0,20 50,4 27,5 4,4 8,9 8,8
Силикатные шарики в образце реголита, доставленном автоматической станцией «Лчна-16»
235
пня угловых коэффициентов (показателей сте-
пени в интегральной форме) по абсолютной
величине в области малых размеров (— 1,3 для
сфер и — 2,25 для реголита в целом) меньше,
чем в области крупных (соответственно,— 2,9
и — 4,05); 2) значения угловых коэффициен-
тов сферических частиц по абсолютной величи-
не меньше соответствующих коэффициентов
всего материала в целом; 3) размер частиц,
соответствующий точке изменения углового
коэффициента, для пробы в целом (80 мкм)
больше, чем для сферических частиц из этого
материала (находится в интервале 5—40 мкм).
Значительная разница гранулометрических
характеристик указывает, что образование ча-
стиц реголита в целом и входящих в его состав
сферических частиц происходило в результате
различных, хотя и, возможно, одновременных
процессов. В частности, образование сфериче-
ских частиц в общем не является просто резуль-
татом расплавления отдельных индивидуаль-
ных частиц реголита.
Литература
1. Ильин Н. И., Лосева Л. Е., Сенин В. Г. Рентгено-
спектральный микроанализ состава индивидуальных
частиц лунного реголита.— Наст, сборник, стр. 209.
2. Виноградов А. И. Предварительные данные о лунном
грунте, доставленном автоматической станцией «Лу-
на-16».— Геохимия, 1971, № 3, стр. 261—274.
Наблюдаемое распределение силикатных
сферических частиц характеризуется весьма
широким спектром размеров, охватывающим
более 9 порядков их масс, что также согласу-
ется с предположением об образовании капель
в результате распыления. Наличие моды рас-
пределения диаметров в районе 0,4 мкм харак-
теризует высокую интенсивность распыления,
учитывая большие, по сравнению с другими
жидкостями, значения вязкости силикатных
расплавов. Таким образом, можно предположить,
что в балансе преобразования энергии ударов,
который можно подразделить на следующие
стадии: 1) выброс и перенос реголита, 2) дез-
интеграция первичной формы породы, 3) на-
грев и расплавление, 4) распыление образовав-
шейся жидкости, последние стадии требуют
наибольших удельных затрат энергии. Поэтому
исследования сферических образований могут
помочь при выяснении энергетического баланса
метеоритных соударений на поверхности Луны.
3. Стахеев Ю. И., Вульфсон Е. К., Иванов А. В., Фло-
ренский К. И. Гранулометрические характеристики
лунного грунта из Моря Изобилия.— Наст, сбор-
ник, стр. 44.
Институт космических исследований АН СССР
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
В. П. Гласс
ИССЛЕДОВАНИЕ
СТЕКЛЯННОГО ШАРИКА
ИЗ ПРОБЫ
«ЛУНЫ-16»
Стеклянный шарик (максимальный диаметр 580
мкм) был извлечен из зоны А образца, доставленного
станцией «Луна-16». По внешнему виду, морфологии
поверхности и петрологии этот шарик похож на ша-
рики из проб грунта станций «Аполлон». От них он
отличается по химическому составу, который бли-
же к составу реголита пробы «Луны-16», чем к каким
бы то ни было породам и грунту, отобранным станция-
ми «Аполлон».
8 июня 1971 г. НАСА было получено 3,2 г
вещества пробы «Луны-16» из СССР. Всего бы-
ло передано три образца: два образца реголита
из различных участков керна и один обломок
породы. Один из образцов реголита (~ 1,62 г)
отобран из керна с глубины 6—8 см из слоя, вы-
деляемого как зона А (более подробное описа-
ние реголита зоны А можно найти у А. П. Ви-
ноградова [1]). Согласно М. Дьюку (лич-
ное сообщение), единичный шарик стекла
(— 0,00020 г) был обнаружен в наиболее круп-
ной фракции (> 500 мкм) этого образца. Целью
настоящего сообщения является описание внеш-
него вида, физических, химических свойств и
химического состава этого шарика (он обозна-
чен как образец А-40 «Луны-16»).
Стеклянный шарик представляет собой
сплющенный сфероид с максимальным диамет-
ром ~580 мкм и минимальным диаметром
~ 500 мкм. Шарик прозрачен, желтовато-ко-
ричневого цвета, блестящий, со стекловатой
гладкой поверхностью. Он содержит несколько
больших пузырчатых полостей в центральной
части и большое число более мелких по перифе-
рии. Все пустоты имеют сферическую форму.
Стекло шарика, вероятно, гомогенно. Никаких
кристаллических включений не обнаружено.
Коэффициент преломления стекла, по определе-
нию иммерсионным методом в масле, ра-
вен 1,640.
Исследования с помощью сканирующего
электронного микроскопа (СЭМ) показали, что
поверхность шарика стекла имеет черты, сход-
ные с теми, которые установлены для аналогич-
ных шариков, выделенных из проб станций
«Аполлон». Наиболее отличительной чертой по-
верхности шарика, является полость (углубле-
ние), образовавшаяся при ударе, имеющая в
диаметре ~220 мкм (рис. 1, А— Г). Эта по-
лость имеет в центре приподнятую площадку,
гладкую, как бы оплавленную. Вокруг распола-
гается зона радиальной трещиноватости, поло-
вина которой раздроблена. Зона дробления не-
сколько больше зоны радиальной трещиновато-
сти. Из рис. 1 следует, что вследствие единично-
го соударения могут образоваться полости (вмя-
тины) самой различной морфологии. Представ-
ляется вероятным, что несильный единичный
удар не вызывает образования зоны дробления,
так что вокруг центральной расплавившейся
зоны образуется только зона радиальной тре-
щиноватости. Однако при более сильном соуда-
рении весьма вероятно, что зона дробления мо-
жет полностью разрушить зону радиальной тре-
щиноватости: при этом образуется полость
большого диаметра.
Две небольшие полости удара установлены
на противоположной (от большой полости) сто-
роне шарика. Изучение на сканирующем элек-
тронном микроскопе также свидетельствует об
эродированном характере поверхности вокруг
большой полости (см. рис. 1, В, Г), характери-
зующейся развитием серии параллельных углуб-
лений. По данным наблюдений при больших
увеличениях, внешний вид этих углублений
(выемок) указывает на то, что они образова-
лись, когда стекло еще было мягким (см.
рис. 1, Г). Подобные, но менее четкие выемки
различной ориентации обнаружены па всей по-
верхности шарика. Поскольку никаких частиц
грунта, включенных в поверхностные слои ша-
рика, не обнаружено, можно предположить, что
эти углубления образовались сразу же после
образования шарика и до его попадания на лун-
ную поверхность.
Исследование стеклянного шарика ил пробы «Лупы-16»

На поверхности шарика отмечено несколько
мелких ( < 10 мкм в диаметре) круглых углуб-
лений (см. рис. 1, В), которые, вероятно, явля-
ются вскрытыми полостями пузырьков.
Содержание основных элементов в стекле
Рис. 1. Фотографии, полученные на сканирующем электрон-
ном микроскопе, для стеклянного шарика (580 мкм — макси-
мальный диаметр) из пробы «Лупы-16»
Л - фото (увел. 100), показывающее большую полость, образо-
вавшуюся при ударе.
Ь’—фото (увел. 200) пол.ости, образовавшейся при ударе. Обра-
тите внимание на центральную проплавленную часть, наполо-
вину окруженную зоной радиальной трещиноватости и напо-
ловину—зоной дробления с радиусом, бблыиим, чем у зоны
рад и а л ь н о й т i >ещ и но вато< г и.
Н — вид полости удара под косым углом. Обратите внимание
па эродированную поверхность в центре.
V’ —фото эродированной поверхности (Я), выполненное при
больших увеличениях
шарика было установлено с помощью электрон-
ного микрозонда. Шарик был помещен в эпок-
сидную смолу внутри металлической трубки
(74 дюйма) и затем из этого образца был изго-
товлен полированный шлиф. Шарик был проана-
лизирован на Si, Ti, Al, Fe, Mn, Mg, Ca, Na, К и
Cr. Содержание бария и фосфора едва превыша-
ло фоновое. Присутствие других элементов по
спектральным данным пе установлено.
Анализ проводили па приборе ARL в режи-
ме зонда 15 кв, 0,045 ма. Время счета при опре-
делении Fe, Si, Na составляло 10 сек и для ос-
тальных элементов — 40 сек. Для стандартов
использовали стекла, подобранные Корнингом
и проанализированные в Геологической Службе
США. Кремнезем и АЬОз применяли для отсче-
тов фона. Полученные данные были исправле-
ны с учетом фона, абсорбции, инструментально-
238
6. П. ГласС
Химический состав шарика стекла из образца «Луны-16» и других лунных образцов (в %)
Компонент Кристаллические породы Лунный грунт «Луна-16», шарик стекла А-40
«Апол- лон-11» «Апол- лон-12» «Апол- лон-14» «Луна-16» «Апол- лон-11» «Апол- лон-12» «Апол- лон-14» «Луна-16»
Число анализов 8 [5] 9 [6] 2 [7] 1 11] 5 6 7 1
SiO2 41 40 49 43,8 43 42 48 41,7 41,8
TiO2 10 3,7 1,4 4,9 7 3,1 1,8 3,39 2,92
А120з 12 11,2 16 13,65 13 14 18 15,33 15,7
Cr2O3 0,6 0,55 0,30 0,28 0,37 0,41 0,20 0,28 0,27
FeO 19 21,3 11,8 19,35 16 17 10 16,64 16,1
MnO 0,4 0,26 0,21 0,20 0,23 0,25 0,19 0,21 0,19
MgO 8 11,7 8,2 7,05 8 12 9,9 8,78 9,50
CaO 10 10,7 11,5 10,4 12 10 И 12,49 12,4
Na2O 0,5 0,45 0,50 0,38 0,54 0,40 0,57 0,34 0,21
K2O 0,12 0,065 0,33 0,15 0,12 0,18 0,52 0,10 0,22
го дрейфа, атомного номера и флюоресценции
по счетной программе Гольдштейна п Комел-
лы [2]. Анализ представляет собой среднее из
7—9 отсчетов. Содержания окпелов основных
элементов для исследованного стеклянного ша-
рика приведены в таблице для сравнения вме-
сте с аналитическими данными по другим лун-
ным породам и грунтам.
Во всех пробах «Аполлонов» установ-
лены стеклянные шарики, аналогичные описан-
ному в настоящем сообщении. Различные дока-
зательства свидетельствуют в пользу пх образо-
вания посредством метеоритного соударения [3,
4]. Несмотря на то, что ни один из критериев
плавления от удара (например, «шоковые» кри-
сталлические включения, мономинеральпый со-
став, гетерогенный состав, Ni — Fe шарики)
не применим к стеклянному шарику пз образца
«Луны-16», по аналогии можно полагать, что он
образовался при соударении.
Большинство стеклянных шариков пз проб
«Аполлонов» по химическому составу близки к
составу породы или реголита из той же пробы
(или того же места отбора), что и шарик [4].
Аналогичным образом, сравнение стеклянного
шарика пробы «Луны-16» по химическому со-
ставу со средними данными по породам и ре-
голиту проб станций «Аполлон» и «Лупа-16»
показывает, что исследованный шарик имеет
состав, более близкий к реголиту «Луны-16»,
чем к породам и реголиту любой пз проб «Апол-
лонов» (см. таблицу).
Я весьма обязан доктору Л. С. Вальтеру за
разрешение использовать прибор электронного
рентгеноспектрального анализа в Годдаровском
Центре космических полетов. Ф. Вуд оказал
помощь в проведении анализов. Т. Нагасе полу-
чил фотографии на сканирующем электронном
микроскопе. Дж. А. Гласс помогла в подготовке
рукописи. Работа осуществлялась при поддерж-
ке НАСА, контракт NGR 03-001-029.
Литература
1. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 1, 1.
2. Goldstein J. I., Cornelia P. A. A computer program for
electron microanalysis in the fields of metallurgy and
geology.— Goddard Space Flight Center, Publication
X-642-69-115, 82, 1969.
3. Chao E. С. T., Boreman J. A., Minkin J. A., James О. B.,
Desborough G. A. Lunar glasses of impact origin: phy-
sical and chemical characteristics and geologic impli-
cations.—J. Geophys. Res., 1970, 75, 7445.
Кафедра геологии, Дславарский университет,
Ньюарк, Делавар, США
4. Glass В. Р. Investigation of glass particles recovered
from Apollo 11 and 12 fines: Implications concerning
the composition of the lunar surface.— Goddard Space
Flight Center, Publication X-644-71-414, 1971, 29.
5. Lunar Sample Preliminary Examination Team. Preli-
minary examination of lunar samples from Apollo IL—
Science, 1969, 165, 1211.
6. Lunar sample Preliminary Examination Team. Preli-
minary examination of lunar samples from Apollo 12.—
Science, 1970, 167, 1325.
7. Lunar Sample Preliminary Examination Team. Preli-
minary examination of lunar samples from Apollo
14.—Science, 1971, 173, 681.
Э. Реддер,
П. Вейблен
ВКЛЮЧЕНИЯ
СИЛИКАТНОГО РАСПЛАВА
И СТЕКЛА
В ОБРАЗЦАХ ГРУНТА
ИЗ КЕРНА,
ДОСТАВЛЕННОГО
«ЛУНОЙ-16»
Более 2000 фрагментов (<Z425 мкм) общей пло-
щадью в несколько квадратных миллиметров полиро-
ванной поверхности из двух образцов керна лунного
грунта были изучены под микроскопом и проанализи-
рованы с помощью микрозонда. В целом включения си-
ликатного расплава и стекла отличаются от тех, кото-
рые наблюдались в пробах, доставленных экспеди-
циями «Аполлон». Включения расплава в оливине со-
держат ориентированные кристаллы-узники, причем та-
кая эпитаксия характерна и для внешнего окружения
кристаллов, чего не наблюдалось в других лунных об-
разцах. Включения в ильмените, вероятно, захватыва-
лись в течение последовательных стадий дифферен-
циации. Представляется достаточно вероятным возник-
новение несмесимости в силикатном расплаве на позд-
них стадиях кристаллизации. Состав расплава близок,
но не идентичен тому, который установлен для образ-
цов «Аполлона-11» и «Аполлона-12». Сравнения анали-
тических данных по соотношению щелочей для любого
объема породы и для вещества поздней стадии пока-
зывает, что расплавы, обогащенные кремнеземом, яв-
ляющиеся производными различных пород, сильно от-
личаются друг от друга. Это принципиально важно для
изучения поздних этапов дифференциации. Для облом-
ков и шариков стекла характерно большое разнообра-
зие структур, что отражает значительные вариации со-
става и условий остывания. Для двух изученных час-
тей керна (зона А и зона Д) не найдено каких-либо
заметных отличий.
Введение. Настоящее исследование проведе-
но по 2099 частицам в семи полированных шли-
фах, приготовленных из двух проб лунного
грунта с размерами частиц от 75 до 425 мкм
(шлифы 301, 303, 304, 311, 315, 318, 320). Об-
щая поверхность, доступная для изучения, не
превышала нескольких квадратных миллимет-
ров, что следует иметь в виду при рассмотрении
полученных выводов. Однако на основании изу-
чения большого числа обломков в семи шлифах
можно полагать, что изученный образец — до-
статочно типичный и представительный для
лунного реголита с таким размером частиц. Кро-
ме того, под микроскопом было просмотрено не
столь тщательно еще 1230 зерен в семи подоб-
ных шлифах. Все шлифы сделаны в Смитсони-
анской астрофизической лаборатории (SAO) из
более крупных фракций двух образцов по 25 мг:
одного из зоны А (глубина 6 см. шлифы 311,
315, 318, 320) и другого из зоны Г (глубина
30 см. шлифы 301, 303, 304). В настоящей
статье для отдельных участков шлифов указы-
вается сначала номер шлифа (по SAO), а за-
тем номер участка (например, 313-107). Подроб-
ное описание всего керна дано А. П. Виноградо-
вым [10]. Отдельными фрагментами являются:
брекчия, стекло, частично раскристаллизованное
стекло, отдельные кристаллы, обломки поликри-
сталлических изверженных пород.
Многое из того, что было установлено при
исследовании включений расплава в образцах
станций «Аполлон-11» и «Аполлон-12» [7, 8],
характерно также и для образцов «Луны-16».
Поэтому во избежание повторений мы не приво-
дим здесь некоторых описаний, которые чита-
тель может найти в наших предыдущих публи-
кациях.
Наша основная цель состояла не в том, чтобы
представить стандартное петрографическое опи-
сание и анализ основных минералов, а скорее в
том, чтобы оценить, являются ли данные по
включениям расплавов достаточными для выяв-
ления направления кристаллизации и дифферен-
циации. Попутно с изучением мелких включе-
ний были отмечены некоторые другие явления,
которые здесь также описываются, несмотря на
то, что иногда их интерпретация затруднитель-
на. Однако эти данные могут оказаться полез-
ными для других исследователей. Совершенно
очевидно, что значительно большая работа необ-
ходима для того, чтобы извлечь максимум ин-
формации пз этих образцов, однако наше иссле-
240
Реддер, П. Вейблеи
Рис. 1—5. Включения расплава в кристаллах оливина (фено-
кристаллах). Все фотографии в проходящем свете
1. Очень маленькое включение с энитакспческими прораста-
ниями ильменита и пузырьком пара (за счет сжатия) предполо-
жительно в базальтовом стекле. Масштабная черточка 5 ли.Л1
(Зо'1-
2. Маленькое включение с нштаксическнми прорастаниями
ильменита (две черные пластинки) и плагиоклаза (светлые пла-
стин кп.) в зернистой массе кристаллов пироксена. Включение
пара не в фокусе. Масштабная черточка 1о мкм (3п4-3)
3. Очень крупное включение с двумя лпптаксически ориен-
тированными пластинками ильменита, толстой пластинкой пла-
гиоклаза (Р) и стеклом (G). Объем стекла в атом включении
лаиболыний из всех изученных включении в оливинах. Мас-
штабная черточка 10 л!?,л1
4. Кристалл оливина, содержании! рас к ристал, шзоваиное
включение расплава (1) с дочерними кристаллами пироксена и
ильменита; два кристалла хромшпинелн (черные) и плоскость
вторичных включений расплавов (S). Масштабная черточка
1оп Л1КЛ1 (320-2*.IS)
5. Включения расплава, каждое из которых ныне состоит
пз коричневого стекла, зернистого пироксена, пластинок и .та"
гиоклаза, ильменита, газовых пузырьков (заметны только яри
изменении фокусировки) и оливина состава Foe2.25Fa37.25/.H0.4,,
(табл. 2, Л? 27 и 2S). Кристаллы ильменита ориентированы вдоль
плоскости (1оо) оливина, как и в ранее описанных образцах, но
срастание не столь совершенно. Обратите внимание, что такие
же пластинки ильменита расположены и вокруг криста.тла.
7111НИП показывают положения разрезов, изображенных па рис. 6;
включение не выходит на поверхность, так что разрез проходит
только по оливину. Включение под разрезом II выходит на по-
верхность и пересекается этим разрезом. Масштабная черточка
1и мкм (ЗпЗ-51)
дование было строго регламентировано во
времени.
Анализы выполнены с помощью электронно-
го микрозонда па приборе модели 400-МАС на
факультете геологии и геофизики Университета
Миннесоты. Во всех случаях работали в режиме
зонда: 20 кв, 0,03 ма. Высокая воспроизводи-
мость фиксирования аналитических точек, 20-се-
кундное время изменения рентгеновской интен-
сивности и дублированное сравнение образцов
и стандартов позволили значительно снизить
влияние ошибки в определении интенсивности
па точность анализов. Мы пытались также про-
анализировать те участки стекла, которые каза-
лись гомогенными, с диаметром, превышающим
10 мкм, но это оказалось пе всегда возможным,
и этим объясняются, вероятно, низкие величины
сумм в некоторых анализах (табл. 1, 2).
Обработка результатов проводилась так же,
как и для образцов «Аполлона-11» и «Аполло-
на-! 2» [7,8].
Риолитовое и базальтовое стекло использова-
ли в качестве стандартов для анализов с высо-
ким содержанием кремнезема и с высоким содер-
жанием железа. Аналитические данные по ми-
нералам получали путем графической экстрапо-
Включения силикатного расплава и стекла в образцах грунта из керна
24
ляции по калибровочным кривым с учетом фона
[9] при сравнении со стандартами природных
минералов близкого состава. Стандартные от-
клонения для анализов высококремнеземистых
и высокожелезистых стекол находятся в преде-
лах ошибок, которые можно ожидать из-за влия-
ния среды, а также негомогеиностп и малых раз-
меров анализированных включений. Последний
вид ошибок был оценен на основании несколь-
ких анализов высококремнеземпстых стекол,
сделанных для одного и того же включения
трижды, но в разное время. Незначительный
размер проанализованных включений и их стек-
ловатая природа ставили строгие ограничения
в надежности определений Na.
Расфокусированный зонд не мог быть ис-
пользован для уменьшения эффекта падения
интенсивности Na со временем. Максимальные
содержания Na для высококремнеземистых и
высокожелезистых расплавов, очевидно, более
представительны для реальных составов, но да-
же и они могут быть ненадежными. Хотя
электронный пучок при фокусировке был поряд-
ка 1—2 мкм, минимальное приблизительное
пространственное разрешение в анализах 4—
5 мкм, как это было оценено при пересечениях
границ стекло — минерал (рис. 6).
Нормальные включения расплава в оливине.
Несмотря на то, что образец содержал сравни-
тельно мало обломков зерен олпвпна и оливин-
содержащих пород, некоторые из кристаллов
оливина действительно содержали включения
силикатного расплава, и фазовый состав включе-
ний близок к тому, что был описан для образцов
«Аполлонов» (см. рис. 1—5). Малый размер
зерен мешал точной идентификации, но очень
похоже, что изученные зерна оливинов представ-
ляют собой фенокристаллы, поскольку окружа-
ющие пх минералы значительно меньше по раз-
мерам. Очень мелкие включения (<5 мкм) чаще
всего состоят из силикатного стекла и газового
пузырька. Более крупные содержат также таб-
литчатые кристаллики ильменита и плагиоклаза,
ориентированные параллельно плоскости (100)
оливина. Только очень немногие пз этих крис-
таллов-узников располагались на поверхности и
были доступны для анализа. Количество таких
кристаллов-узников слишком мало для точного
анализа, однако данные по соотношению основ-
ных компонентов подтверждают оптические из-
мерения.
После кристаллизации минералов-узников
расплав может при охлаждении переходить
в стекло (см. рис. 1 и 3) пли раскрпсталлпзо-
вываться в массу мельчайших кристаллов пи-
роксена (см. рис. 2 и 4). Минерал-хозяин
(оливин) имеет состав, приблизительно соответ-
ствующий Fow— Faw (см. табл. 2).
Ранее мы указывали [7, стр. 828], что эпи-
таксия плагиоклаза и ильменита, характерная
для дочерних кристаллов во включениях в оли-
вине, не устанавливается для зерен и фенокри-
сталлов оливина в лунных породах. Дривер и
Джонстон [1] описали прпмер такого ориенти-
рованного роста ильменита вокруг олпвпна в
земных породах, но объяснили это замещением.
Рис. 6. Профили распределения железа во включениях рас-
плава и во вмещающем оливине, полученные на электронном
микрозонде (линия Ка). В каждом случае (а и б) шкалы содер-
жаний железа относятся к верхнему профилю, нижний про-
филь во избежание наложения смещен
а — пересечение включения, показанного на рис. 3: профиль
I проходит только через оливин и стекло, профиль II — через
оливин, плагиоклаз-узник, стекло и снова оливин; на этих
профилях отмечается зональность в оливине
б — пересечение через включение, показанное на рис. : про-
филь I проходит только через оливин (включение, которое вид*
но на рис. 5, располагается ниже поверхности шлифа) и ха-
рактеризует зональность распределения в нем FeO: профиль
II показывает такую же зональность, гетерогенность вклад*
чений и отсутствие сколько-нибудь заметного градиента соста-
ва оливина вблизи включений.
Крутизна наклонов кривых профилей на границе фаз опре-
деляет меру разрешения электронного микро зондового анализа
(4—5 лемм)
16 Лунный грунт
242
Э. Реддер, П. Вейблен
Таблица 1. Данные электронного микрозонда по несмесимым высококремнеземистым расплавам в об-
разцах «Луны-16» (в %). Аналитик П. Вейблен
Анализ Шлиф Частица * 1 311 33 2 311 33 3 311 33 4 311 41 5 311 41 6 304 57 304 156 8 304 156 9 303 30
SiO3 76,5 76,0 76,0 76,5 77,2 76,0 71,0 74,0 75,4
AI2O3 9,6 9,2 9,8 9,2 9,2 9,6 9,6 10,5 12,3
FeO 5,2 6,0 4,0 4,0 3,4 2,8 6,0 4,2 3,4
СаО 1,4 1,0 1,4 1,4 1,7 0,8 1,9 2,2 1,4
MgO 0,'45 0,44 0,40 0,24 0,20 0,0 0,0 о,о 0,18
Na2O 0,3 0,6 0,3 0,6 — 1,4 2,7 1,9 1,4
К2О 4,8 4,9 4,6 4,7 5,3 3,7 3,9 3,9 4,9
TiO2 0,80 0,71 0,50 0,50 0,65 0,31 0,80 0,21 0,50
P2O5 0,05 0,05 0,05 0,05 — 0,08 1,95 1,8 0,00
MnO 0,08 0,09 0,09 0,10 0,13 0,04 0,05 0,4 0,13
Сумм a 99,18 98,99 97,14 97,29 97,78 94,73 97,90 99,11 99,61
Таблица 1 (окончание)
Анализ 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19
Шлиф 303 303 303 315 320 320 320 320 320 320
Частица* 56 56 56 14 16 17 18 18 19 21
SiOs 74,9 77,1 76,0 76,2 77,7 75,5 1 31,8 75,7 74,7 77,8
AI2O3 12,4 10,9 10,9 10,2 11,8 9,7 ' 10,1 12,2 12,2 12,2
FeO 2,2 3,4 2,0 5,8 1,5 3,9 2,6 2,3 2,9 2,6
СаО 1,6 1,5 1,4 2,2 1,4 1,3 1,0 2,7 2,0 2,2
MgO 0,05 0,1 0,01 0,0 0,74 0,14 — 0,01 0,15 0,15
Na2O 0,97 0,17 0,31 0,45 0,93 0,63 — 0,12 0,99 0,69
К2О 6,0 6,1 7,1 5,3 6,0 4,1 5,1 5,8 5,7 4,5
TiO2 0,72 0,66 0,59 0,94 0,36 2,7 0,55 0,10 0,44 0,72
P2O5 0,0 0,0 o,o 0,0 0,00 0,00 — 0,00 0,06 0,28
MnO 0,00 0,0 o,o o,o 0,01 0,17 — 0,0 0,01 0,00
Сумма 98,84 99,93 98,31 101,09 100,44 98,14 101,15 98,93 99,15 101,14
Максимальное Минимальное Среднее из Стандартное 1 Среднее из 33 Среднее из 15 анализов
значение 1 — 19 значение № 1—19 № 1—19 отклонение . анализов «Аполлона-12» «Аполлона-11»L7 J [gj
SiO2 81,8 71,0 76,1 2,04 75,4 76,3
AI2O3 12,4 9,2 10,6 1,21 11,5 11,5
FeO 6,0 1,5 3,6 1,37 2,5 3,0
CaO 2,7 0,80 1,7 0,56 1,8 1,6
MgO 0,74 0,00 0,18 0,20 0,26 0,07
Na2O 2,7 0,12 0,85 0,68 0,37 0,14
K2O ?,1 3,7 5,0 0,93 6,5 6,7
TiO2 2,7 0,10 0,72 0,56 0,52 0,68
P2O5 1,95 0,00 0,26 0,61 — 0,15
MnO 0,17 0,00 0,05 0,04 — 0,05
Сумм a 99,06 98,85 100,813*
* Два и более анализов по одной и той же частице относятся к различным включениям и не являются дублями.
«* В сумму включена ВаО — 0,62%.
Примечание к анализам. 6. См. рис. 7. 7. См. рис. И; вероятно, включает некоторое количество апатита. 8.
см. рис. И; вероятно, включает некоторое количество апатита. 10. См. рис. 8. И. См. рис. 8. 12. См. рис. 8.
13 См.рис. 9. 15. Вероятно, включает некоторое количество ильменита.
Включения силикатного расплава и стекла в образцах грунта из керна
243
Таблица 2. Данные электронного микрозонда по составу несмесимого высокожелезистого расплава и других
фаз. Образцы «Луны-16» . Аналитик П. Вейблен
Состав фаялита, содержащего
Включения несмесимого высокожелезистого расплава включения высококремнеземистого
расплава
Анализ Шлиф Частица 20 311 41 21 315 14 90 320 19 среднее из №20—22 стандартное откло- нение среднее из 6 анали- зов «Аполлона-11» [7] среднее из 5 анали- зов «Аполло на-12» [8] 23 311 33 24 303 56 25 320 16 «о сч д сч
26 311 41 среднее из № стандартное отклонение
SiO2 46,0 44,7 37,8 42,8 4,4 44,1 42,2 33,0 30,7 30,0 31,2 1,3
А120з 3,0 4,1 5,9 4,3 1,5 3,0 5,4 0,8 0,0 0,08 0,5 0,34 0,31
FeO 35,0 34,0 41,5 36,8 4,1 30,6 32,9 64,0 66,3 66,5 62,0 64,7 1,8
СаО 10,0 11,3 8,7 10,0 1,3 10,7 10,7 1,0 0,73 0,63 1,0 0,84 0,14
MgO 0,65 0,68 0,42 0,58 0,14 2,1 0,79 0,21 3,2 0,07 1,2 0,49 0,5
Na2O 1,8 0,0 0,0 0,60 0,95 0,13 0,16 0,2 — — 0,0 0,1 —
К2О 0,05 0,13 0,46 0,21 0,21 0,26 0,41 0,92 — — 0,91 0,92 —•
TiO2 3,4 4,5 4,9 4,27 0,78 4,0 4,2 0,58 0,21 0,07 0,2 0,26 0,17
Р2О5 0,81 0,35 1,1 0,77 0,39 —• 0,57 0,06 — — —. 0,06 —.
MnO — 0,36 0,42 0,26 0,23 — 0,32 — 0,93 1,2 — 1,1 —
Сумма 100,71 100,12 101,20 100,59 — 94,89 97,65 100,77 102,07 — 95,81 100,01 —
Таблица 2 (продолжение)
Включение расплава в оливине Включение расплава в ильмените Раскристал- лизованные шарики
Анализ Шлиф Частица оливин включение 27 28 303 303 51 51 включение 29 320 20 включе- ние 30 320 22 включе- ние 31 320 21 среднее из № 29—31 стандарт- ное откло- нение ильменит’ 32 320 21 33 311 18
SiO2 36,3 48,4 57,7 62,3 75,6 65,2 9,3 — 42,4
А120з 0,0 13,3 11,3 14,6 10,8 12,2 2,1 0,26 9,5
FeO 32,2 12,2 17,7 7,6 1,9 9,1 8,0 45,2 24,3
СаО 0,26 14,0 1,3 3,4 1,4 2,0 1,2 — 6,3
MgO 31,5 3,8 0,13 0,4 0,27 0,27 0,13 1,0 16,3
Na2O — 0,0 0,93 1,3 1,0 1,1 0,19 — 0,09
К2О — 0,43 2,9 3,8 4,8 3,8 0,95 — 0,36
TiO2 0,20 5,6 7,7 2,9 1,2 3,9 3,4 52,4 0,50
Р2О5 — 0,16 0,14 — 0,12 0,09 0,03 — 0,00
MnO 0,51 0,51 0,04 — 0,0 0,01 0,001 0,28 —
Сумма 100,97 98,40 99,84 96,30 97,09 97,67
99,37 99,75
Примечание к анализам. 21. См. фиг. 9. 24. См. фиг. 8. 25. SiO2 не слр. 27. См. фиг. 5. 28. См. фиг. 5, анализ
расфокусированным лучом. 32. Сг2О3 — 0,22. 33. Среднее из анализов двух сснсвных фаз (нспдсеп! (Ji-lej сванных).
1 6*
244
Э. Реддер, П. Вейблен
Мы по наблюдали этого ни в одном из образцов
«Аполлонов», в то время как нескольким зернам
оливина из образца «Луны-16» это действитель-
но свойственно (шлифы 303, 318; см. рис. 5).
Причина подобного различия неизвестна, но ско-
рее всего ее следует искать в различных скоро-
стях кристаллизации [6].
Оливины часто имеют затвердевшие непро-
зрачные включения, иногда октаэдрических
очертаний, представляющих собой высокохроми-
стую, высокотитанистую шпинель (см. рис. 4).
Полного их анализа не проводилось, но весьма
вероятно, что они близки к шпинелям образцов
станций «Аполлон». На рис. 4 также показана
одна из зон вторичных включений расплава в
оливине. Однако так же, как и для «Аполлонов»,
большинство включений являются первич-
ными.
Одно из включений расплава в оливине ока-
залось пригодным для анализа (см. рис. 5,
табл. 2, № 28). Хотя включение и мало по разме-
ру, мы использовали расфокусированный зонд,
поскольку содержимое имело кристаллическую
природу. Расфокусированные пучки можно ис-
пользовать при анализе очень тонкозернистого
вещества, но в данном случае кристаллы были
довольно большими, так что не каждый их уча-
сток был достаточно представительным. Соглас-
но аналитическим данным, включения имеют
состав высокотитанистого базальта и предполо-
жительно соответствуют магме, из которой фор-
мировались фенокристаллы оливина, за вычетом
того, что пошло на кристаллизацию оливина на
стенках включения.
Полезно сравнить состав проанализирован-
ного включения (№ 28) с другими анализами
включений в лунных минералах. Включение в
оливине из породы (10020), доставленной
«Аполлоном-11», которое удалось гомогенизиро-
вать в лабораторных условиях [7, стр. 810], ха-
рактеризуется более низким содержанием SiO2,
А120з, СаО, К2О и более высоким FeO, MgO и
TiO2.
В противоположность этому включения с
низким содержанием кремнезема в ильмените
образца «Луны-16» (см. табл. 2, № 29) имеют
более высокие содержания SiO2, К2О и более
низкие СаО и MgO. Если эти различия не явля-
ются следствием отложения вещества (ильмени-
та или оливина) на стенках включений, то мож-
но предположить, что включение в оливине
(«Луна-16») представляет промежуточную ста-
дию дифференциации между более ранней маг-
мой (включение в оливине 10020) и более позд-
ней (включение в ильмените «Лупы-16»). За ис-
ключением очень низкого содержания MgO,
включение в оливине «Луны-16» по составу
очень близко к трем включениям расплава в
оливине образца 12018 «Аполлона-12». Различие
в содержании MgO можно объяснить различием
в количестве оливина, осевшего на стенках
включения.
Сравнение включений в оливине «Луны-16»
по составу с другими проанализированными
включениями расплава в оливинах можно про-
вести с помощью коэффициентов распределения
KD и KDl [8] между расплавом и минералом-хо-
зяином:
% ___ мольная доля MgZ(Mg-f-Fe) в расплаве
D ~ мольная доля Mg/(Mg + Fe) в оливине
и рг _ мольная доля Fe/(Mg+Fe) в оливине
D1 мольная доля Mg/(Mg 4- Fe) в стекле
мольная доля Mg/(Mg4~Fe) в стекле
мольная доля Mg/(Mg 4- Fe) в оливин#
Коэффициенты «Аполлон-11», «Аполлон-12», «Луна-16»,
распределения обр. 10020 обр. 12018 обр. 303-51
KD 0,55 0,75 0,56
KD> 0,26 0,40 0,32
Согласно данным микрозонда (рис. 6) по пе-
ресечению через фенокристаллы оливина (см.
рис. 5), оливин зонален по составу с более высо-
ким содержанием Mg в центре. Этот оливин не
имеет существенных различий в составе по срав-
нению с расплавом во включении. Некоторые
изменения состава установлены для нескольких
образцов «Аполлона-12» [8, стр. 515], и потому
состав других зерен оливина в образцах «Лу-
ны-16» следовало бы также проверить.
Нормальные включения расплава в других
минералах. Плагиоклазы, так же как и в образ-
цах «Аполлонов», практически не содержат нор-
мальных включений расплавов. Немногие из
кристаллов ильменита (например, 313-107) со-
держат сравнительно большие овальные включе-
ния расплавов. Аналитические данные для тех
трех из них, которые удалось проанализировать,
как бы заполняют пробел между «базальтовым»
составом включений в оливине с низким содер-
жанием кремнезема и высоким железа и соста-
вом включений расплавов с высоким содержани-
ем К, образовавшихся вследствие несмесимо-
сти. При этом ни одно из них не имеет тех не-
объяснимо низких содержаний кремнезема и
высокпх К, какие были получены при анализе
аналогичных включений в ильмените «Аполло-
на-11» [17, стр. 823]. Другие кристаллы ильме-
нита являются «скелетными», и кажущиеся си-
ликатные включения в них в действительности
представляют собой результат пересечения их с
включения силикатного расплава и стекла в образцах грунта из керна
245
плоскостью среза. Обычно устанавливается, что
они состоят пз единичных кристаллов пироксе-
на или плагиоклаза.
Включения расплава, образовавшиеся вслед-
ствие несмесимости силикатов. Многие извер-
женные породы и обломки минералов в этих
шлифах обладают по крайней мере некоторыми
признаками, свидетельствующими о несмесимо-
сти сосуществующих силикатных расплавов
калиево-гранитного и ферроппроксенитового
составов, перечисленных Реддером и Вейбленом
[7, стр. 812]. Наиболее частным из них являет-
ся присутствие в пироксене мельчайших вклю-
чений, по-видимому, высококремнеземпстого
стекла совместно с пузырьком и непрозрачным
дочерним минералом (скорей всего, ильмени-
том). Хотя обломки в образцах обычно слишком
мелки, чтобы можно было ясно разглядеть про-
странственные взаимоотношения, в шлифах
многих кристаллических изверженных пород со
всех четырех мест посадок «Аполлонов» наблю-
даются подобные включения по границам круп-
ных зерен пироксена и особенно в прилегающих
мезостатических зонах. Их внезапное появление
во время образования кристалла, по всей вероят-
ности, свидетельствует о начале расслоения ма-
теринского расплава на поздней стадии его кри-
сталлизации. В некоторых кристаллах плагио-
клазов из образцов «Луны-16» наблюдаются
правильные ряды, образованные включениями
высококремнеземпстого расплава и идущие
вдоль внешних границ кристаллов, соприкаса-
ющихся с кристаллами пироксена, как показа-
но на рис. 14 [7]. Некоторые образцы «Лу-
ны-16» достаточно велики, чтобы их можно бы-
ло исследовать с помощью микрозонда (рис. 7).
Эти включения бесцветны, с очепь низким
показателем преломления и, вероятно, представ-
ляют собой более кислую часть двух несмесимых
расплавов. Только немногие пз них были пригод-
ны для анализа (см. табл. 1). Так же, как и в
образцах «Аполлонов», сосуществующий высоко-
железистый расплав во включениях раскристал-
лпзован, и это маскирует свидетельства его пер-
воначального присутствия. Тем не менее неко-
торые участки, очевидно, охлаждались быстро,
так что можно видеть мениск между высоко-
кремнеземистым расплавом (стекло) и тем-
ными зеленовато-коричневыми глобулямп (ша-
риками) высокожелезистого расплава, теперь
слегка раскристаллизованного. Наилучшие при-
меры можно видеть в случае, когда шарики стек-
ла находятся в высокожелезистом расплаве
в интерстициях между кристаллами плагиокла-
за (рис. 10, И). К сожалению, ни один из таких
шариков не расположен близко к поверхности и
потому не годится для анализа, а три проанали-
зированных (см. табл. 2. № 20—22) — значи-
тельно раскристаллизованы (рис. 9). Большая
часть фрагментов кристаллических пород свиде-
тельствует о более медленном охлаждении, так
что в интерстициях появляются поздние кри-
сталлы фаялита, каждый из которых содержит
шарик стекла с высоким содержанием кремне-
зема (см. рис. 8). В таких плохо раскристалли-
зованных участках (мезостазисе) минеральная
ассоциация представлена кремнеземом (трпди-
мит и кристобалит), калиевым полевым шпатом,
апатитом, троилитом, металлическим железом и
некоторыми другими подчиненными фазами. Мы
считаем, что фаялит образовался путем медлен-
ной кристаллизации песмеспмого более желези-
стого расплава, который первоначально был ас-
социирован с более кислым расплавом.
В табл. 1 представлены аналитические дан-
ные по 19 различным участкам более кислого
стекла. Выбор участков был основан па оптиче-
ских данных, картинах сканирования и катод-
ной люминесценции. Эти анализы различаются
между собой. Однако величины стандартных
отклонений сравнительно невелики, если учи-
тывать, что различные зерна имеют различ-
ное происхождение, что некоторые включения
содержат очень мелкие кристаллики или шари-
ки высокожелезистого расплава п что включе-
ния сами очень малы, даже для анализа микро-
зондом. Важно, что различия между отдельными
зонами в пределах одного зерна в общем мень-
ше, чем между зернами.
Хотя количество образцов явно недостаточ-
но, заметны достоверные различия в составе
несмешивающихся силикатных расплавов из
образцов «Луны-16», «Аполлона-11», «Аполло-
на-12». Пределы изменения индивидуальных
составов всегда перекрываются, но в нашем
распоряжении имеется достаточно данных,
чтобы сравнение усредненных анализов из
этих трех мест было достоверным (табл. 1—3).
Стекло с высоким содержанием кремнезема из
образцов «Луны-16» богаче Fe, Na и Ti и бед-
нее А1 и К по сравнению с образцами из дру-
гих мест. Нет уверенности в том, что химиче-
ские изменения, происходящие при кристалли-
зации единого расплава, будут воспроизводить-
ся при кристаллизации одного из двух или
обоих расплавов, возникших после расслоения.
Найденные химические различия могут быть
обусловлены пли разным ходом изменения сос-
тава, или отличиями в степени дифференциации
расплавов одинакового состава. Если принять
последнее предположение о том, что основные
черты дифференциации, а следовательно, и ход
246
Э. Реддер, П. Вейблен
изменений состава для всех трех районов одина-
ковы, то содержания Fe, Ti, Al и К в высоко-
кремнеземистых стеклах из образцов «Лу-
ны-16» — результат закалки расплавов на бо-
лее ранних стадиях. Но богатый Fe расплав в
образцах «Луиы-IG» содержит больше Fe и
меньше Са и Mg, чем расплав в образцах «Апол-
лонов». Это заставляет сделать противополож-
ное предположение о степени дифференциации.
Как отмечалось при изложении методов ана-
лиза, величины содержания Na наименее точны.
Однако необходимо отметить, что усреднен-
ная величина K2O/Na2O (весового отношения)
в богатых кремнеземом расплавах «Лупы-16»
равна только 6, в то время как соот-
ветствующие соотношения для образцов «Апол-
лона-! 1» и «Аполлона-12» равны 18 и 48. Этот
результат противоположен тому, что можно
было бы ожидать из аналитических данных
А. П. Виноградова [10]. Он показал, что
кристаллические породы «Луны-16» характе-
ризуются самым низким содержанием МагО
(из всех трех мест) и самым высоким (0,39)
K2O/Na2O отношением. По-впдпмому, состав од-
ного пз конечных продуктов дифференциации
этих лав, высококремнеземпстого стекла, не от-
ражает отношения этих двух, достаточно второ-
степенных компонентов в исходных магмах.
Таблица 3. Средние значения содержаний Na2O
и К2О в лунных образцах (в вес.%)
Объект
Число
анализов
Ха2О КгО K2O/Na2O
Кристаллические пор о д ы
«Аполлон-12» [3] 9 0,45 0,065 0,14
« Аиоллон-11» [2] 8 0,55 0,14 0,25
«Лупа-16» [10] 1 0,38 0,15 0,39
«Аполлок-14», 14053 [4] 1 0,38 0,14 0,37
«Аполлоп-14», 14310 [4] 1 0,63 0,53 0,84
Реголит
«Аполлон-12» [3] 1 0,40 0,18 0,45
«Аполлон-11» [2] 1 0,54 0,12 0,22
«Луна-16» [10] 1 0,34 0,10 0,29
«Аполлон-14» (среднее) 1 0,57 0,52 0,84
[4]
В ыс о ко к р е м не зем и с т ы й о с т а т о ч н ы й
р а с и л а в
«Аполлон-12» [8] 15 0,14 6,7 47,9
«Аполлоп-11» [7] 33 0,37 6,5 17,6
«Лупа-16» (настоящая 19 0,85 5,0 5,9
статья)
Рис. 7 — 11. Включения расплава, образовавшиеся вследствие
несмесимости в силикатном расплаве. Масштабная черточ-
ка 10 мкм
7. Сложное зерно, в основном состоящее из субкальциевого
авгита и мелкого таблитчатого плагиоклаза (Р), который
содержит ряд включений высококремнеземпстого расплава
(табл. 1,№б) вдоль границы с пироксеном (стрелки). Про-
ходящий свет (304-57)
8. Многочисленные темные включения расплава, обогащенного
кремнеземом (табл. 1, 10—12), в кристалле фаялита (табл. 2,
•Nh 24). Наиболее светлые участки — сульфиды и металл.
Отраженный свет (303-50)
9. Обломок базальта в отраженном свете, характеризую-
щийся наличием нссмссимых расплавов в иптерстициях.
Они содержат шарики высококремнеземистого расплава,
перешедшего в стекло (Si) (табл.1, Л« 13), в тонкораскристал-
лизовапиом высокожелезистом расплаве (Fe) (табл. 2, 21).
Отражательная способность последнего значительно выше
(315-14)
10. Обломок базальта с бесцветным высококремнеземистым
расплавом (Si) в пнтерстпцпях между кристаллами раннего
плагиоклаза и несколькими темно-коричневыми шариками
высокожелезистого стекла (313-125)
11. Клинообразная масса стекла, обогащенного кремнеземом
(Si) (табл. 1, №7, 8), включенная в плагиоклаз. Непрозрач-
ные зерна — ильменит. В высококремнеземистом стекле
много мелких стекловатых шариков высокожелезистого рас -
плава (304-156)
Рис. 12 — 21. Шарики стекла и различные структуры кристал-
лизации. Все в проходящем свете. Масштабная черточка
10 мкм
12. Шарик стекла желтого цвета с газовым пузырьком в центре,
сейчас заполненным эпоксидной смолой, на которой при-
готовлен шлиф (320-505)
13. Аналогичен рис. 12, по со значительно более мелким пузырь-
ком, расположенным в центре (SiO2 — 41%); (320-911)
14. Шарик cTCKaa(SiO2 — 44;FeO — 14;СаО — 11 %). Трещины
образовались, вероятно, при приготовлении шлифа (320-
511)
15. Светлый шарик стекла (SiO2 — 47; FeO — 6; СаО — 23%),
содержащий мелкие непрозрачные октаэдры. Несмотря на
то,что эти октаэдры слишком малы для анализа, можно пред-
положить, что это металлическое железо (320-513)
16. Обломок стекла предположительно плагпоклазового состава,
в котором раскрнсталлпзация началась от внешней границы
по направлению к центру. Содержит несколько четких окта-
эдров железа, на фотографии они не видны. Николи 4- (ча-
стично). Масштабная черточка 100 мкм (315-175)
17. Раскристаллнзованный шарик, характеризующийся вы
соким содержанием, Са и низким — Fe. Сейчас состоит из
лейст, заключенных в более кремнеземистом стекле. Мас-
штабная черточка 100 мкм (315-32)
18. Капля стекла, раскрпсталлпзовавшаяся в тонковолокнистую
массу двупреломляющих кристаллов. Состав ядра и внешней
зоны в общем идентичен и обогащен плагиоклазом (320-10)
19. Обломок стекла, по составу высокожелезнстый пироксен,
в настоящее время полностью раскристаллпзован. Характер-
но появление зародышей этих кристаллов на мелких непроз-
рачных шариках, предположительно состоящих из металли-
ческого железа (показано стрелками; 320-284)
20. Частично раскристаллнзованный фрагмент стекла с дендри-
том высокожелезпстого ортопнроксена (?) в более кремнезе-
мистом и более кальциевом стекле (320-855)
21. Необычный дендритный рост непрозрачного минерала как
«вторичного включения»,заполняющего трещину в спльно-
трещиповатом зерне минерала (320-284)
Включения силикатного расплава и стекла в образцах грунта из керна
2А1
248
Э, Реддер, П, Вейблен
Из данных по другим компонентам возмож-
на и иная интерпретация величин содержания
щелочей: остаточные расплавы образовыва-
лись при охлаждении на различных стадиях —
ранней (образцы «Луны-16») и поздней (об-
разцы «Аполлона-12»).
Тогда кристаллизация позднего плагиокла-
за должна приводить к повышению K2O/Na2O
отношения в остаточной жидкости, из которой
еще не началась кристаллизация калиевого
полевого шпата. Только два анализа кристал-
лических пород из образцов «Аполлона-14»
годятся для сравнения (см- табл. 3). Один из
них (14053) очень близок к образцу «Лу-
ны-16», другой (14310) отличается очень силь-
но от всех ранее проанализированных лунных
пород. Анализы высококремнеземпстого оста-
точного расплава из этих двух образцов (Roed-
der, Weiblen, рукопись подготавливается к пе-
чати) показывают сходную картину: образец с
наиболее высоким КгОДЧагО отношением в
породе характеризуется наиболее низким отно-
шением этих компонентов в расплаве, и наобо-
рот. Поскольку криповый компонент, описан-
ный для образцов реголита «Аполлона-12»,
может быть частично обогащен К [8] за счет
некоторого позднего, богатого кремнеземом и
калием расплава (стекла), интересно сравнить
отношение КгО/МагО для образцов из различ-
ных мест (см. табл. 3). Грунт, доставленный
со станции «Аполлон-12», имеет значительно
более высокое K2O/Na2O отношение по сравне-
нию со средней величиной для кристалличе-
ских пород этой территории. Добавка менее
2% богатого кремнеземом расплава упомянуто-
го состава может повысить содержание К2О и
отношение КгО/ЫагО до величин, найденных
для грунта. Если район посадки «Аполлона-14»
сложен в основном из пород, близких по соста-
ву к обр. 14053, то подобная добавка позднего,
обогащенного кремнеземом расплава была бы
необходима для получения указанного состава
реголита. Но если бы усредненная кристалли-
ческая порода, пз которой состав грунта
«Аполлона-14» может быть выведен, имела
состав, соответствующий составу породы 14310,
такая добавка не требовалась бы. Аналогич-
ным образом, если кристаллические породы
места посадки «Луны-16» имели такой состав,
как сообщалось А. П. Виноградовым, изме-
нения состава также не являлись бы необходи-
мыми.
Другие типы стекол. В изученных образцах
содержатся различные типы стекла, представ-
ляющие собой охлажденные расплавы различ-
ного происхождения. Многие шарики имеют
пузырек, обычно расположенный точно в цент-
ре (рис. 12 и 13). Такое расположение для
шариков более тяжелого темного стекла, ве-
роятно, может быть интерпретировано как
свидетельство образования в окололунном про-
странстве, вне гравитационного поля [5]. Одна-
ко более вероятно, что оба типа могли образо-
ваться на баллистической траектории, и, следо-
вательно, только при кажущемся нулевом зна-
чении поля гравитации. В таких условиях одна
флюидная фаза (газ или жидкость) располага-
ется в центре другой, так что толщина внешне-
го слоя жидкости постоянна вследствие дости-
жения минимума свободной энергии. Некото-
рые стекла охлаждались столь медленно (пли
позже вновь подверглись нагреву), что могли
раскристаллпзовываться. Как показано одним
из авторов [6], вариации в составе стекол
явились причиной того, что для них характе-
рен широкий спектр скоростей кристаллизации
и ядрообразования. В сочетании с большим
разнообразием температурных условий, кото-
рые, вероятно, могут быть различными для
каждого зерна, это приводит к целой гамме
структур кристаллизации или расстекловыва-
ния (девитрификации). Для некоторых шари-
ков стекла и фрагментов образцов характерна
кристаллизация от внешних частей к внутрен-
ним, очевидно, или за счет образования заро-
дышей на поверхности, или вследствие попада-
ния затравок при соприкосновении кристалли-
ческих частиц лунной пыли с поверхностью
(рис. 16). Другие раскрпсталлпзованы полно-
стью, начиная с внешней поверхности (рис. 17,
18), а есть еще и такие, которые, по-видимо-
му, раскристаллпзовались в результате образо-
вания многочисленных зародышей, распреде-
ленных по всей толще стекла (рис. 19, 20).
Хотя некоторые шарики стекла базальтово-
го состава химически и оптически однородны
(см. рис. 14), для других устанавливается
развитие зародышей кристаллов в виде мель-
чайших непрозрачных, беспорядочно рассеян-
ных пятнышек (см. рис. 15).
Большинство этих пятнышек слишком мало
для анализа (~ 1 мкм) либо расположено не
на поверхности. Некоторые пз них, очевидно,
являются металлическим железом, что согла-
суется с данными по стеклам образцов станций
«Аполлон». Интересным является то. что в
некоторых стеклах эти непрозрачные метал-
лические зерна образуют правильные сферы, в
то время как в других — четкие единичные
октаэдры. Одно из возможных объяснений со-
стоит в том, что эти сферы представляют со-
бой несмесимые жидкие капли металлического
Включения силикатного расплава и стекла в образцах грунта из керна
249
железа, осадившиеся под действием какого-
либо восстановительного процесса либо сме-
шанные со стеклом выше точки плавления
железа, а кристаллы образовались при прямой
кристаллизации железа вследствие диффузии
через мягкое стекло.
Некоторые из частично раскристаллпзован-
ных обломков и шариков анализировались с
целью проверки возможности их образования
как изолированных масс одного или несколь-
ких несмесимых силикатных расплавов. В этих
стеклах кристаллы представлены оливином,
пироксеном пли плагиоклазом в более крем-
неземистом, низкокалиевом стекле (и потому
не соответствующем расплаву гранитного сос-
тава). Некоторые из этих стекол по составу в
сущности близки к плагиоклазовым, п, вероят-
но, образовались вследствие плавления плаги-
оклаза пли анортозита при соударении, когда
они раскристаллизовались в спутанноволокни-
стую массу кристалликов плагиоклаза
(см. рис. 16. 18). Иногда частичная кристал-
лизация таких стекол вызывается разрушени-
ем включенных или захваченных пузырьков
пара, принимающих неправильную форму, как,
например, для основной массы, в которой рас-
Ли тература
1. Drever Н. I., Johnston R. Crystal growth of forsteri-
tic olivine in magmas and melts.— Trans. Royai Soc.
Edinburgh, 1957, 63, pt. 2, № 13.
2. LSPET (Lunar Sample Preliminary Examination
Team). Preliminary examination of lunar samples
from Apollo 12.—Science, 1969, 165, 1211.
3. LSPET (Lunar Sample Preliminary Examination
Team). Preliminary examination of lunar samples
from Apollo 12.— Science, 1970, 167, 1325.
4. LSPET (Lunar Sample Preliminary Examination
Team). Preliminary examination of lunar samples
from Apollo 14.— Science, 1971, 173, 681.
5. Masson C. R., Gotz J., Jamieson W. D., McLachlan J. L.
Chromatographic and mineralogical study of lunar
fines and glass.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 1, 957.
6. Roedder Ed. Natural and laboratory crystallization
положены «фенокристаллы» плагиоклаза (зер-
но 304-32).
Еще один тип раскрпсталлпзованного рас-
плава («вторичное включение») можно видеть
на рис. 21, где трещина в зерне, очевидно, за-
полнена расплавом, который затем раскристал-
лпзовался в дендрит непрозрачного минерала
(ильменит пли металлическое железо?) и вто-
рую фазу (пироксен?). Хотя найдено еще
несколько случаев такой структуры, ни один
из них не годился для аналитических определе-
ний.
Мы хотим поблагодарить Дж. А. Вуда за
изготовление шлифов п Дж. Кавано за помощь
в обработке результатов. В статье использова-
ны данные технических отчетов Д. Б. Стюарта
и Д. Р. Уопса. Мы также хотим поблагодарить
официальных лиц как в СССР, так и в США,
которые способствовали организации обмена
лунными образцами, что сделало возможным
проведение этого исследования. Различия,
установленные для образцов США и образцов
СССР, выявляют некоторые новые направле-
ния будущих исследований лунных и земных
процессов, что вряд лп было бы возможно без
такого сравнительного анализа.
of lunar glasses from Apollo 11.— Min. Soc. Japan
Spec. Paper 1 (Proc. IMA-IAGOD Meetings 1970, IMA
Vol.), 5, 1971.
7. Roedder Ed.. Weiblen P. W. Lunar petrology of sili-
cate melt inclusions Apollo 11 rocks.—Proc. Apollo
11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 1, 1970. 1, 801.
8. Roedder E.. Weiblen P. W. Petrology of silicate melt
inclusions Apollo 11 and Apollo 12 and terrestrial
equivalents.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 2. 1971, 1, 507.
9. Smith J. Г. X-ray emission microanalysis of rock-for-
ming minerals. П. Olivines.—J. Geol., 1966. 74, 1.
10. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl., 2, 1971, 1. 1.
Геологическая служба США. Вашингтон
Миннесотский университет, Миннеаполис. США
К. Кейл, ФРАГМЕНТЫ ПОРОД,
г. Курат, СТЕКЛА И ХОНДРЫ
М. Правд, ИЗ ГРУНТА
А. Грин «ЛУНЫ-16»
С помощью электронного микрозонда были опре-
делены общие составы обломков изверженных пород и
микробрекчий, стекол и хондр из грунта «Луны-16».
Обломки изверженных пород и стекла делятся на две
группы-, анортозит-норит-троктолитовую (в дальней-
шем обозначена как АНТ) и базальтовую. Хондры всег-
да имеют состав АНТ, а обломки микробрекчий делят-
ся на группы 1 и 2. Полученные выводы можно сфор-
мулировать следующим образом.
1. Грунт «Луны-16» более сходен по составу с ма-
териалами «Аполлона-11», чем с таковыми «Аполлона-
12» и «Аполлона-14», например, изверженные породы
и стекла «Аполлона-11» относятся к очень сходным
группам АНТ и базальтов; часто встречающиеся нори-
ты в грунте и «Луны-16» и «Аполлона-11» не являются
криповыми, как в пробах «Аполлона-12» и «Аполлона-
14»; базальтовые обломки «Луны-16» могут представ-
лять серии, богатые и бедные калием, как в случаях
для «Аполлона-11»; редкие бесцветные или зеленоватые
стекла, богатые FeO и бедные TtOi, были найдены как
в «Аполлоне-11», так и в «Луне-16»; шпинели «Луны-
16» сходны со шпинелями «Аполлона-11», но не похо-
жи на таковые «Аполлона-12».
2. В составе обломков пород, стекол и хондр из
слоев А и Г колонки грунта «Луны-16» не отмечено ни-
какой разницы.
3. Обломки микробрекчий группы 1 образовались
на месте путем смешивания больших количеств базаль-
тового материала с небольшим количеством материала
АНТ.
4. Стекла являются по составу аналогами обломков
пород, а не микробрекчий, большинство стекол возни-
кало непосредственно из изверженных пород.
3. Стекла показывают частичную потерю Ха и К,
вызванную испарением во время процесса остекловы-
вания.
6. Хондры «Луны-16» имеют состав АНТ, а не ба-
зальтовый. Предполагают, что либо жидкие капельки
состава АНТ более способны образовывать ядро в пе-
реохлажденном состоянии, либо базальтовые капли об-
разовались при небольших, а капли АНТ — при значи-
тельных ударах (в последнем случае вероятность од-
нородного или неоднородного образования ядра выше).
7. Не найдено никаких доказательств существова-
ния трехвалентного железа и воду содержащих мине-
ралов.
8. Присутствие большого разнообразия извержен-
ных пород в образцах «Луны-16» (анортозиты, норито-
вые анортозиты, анортозитовые нориты, оливиновые
нориты, троктолиты и базальты) подтверждает наше
прежнее заключение о том, что на Луне должно было
иметь место плавление в крупном масштабе или час-
тичное плавление на значительную глубину и широкая
магматическая дифференциация.
Введение. Были изучены четыре полирован-
ных шлифа пз частиц грунта, собранного
автоматическим лунным зондом «Луна-16».
«Луна-16» спустилась на Луну в северо-восточ-
ной части Моря Изобилия (0°4Г ю. ш.,
56°18' в. д.) и доставила на Землю колонковую
трубку длиной 35 см с поверхностным лунным
грунтом весом 101 г. Изученный нами материал
был отобран пз зоны А колонки грунта (6—8 с.и
глубины; шлиф SAO-313, Л-16А) и пз зоны Г
(29—31 см глубины; шлифы SAO-302, Л-16Г;
SAO-309, Л-16Г и SAO-307, Л-16Г) [1].
Особое внимание было в настоящем иссле-
довании уделено определению валовых соста-
вов 18 обломков изверженных пород и 7 микро-
брекчий, 25 стекол и 6 хондр как способу уста-
новления возможных генетических связей меж-
ду ними. Детальное микроскопическое изучение
и анализы минералов были произведены также
для того, чтобы обосновать химическую класси-
фикацию обломков изверженных пород и мик-
робрекчий, стекол и хондр при помощи струк-
турных и химических доказательств. Далее бы-
ло сделано сравнение составов материалов
«Луны-16» с ранее определенными составами
Фрагменты порсд, стекла и хондры из грунта «Луны-16»
251
обломков пород, а также стекол и хондр, достав-
ленных экспедициями «Аполлона-11», «Аполло-
па-12» и «Аполлона-14». Целью этого исследо-
вания была попытка изучить природу регио-
нальных химических и минералогических раз-
личий на Луне и их применимость к моделям
возникновения и истории лунной коры.
Метод изучения. Обломки изверженных по-
род и микробрекчий, стекла и хондры были изу-
чены при помощи петрографического микроско-
па и проанализированы на Si, Ti, Al, Cr, Fe, Mn,
Mg, Ca, Na, К и P электронным рентгеновским
анализатором. Валовые составы обломков пород
и хондр определяли, пользуясь методом рас-
фокусированного электронного зонда [2]. Со-
ставы стекол определяли электронным зондом
диаметром 2 мкм, а анализы минералов выпол-
няли с применением зонда в 0.5 мкм. Поправки
на дрейф, фон, поглощение, вторичную флуо-
ресценцию (вызванную характеристическим
излучением) и атомный номер производили сог-
ласно ранее описанным способам [3]. В каче-
стве стандартов использовали минералы и син-
тетические стекла, близкие по составу к образ-
цам, которые анализировались.
Результаты. Был изучен общий состав четы-
рех различных материалов: обломков извержен-
ных пород и микробрекчий, стекол и хондр.
Так как количество материала для изучения
было мало, то большинство полученных нами
обломков и хопдр пз четырех зон колонки были
проанализированы- Кроме того, были исследо-
ваны большинство отдельных шариков стекла
и обломков, свободных от включений, а также
некоторые стекла в микробрекчиях. Хотя мно-
гие обломки пород малы (~ 150—450 мкм), те,
которые были отобраны для валового анализа,
обычно очень мелкозернисты, и их валовой со-
став можно считать довольно характерным для
материнской породы, так что ограниченность
числа мелких обломков пород вряд ли может
сильно повлиять на выводы, полученные в этом
исследовании [2].
Данные представлены на рпс. 1—13, где
точки, соответствующие слою А [1], показаны
пустыми кружками, а слою Г — залитыми
кружками. На основании этих данных как будто
бы не обнаружено систематической разницы в
составе обломков пород, стекол, хондр и мине-
ралов из этих двух слоев. Это заключение сов-
падает с ранее полученными результатами
А. П. Виноградова [1], который показал, что
валовые анализы реголита из слоев А и Г в ос-
новном идентичны (данные А. П. Виноградова
нанесены для сравнения на рис. 1 — 10 в виде
пустых и залитых квадратов соответственно).
Обломки изверженных пород. Обломки из-
верженных пород делятся на две группы: анор-
тозит-норпт-троктолптовую группу, далее
упоминаемую как группу АНТ, и базальтовую
группу (табл. 1, см. рис. 1 — 10). Разделение этих
двух групп ясно выражено, судя по средним со-
держаниям элементов (табл. 1): А12О3 и MgO
больше, a TiO2, FeO, MnO, Na2O, K2O и Р2О5
меньше в группе АНТ по сравнению с базаль-
товой группой. SiO2, Сг2О3 и СаО не показывают
каких-либо заметных различий. Резкое разде-
ление этих двух групп наблюдается, если рас-
сматривать во всех отдельных обломках пород
в этих двух группах пределы колебания содер-
жаний TiO2, А120з, FeO, MnO, Na>O, К2О и Р2О5
(см. рпс. 2, 3, 5, 8—10); для SiO2, Cr2O3, MgO и
СаО не наблюдалось систематических разли-
чий (см. рис. 1, 4, 6, 7). Следует также отме-
50
40
30
«3 40
§
^50
э
/э
40
50
40
----Одл о мн и магм ат и ческих пород
е о Уровень А
• Уровень Г
Базальт
-1--1---1--1---1__I__L——
Обломки микробрекчии
о Уровень А
) • Уровень Г
□ Реголит А
Реголит Г
Стекла
^Уровень А
• Уровень Г
Хондры
о Уровень А
• Уровень Г
о 4 8 12 18 20 20 28 32
FeO, вес. %
Рис. 1. График SiO2 — FeO для обломков анортозит-норпт-
троктолитовых (АНТ) пород (слева) и обломков базальтовых
пород (справа); группы! (АНТ) и 2 базальтовых микробрскчпй;
д 1Я стекол АНТ (слева) и базальтовых (справа) и АНТ хондр (в
вес.%). Данные приведены по слоям А в Г колонки «Луны-16».
Анализы базальта из слоя Г и реголита из слоев 4п Г также на-
несены [1]
тпть, что пределы содержаний MgO и СаО в об-
ломках типа АНТ значительно превышают та-
ковые базальтовых обломков, в то время как для
TiO2 отмечена обратная зависимость. Пять пз
изученных обломков изверженных пород отно-
сятся к группе АНТ (см. табл. 1, рис. 1—10).
Однако эти пять обломков представляют ши-
рокий ряд типов пород, что видно по их общему
химическому и минеральному составам: среди
них встречено по одному обломку анортозита,
норитового анортозита, оливинового норита, но-
252
К. Кейл, Г. Курат, М. Принц, А. Грин
рпта и троктолита (табл. 2; см. рис. 1—10). Сле-
дует отметить, что эти нориты сходны с норита-
ми «Аполлона-14» [2, 4], но не сходны с крип-
товыми норитами и стеклами, отмеченными в
пробах «Аполлона-12» и «Аполлона-14» [5]. Хо-
тя эти обломки классифицированы как извер-
женные, у них нет типичных магматических
структур, они часто брекчпрованы и перекри-
сталлизованы и, очевидно, являются производ-
ными изверженных пород, измененных в ре-
зультате ударных воздействий.
Группа базальтовых обломков представлена
13 образцами (см. табл. 1, 2 и рис. 1—10), кото-
рые по составу варьируют от полевошпатовых
базальтов до базальтов [6]. Примечательной
особенностью этой группы является то, что как
будто бы существует слабый разрыв в содержа-
ниях К2О (рис. 9): у пяти обломков содержа-
ния К2О составляют 0,24%, ау8^ 0,20%.
Хотя это наблюдение само по себе не является
достаточным доказательством подразделения
базальтовых обломков «Луны-16» на подгруп-
пы, бедные К и богатые К, сходство с базальто-
выми обломками «Аполлона-11», богатыми и
бедными К [2], и штуфами [7] очевидно.
На рис. 1—10 также нанесены результаты
химического анализа, выполненного мокрым
путем1, более крупного обломка базальтовой по-
роды из слоя Г [1]. Состав этой породы нахо-
дится в пределах составов обломков базальтов,
за исключением содержания Na2O, которого
меньше, чем в любом пз анализированных нами
обломков пород. Однако этот образец относи-
тельно богат железом, и его фигуративные точ-
ки имеют тенденцию располагаться в облас-
тях графиков, характеризующихся обогащени-
ем FeO — Сг2О3 — MgO — TiO2 и обеднением
AI2O3 — МпО — СаО — ХагО — К2О.
1 На самом деле была проанализирована рентгеноспек-
тральным методом сборная проба из кусочков раз-
личных крупнозернистых базальтов.— Прим. ред.
Таблица 1. Общие составы, полученные с помощью расфокусированного электронного зонда (средние
диапазоны и нормы CIPW) для обломков магматических пород и микробрекчии, стекол и хондр в образцах
«Луны-16» (в вес.%)
Обломки магматических пород
Обломки микробрекчии
Стекла
Хондры
Компо-
нент
группа АНТ
базальтовая
группа
группа 1 па 2
группа АНТ
базальтовая
группа
группа АНТ
S1O2 44,5 (39,6-48,5) 44,8 (42,1 -47,1) 44,2 (42,9 -46,0) 43,0 44,9 (43,5 -47,4) 43,8 (40,1 -49,1) 46,0 (44,9 -48,2)
Т1О2 0,24 (0,02-0,48) 3,9 (0,40- 7,7) 2,24 (0,92- 3,13) 4,8 0,36 (0,21 — 0,75) 3,2 (1,04- 6,0) 0,29 ( 0,13 - 0,49)
А120з 25,3 (14,5-36,0) 16,1 (12,7 -19,7) 17,7 (15,4 -19,5) 12,5 25,3 (20,3 -28,9) 13,5 (7,5 -16,5) 24,8 (21,3 -27,2)
СГ2О3 0,14 (0,01-0,31) 0,18 (0,07- 0,37) 0,23 (0,18- 0,28) 0,15 0,15 (0,08 - 0.29) 0,31 (0,24- 0,49) 0,16 ( 0,12 - 0,21)
FeO 4,9 (1,99-8,6) 16,2 (11,8 -19,7) 13,4 (10,7 —15,4) 19,4 5,8 (4,2 -10,2) 17,3 (14,5 -21,8) 5,9 ( 5,3 - 7,6)
МпО 0,08 (0,01-0,16) 0,27 (0,20— 0,31) 0,21 (0,16- 0,26) 0,32 0,08 (0,02 - 0,17) 0,27 (0,19- 0,33) 0,09 ( 0,07 - 0,13)
MgO 10,9 (2,52-16,4) 5,3 (2,71- 9,3) 7,8 (6,0 - 9,1) 7,6 8,0 (6,2 -10,0) 8,7 (6,7 -10,1) 7,9 ( 5,9 -10,7)
СаО 13,8 (8,3 -18,1) 12,3 (10,5 -15,2) 13,0 (11,5 -14,9) 11,1 14,9 (13,8 -16,5) 11,8 (10,7 -13,4) 14,7 (12,3 -16,5)
Na2O 0,33 (0,27-0,36) 0,66 (0,46-0,76) 0,40 (0,29- 0,46) 0,49 0,18 ( <0,02 - 0,30) 0,32 (0,01- 0,64) 0,36 ( 0,22 - 0,49)
К2О 0,05 «0,02-0,19) 0,21 (U,15-0,30) 0,09 (0,03- 0,17) 0,13 0,04 «0,02 - 0,11) 0,09 «0,02- 0,35) 0,06 «0,02 - 0,13)
Р2О5 0,03 (0,03-0,04) 0,12 (0,05-0,18) 0,08 (0,03- 0,11) 0,07 0,04 (0,01 - 0,14) 0,07 (0,03- 0,22) 0,05 ( 0,03 - 0,08)
Сумма Число образцов 100,27 5 100,04 13 99,35 7 99,66 1 99,75 11 99,36 14 100,31 6
Нормативные составы no CIPW
( or 0,29 1,30 0,55 0,81 0,24 0,56 0,36
pl Л ab 2,90 6,20 3,70 4,64 1,62 3,00 3,21
v an 65,85 42,16 47,63 33,24 67,88 36,67 65,31
( wo 0,34 8,32 7,31 9,74 2,22 9,59 2,67
di л en 0,28 3,52 4,01 4,58 1,60 4,95 1,91
fs 0,07 4,80 3,31 5,17 0,62 4,64 0,77
hy f en 8,48 11,39 10,86 11,93 11,27 12,80 12,56
1 fs 2,05 15,52 8,98 13,46 4,34 12,01 5,05
1 fo 15,50 0,30 5,50 4,22 6,86 5,50 5,38
Ol ’ fo. 3,75 0,40 4,55 4,76 2,64 5,16 2,16
cm 0,16 0,21 0,29 0,29 0,17 0,36 0,18
г1 0,33 5,68 3,22 7,05 0,50 4,66 0,41
ap 0,07 0,27 0,18 0,16 0,09 0,16 0,11
Фрагменты пород, стекла и хондры из грунта «Луны-16»
253
Составы членов серий твердых раство-
ров — плагиоклаза, пироксена, оливина и шпи-
нели — были соответственно определены в де-
вяти (рис. И), семи (рис. 12), пяти (рис. 12) и
пяти (рпс. 13) базальтовых обломках [6]. Из-за
малых размеров минеральных зерен в изучен-
ных здесь мелкозернистых обломках пород точ-
ки, нанесенные на рис. 11 —13, обычно представ-
ляют один анализ на минеральное зерно.
Плагиоклаз богат анортитом в соответствии
с отнесением обломков пород к базальтам. Один
обломок содержит только анортит; шесть содер-
Рпс. 2. График TiO2 — FeO (усл. обозначения см. на рис. 1)
Р и с. 3. График А12О3 — FeO (усл. обозначения см. на рис. 1)
Р п с. 4. График Сг2О3 —FeO (усл. обозначения см. на рис. 1)
жат анортит и битовнит и два только битов-
нит (см. рис. И). Нет видимого различия в со-
держаниях молекулы ортоклаза в плагиокла-
зах из «богатых К» (№ 28, 55, 56) и «бедных К»
(№ 10, 13, 14, 41, 43, 61) базальтовых обломков.
Пироксены варьируют по составу от одного об-
ломка к другому и в пределах отдельных фраг-
ментов (см. рис. 12) и обычно являются авги-
том, ферроавгитом или субкальциевым авгитом.
В одном обломке (№ 28) наблюдался субкаль-
циевый авгит, а в другом (№ 61) — магниевый
пижонит. Оливин также варьирует по составу
от обломка к обломку и внутри отдельных об-
ломков (см. рис. 12): предел составов между
Fo3q и Fo65. Составы членов серии твердых ра-
створов шпинели могут быть лучше всего
представлены конечными членами: хроми-

4/7
4-
/*>
1
/о/“
30
20
10
зо-
20-
0,00
0,40
0,20 ~
°F 'о'6’
10 -
30-
20-
10 -
(Зх
-0}40
-0,20
0,40-

0,20-
30
20
0,40-
10
0,20-
8
6 -
4 -
2 -
6 -
4 -
2 -

о -
г
6
4
2
О
о

в
о
3?

°
0
/?<£> I

' *о .
»б»б

2\
I ___I---1---1---1---1---I—
4 8 12 16 20
FeO, 6ec.a/o
О 4 8 12 16 20
V^,Oec.°/o
О 4 8 12 16 20
V^,6ec.°/o
254
К. Кейл, Г. Курат, М. Принц, А. Грин
том (FeCr2O4), пикрохромптом (MgCr2O4), гер-
цинитом (FeAl2O4), шпинелью (MgAl2O4) и
ульвошпинелью (Fe2TiO4) или так, как на диа-
грамме рис. 13, которая иллюстрирует составы
фаз, спроектированных на три плоскости трех-
мерной диаграммы [8]. Проанализированные
здесь шпинели охватывают диапазон от алюмо-
хромита до тптанхромпта и до хромовой
ульвошппнели, обычно с заметным содержанием
магния. В этом отношении шпипелевые фазы
«Луны-16» сходны с найденными в пробе«Апол-
лопа-11» [9], но не сходны с обычно более
сложными фазами некоторых пород «Аполло-
иа-12», где сохранились сравнительно четкие и
сложные тенденции [8, 10].
Обломки микробрекчий. Обломки микробрек-
чий делятся на две группы; одна (группа 1)
представлена 7 обломками, в то время как дру-
гая (группа 2) представлена лишь одним облом-
ком. Обе группы четко разделены на основании
средних содержаний элементов (см. табл. 1): в
группе 1 больше SiO2, А12О3 и СаО и меньше
TiO2, FeO, MnO, Na2O и K2O; по содержанию
Сг20з, MgO и Р2О5 группы заметпо не отличают-
ся. Аналогичная картпна наблюдается при рас-
смотрении пределов составов всех обломков
Таблица 2. Общие составы, полученные методом расфокусированного электронного зонда, и нормативные
составы по CIPW для отдельных фрагментов изверженных пород, стекол и хондр (в вес.%)
Фрагменты пород Стекла Хондры
Компонент анортозиты троктоли- ты * норит базальт анорто- зитовые норитовые базальто- вые анорто- зитовые норитовые
БЮг 42,9 41,6 48,5 46,6 43,9 44,8 44,7 45,1 48,2
TiO2 0,02 0,07 0,41 6,1 0,22 0,75 2,41 0,25 0,49
AI2O3 36,0 25,2 14,5 15,7 28,9 20,3 12,2 27,2 21,3
СггОз 0,01 0,13 0,31 0,11 0,10 0,29 0,39 0,12 0,21
FeO 1,99 3,7 8,6 17,2 5,0 10,2 19,5 5,3 7,6
MnO 0,01 0,02 0,16 0,28 0,06 0,17 о,з 0,08 0,13
MgO 2,52 16,4 16,4 3,7 6,2 8,1 8,9 5,9 10,7
CaO 18,1 12,5 8,3 11,3 15,7 14,1 10,9 16,5 12,3
Na2O 0,36 0,35 0,31 0,46 0,25 0,21 0,46 0,31 0,40
K2O <0,02 <0,02 0,19 0,24 <0,02 0,02 0,09 <0,02 0,10
P2O5 0,03 0,03 0,03 0,12 0,03 0,05 0,07 0,04 0,06
Сумма 101,94 100,00 97,71 101,81 100,36 98,99 99,92 100,80 101,49
Нормативный состав no CIPW
7 c 2,74 2,06 - 6,69 0,02 — — — —
| or — - 1,13 1,49 — 0,13 0,56 — 0,58
pl < ab 1,80 1,10 2,80 4,32 2,23 1,93 4,30 2,76 3,52
[ an 87,25 59,02 37,72 41,88 76,97 55,49 32,28 72,16 54,81
ne 0,82 1,15 - — — — — — —
I U'O — — 1,36 6,36 — 6,22 9,40 3,48 1,81
ell < en — — 1,06 2 27 — 3,75 4,47 2,34 1,31
I is — — 0,30 4J0 — 2,48 4,93 1,14 0,50
[ en h,J 1 M — — 37,56 10,60 8,42 15,25 5,76 2,51 11,46 7,59 13,08 14,41 6,11 2,96 23,21 8,75
5,09 32,42 5,10 — 8,40 5,72 5,96 5,77 3,29
ol I fa. 2,24 3,99 1,44 — 3,26 3,79 6,57 2,80 1,25
cm 0,02 0,14 0,35 0,13 0,11 0,33 0,45 0,14 0,23
il 0,03 0,10 0,58 8,88 0,31 1,07 3,50 0,35 0,67
ap 0,07 0,06 0,07 0,27 0,07 0,11 0,16 0,09 0,23
♦ Пересчитано на 100%.
Фрагменты пород, стекла и хондры из грунта «Луны-16»
255
микробрекчий (см. рис. 1—10): А12О3 и СаО
больше, a TiO2, FeO, MnO, Na2O и K2O меньше
в обломках группы 1 по сравнению с обломками
группы 2; нет видимых различий для SiO2.
Сг2О3, MgO и Р2О5. Сравнение средних значений
и интервалов содержаний в составе группы 1
микробрекчий с обломками пород АНТ и базаль-
тов, с АНТ и базальтовыми стеклами и хондра-
ми АНТ показывает, что группа 1 микробрекчии
может предположительно состоять из смесей
материалов АНТ и базальтового типа (см.
табл. 1, 2 и рис. 1 — 10). Однако, так как груп-
па 1 микробрекчии имеет на графике тенденцию
к смещению в сторону базальта, то можно пред-
положить, что вклад в брекчии материала ба-
зальтового типа несколько больше, чем материа-
ла типа АНТ. Кроме того, в мпкробрекчиях не
найдены криповые компоненты. Группа 2 мпк-
робрекчий, хотя и представлена только одним
образцом, была отделена от группы 1 из-за его
резко отличающегося состава. Действительно,
группа 2 микробрекчий очень сходна по составу
с базальтами, самыми богатыми TiO2, FeO, MnO,
MgO и самыми бедными SiO2, А12О3, СаО, Na2O,
К2О, Р2О5, отмеченными средн базальтовых об-
ломков. Следовательно, группа 2 микробрекчнй
не может быть смесью материалов АНТ и ба-
зальтового типа: она, вероятно, почти целиком
состоит пз производных базальтов, измененных
под влиянием удара и наиболее богатых Ti, Fe,
Мп, Mg, которые присутствуют среди обломков
пород, или опа, возможно, содержит заметную
добавку породы, очень богатой Ti, Fe, Мп, Mg и
бедной Si, Al, Са, Na, К, Р, которую пока еще
не определили среди каменных обломков.
На рис. 1—10 также нанесены результаты
анализов реголита, сделанных А. П. Виногра-
довым [1], из зон А и Г. Видно, что реголит по
составу сходен с группой 1 микробрекчий. Дей-
ствительно, значения MnO, MgO, СаО, Na2O и
К2О для реголита из зон А п Г находятся в диа-
пазоне данных для группы 1 обломков микро-
брекчий, a FeO, TiO2 и А12О3 находятся между
группам?и 1 и 2 микробрекчий, но ближе к груп-
пе 1, чем к группе 2. Этого сходства по составу
следует ожидать, так как реголит является, оче-
видно, смесью тех же материалов, которые со-
ставляют микробрекчии реголита. Эти исклю-
чительно местные реголитовые микробрекчии не
следует путать с микробрекчиями игиимбрпто-
вого типа «Аполлона-14», которые могли об-
разоваться в отдаленных местах и под влия-
нием импактпых процессов крупного масшта-
ба [11].
Стекла. Обломки и шарики стекол по цвету
варьируют от бесцветных до зеленоватых и ян-
тарно-желтых. Не наблюдалось никаких систе-
матических различий в составе между обломка-
ми п шариками, и поэтому в табл. 1—2 и па
рис. 1—10 они не различаются.
Стекла «Луны-16» можно разделить на две
группы, являющиеся аналогами АНТ и базаль-
товых обломков. Стекла типа АНТ четко отде-
ляются от базальтовых стекол на основании
средних значений содержаний элементов в груп-
пе: первая содержит больше SiO2, А12О3 и Cat) и
меньше TiO2, Cr2O3, FeO, MnO, MgO, Na2O, К-0
и Р2О5 (см. табл. 1). Подобным же образом, если
рассматривать интервалы содержаний элемен-
тов во всех отдельных обломках пород, то А12О3
и СаО больше (см. рис. 3, 7), a TiO2, Cr2O3, FeO
и МпО меньше (см. рис. 2, 4, 5) в стеклах АН!
по сравнению с базальтовыми стеклами; однако
для SiO2, MgO, Na2O, К2О и Р2О5 не отмечается
ясных тенденций (см. рис. 1, 6, 8, 10).
Сходство по составу между стеклами АНТ
и обломками пород АНТ, с одной стороны, и
между базальтовыми стеклами и базальтовыми
обломками пород, с другой, действительно при-
мечательно (см. табл. 1 и рис. 1—10). Единст-
венные исключения отмечены в содержаниях
MgO и СаО, где наблюдаются большие различия
в обломках, чем в стеклах (см. рис. 6, 7). Это не
особенно поразительно, так как остекловывание
приводит к гомогенизации стекол. Кроме того,
Na2O и К2О имеют тенденцию к более низкому
содержанию в стеклах по сравнению с облом-
ками пород. Очевидно, сравнительно летучие
элементы — натрий и калий — были частично
потеряны при испарении во время процесса
остекловывания. Следует также сказать, что
256
К. Кейл, Г. Курат, М. Принц, А. Грин
точно так же, как в случае базальтовых облом-
ков, очевидный разрыв отмечается в содержани-
ях К2О базальтовых стекол 0,20% К2О
(см. рис. 9).
Сравнение составов стекол с таковыми об-
ломков микробрекчий указывает на различия
для некоторых элементов: значения FeO, А12О3
и в меньшей степени СаО, Сг2О3 и МпО для об-
ломков микробрекчий находятся между таковы-
ми стекол АНТ и базальтовыми. Очевидно, боль-
шинство стекол образовалось скорее непосред-
ственно из изверженных пород, чем пз микро-
брекчии и реголита.
Рис. 6. График MgO—FeO (усл. обозначения см. на рис. 1)
Р и с. 7. График СаО —FeO (усл. обозначения см. на рис. 1)
Р ис. 8. График Na2O —FeO (усл. обозначения см. на рис. 1)
Обнаружены бесцветные стекла (рис. 2 и
стекла № 47 и 58 в [6]), сходные по
составу с бесцветными до зеленоватых стекла-
ми, бедными TiO2 и богатыми FeO, которые бы-
ли найдены Вудом и др. [12, табл. 2 и рпс. 13].
Сходные, но несколько более темные стекла бы-
ли ранее описаны из образцов «Аполлона-11»
[13], а также Принцем и др.— стекла груп-
пы 5 [2, 4]. Мы предположили [2], что эти стек-
ла могут представлять группу пород, для кото-
рой еще не найдены обломки. Близкое к этому
заключение, с которым и мы согласны, сделано
Вудом и др. [12] для материала «Луны-16».
Хондры. Хондрообразные шарики лунного
состава и, следовательно, лунного происхожде-
ния были впервые описаны Фредериксоном и
др. [14] и Реддером [15] из образцов «Аполло-
на-11». Они были недавно обнаружены в срав-
Фрагменты пород, стекла и хондры из грунта «Луны-16»
257
пительпо больших количествах в некоторых
брекчиях игнимбрптового типа из проб «Апол-
лона-14» [16, 17]. Наши опыты со свободно па-
дающими переохлажденными капельками оки-
сей, силикатов и силикатных смесей указывают
на то, что хондрообразныс шарики со всеми ти-
пичными структурами, наблюдаемыми в метео-
ритных и лунных хондрах, образуются, когда
эти капли самопроизвольно кристаллизуются в
сильно переохлажденном состоянии (скорости
роста кристаллов вплоть до нескольких метров
Р и с. 9. График К2О — FeO (усл.обозначения см. на рис. 1)
Р и с. 10. График Р2О6 — FeO (усл. обозначения см. на рис. 1)
Рис. 11. Точечные анализы плагиоклаза в 9 базальтовых
обломках пз обр. SAO-302, слой -Г «Луны-16», выраженные
в мол. % конечных членов: анортит (.In — CaAl2Si2Os), альбит
(ЛЬ — NaAlSi3O8) и ортоклаз (Or — KAlSi3Oe)
У VC. u/u
1 7 Лунный грунт
в секунду) [18]. На этом основании мы предпо-
лагаем, что хондры лунного состава, наблюдае-
мые в доставленных лунных образцах, лунного
происхождения и являются продуктами спон-
танной кристаллизации расплавленных пере-
охлажденных капель, возникших при уда-
ре [17], и не являются, по крайней мере в боль-
шинстве случаев, продуктами расстекловывания
стеклянных шариков, как, например, пред-
полагает Реддер [15]. Итак, эти объекты
по праву именуют хондрами лунного происхож-
дения.
В изученных нами шлифах «Луны-16» было
найдено шесть хондр лунного происхождения,
имеющих структуры от изверженной, порфиро-
вой (рис. 14) до эксцентрично радиальной.
В структурном отношении эти хондры нельзя
отличить от метеоритных хондр. Однако их со-
258
К. Кейл, Г. Курат, М. Принц, А. Грин
ставы анортозит-норитовые (хондры АНТ; см.
табл. 1,2 и рис. 1—10), и, следовательно, они
резко отличаются от более мафических метео-
ритных хондр [19]. Состав хондр «Луны-16»
менее изменчив по некоторым элементам,
чем состав обломков и стекол АНТ, хотя и схо-
ден с ними (см. табл. 1 и рис. 1 —10). Среди
хондр не наблюдались никакие эквиваленты
базальтовым обломкам и стеклам.
Обсуждение. Хотя лишь небольшое количе-
ство грунта было доступно для изучения, все
же анализ мелких обломков пород, стекол,
хондр, входящих в состав их минералов и их
очевидные, судя по составу, связи позволяют
сделать ряд более общих выводов, имеющих от-
ношение к представлениям о происхождении
Моря Изобилия, его связи с районами других
морей и о происхождении и истории лунной
но следующие наблюдения обнаруживают сход-
ство грунта «Луны-16» с грунтом «Аполло-
на-11».
1. Обломки изверженных пород и стекла
«Луны-16» делятся на две группы: анортозит-
норит-троктолитовую (АНТ) и базальтовую.
Подобно этому обломки магматических пород из
пробы «Аполлона-!!» были разделены на анор-
тозпт-троктолитовую группу, которая также
содержит нориты, и, следовательно, она также
будет обозначена как АНТ, и базальтовую груп-
пу [2, 4]. В общем АНТ и базальтовые обломки
пород и стекла «Луны-16» сходны с АНТ и ба-
зальтовыми обломками и стеклами (группа 3)
«Аполлона-11». Единственными заметными раз-
личиями являются обычно более высокие содер-
жания TiO2 в материалах «Аполлоиа-11», а так-
же более высокие содержания А12О3 в облом-
Р и с. 12. Точечные анализы пироксенов, выраженные в виде
мол. % конечных членов: энстатит (-Kn—Mg2Si2Oe), ферросилит
(Fe — Fe2Si2Ofl), волластонит (Ca2Si2Oe), диопсид(1И—MgCaSi2Oe)
геденбергит (lied — FeCaSi2Oe); на абсциссу также нанесены
точечные анализы оливина, выраженные в виде мол. % конеч-
ных членов: форстерита (Fo—Mg2SiO4)и фаялита (Fa—Fe2SiO4).
Базальтовые обломки образца SAO-302, из слоя Т«Луны-16»
коры в районе прилунения «Луны-16». Эти вы-
воды следующие.
I. Изучение валового состава обломков из-
верженных пород и микробрекчий, а также сте-
кол, хондр и входящих в их состав минералов
указывает на то, что грунт у места прилунения
«Луны-16» на основании определенных здесь
элементов более сходен с грунтом, собранным
на месте посадки «Аполлона-11» из Моря Спо-
койствия, чем с грунтом пз Океана Бурь («Апол-
лон-12») и Фра-Мауро («Аполлон-14»). Особен-
ках АНТ «Аполлона-11» и более высокие
содержания MgO, А12О3 и FeO, соответствен-
но в обломках АНТ, базальтовых обломках
и базальтовых стеклах «Луны-16».
Следует также отметить, что подразделение
анортозпт-троктолитовых обломков пород и
стекол «Аполлона-11» на две отдельные подгруп-
пы, анортозитовую (1А) и троктолитовую (1В)
[2], не произведено для пород АНТ «Лу-
ны-16», хотя они могут включать две (или три)
подгруппы. Огранпчеипое число образцов, имею-
щихся для изучения, препятствовало такому
подразделению и проведению границ подгрупп.
Однако работа в будущем с большим количест-
вом материала поможет решить эту задачу.
2. Многие норптовые обломки и стекла в
«Луне-16» и «Аполлоие-11» очень сходны
[2, 4],но не сходны с норптовыми обломками и
стеклами крипового типа из проб «Аполло-
на-12» и «Аполлона-14» [5, 11, 20].
Фрагменты пород, стекла и хондры из грунта «Луны-16»
259
3. Рис. 9 позволяет предположить, что в ба-
зальтовых обломках может существовать раз-
рыв в содержаниях КгО вблизи 0,20% КгО.
Подобный же разрыв в составе наблюдали в ба-
зальтовых обломках [2] и штуфах [7], что
подсказало подразделение базальтов «Аполло-
на-11» на подгруппы с высоким и с низким со-
держанием К. Подобным же образом изученные
здесь базальтовые обломки «Луны-16» могут
представлять серии, богатые и бедные К, но из-
за ограниченного количества обломков, имею-
щихся для изучения, подразделение базальто-
вых обломков «Луны-16» на группы, богатые
и бедные К, должно быть отложено до будуще-
го исследования большего количества облом-
ков. Следует отметить, что, хотя базальтовые
стекла «Луны-16» обычно содержат немного
меньше КгО, чем аналогичные им базальтовые
эти стекла представляют группу пород, обломки
которых еще не найдены [2, 12].
5. Члены серий твердых растворов шпи-
нели «Луны-16» (см. рис. 13) поразительно
сходны по своему диапазону составов с та-
ковыми «Аполлона-11» [9], но обычно отли-
чаются от таковых в породах «Аполлона-12»
[8, 19].
II. Как будто бы нет систематического раз-
личия между составом обломков вулканических
пород, микробрекчий, стекол и хондр из верх-
него (Л) и нижнего (Г) слоев колонковой труб-
ки «Луны-16». Этот результат согласуется со
сходством по составу, найденным Виноградо-
вым [1] для слоев А и Б реголита.
III. Особенности микробрекчий группы 1
можно объяснить, если допустить, что она воз-
никла путем смешения базальтовых обломков,
О,8
^0,6
+
0,6
0,2
0,6 0,8 1,0
Ti Fe/(Fe+Mg)
10
0,8
0,6
I,
i—
0,2
0,6 0,8 1,0
Fe/fFe+Mg)
Р и с. 13. Шпинели из базальтовых обломков образца SAO-3C2
из слоя Г «Луны-16». Нанесены также поля для шпинелей
«Аполлона-11» (штриховые линии). Эти три диаграммы явля-
ются проекциями молекулярных соотношений на трех сторонах
трехмерной шпинелевой призмы [8]
обломки (предположительно из-за частичной
потери калия при фракционном испарении в
процессе остеклования), они тоже показывают
разрыв в содержании КгО около 0,20% (рис. 9).
Это противоположно тому, что наблюдалось в
случае стекол «Аполлона-11»: там все базальто-
вые (группа 3) стекла бедны КгО по сравнению
с базальтовыми обломкамп, вероятно, из-за боль-
шей потери калия при испарении.
4. Редкие бесцветные до зеленоватых стекла,
богатые FeO и бедные TiO2, найденные в грун-
те «Луны-16» Вудом и др. [12] и в настоящем
исследовании (см. рпс. 2 и отмеченные в рабо-
те [6] стекла №47 и 58), также присутствуют
в образцах «Аполлона-11» [2, 4, 13]. Очевидно,
стекол и хондр (см. рис. 1 —10). Однако груп-
па 1 микробрекчий более сходна с базальтовыми
материалами, чем с АНТ. Это заставля-
ет нас предположить, что микробрекчии содер-
жат большее количество первых. Эти данные
могут получить объяснение, если предположить,
что группа 1 микробрекчпй местного происхож-
дения. Местные материалы базальтового типа
преобладают в Море Изобилия над посторонним
материалом АНТ, который, вероятно, был
привнесен сюда пз лунных горных райо-
нов [12]. Следует также отметить, что
в изученных здесь микробрекчиях не было най-
дено никакой составной части пород типа крп-
пов. Группа 2 обломков микробрекчпй очень
сходна по составу с большинством базальтовых
обломков «Луны-16», богатых Ti, Fe, Mn, Mg и
бедных Si, Al, Ca, Na, К, P. Она либо состоит
целиком пз производных базальтов и стекол
этого состава, либо может содержать добавку
17*
260
К. Кейл, Г. Ку ранг, М. Принц, А. Грин
породы значительно более мафического типа,
которая пока еще не обнаружена.
IV. Сравнение состава обломков, микробрек-
чпй и стекол показывает, что стекла внутри
очень узких границ являются по составу анало-
гами обломков магматических пород, а не мик-
робрекчий (см. рис. 1 — 10). Очевидно, боль-
шинство стекол возникло непосредственно из
изверженных пород, а не из микробрекчий.
V. Сравнение обломков пород со стеклами
показывает, что последние имеют тенденцию к
более низкому содержанию Na2O и КгО, чем
первые (см. рис. 8, 9). Эти данные можно ис-
толковать как доказательство частичной потери
сравнительно летучих элементов, натрия и ка-
лия путем фракционного испарения в процессе
остекловывания.
Рис. 14. Хондра № 29А из шлифа SAO-309, слои Г
«Луны-16», обнаруживающая магматическую структуру и со-
стоящая из крупных кристаллов плагиоклаза, заключенных,
в мелкозернистую анизотропную матрицу. Проходящий свет,
масштаб соответствует 100 мкм
VI. По составу хондры «Луны-16» охваты-
вают сравнительно узкую группу, являющуюся
эквивалентом обломков магматических пород
и стекол АНТ: хондры базальтового состава не
наблюдались. Эти данные можно истолковать по
меньшей мере двояким образом (или путем
комбинирования этих двух способов).
а. Свободно плавающие переохлажденные
жидкие капли состава АНТ могут в силу своего
состава быть более способны к кристаллизации
из переохлажденного состояния, чем капли
базальтового состава. Следовательно, расплав-
ленные капли базальтового состава в переох-
лажденном состоянии обычно будут застывать
в виде стекла, в то время как некоторые капли
состава АНТ будут однородно кристаллизовать-
ся и образовывать хондры.
б. Расплавленные капли базальтового соста-
ва могли в значительной мере образоваться при
небольших ударах, когда скорость охлаждения
расплавленных капель была очень велика (сле-
довательно, вероятность однородной кристал-
лизации для образования хондр была мала).
При этом было мало посторонних затравочных
ядер в виде обломков пород или минералов,
возникших при ударе (следовательно, вероят-
ность неоднородного затвердевания для образо-
вания хондр была также мала). С другой сто-
роны, расплавленные капли состава АНТ могли
возникнуть при ударах большого масштаба в
отдаленных горных районах Луны. При таком
событии облако пара, получившееся от удара,
должно было быть большим, тепловая защита
сравнительно велика, и скорость охлаждения
сравнительно мала, так что вероятность одно-
родного затвердения переохлажденных расплав-
ленных капель и, следовательно, образования
хондр была велика. Кроме того, число посто-
ронних ядер (обломки пород и минералов) в
крупном облаке пара и (из-за меньшей скоро-
сти охлаждения) вероятность столкновения пе-
реохлажденных расплавленных капель с посто-
ронними ядрами тоже должны были быть боль-
шими. Следовательно, неоднородное затвердева-
ние переохлажденных расплавленных капель и
образование хондр более вероятно.
VII. В изученных здесь образцах «Луны-16»
не было найдено водусодержащпх фаз, кроме
того, анализы членов серии твердых растворов
шпинели дают сумму для катионов на основа-
нии 32 (О), очень близкую к теоретической —
24,0 при предположении, что все железо при-
сутствует в виде Fe2+; очевидно, Fe3+ отсутству-
ет. Сделано заключение, что базальты «Лу-
ны-16», точно так же как и «Аполлона-11» [21]
и «Аполлона-12» [22], образовались при мень-
шей летучести кислорода, чем у земных ба-
зальтовых пород.
VIII. Нахождение большого разнообразия
изверженных пород в образцах «Луны-16», та-
ких, как анортозит, норптовый анортозит, анор-
тозитовый норит, оливиновый норит, троктолит
и базальт, подтверждает наши прежние выводы
в отношении образцов «Аполлона-11» [21] п
«Аполлона-12» [22] о том, что на Луне должно
было происходить расплавление в большом мас-
штабе или частичное расплавление до значи-
тельной глубины и широкая магматическая
дифференциация.
Фрагменты перед, стекла и хондры из грунта «Луны-16»
261
Литература
1. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic proble Luna 16.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
2. Prinz M., Bunch T. E., Keil K. Composition and ori-
gin of lithic fragments and glasses in Apollo 11 samp-
les.— Contrib. Mineral. Petrol., 1971, 32, 211.
3. Keil K. The electron microprobe X-ray analyser and
its application in mineralogy.— Fortschr. Mineral.,
1967, 44, 4.
4. Prinz M., Bunch T. E., Keil K. Electron microprobe
analyses of lithic fragments and glasses from Apollo
11 lunar samples.— Spec. Publ., N 2, UNM Institute
of Meteoritics, 1971, 13.
5. Hubbard N., Meyer C., Gast P. W., Wiesmann H. The
composition and derivation of Apollo 12 soils.— Earth
Planet. Sci. Letters, 1971, 10, 341.
Meyer C., Brett R., Hubbrad N. J. Morrison D. A.
Mineralogy, chemistry, and origin of the KREEP com-
ponent in soil samples from the Ocean of Storms.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 393.
Keil K., Prinz M., Bunch T. E. Mineralogy, petrology,
and chemistry of some Apollo 12 samples.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 319.
Bunch T. E., Prinz M., Keil K. Lithic fragments and
glasses from Apollo 12 samples.— Contrib. Mineral.
Petrol, (in preparation).
Prinz M., Kurat G., Keil K. Lithic fragments, glasses,
and chondules from Apollo 14.— Contrib. Mineral.
Petrol, (in preparation).
6. Green J., Keil K., Kurat G., Prinz M. Electron micro-
probe analyses of lithic fragments, glasses, chondru-
les, and minerals from Luna 16 fines.— Spec. Publ.,
N 5. UNM Institute of Meteoritics. 1971.
7. Tera F.. Eugster 0., Burnett D. S.t Wasserburg G. J.
Comparative study of Li, Na, K, Rb, Cs, Ca, Sr and
Ba abundances in achondrites and in Apollo 11 lunar
samples.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2,
1637.
James O.B., Jackson E.D. Petrology of the Apollo 11
ilmenite basalts.— J. Geophys. Res., 1970, 75, 5793.
Gast P. W., Hubbard N. J., Wiesmann H. Chemical
composition and petrogenesis of basalts from Tran-
quillity Base.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
1970, 2, 1143.
8. Busche F. D., Prinz H.,Keil K., Bunch T. E. Spinels
and the petrogenesis of some Apollo 12 samples.—
Amer. Min. (in preparation).
9. Agrell S. 0., Peckett A., Boud F. H., Haggerty S. E.
et al. Titanian chromite, aluminium chromite, and
chromian ulvdspinel from Apollo 11 rocks.— Proc.
Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 1. 81.
10. Haggerty S.E., Meyer H.O. A. Apollo 12 opaque oxi-
des.— Earth Planet. Sci. Letters, 1970, 9, 379.
Reid J. B. Apollo 12 spinels as petrogenetic indica-
tors.— Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 10, 351.
Busche F. D., Conrad G. H., Keil K., Prinz M. et al.
Electron microprobe analyses of minerals from
Apollo 12 lunar samples — Spec. Publ. N 3, UNM
Institute of Meteoritics, 1971, 61.
Gibb F. G. F., Stumpjl E. F., Zusman J. Opaque mi-
nerals in an Apollo 12 rock.— Earth Planet. Sci. Let-
ters, 1970, 9, 217.
Haggerty S. E. Opaque oxides: Compositional varia-
tions in lunar spinels and subsolidus reaction. Prep-
rint.
11. Keil K., Kurat G., Prinz M.. A lunar chondrite from
Apollo 14 ( in preparation).
12. Wood J. A., Reid J. B., Taylor G. J., Marvin U. B. Pet-
rological character of the Luna 16 sample from Mare
Feconditatis.— Meteoritics, 1971,6, 181.
13. Chao E. С. T., Boreman J. A., Minkin J. A., Ja-
mes О. B., Desborough G. A. G. Lunar glasses of im-
pact origin: physical and chemical characteristics and
geological implications.— J. Geophys. Res., 1970, 75,
7445.
Fredriksson K., Nelen J., Maison W. G. Petrology and
origin of lunar breccias and glasses.— Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., 1970, 1, 419.
Lovering J. F., Ware N. G. Electron probe microana-
lyses of minerals and glasses in Apollo 11 lunar
samples.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 1,
633.
Winchell H., Skinner B. J. Glassy spherules from the
lunar regolith returned by Apollo 11 expedition.—
Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 1, 957.
14. Fredriksson K., Nelen J., Maison Bz. G. Petrology and
origin of lunar breccias and glasses.—Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., 1970, 1. 419.
15. Roedder E. Natural and laboratory crystallization of
lunar glasses from Apollo 11.—Proc. 7th General Me-
eting. Intern. Mineral. Soc., Spec. Paper N 1, Min.
Soc. Japan. 1970, 5.
16. Fredriksson K., Nelen J., Noonan A. Lunar chondru-
les.— Meteoritics (in press, abstract).
17. Kurat G., Keil K., Prinz M., Nehru С. E. Chondrules
of lunar origin.—Meteoritics (in press, abstract);
Earth Planet. Sci. Letters (in preparation).
18. Nelson L. S., Blander M., Skaggs R. S., Keil K. Use of
a CO2 laser to preparare chondrule-like spherules
from supercooled molten oxide and silicate droplets.—
Farth Planet. Sci. Letters (in press).
19. Walter L. S. The maior-element composition of indi-
vidual chondrules of the Bjurbole meteorite.— Proc.
Symp. Meteorite Res. Vienna (1968), Springer-Verlag,
New York, 1969, 191.
20. Prinz M., Keil K., Conrad G. H.. Busche F. D., Quai-
de W. L., Erlichman J., Bunch T. E. Electron microp-
robe analyses of lithic fragments and glasses from
Apollo 12 lunar samples.— Spec. Publ. N 4, UNM Ins-
titute of Meteoritics, 1971.
Bunch T. E., Prinz M., Keil K. Lithic fragments and
glasses from Apollo 12 samples.— Contrib. Mineral.
Petrol, (in preparation).
21. Keil K., Bunch T. E., Prinz M. Mineralogy and com-
position of Apollo 11 lunar samples.— Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., 1970. 1, 561.
22. Keil K., Prinz M.. Bunch T. E. Mineralogy, petrology,
and chemistry of some Apollo 12 samples.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 319.
Отдел геологии и Институт метеоритики Университета
Нью-Мексико, Альбукерке, Нью-Мексико, США
Ю. 3. Нозик,
А. Б. Товбис
РЕНТГЕНОСТРУКТУРНОЕ
ИССЛЕДОВАНИЕ
ХРОМО-АЛЮМИНИЕВОЙ
ЛУННОЙ ШПИНЕЛИ
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Проведено рентгеноструктурное исследование об-
разца лунной шпинели из Моря Изобилия. Химиче-
ский состав и распределение катионов в структуре ха-
рактеризуются формулой
(^^0Д36^е0,604^ 1^Г0,535^1,310 ^О.ОТв] ^4 •
Обработка экспериментальных данных методом
наименьших квадратов дала значение кислородного
параметра и = 0,261 и изотропного температурного
фактора 1,09 А2.
Монокристалл шпинели, описанный в [1]
как обр. М-16, был отобран из лунного реголита,
доставленного автоматической станцией
а Луна-16». Рентгеновское исследование прове-
дено нами на автоматическом дифрактометре
ДАР-УМ. Исследуемый монокристалл имел не-
правильную форму с максимальным размером
около 0,4 мм. Интенсивности рентгеновских от-
ражений с индексами hkl снимались на СиКа-
излученпп с учетом погасаний для простран-
ственной группы Fd3m — О\. Эквивалентные
рефлексы при обработке экспериментального
материала усреднялись. Параметр решетки
а = 8, 270 ± 0,003 А определен на рентгенов-
ском дифрактометре ДРОН.
По данным электроннозондового мпкроана-
за [1], химическую формулу исследуемой шпи-
нели можно записать: Ali,3ioFeo,6O4Cro,585Mgo,436 •
•Tio,078О4 в предположении, что валентности ато-
мов таковы: железо — Fe2+, хром — Сг3+, маг-
ний — Mg24', алюминий — AJ3+, титан — Ti44-.
Для ионов Сг3+ приняты октаэдрические
позиции в структуре. Основанием для этого
служат данные по энергии предпочтения хро-
ма к октаэдрической координации в шпине-
лях [2] и многочисленные экспериментальные
исследования шпинельных систем с хромом [3],
ни в одном из которых не обнаружены атомы
хрома в тетраэдрических позициях.
Возможные замещения Mg и Al в шпинели [4]
не рассматривались нами ввиду малой разни-
цы в рассеивающей способности ионов магния
и алюминия при дифракции рентгеновых
лучей. Ионы трехвалентного железа не обнару-
жены в лунных образцах, и наличие атомов
железа в октаэдрических позициях нами не
предполагалось, так как энергия предпочтения
Fe2+ к октаэдрической координации ниже, чем
для иона А13+ и тем более чем для Сг3+.
Поскольку химический анализ не показал
избытка Mg + Fe для тетраэдрических пози-
ций по отношению к стехиометрическому сос-
таву шпинели, а количество атомов титана на
формульную единицу невелико, то согласно
схеме, предложенной в [5] для системы твер-
дых растворов хромит (FeCr2O4) — ульвошпи-
пель (ЕегТлСи), можно принять в нашем слу-
чае следующую модель распределения катио-
нов по позициям:
тетраэдрические (А) — (Mg, Fe)2+,
октаэдрические (В) — (Сг, Al)3+, Ti4+.
Структурную формулу исследуемой шпине-
ли в целом можно записать в виде
(Mgo,43eFOot604) [Cr‘ot585Al1(3lo Г10|078] О4 ,
где в круглые скобки заключены ионы в тетра-
эдрических (А) -, а в квадратные — ионы в
октаэдрических (В) -позициях.
Обработка экспериментальных результатов
проводилась на вычислительной машине мето-
дом наименьших квадратов для пространствен-
ной группы Fd3m. Уточнялись значения кисло-
родного параметра (ц) и изотропный темпера-
турный фактор (Ж). Сопоставление измерен-
ных и вычисленных интенсивностей рентгенов-
ской дифракции показало, что для сильных
отражений наблюдается систематическое пре-
вышение вычисленных интенсивностей над
Рентгеноструктурное исследование хромо-алюминиевой лунной шпинели из Моря Изобилия
263
Таблица 1. Модули измеренных и вычисленных
структурных амплитуд
ш 1 FII3M I | ^'выч 1 hid | FH3m | | ^ВЫЧ I
111 4628 4839 531 3162 2840
220 2820 3252 800 5329 4991
131 314 293 733 2512 2783
222 343 416 660 1756 1614
400 4687 4839 175 145 150
422 2629 2372 555 570 551
151 371 588 662 762 836
333 1043 919 840 1415 1611
531 3162 2840 191 1304 1358
442 234 179 842 141 180
620 1916 1829 664 853 1010
335 126 145 931 200 242
622 973 913 844 3522 3564
444 28г0 2532 717 2071 2010
551 1766 1838 755 1422 1538
642 1816 1726 933 1598 1452
731 531 502 862 985 979
355 276 251 864 210 126
|FII3M| и вычисленных |FB ыч | СТруКТурНЫХ
факторов для кислородного параметра и = 0,261
и изотропного температурного коэффициента
W = 1,09А2, полученных в результате процеду-
ры уточнения структуры методом наименьших
квадратов. На заключительном этапе расчетов
проводилось вычисление индивидуальных тем-
пературных параметров атомов кислорода и
катионов в А- и В-позпцпях. Отклонения от
изотропного температурного фактора АЖ0 =
= - 0,5А2, ДЖА = - 0,19А2 и А1ЕВ = 0,04А2
являются незначительными, что делает беспо-
Таблица 2. Межатомные расстояния в структуре
Анионы кислорода — О
Катионы в тетраэдрах — А Расстояние, А
Катионы в октаэдрах — В
В — О 1,98 + 0,01
А— О 1,95 + 0,01
В — В 2,923 + 0,001
А— В 3,428 + 0,001
А— А 3,498 + 0,001
измеренными. Для устранения этого расхожде-
ния вводился однопараметрический коэффициент
вторичной экстинкции, определенный из соот-
ношения
Al3M = -^ВЫЧ^Хр ( /»‘7выч).
После введения поправки на вторичную
экстинкцию соотношение между 1ВЫЧ и 7ИЗм
существенно улучшилось для всех рефлексов,
кроме (440). Поэтому в окончательные расче-
ты этот рефлекс не включался.
В табл. 1 приводятся модули измеренных
лезным варьирование атомными кривыми с
целью уточнения химического состава. Оконча-
тельное значение фактора недостоверности
структуры R = 7,9%.
В табл. 2 приведены межатомные расстоя-
ния катион (А) — катион (В) и катион — кис-
лород в исследованной шпинели.
Авторы благодарны академику А. П. Вино-
градову и профессору Е. С. Макарову за пред-
ложенную для исследования тему, В. И. Симо-
нову п Д. М. Хейкеру за обсуждение результа-
тов, 10. В. Некрасову за помощь в проведении
эксперимента.
Литература
1. Makarov Е. S., Ilyin N, Р., Ivanov V. I. On the compo-
sition and crystal structure of the minerals of regolith
from the Sea of Fertility.— Space Research, XIII, 1972.
2. Navrotsky A., Kleppa О. I. The thermodinamics of ca-
tion distributions in simple spinels.— J. Inorg. Nucl.
Chem., 1967, 29, N 11, 2701.
3. Бляссе Ж. Кристаллохимия феррошпинелей. Изд-во
«Металлургия», 1968.
4. Bacon С. Е., Roberts F. F. Neutron-difraction studies
of magnesium ferrite-aluminate powders.— Acta Cryst.,
1953, 6, 57.
5. Wood J. A., Marvin U. B., Reid J. B., Taylor G. J., Bo-
wer J. F., Powell B. N., Dickey J. S. Mineralogy and
petrology of the Apollo 12 lunar samples.— Research
in Space Science SAO, Special Report, 1971, 71, N 333.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. II. Вернадского АН СССР
Институт кристаллографии им. А. В. Шубникова АН СССР,
Москва
А. П. Виноградов,
М. С. Чупахин,
И. Д. Шевалеевский,
Ю. И. Беляев
ХИМИЧЕСКИМ
СОСТАВ
ЛУННОГО РЕГОЛИТА
«ЛУНЫ-16»
Приводятся данные о химическом составе рего-
лита, доставленного автоматической станцией «Лу-
на-16», и двух фрагментов базальта из нижнего слоя
колонки. Для анализа использовались искровой масс*
спектрометрический, первичный рентгеноспектралъ-
ный, эмиссионный спектральный и атомно-абсорбцион-
ный методы. Показано, что реголит морских провин-
ций является смесью материала различного проис-
хождения. Источником вещества морского реголита
служат главным образом базальты соответствующих
лунных лавовых морей. Реголит генетически с ними
связан. Это следует из сопоставления химического
состава, минералогических и петрохимических осо-
бенностей базальтов и реголита соответственно Моря
Изобилия, Моря Спокойствия и Океана Бурь.
Предварительные данные о химическом со-
ставе реголита «Луны-16» были сообщены ра-
нее [6].Представлялось целесообразным дальше
более детально изучить распространенность от-
дельных химических элементов в тонкой фрак-
ции реголита и обнаруженных в нем фрагмен-
тов базальта, габбро сравнительно с характером
химического состава реголита «Аполлона-11» и
«Аполлона-12». Мы имеем в виду именно рего-
лит морских областей Луны. Реголит с конти-
нентальной территории Луны, как мы знаем по
материалам «Аполлона-14» и «Аполлона-15», а
особенно после изучения реголита «Луны-20»,
значительно отличается по петрографическому,
минералогическому и химическому составу, по
богатству содержания богатых алюминием по-
род — базальтов, анортозитов — от морского ре-
голита. Мы надеемся вскоре вернуться и к этой
задаче — определению состава реголита конти-
нентальных или горных областей Луны.
Как уже известно, реголит «Луны-16» пред-
ставляет собой разнозернистый, почти черный
порошок со средним размером зерен 70—
120 мкм. Гранулометрический, минералогиче-
ский состав реголита по четырем зонам иссле-
дуемой колонки «Луны-16» можно найти в
работах, помещенных в этом сборнике [13, 17,
20, 21]. Характер частиц, составляющих рего-
лит,— фрагменты базальта, габбро, микробрек-
чии, шлаки, спеки, стекла, зерна различных
минералов, сфероиды, зерна анортозита — мож-
но видеть на фотографиях настоящего сборника.
Частицы реголита как бы обсыпаны еще
более мелким порошком. Во всей массе достав-
ленного реголита в среднем находилось (в %):
шлак 38 стекло 4,3
микробрекчии 30 анортозит 3,0
габбро 13,5 сфероиды 1,3
базальт 7,3 разные 3,1
Основными минералами реголита, как и
фрагментов пород, являются плагиоклазы,
пироксены, ильменит, шпинели, оливин и др.
Значительное количество зерен, микробрекчий
и т. д. оплавлены или являются спекшимися
частицами или стеклами, присутствуют сферои-
ды. Все это указывает на характер процесса,
вызвавшего образование этой разнозернистой
породы. Морфология частиц, шоковые явления
и т. д. описаны в [6, 13]. Вместе с тем в рего-
лите обнаруживаются светлые, неоплавленные,
угловатые фрагменты базальта. Было изучено
содержание макро- и микроэлементов в каждой
из четырех зон Л, Б, В, Г реголита и во фраг-
ментах базальтов. В работах, помещенных в
настоящем сборнике, приведены данные по от-
дельным фракциям реголита.
Методы анализа. Искровая масс-спектромет-
рия обладает уникальными аналитическими
характеристиками. С ее помощью в течение
одного эксперимента удается определить до
60—70 элементов с чувствительностью до
10”7 % или лучшей.
Химический состав лунного реголита «Луны-16»
265
Вместе с тем этот метод имеет низкую пре-
цизионность вследствие неравновероятной иони-
зации атомов исследуемого образца в искровом
разряде, невоспроизводимости коэффициентов
чувствительности ионизации, многочисленных
наложений на аналитические линии пробы ли-
ний многоатомных ионов основы и примесей,
а также окислов, нитридов, карбидов и т. п.
Невоспроизводимость регистрируемых концент-
раций элементов в образце зависит главным
образом от неоднородности состава анализируе-
мых веществ.
Наши исследования позволили установить
многостадийность вакуумного искрового разря-
да, каждая фаза которого характеризуется
ионами определенной природы.
В начальной высоковольтной стадии разря-
да преимущественно образуются одно- и много-
зарядные массы по механизму равновероятной
ионной эмиссии, с последующей дуговой фазой
связывается появление в масс-спектре комп-
лексных и многоатомных ионов. В заключитель-
ной стадии разряда с распыленными частица-
ми анализпруемого вещества взаимодействуют
электроны небольших энергий, что обусловли-
вает неравновероятную ионизацию атомов, отли-
чающихся потенциалами и сечениями иониза-
ции.
Суммарный ионный ток включает в себя все
эти составляющие, обычно невоспроизводимые
от разряда к разряду, и поэтому регистрируе-
мые масс-спектры лишь качественно соответст-
вуют составу анализпруемого вещества.
Нам удалось предложить оригинальный спо-
соб выделения из всего спектра ионов только
ионов, образующихся в наносекундном диапазо-
не из первоначальной высокоэнергетической
стадии искрового разряда.
Величина выделенного таким образом ион-
ного тока около 4—7% от регистрируемого
обычно, когда используются все стадии искро-
вого разряда.
В результате применения этого способа в
искровом ионном источнике был разработан
зондовый масс-спектрометрический метод ана-
лиза непроводящих многокомпонентных твер-
дых веществ без использования добавок графи-
та или серебра [26].
Полученные этим методом масс-спектры
отличаются простотой структуры и хорошей
воспроизводимостью, так как в их составе те-
перь не регистрируются многоатомные, ком-
плексные, окисные п другие сложные массы,
образующиеся в дуговой стадии искрового раз-
ряда.
Для проведения полного анализа с высокой
точностью требуется затратить около 20—25 мг
лунного материала. Порошкообразное вещест-
во запрессовывается в виде тонкого слоя в ти-
гель пз алюминия высокой чистоты, после чего
определяются основные составляющие пробы
рентгеноспектральным методом, а затем опа же
используется для установления примесного
состава на масс-спектрометре с искровым ион-
ным источником.
Получение воспроизводимых масс-спектро-
метрическпх результатов на уровне 8—12%
достигается в процессе эксперимента путем
отбора исследуемого вещества со всей поверх-
ности пробы, сканированием таблетки относи-
тельно неподвижного танталового зонда непо-
средственно в ионном источнике.
Оценка составляющих лунной пробы произ-
водится по внешнему стандарту — диабазу
W-l (NBS), спектр масс которого регистриру-
ется на ту же фотопластинку, что и исследуе-
мый образец.
Количественный анализ основных компонен-
тов лунного реголита проводился рентгено-
спектральным методом. Рентгеновский спектр
имеет небольшое число линий, что упрощает
идентификацию элементов, а возможность про-
ведения анализа из небольшой навески (5—
10 мг) и без затраты вещества делают этот
метод в ряде случаев единственно приемлемый
Существенным недостатком первичного метода
является его невысокая чувствительность,
практически до 10-2%.
Основные компоненты лунного реголита
были определены на первичном рентгеновском
анализаторе JPX-3 (JEOL, Япония). Элементы
с атомным номером 19 и выше анализировались
при 30 кв и 10 мка с использованием в качест-
ве кристалла-анализатора LiF. Более легкие
элементы определялись с кристаллом КАР при
15 кв и 20 мка. Какого-либо нагревания пробы
при таких режимах не наблюдалось. Проба в
количестве 20—25 мг запрессовывалась в алю-
миниевый тигель, напылялась в вакууме угле-
родом и после рентгеноспектрального анализа
передавалась для искрового масс-спектрометрп-
ческого анализа. Диаметр фокусного пятна на
образце 6 мм, т. е. анализируемая площадь
достигала 25—30 мм2. Эталонами служили
известные стандарты W-l, JB-1, BCR-1, состав
которых близок к лунным образцам. Фон учи-
тывался обычным порядком. В измеренные от-
носительные интенсивности вносились поправ-
ки на поглощение, флуоресценцию п атомный
номер по методу Бенса и Альби [28]. Ошибка
определения при содержаниях искомого эле-
мента выше 0,5 % не превышала ± 2 %, что бы-
266
А. П. Виноградов, М. С. Чупахин, И. Д. Шевалеевский, Ю. И. Беляев
ло подтверждено контрольными химическими
анализами.
Оптический спектр реголита в общем близок
к спектру земных базальтов. Поэтому для коли-
чественного спектрального анализа реголита
были привлечены опробованные методы, разра-
ботанные в Институте геохимии и аналитиче-
ской химии им. В. II. Вернадского АН СССР
и применявшиеся в течение многих лет для
систематических исследований распределения
элементов в различных типах земных базаль-
тов и габбро. Оптимизация методов спектрально-
го анализа реголита состояла главным образом в
уменьшении навески пробы и увеличении чис-
ла одновременно определяемых элементов без
потери информации о составе пробы.
Определение Be и F проводилось метода-
ми эмиссионного спектрального анализа с
плазменным генератором для возбуждения
спектра проб в виде порошков [19]. Благодаря
применению буфера (смесь угольного порошка
и КВг) практически устраняется влияние ос-
новы пробы на результаты анализа. Проба
(20 мг) смешивается с буфером (1:1). Спектр
в видимой области регистрируется на дифрак-
ционном спектрографе со скрещенной оптикой
СТЭ-1 (дисперсия 5 А/мм). Анализ выполнялся
по двум параллельным навескам. Относитель-
ная ошибка определения F—15%, Be —10%
для доверительной вероятности 1 0,95. Для ка-
либровки применялись международные стандар-
ты базальтов BCR-1, ВМ.
Для одновременного определения V, Ni, Pb,
Sc, Со были применены методы эмиссионного
спектрального анализа с дугой постоянного
тока (15 а) и с дифракционным спектрографом
(дисперсия 2,75 Щмм во втором порядке спект-
ра). Проба смешивалась (1:1) с буфером (смесь
90% графитового порошка с 10% ВаСОз) [15,
18]. Анализ выполнен из двух параллельных
навесок по 20 мг. Правильность результатов
контролировалась по международным стандар-
там. Ошибка 20%.
Для определения Си был применен кваи-
тометр ARL, переоборудованный для анализа
геологических материалов [4]. В качестве бу-
фера применялось силикатное стекло. При
этом одновременно определялись V, Ni. Наве-
ска 10 мг\ проводилось два определения. Ка-
либровка квантометра была выполнена по стан-
дартам BCR-1, ВМ. Ошибка 8% [15].
Определение Li и Ga было выполнено клас-
1 Ошибка всех методов спектрального анализа, описан-
ных ниже, соответствует этому значению доверитель-
ной вероятности.
сическими методами эмиссионной и абсорбци-
онной пламенной фотометрии [16]. Использо-
вали высокотемпературное пламя смесей водо-
род — воздух и ацетилен — воздух. Спектрометр
собран на базе спектрографа ИСП-51 и фото-
электрической приставки ФЭП-1 с регистрирую-
щей схемой пламенного фотометра «Flaphokol».
Ошибка определения Li — 6%, Ga — 25%.
Для определения Ag и Cd был применен
атомно-абсорбционный метод с импульсным се-
лективным атомизатором твердых проб в виде
порошков [3]. Проба (10 мг) нагревается в гра-
фитовом стаканчике до температуры, превы-
шающей температуру разрыхления решетки.
Аналитическим сигналом служит амплитуда
импульса атомного поглощения паров Ag и Cd,
отличающегося от помех формой и моментом
появления. Длительность импульса атомной
абсорбции 1,5 — 2 сек. Учет нерезонансного по-
глощения проводился автоматически по непре-
рывному спектру вспомогательного источника
(Хе-лампа). Проба (10 ляг) смешивалась с уголь-
ным порошком (1:1). В оптимальных условиях
анализа влияние валового состава пробы на
результаты практически отсутствует. Для гра-
дуировки применяли синтетические стандарты
и международный стандарт базальта BCR-1.
Каждая проба анализировалась два раза. Ошиб-
ка 20%. Определение Т1 и Hg было выполне-
но атомно-флуоресцентным методом с импуль-
сной селективной атомизацией твердых проб [5].
Аналитическим сигналом служит амплиту-
да импульса атомной флуоресценции Т1 и Hg.
Точность 20%. Для калибровки применялись
международные стандарты. Предварительное
масс-спектральное определение редких земель в
лунном веществе для некоторых редкоземель-
ных элементов давало ошибку до ±20%. Поэто-
му были сделаны определения редких земель
разными методами (указано в таблице) с пред-
варительным выделением редких земель из об-
разца реголита2.
Экспериментальные данные. Были проведе-
ны всесторонние определения состава двух се-
рии образцов из всех зон А, Б, В, Г реголита,
доставленного автоматической станцией «Лу-
на-16», и двух фрагментов базальта из нижнего
слоя Г — образец I и образец II. Некоторые
данные для первой серии определений были
приведены в предварительном сообщении [6].
Вторая серия отличалась многочисленными ко-
личественными определениями отдельных проб
различными методами. В таблицах ниже ука-
2 Поэтому в таблице предварительные данные по ред-
ким землям мы не приводим.
Химический состав лунного реголита «Луны-16»
267
зано, при помощи каких методов были получе-
ны те пли другие результаты. В табл. 1 приве-
дено содержание макрокомпонентов в виде окпс-
лов, полученное первичным рентгеноспектраль-
ным методом. Из этих данных видно, что
химические составы отдельных зон реголита
мало различаются. Также хорошее совпадение
с нашими данными для реголита «Луны-16»,
отмечаемое в исследованиях других авторов,
как это видно из табл. 2. Несколько более за-
метный разброс данных наблюдается для со-
става фрагментов базальта (см. табл. 1 и 2),
что совершенно закономерно, так как исследо-
ватели изучали фрагменты, петрохпмически
различающиеся — от обычного базальта до бо-
гатого алюминием базальта. В пашем случае
Таблица 1. Содержание макроэлементов (в виде окисей) в зонах Л, В, В, Г регоЗшта «Луны-16» и во
фрагментах базальта пз него (в %)*
Реголит Фрагменты базальта
Компо- среднее из В ** Г среднее из образцов серии 11 (А, Б, В, Г) общее _ Т с среднее образец I образец II среднее
нент образцов се- рии Цпредвар тельные данны и- А ie) Б в в
БЮг 41,7 41,7 41,2 42,50 42,4 42,53 41,3 41,93 41,90 43,8 42,1 42,95
AI2O3 15,33 15,32 15,40 15,45 15,30 15,42 15,15 15,33 15,33 13,65 14,10 13,88
FeO 16,64 16,80 16,55 16,30 16,30 16,90 16,90 16,65 16,66 19,35 21,00 20,17
TiO2 3,39 3,39 3,46 3,30 3,33 3,25 3,42 3,36 3,36 4,90 6,10 5,5
MgO 8,78 8,73 8,82 8,96 8,96 8,90 8,60 8,78 8,78 7,05 5,05 6,05
СаО 12,49 12,20 12,80 12,42 12,78 12,38 12,55 12,54 12,53 10,40 11,3 10,8
СГ2О3 0,28 0,31 0,25 0,30 0,26 — 0,26 0,28 0,28 0,28 0,20 0,24
MnO 0,21 0,21 0,20 0,20 0,24 0,20 0,22 0,21 0,21 0,20 0,22 0,21
Na2O 0,34 0,37 0,36 0,36 0,30 — 0,28 0,34 0,34 0,33 0,13 0,23
K2O 0,10 0,10 0,12 0,10 0,13 — 0,10 0,10 0,10 0,15 0,17 0,16
P2O5 0,10 0,12 0,12 0,14 0,13 — 0,14 0,13 0,12 0,15 0,13 0,14
S _ * Метод первичный 0,19 0,20 0,18 рентгеноспектральный, < 0,22 ошибка + 2 %. 2* 0,25 0,21 Химический анализ. НО,21) 0,17 0,22 0,20
Таблица 2. Данные других исследователей по содержанию макроэлементов в реголите и базальте из
материала «Луны-16» (в %)
Реголит Базальт
Компонент среднее, по нашим данным (из серий I и II) Хаббард и др. [25] Джиллум и др. [12] среднее, по нашим данным Стил. Смит [21] Альби и др., [2]
Г А Джером и др. [И] А Г
SiO2 41,9 44 45 — 43,9 43 42,95 42,8 43,4 45,5
«125 мкм)
А12О3 15,33 16 16 15,3 15,7 16,0 13,88 15,4 18,8 13,95
FeO 16,66 16,0 15,9 15,8 16,8 16,8 20,17 18,1 13,6 17,77
тю2 3,36 3,3 3,5 3,60 3,3 3,2 5,5 4,3 3,0 4,04
MgO 8,78 8,51 8,12 9,28 — — 6,05 6,4 6,4 5,95
СаО 12,53 12,1 12,1 11,5 И 11 10,8 11,2 12,9 11,96
Сг2О3 0,28 — — — 0,32 0,33 0,24 о,з 0,3 —
МпО 0,21 0,23 0,23 — 0,21 0,20 0,21 0,3 0,2 0,26
Na2O 0,34 0,42 0,42 0,34 0,3 0,37 0,23 0,7 0,7 0,63
К2О 0,10 0,09 0,11 0,20 0,12 0,11 0,16 0,1 0,1 0,21
р2об 0,12 — — — — — 0,14 — — 0,15
S 0,21 — — — — — 0,20 — — —
268
А. П. Виноградов, М. С. Чупахин, И. Д. Шеваеевский, Ю. И. Беляев
образец I — сборная проба (98 мг) из фрак-
ции + 0,9 мм. Отобраны частицы крупнозер-
нистых и средпезернистых габбро разного со-
става. Образец II — одна частица весом 27,7 мг.
Среднезернистый базальт приближенного ми-
нералогического состава (в %): пироксен — 40,
оливин — 15, ильменит — 35, плагиоклаз — 10;
порода меланократовая, приближающаяся по
составу к перидотиту (полевошпатовому).
Из данных для макроэлементов, как было
замечено и раньше [6], видно, что содержание
в реголите мафических элементов несколько ни-
же по сравнению с их содержанием во фрагмен-
тах монолитных пород (например, Fe, Ti, Сг), но
в реголите повышено содержание А1, Са, ще-
лочей. Эта закономерность повторяется при
рассмотрении состава реголита и горных пород
морских областей, доставленных «Аполло-
ном-11» и «Аполлоном-12» из Моря Спокойствия
и Океана Бурь (см. табл. 5). В настоящее время
имеется много данных по породам «Аполло-
на-11» и «Аполлона-12». Поэтому мы в таблицах
использовали для сравнения наиболее обширные
данные Wanke [37, 38], а также частично дру-
гих авторов. Из всех известных данных по со-
ставу морского реголпта следует, что реголит
образовался из монолитных пород, на которых
он лежит. Это следует из соответствия состава
базальт — реголит того или другого лунного
моря. Иными словами, относительно большому
содержанию Fe в местном базальте соответ-
ствует относительно высокое содержание здесь
в реголите Fe, Ti и т. д. Причем увеличение в
реголите А1 и Са или уменьшение Fe и Ti
и т. д., т. е. фракционирование микроэлементов,
иногда достигает 30% и больше. Как мы увидим
ниже, для отдельных микроэлементов в системе
монолитная порода — реголит той или иной про-
[29]). Вместе с тем эти породы наиболее богаты
титаном. Породы «Аполлона-12» наиболее бога-
ты железом (тпп пород I и II) и вместе с тем
они более бедны титаном. Породы «Луны-16» по
содержанию Fe, Ti, Са занимают между этими
крайними случаями среднее положение по свое-
му содержанию макроэлементов. Эта законо-
мерность относится и к составу реголита. Ис-
ключение, может быть, составляет относительно
высокое в материале «Луны-16» по сравнению
с материалом «Аполлопа-11» и «Аполлона-12»
содержание А1 с высоким отношением А1/Са,
которое в материале «Аполлона-11» и «Апол-
лона-12» достигается, как правило, только в их
реголите.
Может быть, здесь следует сказать несколь-
ко слов о форме нахождения железа. Все дру-
гие макрокомпоиепты не вызывают особых во-
просов, и они распределены известным образом
по фазам лунных пород [33, 34]. Железо встре-
чается в реголите: 1) в виде окиси FeO, причем
содержание Fe2O3 или каких-либо других, более
окисленных форм Fe спорно [см. 34]; 2) в виде
фрагментов метеоритного железа, в котором
обнаруживаются рентгеновским путем камаси-
товая и тэнитовая фазы; 3) металлического
Fe с очепь малым содержанием Ni и 4) распы-
ленного пассивированного чистого металличе-
ского Fe, обнаруженного на поверхности микро-
частиц реголита [см. 8]. Оно образуется в ва-
кууме при высоких температурах, абсолютное
содержание этого Fe по отношению ко всему Fe
реголита очень мало.
Можно сравнить химический состав лунного
базальта, с одной стороны, с составами толеито-
вых океанических базальтов Земли и полево-
шпатовых, богатых кальцием ахондритов,— с
другой:
SiO2 A1,O.| FeO TiO2 MgO CaO MnO Xa2O I\.2O p2O5
Толеитовый базальт (ПО опр.) 49,15 15,09 7,56 (+3,35 2,09 7,75 10,61 0,17 2,23 0,30 0,23
Fe2O3)
Полевошпатовые ахондриты 48,65 11,71 16,31 0,50 9,87 10,39 0,47 0,83 0,27 0,10
(25 опр.)
Базальт II, «Луна-IG» 42,95 13,88 20,17 5,5 6,05 10,80 0,20 0,23 0,16 0,14
впнции Луны он может отличаться более чем на
Vo порядка. Материал «Аполлона-11» п «Апол-
лопа-12» — монолитные породы и реголит —
представляет собой по содержанию макроэле-
ментов крайние случаи. Более бедные по содер-
жанию железа породы — это материал «Аполло-
на-11». В табл. 5 мы приводим анализ материала
двух лав, доставленных «Аполлоном-11», пород
типа А и типа В (см. их подробное описание в
Отмечается значительно более высокое со-
держание Fe и Ti в базальтах Лупы и, следо-
вательно, в реголите морских провинций и рез-
ко пониженное содержание щелочей, а также
А1 и Si по сравнению с составом как базальти-
ческих ахондритов (Si), так и особенно толеп-
товых базальтов (Si и А1). Содержание Fe, до-
стигающее в морских базальтах Луиы почти
22% FeO, т. е. больше чем в 1,5 раза превышаю-
Химический состав лунного реголита «Луны-16»
269
щее среднее его содержание (в виде FeO) в
хондритах, очевидно, определяет характер эв-
тектики выплавленных лунных лав. Ti находит-
ся главным образом в виде ильменита, Сг — в
виде шпинелей.
Переходим к рассмотрению содержания в
реголите и базальтах морских лунных провин-
ций микроэлементов. Мы будем рассматривать
их содержание в базальтах п реголите Лупы
также по сравнению с содержанием, с одной
стороны, в каменных метеоритах — хондритах
[10], с другой —в земных толентовых базаль-
тах [7].
Щелочные элементы. Содержание Na, К, Rb,
Cs в общем как в базальтах, так и в морском
реголите «Луны-16» одного порядка (табл. 3—5)
и мало отличается по отдельным типам габбро-
базальта. Хотя невозможно не отметить, что
содержание Rb в различных базальтах Луны,
как видно из табл. 5, изменяется на полпорядка
(например, в породах «Аполлона-11» в типе А
больше Rb, чем в тппе В). Однако содержание
всех этих щелочей в монолитных породах п ре-
голите мало отличается от содержания в хондри-
тах и не достигает даже уровня их в примитив-
ных базальтах Земли — толептах, в которых со-
держание Na2O около 2%. В реголите и лунных
базальтах очень мало К. Исключение составля-
ет Li, содержание которого в базальтах п в мор-
ском реголите па порядок выше, чем обычно его
содержание в хондритах, и достигает, таким об-
разом, содержания Li в базальтах Земли. Это
очень интересное заключение, которое пока пе
находит объяснения.
Причина низкого содержаппя щелочей в ба-
зальтах и морском реголите Лупы, возможно,
связана с относительно большей массой веще-
ства Луны, подвергшегося первичному выплав-
лению, чем имело место па Земле. Вряд ли
можно говорить о какой-то значительной потере
Луной части щелочей в процессе первичной диф-
ференциации ее вещества, имея в виду вообще
невысокое содержание щелочей в хондритах.
Щелочноземельные и другие литофильные
элементы. Все элементы, о которых ниже пой-
дет речь,- Sr, Ba, TR, Y, Zr, Hf, Sc, Nb,Ta,Th,
U и некоторые другие типично литофильные
элементы — содержатся в лунных морских ба-
зальтах и реголите в значительно больших ко-
личествах, чем в средних хондритах, и выше
порядка пх содержания в земных базальтах.
Инымп словами, при выплавлении базальтов
лунного морского тппа происходит обогащение
(см. табл. 3—5) этими элементами, причем со-
держание Sr и Ва находится в зависимости от
содержания в породах Луны Са. Вероятно, та-
кая же связь с Са обнаружится п по отношению
к другим микроэлементам. В реголите лунных
морей происходит дальнейшее увеличение Sr,
Ва по сравнению с содержанием пх в базальтах,
на которых расположен реголит. О степени обо-
гащения реголита этими элементами мы скажем
несколько позже. Морские базальты обогащены
Zr, Hf, Nb, Та, Sc, Y, TR, (Ti), Be, В, и, как
следствие, шло обогащение имп реголита. Коэф-
фициент обогащения базальт/реголпт трудно вы-
числить, так как встречались ситуации, когда в
образовании реголита, по-видимому, принимали
участие базальтовые лавы разного типа с не-
которым различием содержании названных вы-
ше элементов. Большинство авторов полагает,
что в случае базальтов, например, бедных Rb п
богатых Rb (тип А и тип В) пз сборов «Аполло-
на-! 1», оба тппа базальтов принимали участие
в образовании реголита [29]. Однако если до-
пустить, как мы это принимаем, что при образо-
вании реголита возможна п дальнейшая диффе-
ренциация состава породы с той же тенденцией
увеличения литофильных элементов [6], то
главное участие в образовании реголита в этом
случае принимает материал базальта с наиболее
низким содержанием литофильных элементов
(тип В, «Аполлон-11» илп тип II, более бедный
Rb, «Аполлон-12»).
В этом же отношении очень характерно рас-
пределение U—Th илп Nb—Та, Zr—Hf между
базальтом и реголитом, а также Sc, Y и TR [22].
Степень повышения их содержания в реголите
значительно колеблется. Если исходить из пред-
ставления о том, что базальт типа В «Аполло-
на-11» является главным источником реголита
«Аполлона-11», то так же, как п в случае мате-
риала «Лупы-16», обогащение реголпта Zr, Hf,
Nb, Та, Sc и TR будет всегда очень мало илп
совсем не будет происходить (см. табл. 5). Для
Th, для отдельных TR—Er, Yb, Lu («Луна-16»),
La,Се,Но («Аполлон-11») отмечается обогаще-
ние. Инымп словами, распределение TR в
базальте и реголите «Лупы-16» п базальте
«Аполлона-11» (тип В) практически пе разли-
чается. Но если мы сравним базальт — реголит
«Аполлона-12», то заметим значительную раз-
ницу в содержании не только TR, но п многих
других литофильных элементов — оно будет зна-
чительно повышено в реголите «Аполлона-12».
Особенно это заметно для TR (см. табл. 5), а
также для Nb, Та, Zr, Hf, Th. Можно заметить,
следовательно, что наиболее богатые мафически-
ми элементами Fe, Mg, а также Сг базальты
«Аполлона-12» дают при образовании пз них
реголпта наиболее богатый литофильными эле-
ментами реголит.
270
А. П. Виноградов, М. С. Чупахин, И. Д. Шееалеевский, Ю. И. Беляев
Таблица 3. Содержание микроэлементов в реголите и частицах базальта «Луны-16» (в ч. н. млн.)*
Реголит Базальт
Элемент среднее из образцов се- рии I,см. пред- варительные данные [6] А Б В г общее среднее из среднее образцов для образ- серии II цов серий I и II образец I, предвари- тельные данные [''] образец II средний состав базальтов по I и II
Li 10 .— — 13’* И5* 11,5 10,8
Be 2,5 — 2,8’* 2е* 2,7е* 2,5 2,5 — — —
В 4,7 4,4 3,5 3,0 6,7 4,4 4,4 5 2,8 3,9
F 270 95,3- 131 110е* 127 131 200 181 64 128
Cl 62 26,4 20 31 16 23,4 42 — 29 29
Sc 27 66,5 70 45 50 47,5 37,2 20 43 31,5
49,0е* 4^6* 216* 38е*
V 61 73 54 60 39 74 67,5 42,5 45 43,8
826* 60е* 86G*
70е*
Со 53 32,6 19 35 15 29 41 29 14,3 21,7
30е* 26’* 276*
Ni 190 80 220 160 150 152 171 147 79 ИЗ
240’* 210’* 250е*
Си 37 31,4 23 35 93 37,3 37 13 25 19
31е* 20е* 28е*
Zn 21 26,3 72 45 40 45,7 33,4 26 21 23,5
Ga (4,9) 4,5 4,2 7,5 4,5 4,1 4,5 1,2 5,2 3,2
2&* 25*
Ge 1,3 0,64 1,0 2,45 0,7 1,19 1,25 2,5 1,1 1,8
As 0,4 — 0,15 0,62 0,4 0,42 0,41 2,9 0,25 1,5
Se — — 0,056 0,91 0,098 0,36 0,36 0,7 0,1 0,4
Br 0,28 — 0,8 0,83 0,62 0,75 0,5 1,3 0,3 0,8
Rb (5,9) 1,85 1,70 2,6 1,51 1,9 1,9 — 1,3 1,3
Sr 143 285 340 420 350 337 220 445 420 433
290
Y 58 48,2 82 100 84-140 90,8 70,4 54 123 90,5
Zr 347 155 130 530 150 241 294 300 300 323
Nb — 11,6 20,0 14 18 15,9 15,9 — 15 15
Mo 6 — 2,8 6,0 4,6 4,5 5,3 (1,2) 0,24 0,24
<5е*
Ru 0,027 — 0,016 2,5 — 12 <о,ю 6 — —
Rh 0,0037 — 0,0039 0,57 — <0,28 <0,15 — — —
Pd 0,01 — 0,04 1,5 — 0,76 <0,38 0,027 — 0,027
Ag 0,05 — 0,157* 1,33* 0,12 0,52 0,28 (0.2) 0,053 0,053
Cd 1 — 0,1 0,48 — 0,52 0,52 — 0,075 0,075
0,83*
0,3
In 0,С6 0,002 — 0,16 0,057 0,07 0,07 — 0,012 0,012
Sn 1,6 — 2,4 7,8 3 4,4 3,0 4 0,52 2,3
<56*
Sb 0,4 — 1,0 2,2 0,6 1,3 0,85 0,5 0,2 0,35
Те 0,18 0,002 0,18 0,97 — <0,3 — — — —
I 0,2 — 0,1 0,16 — 0,13 0,14 — — —
Cs <0,1 — 0,04 0,12 0,046 0,07 -0,09 0,75 <2,4 —
Ba 114 224 251 250 260 246 185 206 270 238
La — 13 126* 15,47* 13 13 14 13,4 — — 11 —

Химический состав лунного реголита «Луны-16»
271
Таблица 3 (окончание)
Элемент Реголит Базальт
среднее из образцов се- рии!, см. пред- варительные данные [6] А Б В Г среднее из образцов серии II С( общее среднее для образцов грий I иП образец I, предвари- тельные данные [«] образец II средний состав базальтов по I и II
Се — а 35е* 457* 43 31 46 40,8 — — 45 —
Рг — 8,8 5,5’* 8,2 8,4 12 8,6 — — 10 —
Nd — 36,2 25е* 327* 35 45 41 35,7 — — 32 —
Sm 10,3 6е* 12,57* 9,8 12 12 15 — — 9,7 —
Eu — 2,5 1,9е* 2,9’* 2,5 2,57 2,2 2,23 — — 2,2 —
Gd — 9,6 8—3е* 10 7,3 15 10,0 — — И —
Tb — 1,5 1,3е* 0,85 1,76 1,7 1,21 — — 0,85 —
Dy — 13,3 9,1е* 15,3’* 13 10,8 14 12,5 — — 12 —
Ho — 2,6 1,9е* 3 2,55 3,9 2,8 — — 2,8 —
Er — 5,9 4,5е* 5,67* 6,6 6,18 6,2 5,8 — — 9,6 —
Tm — 1,3 0,71е* 0,517* 0,85 1,57 0,88 0,97 — — 0,9 —
Yb — 5,2 4,1е* 7,47* 5,4 8,1 5,3 5,9 — — 6,2 —
Lu — 1,4 0,6е* 1,17* 1,2 1,43 1,17 1,1 — — 1,3 —
Hf 6.4 76* 6,5 И 7,9 7,8 — 0,3 9,0 —
W — (6) — — (36) (27) — (9) — —
Os — — 0,03 — — 0,03 — — — —
lr — 0,СС9 0,003 — — 0,0012 — — — -—
Pt — 0,05 0,05 — — 0,05 — — — —
An 0,002 — — — — — 0,002 — — —
Hg — 0,062* 0.222* 0,002* — 0,12 0,14 — — —
TI «0.2) 0,00133* — 0,003С3* 0,0031 0,0027 — — — —
Pb 6 2,9 1,4 2,3е* 1,4 3,1е* 0,82 2,6е* 2,7 (4) (7,7) 0,33 —
Bi — 0,006 — 0,45 — 0,2 — — — —
1 h — 0,84* — — — 0,8 0,8 — — —
U — 0,254* * Масс-спектралытые данные. ь* Метод пламенной фотометрии. 0,25 0,25 — — —
Атсмно-флюоресцентный метод [5]. ‘ Ате мно-абсорбциснпый метод [с], у-спектрсметрический метод. в* Спектрально-эмиссионный метод. TR определялись после их выделения | Определение Be выполнено с дугой постоянного тока. ’* Нейтронно-активационный метод [59J.
Таблица 4. Содержание микроэлементов в реголите «Луны-16» по данным других исследователей (вч. н. млн.)
Реголит Базальт
Эле- Филпоте Хаббапц и Джил- Хелмке, Джером Эйг- СТРП [27] Аллегре Хелмке,
мент паши Альби Poupeau и un. данные и др. [2] [23] et al.[32] А др.[25]. 125 — 425 мкм Г А лум и Хаскин др. [12] [24] Г В и ДР. [И] [14] А и* Г И ЦП. [1] наш п дан- ные Хаскин [24] А В
L1 10,8 8,5 10 8,38 8,34 — — — — — — — 9,8 — — — —
Be 2,5 — — — — — — _ — — — — 1,2 — — — —
В 4,4 — 2,6 — — — — — — — — — 2,6 — 3,9 — —
F 200 — — — — — — — — — — — — — 128 — —
С1 42 — — 29 — —
Sc 37,2 — — — — — — 54 50 50,2 — — — — 31,5 26 54
V 67,5 — — — — — - 76 — 97 — — — — 43,8 — —
Со 41 — — — — — - 37 27 30,9 30 47 — — 21,7 21 14
N1 171 — 133 132 — — ИЗ — —
Си 37 — 12,7 10,5 — — 19 — —
Zn 33,4 24 29 — — 23,5 — —
Ga 4,5 — — — — — — — 7 — 3,5 3,5 — — 3,2 4,3 3,6
Ge 1.25 — — — — — — — — — — 1,3 — — 1,8 — —
As 0,41 — ~ 1,5 — —
Se 0,36 — 0,34 0,37 — — 0,4 — —
Br 0,5 — 0,72 0,15 — — 0,8 — —
Rb 1,9 1,79 — 1,85 1,90 1,84 1,91 - — — 1,5 1,9 — 2,45 1,9 — —
Sr 220 271 — 244 271 279 303 - — — — — — 294 433 — —
Y 70,4 — — — — — — — — — — — — — 90,5 — —
Zr 294 — — 224 227 — — — — — — — — — 323 — —
Nb 15,9 — — — — — — — — — — — — — 15 — —
Mo 5,3 — — — — — — — — 5 — — — — 0,24 — —
R»i <0,1 —
Rh <0,15 —
Pd 0,38 — — — — — — — — — — — — — 0,027
Ас 0,28 — 1,34 0,54 — — 0,053
Cd 0,52 — — — — — — — — — 0,2 10,9 — — 0,075
Tn 1,7 — — — — — — — — — и, 003 0,0019 — — 0,012
Sn 3,0 — — — — — — — — — — — — — 2,3
Sb 0,85 — 0,0033 0,0042 — — 0,35
Те <0,3 — 0,04 0,028 — — —
Т Cs Ва U,14 -0,09 185 0,065 168,4 169 172 166 176 — 203 360 0,068 0,082 — 266 238 203 : 243
La 13.4 — — — 11,2 — 12 12,7 10,7 — — — — 11 12,0 19,4
Се 40,8 — — 31,2 37,5 33,8 33,5 — 43 37,2 — — — 46 45 .r0 66
Рг 8,6 — — — — — — — — — — — — — 10 — —
Nd 35,7 — — 26,4 26,3 25,8 27,1 — — 24,7 — — — 42,2 32 — —
Sm 15 — — 7,98 8,18 7,75 8,15 8,8 9,6 7,20 — — — 10,5 9,7 8,1 16
Ей 9 9 — — 2,16 2,22 2,15 2,34 2,3 2,87 2,15 — — — 2,4 2,2 2,04 4,04
Gd 10,0 — — 10,5 10,5 — 10,4 — 12 10 — — — 13,5 11’ — 17
Tb 1,2 — — — — — — — 1,9 1,44 — — — — 0,85 — 3,1
ny 12,5 — — 10,1 10,4 10,5 10,8 — 13,5 — — — — 12,7 12 8,8 17,9
Ho 2,8 — — — — — — — 3,1 2,6 — — — — 2,8 2,1 3,9
Er 5,8 — — 5,78 5,87 5,67 — — — 0,75 — — — 8,62 9,6 — 12
Trn 0,97 — — — — — — — — 0,75 — — — — 0,9 — —
Yb 5,9 — — 5,45 5,44 5,34 5.26 6,3 6,2 5,23 — — — 6,2 6,2 5,2 10,9
Lu 1,1 — — 0,82 0,84 — — 0,93 — 0,78 — — — 0,92 1,3 0,69 1,51
Hf 7,8 — — — 5,88 — — — 13 6,32 — — — — — 0,46 1,3
W (27) — — — — — — — — 17 — — — — — — —
Os 0,03 —
Tr 0,0012 — 96 98 — — — — —
Pt 0,05
Au 0,002 — — — — — — — 0,0017 0,0027 0,0026 — — — — —
Ид 0,14
TI 0,027 — 0,0014 0,0019 — — — — —
Pb (-4) — — — — — — — — — — — — — 0,33 _
Bi <0,2 — 0,0046 0,0051 — — — — —
Th 0,8 — — — — — — — — 1,06 — — — — — — —
U 0,25 0,338 — — — 0,38 0,39 —
Re — — — — — — ______ 0,0037 0,0034 —
Химический состав лунного реголита «Луны-16»
273
Летучие продукты аналогов F и S. Содержа-
ние галогенидов F, Cl, Вг, I в базальте и реголи-
те морских территорий Луны находится на
уровне их содержания в хондритах, т. е. этих
элементов меньше, чем в земных базальтах. Мо-
жет быть, содержание хлора относительно не-
сколько выше. Нет сколько-нибудь заметного
различия в содержании их в базальтах п рего-
лите. Здесь еще мало данных. Содержание серы,
селена, теллура значительно ниже их валового
содержания в среднем хондрите и соответствует
уровню обычного их содержания в земных ба-
зальтах. Трудно найти различие в содержании
S, Se, Те между базальтом и реголитом. Данные
по As заметно колеблются и требуют накопле-
ния.
Тяжелые металлы — Fe, Ni, Со, V, Си, Zn,
Cr, Mn, Mo, W, Sn. Наиболее интересно поведе-
ние в системе базальты Луны — реголит элемен-
тов семейства железа — Ni, Со, Mn, V. Содержа-
ние всего Fe в морских базальтах достигает
почти 17% («Аполлон-12»), т. е. выше среднего
содержания связанного железа (~12%) в хонд-
ритах. Вместе с тем количество обычно сопро-
вождающих элементов семейства железа —
Ni, Со — в морских базальтах Луны заметно
ниже их содержания в среднем реголите (даже
на силикатную фазу). Точно так же содержание
Си, Zn, Mo, Sn в базальтах ниже среднего для
хондритов. Содержание Mn, V остается равным
их содержанию в хондритах, так же как и содер-
жание Сг в базальтах Луны не уступает его
Таблица 5. Сравнение содержани «Аполлона-12» и «Луны-16» я макро- и микроэлементов в породах и реголите «Аполлона-11»,
Кристаллические породы [ (базальты) Реголит
Компонент «Аполлон-11» «Аполлон-12»
тип В, 10044 тип I, 12020 тип II, 12063 «Луна-16», «Аполлон-11», бязя.пьт 10084 «Аполлон-12», 12070 «Луна-16»
тип А, 100э7
В вес. %
SiO2 40,3 42,8 43,7 44,5 42,95 41,9 45,8 41,90
А1о03 7,52 11,84 7,16 9,3 13,88 12,97 12,6 15,33
Feb 18,06 17,15 21,45 21,6 20,17 15,48 16,38 16,66
TiO2 10,8 10,5 2,6 4,67 5,5 7,9 2,6 3,36
MsrO 6,97 6,47 15,6 8,4 6,05 7,97 9,86 8,78
CaO 11,76 7,34 8,1 13,6 10,8 11,34 10,64 12,53
Na2O 0,40 0,48 0,17 0,30 0,23 0,42 0,42 0,34
K2O 0,22 0,10 0,05 0,08 0,16 0,13 0,23 0,1
P2O5 — — 0,038* 0,089* 0,14 — 0,32* 0,12
В частях на миллион
Li 14 — (4,5) 5,2 — 10,4 12 10,8
Be — — 1,7 1,7 — 4* — 2,5
В 0,8 1,2 (0,9) 5,2 3,9 1,03 2,3 4,4
F — — ИЗ* 128 66* 152* 200
Cl 12 (12.2) (17,8) 17,2 29 350* 24,4 42
S — — 896* — — — 1020* —
Sc 87 0,2 45,2 62,9 31,5 61 37,3 37,2
V 49** 75** 148 160 43,8 63** 96* 67,5
Mn 1800 2000 2170 2200 — 1560 1500 —
Cr 2160 1300 4560 2580 — 1830 2270 —
Co 25,4 11,0 61 39,1 21,7 27,2 41,5 41
Ni <10 — 67* 48 ИЗ 280 200 171
Cu 4,3 4,2 6,9 12,9 19 8,2 7,2 37
Zn 2,9* — 3,5* 3,2* 23,5 22* 8,2* 33,4
Ga 5,2 5,1 (3,2) 5,3 3,2 4,9 3,3 4,5
Ge <1 <1 (100) 100 1,8 1,4 210 1,25
As 0,04* — (Ю) 53 -1,5 0,07 22 0,41
Se - (0,4)* — — 0,4 0,2* — 0,36
' 3 Лунный грунт
274
А. П. Виноградов, М. С. Чупахин, И. Д. Шевалеевский, Ю. И. Беляев
Таблица 5 (окончание)
Компонент Кристаллические породы (базальты) Реголит
«Аполлон-11» «Аполлон-12» «Луна-16», базальт «Аполлон-11», 1084 «Аполлон-12», 12070 «Луна-16»
тип А, 10057 тип В, 10044 тип I, 12020 тип II, 12063
Вг 0,1* (0,2)* 0,08* 0,1* 0,8 0,2* 0,2* 0,5
Rb 5,2 5,1 1,5 1,1 1,9 3,0 8,7 1,9
Sr 100 (151) (96) 130 433 176 140 220
Y 210* (150)* 52* 50* 90,5 150* 135* 70,4
Zr 1200** 520** 130* 115* 323 460** 480* 294
Nb 42* 47* 95* 13* 15 33* — 15,9
Mo 0,4* (0,4)* 0,6* 0,5* 0,24 0,7* 0,45* 5,3
Ru — — — — — — — <0,1
Rb — — — — — — — <0,15
Pd 0,01 0,2 0,003 <0,001 0,027 0,012 0,0065 <0,38
Aff 0,04* 0,07* — — 0,053 0,1* — <0,28
Cd 0,9* (0,7)* — — 0,075 0,3* — 0,52
In 0,0027 0,0032 1,9 0,0023 0,012 0,75 0,486 1,7
Sn 0,6* (1,2)* — — 2,3 0,7* — 3,0
Sb 0,005* 0,01* — 0,04* 0.35 0,005* 0,04* 0,85
Те — — — — — — — —
I — — — — — — — 0,14
Cs 0,20 (0,12) (90) 0,08 <2,4 0,12 0,390 /—0,09
Ba 208 214 (84) 140 238 176 390 185
La 25 12 4,82 6,88 И 15 33,0 13,4
Ce 79 44 (21) 19 45 47 86 40,8
Pr 9 (7,3) (1,75) 3,1 10 5 10,6 8,6
Nd 60 50 (14,7) — 32 47 (72) 35,7
Sm 20 17,9 3,4 6,6 9.7 12,1 14,7 15
Eu 1,8 2,69 0,82 1,62 2.2 1,67 1,8 2,23
Gd 30 24,0 (4,7) 11,0 11 18 15,7 10,0
Tb 5,0 4,5 0,91 2,65 0.85 2,8 4,0 1,21
Dy 24 (19) 5,68 10,3 12 17 20,2 12,5
Ho 5,5 (3,8) 1,07 2,46 2.8 4,6 5,2 2,8
Er 16 (13) (4,2) 7,35 9,6 9,5 15,8 5,8
Tm 2,3* 2* 0,66* 0,53* 0,9 1,2* 1,8* 0,97
Yb 16,8 15,0 2,91 5,71 1.2 8,3 10,6 5,9
Lu 2,15 1,96 0,42 0,84 1.3 1,30 1,52 1,1
Hf 16,9 12,0 3,8 6,3 — 10,2 15,6 7,8
W 0,43 0,24 (0,15) 0,14 — 0,22 0,74 —
Os — — — — — — — 0,03
Ir — — 0,0005 0,0013 — — 0,0075 0,0012
Pt — — — — — — — 0,05
Au 0,0016 0,0019 0,0036 0,0029 — 0,0021 0,0018 0,002
Hg — — 0,006* 0,002* — — 0,0021* 0,14
TI — — — — — — — 0,0027
Pb 3* 3* 1,7* 0,4* 0,33 6* 2,6* (-4)
Bi — — — — — — — <0,2
Th 3,94 0,98 0,71 0,82 — 1,61 5,52 0,80
U 0,80 0,28 (0,25) 0,236 — 0,35 1,69 0,25
Ta 2,0 2,0 0,45 0,47 — 1,3 1,46 —
• Данные Morrison [cm. 30, 31]. ♦♦Данные Wakita [см. 35, 36].
Химический состав лунного реголита «Луны-16»
275
высокому содержанию в хондритах, т. е. значи-
тельно выше содержания Сг в земных базаль-
тах в десятки раз.
Можно отметить общую закономерность —
понижение содержания элементов семейства Fe
в реголите по сравнению с базальтами. Это от-
носится не только к Fe, Cr, Ti, но и к V, Мп.
Для Sn, W, Мо недостаточно данных. Что каса-
ется Ni, а также элементов, накапливающихся
в железной фазе метеоритов: Ga, As, Sn, Ge, Co,
Sb, Си, а также Au и всех платиноидов, то мож-
но с уверенностью сказать, что их относительное
накопление в реголите связано, как мы сейчас
увидим, с прпвносом в реголит Луны (но не в
монолитные породы) метеоритного материала
извне, главным образом железной фазы метео-
ритов.
Платиноиды и золото. Содержание плати-
ноидов Ru, Pd, Rh, Ir, Os, Pt, Au в метеоритах
порядка n-10“4 — n-10~5%. Хорошо известно,
что онп концентрируются в железной фазе ме-
теоритов. В базальтах Земли содержание плати-
ноидов и Au значительно ниже — порядка
тг-10~6— тг-10~7%. Если лунные базальты не
дают заметных отклонений в содержании пла-
тиноидов и Ан от их содержания в базальтах
Земли, то морской реголит имеет явно высокое
их содержание, приближающееся по порядку к
содержанию платиноидов и Ан в хондритах.
Вместе с высоким содержанием Ni в реголите
высокое содержание платиноидов и Ан является
непосредственным указанием на то, что все эти
элементы привнесены метеоритным веществом,
падавшим на Луну [10]. В этой связи необхо-
димо более прецизионное определение в базаль-
тах п в свою очередь в сингенетичных им рего-
лнтах элементов, характерных для железной
фазы метеорита, а именно: Ga, Ge, As, Sn, Sb.
Легкоиспаряющиеся редкие металлы In, TI,
Pb, Hg, Bi. Может быть, наиболее достоверными
цифрами здесь являются цифры для РЬ. Они
совпадают с данными для земных базальтов,
порядка тг-10“4%. Что же касается содержания
In, TI, Bi и Hg, то известно, что их содержание
в горных породах Земли и в метеоритах порядка
п • 10~5 — п • 10“7% и значительно колеблется.
Пз данных, известных для морского реголита,
порядок содержаний TI, In, Bi — тг-10“7%. Од-
нако наблюдаются разкие изменения содержа-
ния этих элементов в одном и том же материале
[30, 31, 33—35, 37, 38]. При систематическом
исследовании содержания ртути в условиях,
исключающих заражение ею препаратов [5],
оно оказалось порядка тг*10~6% (см. табл. 3).
Основные выводы и заключение. Реголит
морских провинций является смесью материала
разного происхождения. Источники вещества
морского реголита — главным образом базальты
соответствующих лунных лавовых морей. Рего-
лит генетически с ним связан. Это следует из
сопоставления состава, минералогических и
петрохимических особенностей базальтов и ре-
голита соответственно Моря Изобилия, Моря
Спокойствия и Океана Бурь. Примером может
служить распределение в них в системе ба-
зальт — реголит Fe, Ti, Al и других макроэле-
ментов, да и микроэлементов. По своему составу
и способу образования монолитные породы и
реголит в каждом из этих трех морей, несмотря
на наличие ряда типов, в известной мере одно-
образны и характеризуют собой отдельные мор-
ские геологические провинции.
Второстепенным источником материала ре-
голита прежде всего является при внос в область
морей материкового материала, значительно
отличающегося от морского но характеру реголи-
та и большему содержанию в нем полевошпато-
вого материала, в частности анортозита. О влия-
нии па состав морского реголита материкового
материала сейчас сказать трудно. Одпако содер-
жание анортозита в реголите морей невысоко
3—5%. Данные, полученные па основе материа-
ла, доставленного «Луной-20», показывают, что
материковые провинции, где была забрана про-
ба этой станцией, содержат 40—60% анортози-
товых пород, тогда как рядом в нескольких де-
сятках километров на берегу Моря Изобилия в
реголите анортозита содержится лишь около
3%. Это указывает на то, что материковый ма-
териал, равно как и морской, незначительно пе-
ремешивался и перенос этого материала на зна-
чительные расстояния не происходил. Можно
провести пограничную линию рапространення
между морским и материковым реголитом.
Следующий пай материала морского реголи-
та составляет метеоритное вещество. Расчеты
показывают [см. 6], что этот пай составляет
около 2,5% вещества реголита. Другие исследо-
ватели давали примерно те же оценки [37].
Габбро и базальты морского типа очень обога-
щены, как мы видели, прежде всего железом,
титаном, содержат хром в количествах, обыч-
ных для хондритов, и т. д. Сравнение их соста-
ва с земными примитивными базальтами ука-
зывает на богатство их мафическими элемен-
тами, отсутствие признаков обогащения
летучими веществами. В вакуолях лунных
пород «Лупы-16» был обнаружен Щ, что
указывает на присутствие каких-то количеств
летучих и Н26, в частности, по-видимому,
быстро потерянных затем на поверхности Луны.
18*
276
А. П. Виноградов, М. С. Чупахин, И. Д. И1евал°евский, Ю, И. Беляев
Все это указывает па то, что дифференциация
вещества морских пород' при выплавлении ба-
зальта, габбро шла при высоких температурах,
в короткое время и не глубоко. Химический
состав реголита заметно отличается от состава
сингенетичных ему базальтов морей. Во время
образования реголита происходил и процесс
дальнейшей дифференциации вещества морских
базальтов. Содержание мафических элемен-
тов — железа, магния, а также титана, хрома и
некоторых других — заметно уменьшалось, а
типично литофильные элементы А1, Са и мно-
гие другие, главным образом микроэлементы,
имели явную тенденцию к увеличению их со-
держания в реголите. Это видно не только на
материале «Луны-16», но та же тенденция от-
мечается и на материале реголита «Аполло-
на-11» и «Аполлона-12» [33, 34].
Здесь нужно заметить, что брекчии, микро-
брекчии в материалах «Аполлона-11», «Аполло-
на-12» и «Луны-16» также очень близки по
составу к реголиту, чем заметно отличаются от
состава монолитных пород. При обсуждении
вопроса об их происхождении нередко допуска-
ли, что они образовались пз реголпта. Однако
дифференциация состава монолитных пород,
образующих реголит, гораздо сложнее. Мы ука-
Литература
1. Аллегре К., Бирк Ж. А., Лубе М., Прово А. Воз-
раст по рубидию и стронцию. Содержание калия,
рубидия, стронция, бария и редких земель в грунте
Моря Изобилия (Лупа), доставленного советской
автоматической станцией «Луна-16».— Наст, сбор-
ник, стр. 468.
2. Альби А. Л., Чодос А. А., Ганкарц А. И., Хей-
нес Е. И., Папанастасиу Д. А., Рей Л., Тера Ф.,
Вассербург Г. Д., Вен Т. Минералогия, петрология
и химия обломка базальтов, доставленного «Лу-
ной-16».— Наст, сборник, стр. 163.
3. Беляев Ю. И., Зверева И. Ф., Костин Б. И. Атомно-
абсорбционпое определение следов элементов в
горных породах с применением импульсной терми-
ческой атомизации твердых проб. Сообщение 1. Оп-
ределения кадмия.— Ж. анал. химии, 1971, 26, вып.
3, 492.
4. Беляев Ю. И., Хитрое Л. М. К вопросу о примене-
нии квантометров для анализа геологических ма-
териалов.— Ж. анал. химии, 1963, 18, вып. 3, 310.
5. Беляев Ю. И., Ковешникова Т. А. О содержании
ртути в реголите Моря Изобилия, Моря Спокой-
ствия и Океана Бурь.— Наст, сборник, стр. 335.
6. Виноградов А. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической стан-
цией «Луна-16».— Наст, сборник, стр. 7.
7. Виноградов А. П. Среднее содержание химических
элементов в главных типах изверженных горных
пород земной коры.— Геохимия, 1962, № 7, 555.
8. Виноградов J. П., Нефедов В. И., Урусов В. С., Жа-
воронков Н. М. Рентгеноэлектропное исследование
залп на отличие в этом смысле реголита в це-
лом от монолитной породы. Но если бы мы рас-
смотрели химический состав отдельных частей,
то увидели бы, что эта дифференциация, как
было многократно показано, имеет еще более
глубокий характер. Достаточно обратить внима-
ние на состав стекол, сфероидов из реголита,
как мы бы заметили огромное разнообразие их
состава. Существует представление о том, что
отдельные частицы (мономинералы и др.) под-
верглись оплавлению в момент образования ре-
голпта, этим объясняется их значительное раз-
личие в составе.
Процесс образования лунного реголита не
очень ясен. Преимущественное толкование
большинства авторов приводит их к утвержде-
нию, что единственным процессом было столк-
новение с падающими метеоритными частицами.
Однако могут быть, и другие возможные объяс-
нения [9].
Наконец, мы должны сказать, что непрерыв-
ное галактическое облучение и солнечный
ветер, несомненно, создали в частицах реголпта
напряжения, влиявшие на их физико-химиче-
ские свойства и, возможно, привносили какой-
то пай вещества, определить который сегодня
трудно.
лунного реголпта пз морей Изобилия и Спокойст-
вия— Наст, сборник, стр. 319.
9. Виноградов А. И. О генезисе реголита.— Наст,
сборник, стр. 348.
10. Виноградов А. П. Высокотемпературные протопла-
нетные процессы.— Геохимия, 1971. № И, 1283.
И. Жером И., Филиппо Ж., Брише Э. Определение
29 элементов в грунте «Луны-16» путем активаци-
онного анализа без разрушения.— Наст, сборник,
стр. 278.
12. Джиллум Д. Е., Эман В. Д., Вакита X., Шмитт Р. А.
Общее содержание элементов и содержание ред-
ких земель на уровнях А и Г грунта «Луны-16».—
Наст, сборник, стр. 299.
13. Ильин Н. П., Лосева Л. Е., Сенин В. Г. Рентгено-
спектральный микроанализ состава индивидуаль-
ных частиц лунного реголпта.— Наст, сборник,
стр. 209.
14. Лал Дж., Ганапати Р., Морган Дж, В., Андерс Е.
Метеоритные и неметеоритные рассеянные эле-
менты в образцах «Луны-16».— Наст, сборник,
стр. 290.
15. Лактионова И. В., Агеева Л. В., Симонова Л. В.
Квантометрический метод определения Ni, Со, Сг,
V, Си в геологических материалах.— Ж. анал. хи-
мии, 1971, 26, 554.
16. Лебедев В. И. О повышении чувствительности оп-
ределения элементов в пламени.— Ж. анал. химии,
1961, 16, вып. 2, 124.
17. Макаров Е. С., Иванов В. И., Макеева В. И., Тобел-
ко К. И., Букин В. И., Волкова А. Я., Кузнецо-
Химический состав лунного реголита «Луны-16»
277
ва Г. А., Кузнецов Л. М. Рентгенографическая
идентификация минералов лунного реголита, до-
ставленного автоматической станцией «Луна-16».—
Наст, сборник, стр. 148.
18. Павленко Л. 11., Симонова Л. В., Карякин А. В. Оп-
ределение Си, Sc, Mo, Sn, Pb и элементов группы
железа в луппом грунте и в основных и ультра-
основных породах Восточно-Африканского рифта.—
Наст, сборник, стр. 339.
19. Савинова Е. 11., Карякин А. В., Андреева Т. П.
Спектральный метод определения фтора, фосфора,
серы, бора и бериллия в лунном грунте.— Наст,
сборник, стр. 344.
20. Стахеев Ю. 11., Вульфсон Е. К., Иванов А. В., Фло-
ренский К. П. Гранулометрические характеристики
лунного грунта из Моря Изобилия.— Наст, сбор-
ник, стр. 44.
21. Стил И. М., Смит Дж. В. Минеральный и общий
химический состав трех образцов, доставленных
«Луной-16».— Наст, сборник, стр. 205.
22. Сурков Ю. А., Федосеев Г. А., Соборное О. П., На-
зар кина Г. Б., Бачина Л. П. Гамма-спектрометри-
ческий анализ образца лунного грунта, доставлен-
ного автоматической станцией «Луна-16».— Наст,
сборник, стр. 417.
23. Филпоте Ж., Шнетцлер К. К., Боттино М. Л., Шу-
манн С., Томас X. X. Содержание лития, калия,
рубидия, стронция, бария, редких земель, цирко-
ния и гафния в грунте «Луны-16».— Наст, сбор-
ник, стр. 312.
24. Хелмке Ф. А., Хаскин Л. А. Редкие земли и другие
рассеянные элементы в грунте «Луны-16».— Наст,
сборник, стр. 304.
25. Хаббард Н. Дж., Найквист Л. Е., Роде Дж. М., Бен-
зел Б. М., Висмани X. Химические особенности об-
разца реголита «Луна-16».— Наст, сборник, стр. 306.
26. Чупахин М. С., Поляков А. Л. Метод масс-спектро-
метрического элементного анализа геологических
проб, вещества метеоритов и образцов лунного
грунта.- Ж. анал. химии, 1972, 27, вып. 3, 523.
27. Эйгстер О. Содержание лития, бария, бора и тита-
на и изотопный состав лития, бора и магния.—
Наст, сборник, стр. 370.
28. Вепсе А. Е., Albee A. L. Empirical correction factors
for the electron microanalysis of silicates and oxi-
des.— J. GeoL, 1968, 76, 382.
29. Gast P. W., Hubbard X. J., Wiesmann H. Chemical
composition and petrogenesis of basalts from Tran-
quillity Base.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
1970, 2, 1143.
30. Morrison G., Jesse T., Gerard T. et al. Elemental abun-
dance of Lunar soil and rocks.— Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., 1970, 2, 1383.
31. Morrison G., Gerard J., Potter N., Gangadharam E.,
Rottenberg A., Burdo R. Elemental abudance of Lu-
nar soil and rocks from Apollo 12.— Proc. Second
Lunar Sci. Conf., 1971, 2, 1169.
32. Poupeau G., Berdt G., Pellas P. Lunar regoliths tri-
bulations since, september 19, 1969, 3-rd Lunar
Sci. Conf., Abstracts, 1972, 539.
33. Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 2, 3.
34. Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 1, 2, 3.
35. Wakita H., Schmitt R., Rey P. Elemental abudance of
major, minor and trace elements in Apollo 11 lunar
rocks, soil and cores sample.—Proc. Apollo 11 Lu-
nar Sci. Conf., 1970, 2, 1685.
36. Wakita H., Rey P., Schmitt R. Abudance of the 14
rare-earth elements and 12 other trace elements.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 2, 1321.
37. Wanke H., Roeder R., Baddenhausen, Spettel B.,
Teschke F., Quijano-Rico M., Balacescu A. Major
and trace elements in lunar material.— Proc. Apol-
lo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2, 1719.
38. Wanke H., Wlotzka F., Baddenhausen H., Belace^cu,
Spettel B., Teschke F., Jagots E., Kruse H., Quijano-
Rico M., Roeder R. Apollo 12 simples: Chemical compo-
sition.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 2, 1187.
39. Строганова H. С., Рябухин В. А., Лактионова H. В.
и др. Определение редкоземельных элементов в ре-
голите пробы «Луны-16» химико-спектральным ме-
тодом.— Наст, сборник, стр. 294.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
И. Жером,
Ж. Филиппо,
Э. Брише
ОПРЕДЕЛЕНИЕ
29 ЭЛЕМЕНТОВ
В ГРУНТЕ «ЛУНЫ-16»
ПУТЕМ
АКТИВАЦИОННОГО АНАЛИЗА
БЕЗ РАЗРУШЕНИЯ
Распространенность 29 элементов, включая 11 ред-
ких элементов, была изучена в грунте «Луны-16» (об-
разец Л-16-19, 118) путем инструментального нейтрон-
но-активационного анализа. Na, TR, Н{ и Th менее
распространены, чем в грунте «Аполлона-11», «Апол-
лона-12» и «Аполлона-14». Отрицательная аномалия Ей
по сравнению с хондритом является самой меньшей из
когда-либо найденной в лунном реголите. Распростра-
ненность европия в трех участках морей и в районе
Фра-Мауро около 2 ч. н. млн. (от 1,75 до 2,25), в то
время как содержание легких редких земель колеблет-
ся в 6 раз. В общем химический состав грунта из
Моря Изобилия сходен с составом грунта Моря Спо-
койствия, хотя компонент, богатый К, ТВ и Р, меньше
участвует в составе грунта первого участка, возмож-
но, из-за большого расстояния от Моря Дождей.
Введение. Общее количество кернового ма-
териала, доставленного иа Землю из Моря
Изобилия автоматической станцией «Луна-16»,
на два-три порядка меньше количества проб по-
род и грунта, добытого в результате рейсов
«Аполлонов». Поэтому педеструктпвпые анали-
тические методы и инструментальный нейтрон-
но-активационный анализ (ИНАА) имеют осо-
бенно важное значение при изучении этого ма-
териала. Мы определили 29 элементов по-
следним методом в образце Л-16-19,118
(первоначальный вес 507 мг), взятом на глуби-
не 20—22 см (зона В колонки) в лунном рего-
лите, который был получен от Академии наук
СССР. Небольшое количество самых крупных
обломков (около 0,5—1,5 .о) было изъято пз
первоначального материала ручной отборкой
для индивидуальных исследований. Аликвотная
проба 61,8 мг непросеянного грунта была взята
из остаточного количества и использована для
нейтронного активационного анализа. Общий
минералогический состав (М. Кристоф, личное
сообщение) небольшого числа отобранных об-
ломков, установленный под стереомикроскопом,
имел сходство с тем составом, который мы ис-
пользовали в наших анализах, так что лишь
небольшие отклонения от первоначального со-
става могли быть вызваны ручной отборкой.
По А. П. Виноградову [1], у колонки реголита
не было видимой слоистости, и она казалась од-
нородной, что и подтвердили химические анали-
зы главных элементов, сообщенные этим же ав-
тором.
Результаты обработки материала, доставлен-
ного «Аполлоном-12», показали, что некоторые
пробы грунта, отобранные в нескольких сотнях
метров друг от друга в морском районе, совер-
шенно одинаковы по составу. Следовательно,
кажется разумным предположить, что наш обра-
зец является представительным для места при-
лунения «Луны-16».
Экспериментальная часть. Распространен-
ность элементов определяли последовательным
нейтронно-активационным анализом по методу
Гордона и др. [2]. Три последовательных облу-
чения в 30 сек, 1 час и 16 час были сделаны с
использованием активации тепловыми нейтро-
нами (приблизительно 6 • 1012 нейтрон • см~2 •
• сек~1) реактора EL3 в Центре ядерных иссле-
дований в Сакле. Гамма-спектрометрия была сде-
лана в Орсе на Ge (Li)-детекторе. Благодаря хо-
рошей разрешающей способности нашего детек-
тора (соединенного с 8000-канальным анализа-
тором) и использованию оригинальной програм-
мы для вычислительной машины [3] удалось с
помощью приборов определить 29 элементов,
включая И редкоземельных элементов (р.з.э.).
Хотя несколько добавочных элементов, соответ-
ствующих долгоживущим радиоизотопам, смо-
гут быть определены при будущих измерениях,
мы как будто уже определили больше элемен-
тов, чем было когда-либо сообщено с примене-
нием активации тепловыми нейтронами лунного
Определение 29 элементов в грунте «Луны-16» путем активационного анализа без разрушения " 279
материала без разрушения. Облучение и счет
для образцов стандартных пород Геологической
службы США W-1 и BCR-1 (по 100 мг каждая)
л базальтового ахондрита Ювинас (50 мг) про-
водились в тех же условиях, как и для лунного
грунта. Для немногих элементов, которые не
могли быть измерены с достаточной точностью в
W-1, BCR-1 был использован как монитор.
Последний был также выбран для измерений
короткоживущих активностей.
Результаты и обсуждение. Наши аналитиче-
ские результаты представлены в табл. 1 и 2.
Точность контролировалась применением
BCR-1 и ахондрита Ювинас. Состав метеори-
та (сообщенный в [4]) совпадает с данными,
приведенными в литературе [5, 6]. Хотя точ-
ность зависит от содержаний, использованных
для калибровочных стандартов, она как будто
такого же порядка, как и точность в наших из-
мерениях. Точность принципиально ограничена
статистикой счета и была определена по повтор-
ным измерениям: 5 — 10% для редкоземельных
Т аблица 1. Распространенность главных элемен-
тов в грунте «Луны-16» (в вес.%)
Компонент Стандарты, принятые величины Наши результаты
W-1 BCR-1 BCR-1 «Луна-16», обр. Л-16-19
Ха2О 2,15 — 3,11 0,34
Mzb 3,28 — 9,28
ai2o3 — 13,66 — 15,3
К.0 0,64 — 1,75 0,20
СаО — 6,95 — 11,5
TiO2 — 2,23 — 3,60
FeO* 10,05 — 12,20 15,8
• Общее железо выражено как FeO.
элементов (15% для Gd, Но и Tm), Na, Sc, V,
Сг. Mn, Fe, Со, Hf и Th; 10% для Mg, Al, Са и
Ti: 30% для К, Ва и Ап.
При отсутствии максимумов, поддающихся
наблюдению в спектрах стандартных пород, рас-
пространенности Мо и W были рассчитаны с
применением эффективного детектора (калибро-
ванного по урановому источнику) и вычислен
нейтронный поток (среднее из результатов для
элементов с хорошо известными поперечными
сечениями, измеренных в стандартных породах).
Значения содержаний для Мо и W поэтому
должны рассматриваться скорее как порядки
величин, чем как точные измерения. Следует от-
метить, что распространенности других элемен-
тов, вычисленные на основе метода одного стан-
дарта (результаты будут опубликованы в дру-
гой работе), удовлетворительно согласуются с
результатами, приведенными в таблицах 1 и 2.
Состав главных элементов подтверждает в
пределах экспериментальных ошибок данные,
приведенные А. П. Виноградовым, и заметно от-
личается от базальта «Луны-16» [1]. Реголит
оказывается менее мафическим, чем кристалли-
ческая порода. Табл. 3 содержит данные по Са
и А1 в грунте «Луны-16», «Аполлона-11»,
«Аполлона-12» и «Аполлона-14»: колебания со-
держаний А1 можно объяснить различиями в со-
держаниях полевого шпата.
Сравнительно низкое соотношение Са/Al в
грунте Фра-Мауро вызвано скорее не большей
распространенностью анортозитового компонен-
та, а присутствием богатых плагиоклазом извер-
женных пород, найденных на участке «Аполло-
на-14» [7] и, вероятно, представленных в грун-
те. Соотношение Са/Al для Моря Изобилия
близко к таковому других участков морей, как
уже было указано [8]. Можно наблюдать сход-
Таблица 2. Малые элементы в грунте «Луны-16»
(все величины в ч. н. млн. по весу за исключением Au
(в ч. н. млрд.); стандарты из работ [2, 17—19])
Элемент Стандарт, принятые вели- чины W-1 Наши результаты
BCR-1 «Луна-16», обр. Л-16-19
La 11,0 26,2 10,7
Се 23,4 52,7 37,2
Nd 12,2 34,6 24,7
Sm 3,32 6,90 7,20
Eu 1,112 1,99 2,15
Gd 4,03 8,30 10
Tb 0,57 1,16 1,44
Ho а — 2,6
Tm а — 0,75
Yb 2,08 3,43 5,23
Lu 0,31 0,52 0,78
Sc 34 30,8 50,2
V 240 380 97
Cr 120 13 1990
Mn 1350 1360 1660
Co 45 37,3 30,9
Mo — — 5(6)
Ba а — 360
Hf 2,5 4,89 6,32
W — — 17 (6)
Au 2,0 — 1,7
Th 2,2 6,36 1,06
а. Принятые величины для стандарта BCR-1: Но — 1,34 ч. н.
млн.; Tm — 0,6 ч. н. млн.; Ва — 686 ч. п. млн. б. Вычислено
по методу моностандарта.
280
И. Жером, Ш. Филиппо, Э. Брише
ство в соотношениях Fe/Mg трех участков мо-
рей, которое снова подчеркивает отличающийся
от них характер формации Фра-Мауро [9, 10],
для которой Fe/Mg имеет более низкое значе-
ние. При ограниченном количестве имеющихся
у нас петрологических сведений все еще трудно
дать обоснованную интерпретацию соотношения
Fe/Mg в нашем образце. Содержание натрия
в грунте «Луны-16» (0,34% Na2O) ниже, чем в
уже исследованных других участках Луны, п
весьма сходно с содержанием натрия в «базаль-
те», по А. П. Виноградову [1].
Распространенности рассеянных элементов,
приведенные в табл. 2, показывают значитель-
ные расхождения с предварительными данны-
ми из литературы [1]; наши цифры для Sc, V,
Ва, Hf и р. з. э. (за исключением Nd) выше, в
то время как наше количество Со составляет
Содержание, г/т
100
10
1
А ''' 1Ы63
о\\
\\'' 12070
V 1008b
б
Л-16-19
La Се Nd Sm Eu Gd Tb Но TmYbLu Hf Th
Данные по редким элементам для лунного грунта. Источником
являются работы [12], [13], [14] и настоящая работа
о — анализы авторов
почти половину величины, установленной для
«Луны-16». Теперь из сравнений с грунтами
«Аполлона-11», «Аполлона-12» и «Аполлона-14»
[4, 11] стало хорошо известно, что в участке
«Луны-16» обнаружена самая низкая распрост-
раненность р. з. э. Как будто бы это же наблю-
дение относится к Hf и Th, а также Р (см.
табл. 3). Видимая примерная корреляция меж-
ду р. з. э. и Р в различных грунтах, по-видимо-
му, подтверждает минералогическое наблюде-
ние, что большая доля р. з. э. содержится в фос-
фате [15], вероятно, витлоките. Встречаемость
Hf-содержащего циркона по соседству с фос-
фатсодержащпмп участками в породах «Апол-
лона-14» [15] согласуется с подобными вариа-
циями Zr, Hf и Р. Составу циркона соответству-
ет Zr/Hf отношение 51,5, которое больше, чем
то же самое отношение для валового анализа
грунта 14163—42,2 п 43,5, сообщенное соот-
ветственно в [13] п [14]. Для грунта «Лу-
ны-16» Zr/Hf отношение достигает 53, если ис-
пользовать данные по Hf пз пашей работы и по
Zr пз [1]. Шнетцлер и Неве [13] предполага-
ют, что результаты А. П. Виноградова по Zr
ошибочны. Сравнение различных реголптов по-
казывает, что распространенность Th возрастает
быстрее, чем распространенность р. з. э. Очевид-
но, р. з. э. не следуют полностью за Th в фазах,
богатых U п Th [7].
На рисунке видно «отклонение» картины рас-
пределения легких р. з. э. с обогащением La
примерно в 6 раз в пробе 14163 по сравнению с
Л-16-19. С другой стороны, плотное скопление
распространенностей Ен (относительное откло-
нение не больше 25%) около значения 2 ч. н.
млн. в реголптах четырех разных лунных участ-
ков совершенно поразительно.
Мы получаем соотношение Sm/Eu = 3,35 в
Море Изобилия, т. е. меньше половины величи-
ны этого же соотношения в реголите из Моря
Спокойствия и немного больше, чем соотноше-
ние для хондритов. Наши результаты подтверж-
дают прежние наблюдения, что отрицательная
аномалия европия уменьшается с уменьшени-
ем общих распространенностей р. з. э. В зак-
лючение можно сказать, что геохимический ха-
рактер Моря Изобилия сходен с характером
Моря Спокойствия, хотя компонента, богато-
го К, р. з. э. и Р, как будто бы меньше в грун-
те первого участка, возможно, вследствие боль-
шего расстояния от Моря Дождей.
Распространенность Ап в 1,7 ч. н. млрд, мож-
но сравнить с опубликованными результатами
для 10084 и 12070, в которых Лал и др. [16]
определяли метеоритные компоненты. Однако
распространенности Мо и W, которые мы из-
мерили, хотя они и того же порядка, как ранее
сообщенные [1] для грунта «Луны-16», опре-
деленно не могли быть приписаны метеорит-
ным вкладам. Так как эти распространенности
Мо п W па один пли два порядка больше, чем
измеренные в грунтах «Аполлона-11», «Апол-
лона-12» и «Аполлона14», мы предполагаем,
что имеется возможность загрязнения образца
«Луны-16».
Стоит отметить, что среди недавних паде-
ний метеоритов на Земле базальтовые ахонд-
риты (эвкриты и говардиты) в два раза более
часты, чем углистые хондриты [20]. Если это
Определение 2У элементов в грунте «Луны-16» путем активационного анализа без разрушения
281
Таблица 3. Распространенность элементов и критические отношения в грунте «Луны-16» , «Аполлона-11»,
«Аполлона-12» и «Аполлона-14»
Компонент «Лу- на-16» * «Лу- на-16» 2* 10084 3* 12070 <* 14163
Ca, % 8,22 9,15 8,60 7,23 7,54
Al, % 8,10 8,15 7,25 6,84 9,08
Ca/Al 1,02 1,12 1,18 1,06 0,83
Fe, % 12,3 12,9 12,2 12,0 7,8
Mg, % 5,60 5,32 4,76 6,27 5,65
Fe/Mg 2,19 2,42 2,56 1,92 1,39
P, Ч.Н.М.1П. — 254 565 1265 2180
Sm,ч.н.млн. 7,20 6,8 13,6 16,6 29
Eu,ч.н.млн. 2,15 1,2 1,84 1,76 2,25
Sm/Eu 3,35 5,67 7,40 9,42 12,9
Zr,ч.н.млн. — 334 332 470 850
Hf,ч.н.млн. 6,32 3,6 9,5 12,2 19,5
Zr/Hf 535* — 35,0 38,5 43,6
Th,ч.н.млн. 1,06 0,47 2,3 6,0 12,0
* Данная работа. 2* [11, реголит, слой В. работы. 3* [121, среднее. 4* [13, 141. 5* При использовании Zr из [11 и Hf из данной
же распределение частот относится и к Луне
(при отсутствии атмосферы) и было таким же
и в древние времена, можно ожидать обнаруже-
ния в лунном реголите значительного компонен-
та базальтового ахондитового состава, поскольку
были обнаружены признаки вещества углистых
хондритов (порядка 1% [16]).
Каким бы ни было материнское тело базаль-
товых ахондритов (сама Луна или астероидный
пояс), остается вопрос, каким образом опреде-
лить небольшое количество этого постороннего
компонента в среде, до некоторой степенп оди-
наковой с ним по составу.
Мы хотим поблагодарить профессора
А. П. Виноградова и Академию наук СССР за
предоставление нам возможности провести сов-
местно с Национальным центром космических
исследований изучение материала «Луны-16».
Мы благодарны докторам К. Ж. Аллегре и
П. Пелласу за помощь при подготовке лунного
образца, а также докторам Р. Шесселэ, М. Кри-
стофу, Г. Г. Голу и Ж. Лаберп за дискуссии
и штату лаборатории Пьерр Сю за выполнение
нейтронных облучений. Эта работа получила
поддержку от Национального центра научных
исследований и от Комиссариата по атомной
энергии.
Литература
1. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
2. Gordon G. E., Randle K., Goles G. G., Corliss J. B.,
Reeson M. H., Oxley S. S. Instrumental activation
analysis of standard rocks with high-resolution X-ray
detectors.— Geochim. Cosmochim. Acta, 1968, 32, 369.
3. Philippot J. Cl. Automatic processing of diode spect-
rometry results.— IEEE Trans, on Nuclear Science,
1970, NS-17(3).
4. Jerome D. Y., Philippot J. Cl., Brichet E. Composition
chimique d’un echantillon de sol lunaire rapporte
par la sonde automatique Luna 16.— C. R. Acad. Sci.,
Paris, 1971, 273 D.
5. Schmitt R. A., Smith R. Н., Olehy D. A. Rare-earth,
yttrium and scandium abundances in meteoritic and
terrestrial matter — IL—Geochim. Cosmochim. Acta,
1964, 28, 67.
6. Jerome D. Y. Composition and origin of some achond-
ritic meteorites. Ph. D. Dissertation, University of
Oregon, 1970.
7. Gancarz A. J., Albee A. L., Chodos A. A. Petrologic
and mineralogic investigation of some crystalline
rocks returned by the Apollo 14 mission.—Earth Pla-
net. Sci. Letters, 1971, 12, 1.
8. Willis J. P., Ahrens L. H., Danchin R. V., Erlank A. J.,
Gurney J. J., Hofmeyr P. K., McCarthy T. S., Or-
ren M. J. Some inter-element relationships between
282
И. Жером, Ш. Филиппо, Э. Брише
lunar rocks and fines, and stony meteorites.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., 1971, 2.
9. Apollo Soil Survey, Apollo 14: nature and origin of
rock types in soil from the Fra Mauro formation.—
Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 12, 49.
10. Brunfelt A. 0., Heier K. S., Steinnes E., Sundvoll B.
Determination of 36 elements in Apollo 14 bulk fi-
nes 14163 by activation analysis.— Earth Planet. Sci.
Letters, 1971, 11, 351.
11. Allegre C. J., Birck J. L., Loubet M., Provost A. «Age»
Rb87 — Sr86 et teneurs en K, Rb, Sr, Ba et Terres Ra-
res du sol de la Mer de la Fecondite (Lune) rapporte
par la mission sovietique Luna 16.— C. R. Acad. Sci.
Paris, 1971, 273 D, 779. -
12. Warner J. Unpublisched data compilations Apollo 11
and Apollo 12, 1971.
13. Schnetzler С. C., Nava D. F. Chemical composition of
Apollo 14 soils 14163 and 14259.— Earth Planet. Sci.
Letters, 1971, 11, 345.
14. Taylor S. R., Muir P., Kaye M. Trace element che-
mistry of Apollo 14 lunar soil from Fra Mauro.—
Geochim. Cosmochim. Acta, 1971, 35, 975.
15. Fuchs L. H. Orthopyroxene and orthopyroxene-bea-
ring rock fragments rich in K, REE, and P in Apol-
lo 14 soil sample 14163.— Earth Planet. Sci. Letters,
1971, 12, 170.
16. Laul J. C., Morgan J. W.f Ganapathy R., Anders E.
Meteoritic material in lunar samples: characteriza-
tion from trace elements.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., 1971, 2.
17. Fleischer M. U. S. Geological Survey standards — I.
Additional data on rocks G-l and W-1, 1965—1967.—
Geochim. Cosmochim. Acta, 1969, 33, 65.
18. Flanagan F. J. U. S. Geological Survey standards — II.
First computation of data for the new USGS
rocks.—Geochim. Cosmochim. Acta, 1969, 33, 81.
19. Philpotts J. A., Schnetzler С. C. Apollo 11 lunar samp-
les: K, Rb. Sr, Ba and rare-earth concentrations in
some rocks and separated phases.— Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl.
1, 1970, 2, 1471.
20. Mason B. In: «Meteorites». Wiley and Sons Co.,
1962.
Лаборатория минералогии и кристаллографии
Парижского университета, Париж
Комиссариат атомной энергии, отдел защиты, Орсе
Центр слабых радиоактивностей Национального центра
научных исследований, Жив-сюр-Иветт, Франция
ю. А. Сурков, ИССЛЕДОВАНИЕ СОСТАВА
Ф. Ф. Кирнозов, ЛУННОГО ГРУНТА
И. Н. Иванов, ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Г. М. Колесов, НЕЙТРОННО-
Б. Н. Рывкин, АКТИВАЦИОННЫМ
А. П. Шпанов МЕТОДОМ
Радиоактивационным методом с использованием
генераторных и реакторных нейтронов, а также гамма-
спектрометрии со сцинтилляционным и Ge(Li)-deTeK-
торами определен элементный состав образцов лун-
ного реголита, доставленного «Луной-16» из Моря
Изобилия.
В работе приведены результаты определения
элементного состава образцов лунного грунта,
доставленного из Моря Изобилия «Луной-16».
Они получены с помощью инструментального
нейтронно-активационного метода анализа, а
также с применением химического разложения
пробы.
Образцы для исследования были взяты из
самой верхней части колонки керна (зона А) и
представляют собой лунный реголит, свойства,
состав п происхождение которого тесно связа-
ны с историей развития лунной поверх-
ности.
Облучение проб, предназначенных для ис-
следования инструментальным методом, произ-
водилось в трех режимах: 1) быстрыми нейтро-
нами генератора с потоком от 108 до 1010
нейтрон!сек; 2) тепловыми нейтронами реакто-
ра в течение 0,5 час в потоке 1012 нейтрон • см~2 •
-сек~х и 3) тепловыми нейтронами реактора
в течение 72 час в потоке 4 • 1013 нейтрон • см~2 •
-сек~х. Пробы, подвергшиеся химическому
разложению, облучались тепловыми нейтрона-
ми реактора в течение 20 час в потоке 1,2-10 13
нейтрон - см ~2-сек
Для определения основных породообразу-
ющих элементов было приготовлено две пробы
весом 61,4 (№ 101) и 89,8 мг (№ 102). Содержа-
ние кислорода определялось на специализиро-
ванной установке с генератором 14 Мэв-ней-
тронов на запаянной трубке типа НГИ-5, име-
ющем выход 5-108 нейтрон!сек. Кремний и
алюминий определялись на установке с откач-
ным генератором, интегральный выход которо-
го 10 10 нейтрон/сек. Определения проводились
относительным методом по сравнению с этало-
нами. Наведенная активность измерялась на
сцинтилляционном гамма-спектрометре. Полу-
ченные результаты приведены в табл. 1.
Для проведения анализа другой груп-
пы элементов (см. табл. 2) были приготовлены
п облучены на реакторе три пробы весом около
25, 75 и 115 мг, при этом влиянием самоэкра-
нирования и самопоглощения проб можно было
пренебречь. В случае кратковременного облу-
чения, как и для облучения на генераторе, об-
разцы запаивались в полиэтиленовые пакеты
диаметром 15 мм. Для длительного облучения
в потоке 4-10 13 нейтрон • см ~2-сек -1 образцы
помещались в кварцевые ампулы, а перед изме-
рением перекладывались в необлученные ампу-
лы, чтобы устранить их фоновую активность.
Аналогичным образом были приготовлены
образцы стандартных пород и эталоны.
Измерение гамма-излучения активирован-
ных образцов и эталонов проводилось на коак-
сикальном Ge (Li)-детекторе с чувствительным
объемом 65 см3, сигналы с которого поступали
на 4096-канальный анализатор. Энергетическая
калибровка спектрометра проводилась по эта-
лонным источникам и по известным фотоппкам
в спектре гамма-излучения пробы.
Условия анализа были выбраны таким обра-
зом, чтобы с наибольшей чувствительностью
определить содержание элементов, образующих
радиоактивные изотопы с периодом полураспа-
да от нескольких часов до нескольких дней.
Идентификация изотопов проводилась глав-
ным образом по энергии гамма-излучения. В
случаях, когда энергии гамма-излучения изото-
пов совпадали или отличались на величину,
меньшую величины разрешения спектрометра,
использовались данные по периоду полураспа-
да или гамма-излучения другой энергии того же
изотопа.
284
Ю. А. Сурков, Ф. Ф. Кирноаов, И. Н. Иванов, Г. М. Колесов, Б. И. Рывкин, А. И. Шпанов
Активность каждого образца и эталона из-
мерялась несколько раз через интервалы време-
ни, оптимальные для каждого изотопа. Содер-
жание элементов в образцах определялось по
отношению площади фотопика в образце к пло-
щади фотопика в эталоне с учетом времени вы-
Р п с. 1. Спектры гамма-излучения р.з.э., выделенных из проб
лунной породы, облученной реакторными нейтронами
а — *обл= 20 час> *выд= 8 час> 6 — *выд= 180 час
держки и продолжительности измерения, а так-
же веса образца и эталона. Площади фотопи-
ков рассчитывались па ЭВМ.
Для некоторых элементов в качестве этало-
нов использовались стандартные породы с из-
вестными составами. Расчет содержаний эле-
ментов, для которых отсутствовали эталоны,
производился абсолютным методом. Кривая отно-
сительной фотоэффективности была построена
по результатам измерения активности стаи-
Исследование состава лунного грунта из Моря Изобилия нейтронно-активационным методом
285
дартов, облученных вместе с образцами, и на-
клон ее проверялся по измерениям калибровоч-
ных источников МАГАТЭ. Таким способом, на-
пример, было определено содержание в пробе
европия, вольфрама, иттербия, самария и люте-
ция. Фон от естественной радиоактивности, а
также за счет активации полиэтиленового па-
кета при проведении анализа инструменталь-
ным методом составлял менее 0,5% от измеряе-
мой активности проб.
Таблица 1. Содержание основных породообра-
зующих элементов в лунной породе (облучение на гене-
раторе)
Номер пробы Содержание, %
О Si А1
101 41,7+0,3 21,0±2,0 5,9+0,6
102 41,1+0,2 20,6+2,0 6,5+0,6
Таблица 2. Содержание некоторых элементов в
лунной породе, определенное инструментальным ней-
тронно-активационным методом (облучение на реак-
торе) [1]
Элемент Содержание, 10“® г/г Элемент Содержание, 10“« г г
Na 0,30±0,03 (%) La 10,7±l,2
К 0,10±0,01 (%) Sm 5,7±0,5
Sc 49+ 1 Eu 2,5+0,5
Сг 2160±100 Yb 14±2
Мп 0,18±0,01 (%) Lu 0,9±0,2
Fe 12,0±0,5 Hf 7±1
Со 34±4 W 97±5*
* Повышенное содержание связано, вероятно, с внешним за-
грязнением пробы.
Таблица 3. Содержание редкоземельных элемен-
тов в образцах базальта BCR-1 и лунной породы (полу-
ченное при химическом разложении проб и выделении
суммы р.з.э)
Содержание, 10“® г/г
Р.З.Э. BCR-1 реголит «Луны-16»
La 28±3 12±3
Ce 45±5 35±5
Pr 6,3±0,7 5,5±0,6
Nd 34±4 25±3
Sm 6,4+0,4 6,6±0,5
Eu 2,0±0,l l,90±0,05
Gd 7,9+0,8 8,3±0,8
Tb l,2±0,l 1,3+0,2
Dy 6,3±0,6 9,l±0,6
Ho l,4±0,2 1,9+0,2
Er 3,7±0,5 4,5±0,3
Tm 0,57±0,15 0,71±0,l
Yb 3,l±0,l 4,l±0,3
Lu 0,56±0,05 0,63±0,l
286
Ю. А. Сурков, Ф. Ф. Кирнозов, И. Н. Иванов, Г. М. Колесов, Б. Н. Рывкин, А. П. Шианов
Содержание, 1(Га г/г
Р и с. 2. Распространенность р.з.э. в лунной породе по данным
различных авторов
1 — [2]; 2 — [3]; 3 — [4]; 4 — [5]; 5 — настоящая работа
Результаты анализа проб лунной породы
приведены в табл. 2.
С целью повышения чувствительности и на-
дежности определения содержания редкозе-
мельных элементов (р.з.э.) в лунных породах
использовался метод химического разложения
пробы с выделением суммы р.з.э. Для анализа
брали пробы весом 8 и 16 мг. Подготовка и об-
лучение проб проводились так же, как и при
анализе инструментальным методом с большой
экспозицией. Одновременно с лунной породой
облучались пробы базальта BCR-1 и смеси ти-
трованных растворов с содержанием (0,1—5) •
• 10~6 г каждого р. з. э. Разложение облученной
пробы проводилось сплавлением с перекисью
натрия и выщелачиванием плава соляной ки-
слотой. Р. з. э. выделялись затем последователь-
ным осаждением в впде гидроокисей и фтори-
дов.
Интенсивность и спектральный состав гам-
ма-излучения выделенных р. з. э. измерялись
также на гамма-спектрометре с Ge (Li)-детекто-
ром (см. рис. 1). Методика обработки зарегист-
рированных гамма-спектров была такой же, как
и в инструментальном методе анализа.
Полученные данные по содержанию р.з.э. в
образцах лунной породы и в международном
стандарте BCR-1 представлены в табл. 3 и па
рпс. 2.
Приведенные в табл. 1—3 данные по хими-
ческому составу образцов лунной породы, до-
ставленной «Луной-16» пз Моря Изобилия, со-
гласуются с результатами, полученными позд-
нее другими авторами [2—5].
Литература
1. Сурков Ю. А., Штанъ А. С., Кирнозов Ф. Ф., Моска-
лева Л. И., Иванов И. Н. Доклад на XIV сессии
КОСПАР. США, Сиэтл, 1971.
2. Виноградов А. П. Геохимия, 1971, № 3, 261.
3. Allegre С. J., Birck J. L., Loubet М., Provost А. С. R.
Acad. Sci. Paris, 1971, 273 D, 779.
4. Jerome D. Y., Philippot J. C., Brichet E. Earth Planet.
Sci. Letters, 1972, 13, N 2, 436.
5. Helmke P. A., Haskin L. A. Earth Planet. Sci. Letters,
1972, 13, N 2, 441.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. II. Вернадского АН СССР, Москва
М. Чайка,
Э. Сабо
АКТИВАЦИОННЫИ АНАЛИЗ
ОБРАЗЦА ЛУННОГО ГРУНТА,
ДОСТАВЛЕННОГО
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»,
ПРОВЕДЕННЫЙ
БЕЗ РАЗРУШЕНИЯ ОБРАЗЦА
Исследовался состав образца лунного грун-
та, доставленного автоматической станцией
«Луна-16» пз Моря Изобилия, с помощью недес-
труктпвного активационного анализа. Структура
доставленного грунта неоднородна; поверхност-
ный материал тонкий, довольно однородный, зер-
нистость увеличивается с глубиной. На осно-
вании размера зерен образец был разделен на
пять зон [1]. Активационный анализ был про-
веден на образце, взятом из сыпучего поверх-
ностного слоя, зоны А.
Путем активационного анализа без разруше-
ния образца было определено содержание А1,
Мп, Na, Сг, Со, Fe, Sc. Образец облучался в
атомном реакторе. В табл. 1 приведены ядер-
ные реакции и основные ядерные характеристи-
ки радиоактивных изотопов, возникших в ходе
реакций. Измерения проводились по-разному для
двух групп элементов. Для определения А1, Мп
и Na образец облучался в течение короткого вре-
мени: 2 мин. А1 измерялся сразу после облуче-
ния, Мп — через 1 час, Na — через 10 час. Для
определения Сг, Со, Fe и Sc образец облучался
в течение 24 час и охлаждался в течение 10
дней. Гамма-спектры образцов былп сняты с
помощью полупроводникового Ge (Li)-детекто-
ра и многоканального анализатора. Данные из-
мерений былп обработаны с помощью ЭВМ. В
целях проверки точности примененного нами
метода одновременно с образцом лунного грун-
та был облучен и анализирован эталон породы
известного состава (эталон базальта, получен-
ный из Центрального геологического института,
Берлин).
Эксперименты. Образец помещали в обес-
пыленную камеру пз плексигласа, где проводи-
лась упаковка для активации.
Облучение. Образцы облучались в реак-
торе ЦИФИ типа ВВРС в потоке нейтронов 10 13
нейтрон • см ~2-сек Для короткого (2 мин)
облучения образец был упакован в мешочек пз
полиэтиленовой фольги, дважды промытой ди-
стиллированной водой. Потом он был вставлен
в полиэтиленовую капсулу для облучения, кото-
рая транспортировалась в активную зону реак-
тора и возвращалась обратно в лабораторию с
помощью пневмопочты. Для более продол-
жительного (24 час) облучения образцы былп
помещены в кварцевые бюксы. Вес образцов,
Таблица 1. Основные ядерные данные исследован-
ных элементов и мешающие ядерные реакции
Эле- мент Ядерная реакция Период полураспада Е, Кэв
А1 А1 (и, y) 28 А1 28Si (п, р) 28д1 31Р (и, а) 28а1 2,3 минуты 1,78
Мп 55Мп (п, y) 56Мп 56 Fe (п, р) 56Мц 59Со (п, а) 56Мн 2,56 часа 0,84 (1,83)
Na 23Na (п, у) 24Ха 24м g (п, р) 24>ja 2'а1(п, а) 24Ха 15,0 часов 1,38 (2,25 2,76)
Сг 50Сг(п, Т) 51Сг 54Fe (п, а) 51Сг 27,8 дня 0,32
Fe 58 Fe (П, Y) 59Fe 59Со (п, р) 59Fe 62xi (П, a) 59Fe 45,0 дня 1,10 1,29
Sc 45gc (?г, y) 46gc 46Ti (7г, p) 46-c 84 дней 0,89 1,12 (2,01)
59Co (7г, y) 69Co 60Xi(n, p) eoCo 63Cu (n, a) 60Go 5,2 года 1,17 1,33
288
М. Чайка, Э. Сабо
подвергнутых кратковременному облучению,
был 1—2 мг, а для измерения изотопов с дли-
тельным периодом полураспада были использо-
ваны образцы весом 8—11 мг.
Эталоны были изготовлены из спектраль-
но чистых металлов и солеи нитратов, ч. д. а.
Эталоны облучались вместе с образцом лунно-
го грунта и эталонным базальтом. Для измере-
нии с помощью короткоживущих изотопов были
приготовлены и добавочные эталоны, которые
облучались до илп после облучения образцов.
Рис. 1. Гамма-спектр после 10 дней распада образца лунного
грунта, облученного в течение 24 час
Рис. 2. Гамма-спектр после 2 мин охлаждения образца лун-
ного грунта, облученного в течение 2 мин
Р и с. 3. Гамма-спектр после 2 час охлаждения образца лун-
ного грунта, облученного в течение 2 мин
Для оценки ошибок, возникающих вследст-
вие мешающих ядерных реакций (табл. 1),
при измерении изотопов с коротким периодом
полураспада образец и эталоны были облучены
также и при наличии фильтра из Cd. При дан-
ном элементном составе образца мешающего
явления, заметного при наших условиях, не
было найдено. В случае изотопов с длительным
периодом полураспада с помощью расчетов бы-
ло установлено, что влияние конкурирующих
ядерных реакций не превышает погрешности
измерения.
Измерение активности. В случае
изотопов с коротким периодом полураспада об-
разец измерялся в том же мешочке, в котором
он облучался. Чистота фольги проверялась хо-
лостым опытом; измеренная в ходе него актив-
ность практически не отличалась от фона. Для
Ег,Мэв
Активационый анализ образца лунного грунта
289
измерения изотопов с длительным периодом по-
лураспада образцы и эталоны были переложе-
ны в неактивные кварцевые бюксы одинаковых
размеров.
Гамма-спектры были сняты с помощью по-
лупроводникового Ge (Li) -детектора объемом
45 см3 (типа LGTC 5,0—3,5 производства Nuc-
lear Diodes) и 1024-канального анализатора ти-
па NTA-512-B. Для коррекции мертвого вре-
мени был использован импульсный генератор.
На рпс. 1—3 приведены гамма-спектры об-
разца лунного грунта.
Обработка данных. При обработке
гамма-спектров площади пиков были определе-
ны с помощью ЭВМ; программа была разрабо-
тана Отделом вычислительной техники ЦИФИ.
Результаты. Результаты анализа приведены
в табл. 2. Приведенные величины являются
средними величинами 3—5 анализов. За по-
грешность измерения состава лунного грунта
принимаем различие между официальными и
полученными нами значениями для эталона
базальта. Разброс отдельных измерений от сред-
них значений у эталона базальта и у лунного
Таблица 2. Результаты анализа лунного грунта
и эталона (в %)
Элемент Лунный грунт Эталон базальта
наши результаты официальные значения
Со 3,25-10”3 3,6-10”3 3,4-10”3
Сг 0,22 1,07-10”2 1,23.10-2
Fe2O3 20,4 9,3 9,8
Sc 7,4-10”3 3,7-10”3 3,4-10”3
MnO 0,22 0,15 0,15
Na2O 0,38 4,5 4,4
A1O2 15,3 — —
грунта был почти одинаковым: ±15%; это
значит, что большей неоднородности в лунном
грунте не было найдено. Причиной дальнейших
ошибок результатов измерений может являть-
ся еще и то обстоятельство, что изотопный со-
став лунного грунта отличается от земного
изотопного состава. Однако это нами не было
проверено.
Литература
1. Виноградов А. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3, 261.
Центральный институт физических исследований АН ВНР,
Будапешт, Венгрия
‘ 9 Лунный грунт
Ж. С. Лал,
Р. Ганапаси,
Д. В. Морган,
Э. Андерс
МЕТЕОРИТНЫЕ
И НЕМЕТЕОРИТНЫЕ
РАССЕЯННЫЕ ЭЛЕМЕНТЫ
В ОБРАЗЦАХ
«ЛУНЫ-16»
Два образца грунта «Луны-16» были проанализи-
рованы на Ag, Au, Bi, Вт, Cd, Со, Cs, Си, Ga. Ge, In,
Ir, Ni, Bb, Be, Sb, Se, Те, TI и Zn. Как будто бы имеет-
ся метеоритный компонент, сходный с найденным
в грунте «Аполлона-11» и «Аполлона-12», соответст-
вующий содержанию около 1,5—2 % углистых хондри-
тов или их эквивалента. Он, вероятно, состоит в боль-
шей мере из микрометеоритов. Три элемента показы-
вают сильное обогащение по сравнению с грунтами
«Аполлона-11» и «Аполлона-12»: Cd (в 5—200 раз), Ag
(в 5—10 раз) и Bi (в 3 раза). Предположительно эти
элементы были внесены материалом, богатым Cd —
Ag — Bi, подобно тому, что наблюдалось в секции VI
колонки «Аполлона-12» 12028.
Введение. Мы проанализировали два образ-
ца колонки «Луны-16»: А-5 (6—8 см) и Г-51
(29—31 см). Перед приемом образцы были про-
сеяны через сито в 0,125 мм, и, таким образом,
их уже нельзя было полностью сравнивать с
образцами, изученными А. П. Виноградовым
[14]. Однако от наших анализов фракции из
грунта «Аполлона-11» [4], пропущенных через
сито в 100 меш, мы ждем лишь небольших раз-
личий, возможно, незначительного (< 10 %)
обогащения метеоритными элементами. Около
17 мг каждого образца были переданы д-рам
Эманну п Шмитту для недеструктпвного анали-
за [7]. Остаток был измерен в соответствии с
нашей новейшей методикой радпактивпого нейт-
ронно-активационного анализа [9], который рас-
пространили и на Ni, Re, Sb п Ge.
Для избежания систематических ошибок мы
измерили также три хорошо изученных
образца в тех же условиях облучения: образ-
цы грунта «Аполлона-11» и «Аполлона-14» —
10084 п 14163 п базальт Колумбия Ривер
(BCR-1).
1 Уровень «Г» был у А. П. Виноградова обозначен бук-
вой D [14].
Результаты. Наши данные приведены в таб-
лице вместе с результатами А. П. Виноградова
[14]. Содержания семи элементов (Au, Ni, Ge,
Se, Zn, Rb, Cs) различаются не более чем в два
раза. Восьмой, Cd, показывает большее номи-
нальное расхождение, но мы склонны приписать
его условиям взятия образцов. Содержание
кадмия меняется более широко в лунных образ-
цах, чем большинство других рассеянных эле-
ментов, что, возможно, указывает на сущест-
вование редкого минерала, богатого Cd [4, 5,
10, 2].
Содержания пяти других элементов — Со,
Си, Те, Вг, Ga — согласуются хуже, причем наши
величины в 2—8 раз ниже, чем величины
А. П. Виноградова. Мы сомневаемся, чтобы это
было вызвано систематическими ошибками в
нашем методе. Значения, полученные Джпллу-
мом по Со для «Луны-16»,—27 и 34 ч. н. млн.,
близки к нашим. Наши величины по Со п Ga
для BCR-1—36 и 21 ч. н. млп. хорошо согласу-
ются с опубликованными средними — 35,5 и
21,6 ч. и. млн. [3], а наша величина по Си —
15,2 ч. н. млн., хотя она слегка ниже основного
среднего по Фланагапу—22,4 ч. н. млн. [3],
близко сходна со средним из величин, получен-
ных при нейтронной активации и по атомной
абсорбции. Наша величина по Си для грунта
10084—7,9 ч. н. млн. — очень хорошо согласу-
ется с другими опубликованными анализа-
ми. Для Вг и Те нельзя сделать удовлетворитель-
ного сравнения из-за малого количества анали-
зов.
Наконец, содержания четырех элементов
(Sb, Ag, In, Т1) расходятся в 10—100 раз. Мы
сомневаемся в наших величинах по Ag, которые
много выше величин А. П. Виноградова. Вероят-
но, они отражают загрязнение, предшествующее
получению образцов. Нашп анализы для Sb, In.
и Т1 как будто бы точны, судя по их согласован-
Метеоритные и неметеоритные рассеянные элементы в образцах «Луны-16»
291
ности со средними Фланагана для BCR-1, при-
веденными в скобках: 480 (590), 88 (86) и
300 (360) ч. н. билл.
Обсуждение. Сравнение уровней А и Г. Меж-
ду этими двумя уровнями имеется очень незна-
чительная разница. Единственный намек на не-
которую тенденцию есть для Rb, Cs, Т1 и Cd
(см. таблицу). Все четыре содержатся больше в
Г, чем в А, и так как эти 4 элемента обычно
коррелируются один с другим в лунных образ-
цах [1, 10], эта направленность может быть ре-
альной. Джпллум п др. [7] находят подобное
же незначительное обогащение для Na, но ле
для К, величина аналитической ошибки для ко-
торого больше, чем для Na.
Сравнение с «Аполлоном-11», «Аполло-
ном-12» и «Аполлоном-14». «М етеори тные»
элементы. Сначала рассмотрим элементы,
которые были в большой степени метеоритного
происхождения в предыдущих лунных образцах
(рис. 1). Мы нанесли общие распространенно-
сти без какой-либо поправки на локальность
свойств лунного компонента, потому что эта
поправка неизвестна для грунта «Луны-16»
и «Аполлона-14» и, вероятно, мала для боль-
шинства этих элементов. Данные были норма-
лизованы, как обычно, к углистым хондри-
там (С1).
В целом грунт «Луны-16» похож на грунт
«Аполлона-11» и «Аполлона-12» пз межкратер-
ных районов (10084, 12025, 12028, 12070).
Подобно этим грунтам он содержит много ме-
теоритных элементов на уровнях в 1,5—2%
Cl-эквпвалента и показывает относительную
«примитивность», которую мы приписываем
микрометеоритам. Он не похож на грунты
«Аполлона-12», «Аполлона-14», богатые крипо-
вым компонентом, которые показывают «фрак-
ционированную» структуру, бедную Bi, п соот-
ветственно содержат заметно меньшие или
большие количества метеоритных элементов.
Метеоритное вещество в этом грунте как будто
в большой мере поступило пз главных крате-
ров: Коперника [13], Моря Дождей [6].
Однако некоторые черты «Луны-16» тре-
буют пояспепия. Высокое содержание Re, ве-
роятно, обманчиво. Re и 1г сильно коррели-
руют в космохпмпческом фракционировании
Распространенность рассеянных элементов в грунте «Луны-16» , «Аполлона-11» п «Аполлопа-14»
Элемент, ч. н. млрд. «Луна-16» «Луна-16» [14] «Аполлон-11» «Аполлон-14» Базальт
A-5 Г-5 А Г 10084,49 14163,57 BCR-1
Тг 9,6 9,8 — — 8,7 11,7 <0,009
Re 3,7 3,4 — — 0,71 1,07 0,71
Au 2,7 2,9 3,3 — 2,4 5,3 0,75
Ni, ч. н. млн. 133 132 190 178 150 340 * —
Со, ч. н. млн. 30 27 68 61 28 — 36
Си, ч. н. млн. 12,7 10,5 36 36 7,9 — 15,2
Sb 3,3 4,2 400 350 2,2 5,7 480
Ge — 1300 1300 1500 390 590 —
Ag (1340) (540) 50 70 9,0 18,4 26
Se 340 370 450 400 270 350 80
Те 40 28 200 200 30 70 —
Вг 120 150 260 330 84 490 60
Bi 4,6 5,1 — — 1,5 1,6 46
In 3,0 1,9 60 80 — — 88
Zn, ч. н. МЛН. 24 29 10 21,5 19 31 116
Cd 200 10 900 1000 1300 37 139 129
Ga, ч. н. млн. 3,5 3,5 и — 4,9 — 22
TI 1,4 1,9 300 500 1,7 35 300
Rb, ч.н. млн. 1,5 1,9 3 — 2,7 16,1 46
Cs 68 82 60 80 .106 730 925
Вес, мг 30,2 25,5 — — 62,3 83,4 83,1
• LSPET, 1971 [12]. Вассон и Бедеккер, 1970 [17]. Венке и др., 1971 [16].
Примечание. Величины , которые предположительно отражают загрязнение, заключены в скобки.
19*
292
Ж. С» Лал, Р. Ганапаси, Д. В. Морган, Э. Андерс
предположительно благодаря сходности по ле-
тучести и сидерофпльному характеру. Ни один
из известных классов метеоритов не имеет та-
кого высокого соотношения Re/Ir, как грунт
«Луны-16». Мы подозреваем загрязнение, но
не можем исключить и возможность, что вы-
сокое содержание Re является природным.
Несомненно, кажется странным, чтобы оба об-
разца были бы загрязнены почти в одинаковой
степени.
Содержание Ag, по А. П. Виноградову, хотя
и ниже нашего, но все же превышает па один
Ge/Ni в грунте «Луны-16» намного выше метео-
ритных пределов.
Особый интерес представляют величины In
в грунте «Луны-16», так как они одни из са-
мых низких, до сих пор полученных по любому
лунному грунту. Единственными пробами
«Аполлонов», приближающимися к ним, явля-
ются две грубозернистые (1—4 мм) фракции
из двух грунтов «Аполлонов», богатых крипом,
которые содержат 2,0 и 3,0 ч. н. млрд. In [15].
По-видимому, при исследовании лунного грун-
та обходятся без вредоносных вакуумных про-
порядок общий уровень распространенности для
метеоритных элементов. Мы бы его приписали
загрязнению, если бы оно не сопровождалось
сильным обогащением Cd п меньшим возраста-
кладок, которые оказались неисчерпаемым ис-
точником загрязнения In и Ag.
«Н е м е т е о р и т н ы е» элементы. Дан-
ные по «Луне-16» для элементов главным обра-
Р и с. 1. Главные «метеоритные» элементы в лунном грунте.
Грунт «Луны-IG» содержит «метеоритные» элементы примерно
в такой! же количестве, как и грунт « Аполлона-11 п 12 » , что со-
ответствует примеси 1,5—2% вещества хондритов С1. Высокое
содержание Re, вероятно, отражает загрязнение. Высокие вели-
чины Ag, Bi, Ge сходны с таковыми в колонке «Аполлона-12»
12028 [5, 7]
Р и с. 2. Главные «неметеоритпые» элементы в лунном грунте.
В грунте «Луны-16» необычно низкое содержание Rb, Cs и вы-
сокое содержание Cd. Последнее может быть связано с высоким
содержанием Ag и Вг (см. рис. 1)
лунный образец — секция VI колонки «Аполло-
на-12», 12028 [6]. На Луне как будто бы где-то
существует тип породы, богатой Cd — Ag — Bi.
Может быть, эта порода также является глав-
ным источником Ge, потому что соотношение
элементов меньше, чем в каком-либо другом
лунном грунте. Очевидно, грунт «Луны-16»
беднее базальтами крипового типа, которые
являются главным источником этих элементов.
Т1, хотя и взаимосвязан с Rb и Cs в лунных
породах, содержится не в меньших количе-
ствах в грунте «Луны-16», чем в пробах
«Аполлона-11» и «Аполлона-12». Может быть,
действительное различие содержаний для Т1
замаскировано метеоритным компонентом. Зна-
чимое влияние метеоритного компонента мож-
но ожидать при содержании его не менее
1-2%.
С другой стороны, цинка и особенно кадмия
больше почти во всех других лунных грунтах.
Эти два элемента обычно не дают удовлетвори-
тельного материального баланса в лунных
Метеоритные и неметеоритные рассеянные элементы в образцах «Луиы-16»
293
грунтах. Когда природный вклад, обеспечен-
ный местными кристаллическими породами, вы-
читается, остающийся избыток часто больше,
чем может дать какой-либо правдоподобный
метеоритный компонент [4, 11]. Очевидно,
«критический» компонент, богатый Zn и Cd,
участвовал в образовании лунных почв [8].
Содержания селена находятся в пределах
его содержаний для метеоритного компонен-
та — 1,5 — 2% Cl-эквивалента. Однако прежние
Литература
1. Anders Е., Ganapathy R., Keays R. R., Laul J. C.,
Morgan J. W. Volatile and siderophile elements in
lunar rocks: Comparison with terrestrial and meteo-
ritic basalts.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 2, 1021.
2. Burlingame A. L., Hauser J. S., Simoneit В. R-,
Smith D. H., Biemann K., Mancuso N., Murphy R.,
Flory D. A., Reynolds M. A. Preliminary organic
analysis of the Apollo 12 cores.— Proc. Second Lu-
nar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2,
1971, 2, 1891.
3. Flanagan F. J. U. S. Geological Survey Standards —
II. First compilation of data for the new USGS
Rocks.— Geochim. Cosmochim. Acta, 1969, 33, 80.
4. Ganapathy R., Keays R. R., Laul J. C., Anders E. Tra-
ce elements in Apollo 11 lunar rocks: Implications
for meteorite influx and origin of Moon.— Proc.
Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 1, 1970, 2, 1117.
5. Ganapathy R., Keays R. R., Anders E. Apollo 12 lunar
samples: trace elements analysis of a core and the
uniformity of the regolith.— Science, 1970, 170, 333.
6. Ganapathy R., Laul J. C., Morgan J. W.. Anders E.
Moon: nature of body that produced Mare Imbrium,
from composition of Apollo 14 samples, submitted to
Science, 1971.
7. Gillum D. E., Ehmann W. D., Wakita H., Schmitt R. A.
Bulk and rare earth abundances in the Luna 16 soil
levels A and D.— Earth Planet. Sci. Letters, 1972, 13,
N 2.
8. Goles G. G., Randle K., Osaiva M., Lindstrom D. J.,
Jerome D. Y., Steinhorn T. L., Beyer R. L., Mar-
tin M. R., McKay S. M. Interpretations and specu-
lations on elemental abundances in lunar samples.—
Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmo-
chim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2, 1177.
работы показали, что содержание Se в лунных
породах почти такое же высокое, как и в поч-
вах. Разница предельных статистических зна-
чений меньше, чем ожидали для метеоритного
компонента, на 1,5—2%.
Вероятно, некоторая часть Se испарилась
и пропала во время ударных воздействий, ко-
торые превращают породы в реголит. Со, Си
и Ga не проявляют никакой направленности,
выходящей за пределы обычного.
9. Keays R. R., Ganapathy R., Anders E. Chemical frac-
tionations in meteorites — IV. Abundances of fourte-
en trace elements in L-chondrites; implications for
cosmothermometry.— Geochim. Cosmochim. Acta,
1971, 35, 337.
10. Laul J. C., Keays R. R., Ganapathy R.f Anders E.
Abundance of 14 trace elements in lunar rock 12013,
10.— Earth Planet. Sci. Letters, 1970, 9, 211.
11. Laul J. C., Morgan J. W., Ganapathy R., Anders E.
Meteoritic material in lunar samples: characteriza*
tion from trace elements.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 2,
1139.
12. LSPET (Lunar Sample Preliminary Examination
Team). Preliminary examination of lunar samples
from Apollo 14.— Science, 1971, 173, 681.
13. Morgan W., Laul J. C., Ganapathy R., Anders E.
Glazed lunar rocks: origin by impact.— Science,
1971, 172, 556.
14. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 2, 1971, 1, 1.
15. Wakita H.} Rey P., Schmitt R. A. Abundances of the
14 rare earth elements and 12 other trace elements
in Apollo 12 samples: five igneous and one breccia
rocks and four soils.— Proc. Second Lunar Sci. Conf.,
Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 2. 1319.
16. Weinke H., Wlotzka F., Balacescu A., Teschke F. Com-
position and origin of lunar fines from Apollo 12
and 14 presented at the Meteoritical Society, 34th
Annual Meeting, Tubingen, 1971.
17. Wasson T., Baedecker P. A. Ga, Ge, In, Ir and Au in
lunar, terrestrial and meteoritic basalts.— Proc. Apol-
lo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 1, 1970, 2, 1741.
Институт Энрико Ферми и Кафедра химии
Чикагского Университета, Чикаго, Иллинойс, США
Н. С. Строганова,
В. А. Рябухин,
Н. В. Лактионова,
Л. В. Агеева,
И. П. Галкина,
Н. Г. Гатинская,
А. Н. Ермаков,
А. В. Карякин
ОПРЕДЕЛЕНИЕ
РЕДКОЗЕМЕЛЬНЫХ
ЭЛЕМЕНТОВ В РЕГОЛИТЕ
ПРОБЫ «ЛУНЫ-16»
ХИМИКО-СПЕКТРАЛЬНЫМ
МЕТОДОМ
Химико-спектральным методом произведен анализ
реголита из слоя А пробы «Луны-16» на редкоземель-
ные элементы. Химическое и ионообменное концен-
трирование позволило определить содержание 12 эле-
ментов и Y на уровне 10~3—10~i0/0 при воспроизводи-
мости эмиссионного определения 10—15%. Результаты
в пределах воспроизводимости согласуются с данны-
ми, полученными масс-спектральным, активационным
и рентгено-флюоресцентным методами.
Редкоземельные элементы (р.з.э.) в реголите
различных слоев колонки, взятой станцией
«Луна-16» с поверхности Луны, определялись
масс-спектральным [1—3], рентгеновским флю-
оресцентным [4] п активационным [5—7] ме-
тодами. В настоящей статье представлены ре-
зультаты анализа реголита пз слоя А химико-
спектральным методом по методике, разрабо-
танной для определения р.з.э. в породах типа
базальта [8]. Методика заключает в себе хи-
мическое концентрирование р.з.э. до уровня со-
держания большинства р.з.э. п • 10“3% (коэф-
фициент обогащения а ~ 50) и эмиссионное
спектральное определение их в концентрате.
При химическом концентрировании р.з.э. пз
107 мг смешанной пробы реголита проведены
следующие операции. Щелочное вскрытие по-
роды и отделение кремниевой кислоты произ-
ведено ио схеме силикатного анализа. Из по-
лученного солянокислого раствора аммиаком
осаждены гидроокиси с целью полного удале-
ния щелочных и щелочноземельных эле ментов.
Отфильтрованные гидроокиси растворены и
смыты с фильтра небольшим объемом 4 н.
НС1, п раствор упарен досуха. Остаток обра-
ботан 5 мл 0,04 п. НС1, при этом гидроокиси
Ti и частично А1 остаются в виде хлопьевид-
ного осадка, а раствор переносят на хромато-
графическую колонку, заполненную катионо-
обменнпком КУ-2 в водородной форме. При
промывании колонки 4 н. НС1 34 мл раствора
содержат основные количества Fe, Al, Mg и
некоторых других элементов, а в последую-
щих 250 мл выходят р.з.э. в порядке от Lu к La.
Раствор выпарен, и далее из 0,1 п. НС1 р.з.э.
осаждены вместе с Са (1,0 ±0,1 мг СаО, очи-
щенной от р.з.э.) в виде оксалатов. Отфильтро-
ванные оксалаты прокалены, и концентрат со-
ставил 2,8 мг с примерным составом: 40% СаО,
50% А12О3, а также Mg, Fe и Мп. Коэффициент
обогащения а = 38. При получении проб в хо-
лостых опытах выполняли все те же операции,
начиная с пропускания 4 н. НС1 через ко-
лонку.
Потери р.з.э. при химическом концентриро-
вании контролировали с помощью радиоизото-
пов. Ранее было показано с Ен 152-154, что по-
тери на стадии вскрытия породы и отделе-
ния SiO2 составляют ~ 5%. Для контроля
потерь во всех последующих операциях в ра-
створ перед осаждением гидроокисей был вве-
ден Y90 (без носителя) в количестве
2 • 105 имп/мин. В результате найдено, что
общий выход иттрия BY = 87%. Для расчета
выхода других р.з.э. (BLn) общий выход диф-
ференцирован иа выход в хроматографическом
процессе (В'ьп) и выход в последующих опе-
рациях (B"Ln), так что BLn = В'ьп • B"Ln.
Потери в операциях до хроматографии не
превышали 1% и не учитывались. Выход
В'ьп специфичен для каждого пз р.з.э., его
определяли по специальной таблице [8] в соот-
ветствии с BY = 93%. Выход B"Ln можно счи-
тать не специфичным, ьо всех случаях он ра-
вен B"Y = 94%.
При спектральном определении концентрат
смешан с угольным порошком марки В-3 осо-
бой чистоты (с добавкой 1% NaCl); образец
весом 20 мг помещен в кратер угольного элект-
рода рюмочной формы. Сжигание производили
в дуге постоянного тока силой 14 а по методу
полного испарения. Спектр дуги получен с по-
Определение редкоземельных элементов в реголите химико-спектральным методом
295
мощью дифракционного спектрографа фирмы
Baird с дисперсией 2,7 А во втором порядке
и снят с экспозицией 100 сек на фотопластинку
ЭС чувствительностью 11 ед. ГОСТ. На этой же
пластинке в аналогичных условиях зарегистри-
рованы спектры концентратов трех пикритоба-
зальтов из восточноафриканских рифтов, ба-
зальта BCR-1, холостых проб и спектральных
стандартов. Последние приготовлены на основе
угольного порошка марки В-3, в который добав-
лены 5% СаО, 5% А12О3, 1% NaCl и окислы
р.з.э. в количестве от 3 до 1 • 10_4%.
Концентрация р.з.э. в исходном реголите вы-
числена по формуле
Г _ (^обр ^ХОЛ^’Ю-
^Ln
где С — концентрации р.з.э., полученные из ка-
либровочных графиков, для образца и холостой
пробы, соответственно. Поправка СХол суще-
ственна только в случае Ей и для других эле-
ментов не учитывалась.
Чувствительность прямого спектрального
определения оценивали по следующему крите-
рию. Минимально обнаружимся* концентрацией
(Стт) считается такая концентрация, для ко-
торой на уровне Со= 2охол (%) вероятность
ложного определения Рло = 0,023, а вероят-
ность обнаружения РОбп 0,83 (при решении
альтернативной задачи: элемент в пробе есть
на уровне границы обнаружения — элемент в
пробе отсутствует). Вероятность обнаружения
определяли по формулам РОбн = 1 — Рпр, где
вероятность пропуска
Пр — А з I,
L \ 6min /J
где Ф — функция Лапласа, о2тщ — дисперсия
на уровне Стш. При анализе природных мате-
риалов на микроэлементы такой критерий явля-
ется вполне приемлемым [9].
Воспроизводимость в виде коэффициента
вариации F оценена из многократных (поряд-
ка 10) определений спектральных стандартов
с уровнями содержания р.з.э. 0,04 и 0,0013%.
Соответственно этому приводятся два ряда зна-
чений V.
Полученные таким образом результаты све-
дены в таблице, где помещены: содержание р.з.э.
в реголите, общая чувствительность метода,
воспроизводимость на двух уровнях, а также
спектральные линии, по которым проведен ана-
лиз. Из таблицы видно, что большинство р.з.э.
в реголите определены в области концентра-
ции, далеко отстоящей от границы обнаруже-
ния; для этих элементов уровень случайных
ошибок равен 8—10%. Для Nd, Tm и Lu этот
уровень повышается до 15—20% и только у
Рг— до 40% ввиду того, что он определен на
уровне чувствительности.
Правильность приведенных содержаний р.з.э.
в реголите подтверждается сравнением резуль-
Результаты эмиссионного спектрального определения р.з.э.и Y в концентрате из реголита пробы «Луны-16»
(зона Л, проба № 3, фракпия 0,083л«л«)
Элемент Длина волны линии, А Содержание С-104, % Чувствительность (с обогащением) ^?.ю\ % а Воспроизводимость V, %*
La 3245,13 15,4 0,26 8 10
Се 3063,01 45 1,6 10 15
Рг 3172,31 10 13 40 45
Nd 3133,6 32 2,6 15 20
Sm 3183,9 10,9 1,8 8 15
Eu 2813,95 2,9 0,053 8 10
Gd 3100,51 15,3 0,1 10 15
Dy 3251,26 15,3 0, 26 8 10
Er 2904,7 5,6 0,26 10 15
Tm 3131,26 0,51 0,08 10 15
Yb 2970,56 7,4 0,026 8 10
Lu 2911,39 1,1 0,053 15 20
Y 3045,37 12,7 2,6 10 15
Сумма 174
• Воспроизводимость дана для уровней содержания р.з.э. 0,04 и 0,0013% соответственно.
296
Н. С. Строганова, В. А. Рябухин, Н. В. Лактионова, Л. В. Агеева, И. П. Галкина и др.
Отношения концентрации р.з.э. в реголите к концентрации р.з.э.
в хондритах для проб из слоя А, по данным ряда авторов
J — А. П. Виноградов и др., масс-спектральный метод [1]; 2 —
К. Аллегре и др., масс-спектральный метод [2] (слой В); 3 —
Ж. А. Филпоте и др., масс-спектральный метод, проба А35 [3];
4 — Н. Дж. Хаббард и др., рентгено-флюоресцентный метод [4];
5 —Д. Е. Джиллум и др., активационный метод [5]; 6|—А. Хел-
мке, Л. А. Хаскин, активационный метод [6]; 7 — Ю. А. Сур-
ков и др., активационный метод [7]; 8 — данные авторов, хи-
мико-спектральный метод
татов анализа ппкритобазальтов и BCR-1 с
данными, полученными рентгеноспектральным
методом с концентрированием р.з.э. для этих
объектов [8]. В пределах случайных погрешно-
стей обоих методов результаты совпадают для
большинства р.з.э., причем каких-либо законо-
мерных групповых отклонений в ряду р.з.э. не
отмечено. В свете этого сравнения некоторое
занижение содержания Ег и Tm в реголите сле-
дует считать случайным.
Результаты анализа реголита из слоя А на
р.з.э. вместе с данными других авторов пред-
ставлены также на рпсунке в виде пх отноше-
ния к содержанию соответствующих элементов
ь хондритах. Из рисунка видно, что в большин-
стве случаев характер кривых существенно не
меняется: они имеют сходную форму п хорошо
выраженный европиевый минимум. Однако в
абсолютных содержаниях наблюдаются разли-
чия, которые можно объяснить не только систе-
матической погрешностью отдельных методов,
но п вариациями содержания р.з.э. в выбран-
ных для анализа пробах. Вся совокупность дан-
ных подтверждает ранее отмеченный факт более
низкой концентрации р.з.э. в пробе «Луны-16»
по сравнению с пробами, доставленными на ко-
раблях «Аполлон» из других районов лунной
поверхности.
Литература
1. Виноградов А. П., Чупахин М. С., Шевалеевский И. Д.,
Беляев Ю. И. Химический состав лунного реголпта
«Луны-16». Наст, сборник, стр. 264.
2. Аллегре., Бирк Ж.-Л., Лубе М., Прэво А. Возраст
по рубпдпево-стронциевому методу и содержание
калия, рубидия, стронция, бария и редких земель
в грунте из Моря Изобилия.— Наст, сборник, стр.
468.
3. Филпоте Ж. А., Шнетцлер К. К., Боттино М. Л., Шу-
манн С., Томас X. X. Содержание лития, калия, руби-
дия, стронция, бария, редких земель, циркония и
гафния в грунте «Луны-16».— Наст, сборник, стр.
312.
4. Хаббард Н. Дж., Найквист Л. Е., Родес Дж. М.. Бан-
зал Б. М., Висманн X., Черч С. Е. Химические осо-
бенности образца реголита «Луны-16». — Наст, сбор-
ник, стр. 306.
5. Джиллум Д. Е., Эман В. Д., Вакита X., Шмитт Р. А.
Содержание главных элементов и редких земель в
зонах А п Г пробы грунта «Луны-16».— Наст, сбор-
ник, стр. 299.
6. А’еллгке А., Хаскин Л. .4. Редкие земли и другие рас-
сеянные элементы в грунте «Луны-16».— Наст, сбор-
ник, стр. 304.
7. Сурков Ю. Л., Кирнозов Ф. Ф., Иванов II. Н., Коле-
сов Г. М., Рывкин Б. Н., Шпанов А. П. Исследование
состава лунного грунта из Моря Изобилия нейтрон-
но-активационным методом.— Наст, сборник, стр. 283.
8. Рябухин В. А., Строганова Н. С., Лактионова Н. В.,
Галкина II. П., Гатинская II. Г., Агеева Л. В., Ерма-
ков А. Н., Карякин А. В. Химико-спектральное опре-
деление редкоземельных элементов в породах раз-
личных типов.— Ж. анал. химии (в печати).
9. Беляев Ю. И., Пчелинцев А. М. Оцепка точности и
чувствительности атомно-флуоресцентного опреде-
ления следов элементов с импульсным термическим
атомизатором твердых проб.— Ж. апал. химии,
1970, 25, И, 2094.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
И. Д. Шевалеевский,
М. С. Чупахин
ПОРОДООБРАЗУЮЩИЕ
И РЕДКИЕ ЭЛЕМЕНТЫ
В ЛУННОМ ГРУНТЕ
ИЗ МОРЯ СПОКОЙСТВИЯ
И ОКЕАНА БУРЬ
В работе обсуждаются методические и аналитиче-
ские возможности, связанные с использованием искро-
вой масс-спектрометрии и рентгеновской спектроско-
пии для определения элементарного состава образцов
лунного реголита, доставленных на Землю «Аполло-
ном-11» и «Аполлоном-12». С помощью рентгеноспек-
трального метода были определены основные состав-
ляющие проб лунного грунта, а масс-спектрометриче-
ски — примесные. Главное отличие образцов «Аполло-
на-11» от образцов «Аполлона-12» было обнаружено
по элементам, содержащимся в микроконцентрациях.
Особенно это относится к редкоземельным элементам.
Методами первичного рептгеноспектрально-
го анализа и искровой масс-спектрометрии были
исследованы четыре пробы реголита пз коло-
нок лунного грунта, доставленных экспедиция-
ми «Аполлон-11» пз Моря Спокойствия и
«Аполлон-12» пз Океана Бурь.
Образцы 10005,34 и 10005,35 представляют
собой мелкозернистый реголит, отобранный с
глубины 1,5 см п 11 см соответственно. Обра-
зец 12028,223 — также мелкозернистый рего-
лит, взятый с глубины 32—33 см. Про-
на 12028,228 отобрана пз грубозернистого слоя
с глубины 13—14,5 см и состоит из крупного
обломочного материала.
Количественный анализ основных компо-
нентов проводился на первичном рентгеновском
анализаторе типа JPX-3 (фирма JEOL, Япо-
ния) с плоским кристаллом. Легкие элементы
(Ха. Mg, Al, Si, Р и S) анализировались с по-
мощью кристалла КАР при напряжении 15 кв
л токе 10 мка, тяжелые (К, Са, Ti, Сг, Мп и
Fe) — с кристаллом LiF при 30 кв и 10 мка. Вре-
мя набора информации 40 сек. Фон учитывался
обычным порядком. Экспериментальный дрейф
не превышал 1 %.
Подготовка образца для анализа заключа-
лась в измельчении его до крупности < 10 мкм,
распределении навески (10—15 мг) в алюми-
ниевом тигле и запрессовке до плотного состоя-
ния. Полученная таблетка имела площадь око-
ло 30 мм2 (06 мм) и для рентгеносиектрально-
го анализа напылялась в вакууме тонким слоем
углерода. Таким же образом подготавливались
и исследовались эталонные стандарты W-l, JB-1
и BCR-1. После рентгеноспектрального анализа
неразрушенный образец поступал на масс-
спектральное исследование. В результате одна
и та же проба анализировалась двумя различ-
ными методами.
Масс-спектральный анализ проводился на
приборе МХ-3301. Специально для исследова-
ния непроводящих геологических объектов была
разработана новая методика [1], позволя-
ющая проводить определения па масс-спектро-
метре с искровым ионным источником без при-
менения проводящих добавок.
Сущность метода заключается в высоко-
вольтном высокочастотном пробое тонкого слоя
Таблица 1. Результаты рентгеноспектрального
анализа реголита (в вес.%)
Компонент 11 (Hi5,34 16005,35 12028,233 12' 28,228
SiO2 41,0 40,1 44,1 42,5
А12О3 12,35 12,15 11,20 4,90
FeO 16,95 17,40 16,45 21,75
СаО 13,10 13,33 11,66 8,64
MgO 8,48 8,20 11,60 20,05
TiO2 7,26 7,49 2,83 1,57
Na26 0,27 0,32 0,33 0,14
Сг2О3 0,25 0,25 0,31 0,83
MnO 0,22 0,22 0,22 0,32
s 0,21 0,24 0,17 0,05
K2O 0,15 0,16 0,29 0,06
P2O5 0,14 0,16 0,27 0,04
298
И. Д. Шевалеевскии, М. С. Чупахин
диэлектрика посредством поля напряжен-
ностью ~107 в!см, сконцентрированного на зон-
де. Расход пробы при таком методе анали-
за 1,5—2 мг, число одновременно определяемых
элементов — до 75.
Результаты рентгеноспектрального анализа
четырех образцов реголита приводятся в табл. 1.
Из табл. 1 видно, что реголит пз Моря Спо-
койствия хорошо перемешан на глубину, состав
его практически одинаков и отличается от сос-
тава мелкой фракции реголита из Океана Бурь
значительно более высоким содержанием окиси
титана и несколько пониженным — окисей
магния и кремния. Для грубого материала ко-
лонки из Океана Бурь характерно высокое со-
держание окисей железа и магния и низкое —
окисей алюминия и кальция.
Из табл. 2 можно видеть, что реголит из
Моря Спокойствия по сравнению с мелкой фрак-
цией пз Океана Бурь значительно обеднен цир-
конием и цезием, но обогащен платиной, талли-
ем, вольфрамом, стронцием.
В заключение следует отметить, что прове-
денный анализ на породообразующие и редкие
элементы реголитов пз различных частей колон-
ки и разных районов показывает большое раз-
нообразие в составах и делает затруднительным
какие-либо определенные выводы. Очевидно, для
этой цели необходимо гораздо более значитель-
ное число определений.
Таблица 2. Результаты масс-спектрального анализа реголита (в ч.н.млн.)
Элемент 10005,34 10005,35 12028,233 12028,228 Элемент 10005,34 10005,35 12u28,233 12028,228
V 0,50 0,74 1,12 0,64 Pd 0,060 0,073 0,019 0,008
Th 1,86 3,21 5,36 1,7 Mo 0,432 0,515 0,25 0,145
Bi 0,43 0,845 1,04 0,05 Nb 21,2 30 59,2 1,20
Pb 2,43 2,34 2,09 1,02 Zr 461,5 600 1410 22,6
Те 0,56 1,48 0,1 0,11 Y 168,3 212 115,2 71,4
Hg 0,059 — 0,066 0,097 Sr 252,5 192 68,9 115
Pt 2,19 1,93 0,05 0,015 Se 0,032 0,080 0,398 0,02
Ir 0,69 0,87 0,16 0,26 As 0,268 0,465 1,97 0,25
W 0,268 0,202 0,05 0,03 Ga 5,08 9,4 3,36 5,35
Hf 6,81 8,74 5,9 1,56 Sc 91,6 65 —
Cs 0,077 0,096 0,35 0,075 X 0,085 0,088 — —
Sb 0,94 1,07 0,81 2,0 Ru 1,7 0,305 — —
Sn 2,54 2,19 1,45 1,61 Rb 2,0 4,97 — —
In 0,061 0,585 0,052 0,065 Br 0,84 1,60 — —
Cd 0,315 0,413 0,16 0,024 Ge 1,02 1,01 — —
Ag 0,155 0,193 0,17 0,025 Zn 27,6 110 — —
Cu 88,8 35,63 — —
Ni 100,25 150 — —
Co 16,65 28,4 — —
Литература
1. Чупахин М. С., Поляков А. Л. Метод масс-спектро-
метрического элементного анализа геологических
проб, вещества метеоритов и образцов лунного грун-
та.- Ж. анал. химии, 1972, 27, вып. 3, 527.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. II. Вернадского АН СССР, Москва
Д. Е. Джиллум,
В. Д. Эмаи,
X. Вакита,
Р. А. Шмитт
СОДЕРЖАНИЕ
ГЛАВНЫХ ЭЛЕМЕНТОВ
И РЕДКИХ ЗЕМЕЛЬ
В ЗОНАХ А И Г
ПРОБЫ ГРУНТА «ЛУНЫ-16»
Распространенности главных, малых и рассеянных
элементов (SiO2, О2, TiO2, Л12О3, FeO, СаО, Ка2О,
К2О, Сг2О3, MnO, Sc, V, Со, La, Sm, Ей, Yb, Lu) были
определены путем последовательного инструменталь-
ного нейтронно-активационного анализа (ИНАА) в
двух образцах грунта «Луны-16» уровней А (~7 см)
и Г (~ 30 см глубины). Распространенности главных
элементов в грунте «Луны-16» обычно согласуются
с величинами, сообщенными А. П. Виноградовым [7].
Распространенности элементов, как главных, так и рас-
сеянных, примерно одинаковы для обоих уровней ко-
лонки грунта А и Г, За исключением более низкого
содержания ТЮ2 в грунте «Луны-16» (Море Изоби-
лия), общий химический состав грунта «Луны-16» бо-
лее сходен с грунтом «Аполлона-11» (Море Спокой-
ствия), чем с грунтом «Аполлона-12» (Океан Вуръ)
и «Аполлона-14» (Фра-Мауро). Так же как и породы
и грунт «Аполлона-11» и «Аполлона-12», груш «Лу-
ны-16» обеднен кислородом по сравнению с земными
изверженными породами со сравнимым содержанием
Si. Картина распределения в грунте «Луны-16» редко-
земельных элементов, нормализованных к хондритам,
сходна с таковой в грунте «Аполлона-11», но они обе
совершенно отличаются от картины обогащения лег-
кими редкоземельными элементами грунтов «Аполло-
на-12» и «Аполлона-14». Распространенность редкозе-
мельных элементов и соотношение Sm/Eu в грунте
«Луны-16» значительно отличаются от более высоких
значений этих величин для грунта «Аполлона-11»,
«Аполлона-12» и «Аполлона-14». Распространенность
Sm 9 г/т (приблизительно пропорциональная общей
распространенности редкоземельных элементов), най-
денная для грунта «Луны-16», сопоставлена с 12,6,
16—31 и 31 г/т Sm в грунтах «Аполлона-11», «Аполло-
на-12» и «Аполлона-14» соответственно. Соотношение
Sm/Eu = 3,9, наблюденное в грунте «Луны-16», сопо-
ставлено с 7,4 ±0,4; 9,7 ±0,3 и 11,6 ±0,2 в грунтах
«Аполлона-11», «Аполлона-12» и «Аполлона-14» соот-
ветственно. По сравнению с соотношением Sm/Eu =
= 2,7 в хондритовых метеоритах грунт «Луны-16»
меньше обеднен Ей, чем все до сих пор изученные
лунные грунты. Это заставляет предположить, что по
степени частичного расплавления, которое обусловли-
вает возникновение изверженных пород, изученные
районы Луны могут быть расположены в следующем
порядке: Море Изобилия > Океан Бурь > Фра-Мау-
ро > Море Спокойствия.
Введение. Химический состав образцов, ото-
бранных автоматической станцией «Луна-16» в
Море Изобилия, был сообщен А. П. Виноградо-
вым [1]. Рыхлый поверхностный материал, ре-
голит, был собран при помощи бура, который
проник на глубину приблизительно 35 см [1].
Два образца грунта «Луны-16» (А-5 — око-
ло 7 см от поверхности на уровне А и Г-5—
около 30 см ниже поверхности — на уровне Г)
были переданы для объединенной обработки
А. А. Андерсу, В. Д. Эману, Р. А. Шмитту для
анализов на главные, малые и рассеянные эле-
менты. Грунт «Лупы-16» просеян через сито, и
наши образцы взяты из самой мелкой фракции
грунта (меньше 125 мкм). Около половины
предоставленного для этого консорциума грунта
подвергли инструментальному нейтронио-актп-
вацпопному анализу (эта работа). Другая поло-
вина изучена в Чикагском университете радио-
химическим нейтронно-активациопным мето-
дом для определения некоторых рассеянных
элементов.
Распространенности Si, О2 и А1 определили
сначала нейтронно-активационным анализом
при 14 Мэв в университете в Кентукки. Затем с
помощью инструментального нейтронно-акти-
вационного анализа определили 17 главных, ма-
лых и рассеянных элементов (включая А1) в
Государственном университете в Орегоне.
Экспериментальная часть. После того как
образцы были получены в Кентуккском универ-
ситете, они находились на воздухе длительное
время. Увеличения веса, вызванного окислени-
ем илп поглощением воды пз атмосферы, не от-
200
Д, Е. Джиллум, В. Д. Эман, X. Вакита, Р. А. Шмитт
мечено. Образцы на воздухе перевели в поли-
этиленовые коробочки, которые были заварены.
Затем образцы тщательно центрировали в
2-драхмовых1 полиэтиленовых контейнерах, ко-
торые промыли сухим азотом и заварили.
Об аналитической процедуре для нейтронно-
активационного анализа па Si, О2 и А1 при
14 Мэе сообщалось [3, 4]. Стандарты соизмери-
мого размера для О2 (бпхромат калия NBS ф
#136 b), Si (ИК оптический кварц, L-1) и
А1 (калиевый полевой пшат, NBS # 70 а) были
упакованы таким же образом. Две навески
стандартной породы BCR-1 такого же размера
были упакованы аналогичным способом и про-
анализированы одновременно. Поломка в ва-
куумной системе нейтронного генератора в
14 Мэе в ходе этих анализов помешала опреде-
лению Fe и Mg в этих образцах и была причи-
Р и с. 1. Соотношение Si и О в мелком грунте «Луны-16»
« 125 мкм) в сравнении с изверженными породами, грунтом и
брекчиями «Аполлона-11 н 12». Линия для земной извержен-
ной породы вгята у Эйгстера 123]. Данные по «Аполлоиу-11
и 12 » пз [7, 8, 24]
Мелкозернистые. грунты: О —«Аполлона-11», • —«Аполло-
на-12», х — «Луны-16», проба Л-16-А-5, —«Луны-16», проба
Л-16-Г-3. Порода: С —«Аполлон-11», 12013
Р и с. 2. Распространенности La, Sm, Eu, Ybn Lu сравниваются
в грунтах 10084 «Аполлопа-11» [15], четырех образцах грунта
« Аполлона-12 » [16] и трех образцах грунта «Аполлона-14» [19].
Для нормализации хондритовые распространенности приведены
на рпс. 1 работы [16]. Радиусы редкоземельных элементов взяты
пз [25]
1 — среднее из 3 образцов грунта «Аполлона-14»; 2 — грунт
«Апсллона-11»; 3 — два образца грунта, зоны А и Г, «Луна-16»;
заштрихована область точек для 4 проб грунта «Апсллона-12»
Рпс. 3. Соотношения Sm/Eu в сопоставлении с содержанием
Sm (в г т) как представительного редкоземельного элемента
• — два образца грунта «Луны-16»; х — один образец «Апол-
лона-11»; А — смесь образцов «Аполлона-12»; с — среднее из
трех образцов «Аполлона-14». Величины для грунта «Аполло-
на-11 и 12» взяты из рис. 2 работы [16], среднее из трех образ-
цов грунта «Апсллона-14» взято из [19]: V — данные для
хондритов
ной малой точности нейтронной активации
при 14 Мэе для А1 до поломки генератора. Точ-
ность результатов для Si и О2 в ±1% кажется
приемлемой ввиду малого размера образца.
После определения Si, О2 и А1 в Кентуккском
университете образцы были переданы в Государ-
ственный университет в Орегоне. Последова-
тельный инструментальный нейтронно-актива-
ционный анализ, который применили, был под-
робно описан [5]. Стандарты пород Геологи-
ческой службы США BCR-1, W-l, GSP-1 и
1 Драхма — единица веса (1 драхма = 3,732 г).—
Прим. ред.
DTS-1 анализировали одновременно с этими
образцами. Определения А1 путем активации
тепловыми нейтронами с ошибкой примерно в
±2% превосходят определения, полученные пу-
тем нейтронной активации при 14 Мэе. Обычно
распространенности U, Th, Ва, Hf и Zr также
получаются одновременно. Однако из-за малых
размеров образцов и их меньшего количества
нельзя было получить надежные данные для
этих пяти элементов.
В таблице наши результаты для «Луны-16»
сравниваются с результатами, сообщенными
А. П. Виноградовым [1], а также с соответству-
ющими распространенностями в грунте «Апол-
лона-11», «Аполлона-12» 2 п «Аполлона-14».
Обсуждение. В общем данные этой работы
по распространенности главных элементов в са-
мом мелком грунте совпадают с данными пре-
дыдущей работы по грунту [1] за исключени-
ем содержания SiO2. Однако имеется значитель-
ное расхождение для некоторых данных по
рассеянным элементам. Распространенности
Se, Со, La, Sm, Eu, Yb, Lu, установленные в на-
стоящей работе, отличаются в 1,4—3,4 раза от
предыдущей работы [1]. Распространенности,
полученные в стандартных породах BCR-1,
W-l, GSP-1 п DTS-1 в этой работе, хорошо со-
гласуются со значениями, приводимыми в лите-
ратуре, что заставляет предположить отсутствие
систематических ошибок в наших данных.
Грунт «Луны-16» беден кислородом по срав-
нению с земными изверженными породами с
соизмеримым содержанием Si. Это согласуется
2 Образец 12037-40.
Содержание главных элементов и редких земель е зонах А и Г пробы, грунта «Луны-16»
301
с данными по грунту и породам «Аполлона-11»
п «Аполлона-12» [7, 8]. Низкое соотношение
O/Si, несомненно, частично вызвано присутст-
вием ильменита (31,6%) и восстановленных
элементов, таких, как Ti2+. Так как грунт «Лу-
ны-16» был выставлен на воздух на неопреде-
ленное время, вполне возможно, что могло про-
исходить окисление и (пли) поглощение воды.
На основании опыта в отношении земных по-
род поглощение 0,5 — 1 % воды можно было
ожидать в гигроскопичном мелком веществе,
таком, как грунт «Луны-16» (в BCR-1 Н2О рав-
но 0,83%). Если количество кислорода, нане-
сенное на рис. 1, сократилось бы на это коли-
чество, то точки Si — О2 для грунта «Луны-16»
расположились бы очень близко к линии рег-
рессии для кристаллических пород «Аполло-
на-12» п образец грунта «Луны-16» с уровня Г
площади, предположительно покрытой вулка-
ническими выбросами. При сравнении валового
элементного состава и распространенности рас-
сеянных элементов самым близким аналогом
грунта «Луны-16» является образец грунта
«Аполлона-11», обр. 10084. Поразительным раз-
личием между грунтом «Луны-16» и грунтом
«Аполлона-11» является более высокое содер-
жание TiO2 в грунте «Аполлона-11»; в нем при-
близительно на 30% больше щелочей и редко-
земельных элементов и на 20% меньше
СГ2О3. Хотя количества ТЮг по существу оди-
наковы в грунте «Луны-16» и среднем для грун-
та «Аполлона-12» (в пределах ± 15%), в грун-
те «Аполлона-12» в среднем наблюдали меньше
SiO2 и Sc и значительно больше MgO, Na2O,
К2О, V и редкоземельных элементов по сравне-
нию с грунтом «Луны-16». Из всех величин
был аналогичен по распространенности Si и
О2 с грунтом «Аполлона-12».
Нет значительного различия (>10%) в хи-
мическом составе грунта между уровнями А и
Г, которые отделены друг от друга приблизи-
тельно 23 см по глубине. Это совпадает с визу-
альным рассмотрением колонки реголита
А. П. Виноградовым [1], который констатиру-
ет, что колонка почвы не имела видимой сло-
истости и казалась однородной. Однако неко-
торые небольшие различия наблюдались, а
именно, для грунта уровня Г устанавливается
обогащение SiO2, О2 и Na2O до 10%.
Не существует простой корреляции между
химическими составами грунта «Луны-16» и
грунта «Аполлона-11», «Аполлона-12» п «Апол-
лона-14», которые представляют, соответствен-
но, материал трех типичных больших морей и
К2О, сообщенных многими исследователями [9]
для различных грунтов «Аполлона-12», только
количество К2О в 12032-40 [10] ближе всего (в
пределах ±10%) к содержанию К2О в грунте
«Луны-16». Большинство других содержаний
К2О в грунте «Аполлона-12» в 2—5 раз выше.
Отмечено, что содержание редкоземельных эле-
ментов в грунте «Луны-16» необычно мало по
сравнению с грунтами «Аполлона-12» и «Апол-
лона-14». Последние имеют предположительно
очень высокое содержание крипового компо-
нента [11, 12] дополнительно к содержанию
мелких фрагментов изверженных пород и дру-
гим малым компонентам.
Данные по редким землям, приведенные в
этой работе, соответственно, выше на ~ 10% по
сравнению с данными, полученными Филпот-
сом и Шнетцлером [13] и Хаббардом и Гастом
302
Д. Е. Джиллум, В. Д. Эман, X. Вакита, Р. А. Шмитт
[14]. Это расхождение может быть обусловле-
но проблемами отбора образцов, особенно если
анализировать только 17 мг вещества (эта ра-
бота). Так как количества La, Sm, Eu и Yb в
крупных пробах, приведенные в [1], ниже на
30—40%, чем наши величины содержаний ред-
коземельных элементов (самые мелкие пробы),
возможно, что самые мелкие частицы грунта
обогащены редкоземельными элементами и дру-
гими рассеянными элементами. Однако более
высокие содержания Со, сообщенные ранее [1]
для более крупных образцов, делают недействи-
тельными приведенные рассуждения о различи-
ях в содержании редкоземельных элементов, л,
наоборот, особенности отбора проб могут быть
главной причиной больших систематических
различий в количестве редкоземельных эле-
ментов. Картина нормализованного к хон-
дриту распределения редкоземельных элемен-
тов в грунте «Луны-16» характеризуется своей
отрицательной аномалией Ей и большим илп
меньшим обеднением редкоземельными эле-
ментами (рис. 2). Эта картипа распределения
сходна с таковой в грунте «Аполлона-11» за ис-
ключением меньшей степени обеднения Ей в
грунте «Лупы-16». Количества Sm — 9 г/т (ко-
торые примерно пропорциональны всему коли-
честву редкоземельных элементов) в грунте
«Луны-16» сравниваются с 12,6, 16—31 и 31 г/т
Sm, найденными в грунте «Аполлона-11»,
Распространенность элементов в образцах грунта «Луны-16»
«Луна-16»
Элемент * уровень А, уровень A, vnoseHb Г эта уровень Г, «Аполлон-! 1», « Аполлон-12», «Аполлон-14», эта работа поА.П. Ви- г?абота (17 1 мг) по Вино- 00Р- * 00Р- 1203/-40 среднее из 3 (17,1 мг) ноградову Р^оота (1 / ,1 .мг) градову анализов’*
Главные и второстепенные элементы (в %)
SiO2 43,9 41,7 47,5 11,3 43,2 41,8 —
О 40,2 — 43,0 — 40,8 — —
TiO2 3,3 3,39 3,2 3,42 7,5 3,3 1,9
А12О3 15,72* 15,32 16,О2* 15,15 13,8 13,1 18,8
17 43* 19,43*
FeO 16,8 16,80 16,8 16,90 15,6 16,3 10,8
MgO — 8,73 — 8,60 8,0 10,8 —
СаО 11 12,20 И 12,55 11,9 11,1 И
Na2O 0,343 0,37 0,370 0,28 0,445 0,458 0,745
К2О 0,12 0,10 0,11 0,10 0,134 0,102 0,57
Сг2О3 0,324 0,31 0,330 0,26 0,260 0,352 0.207
МпО 0,212 0,21 0,203 0,22 0,207 0,217 0,124
Рассеянные элементы (в г/т)
Sc 54 27 55 25 59 40 22
V 76 64 83 55 64 30 53
Со 37 68 34 61 31 40 38
La 12,0 7,3 12,4 7,2 15 38 68
Sm 8,8 5,6 9,2 6,8 12,6 18,3 30,7
Eu 2,3 1,6 2,3 1,4 1,8 1,74 2,66
Yb 6,3 3,5 6,7 3,5 11,0 14,5 23
Lu 0,96 0,28 0,98 0,3 1,6 1,96 3,3
* Si, О и А1 определили нейтронной активацией при 14 Мэе
в Кентуккском университете. Все другие элементы, а также
А), определили при активации тепловыми нейтронами в Оре-
гонском государственном университете. Для удобства все
обычные главные и малые элементы, исключая О, выражены
в окисях. Оцененные ошибки следующие: Si и О +1%,
Na, Сг и Мп +3%; Ti, Fe, Sc, Со, La, Sm, Yb, Lu +5%; Ca, К
и Eu ±8%; V +12%.
2* Результат получен при активации тепловыми нейтронами
с ошибкой около +2%.
з* Результат получен нейтронной активацией при 14 Мэе
4* А. П. Виноградов [1].
5* Для Si и О величины взяты у Эмана и Моргана [7]; коли-
чества для Ti, A], Fe, Mg, Са и Na были средними вели-
чинами, полученными семью различными группами, приве-
денными в табл. 4 (см. Вакита и др. [15]), содержания Сг
и Мп получены Вакита и др. [15], К и Ва — Тера и др. [22]
и для других рассеянных элементов — Вакита и др. [15].
в*1 Вакита и др. [10, 16]. Распространенности А12О3, СаО, Na2O,
MnO, V и редкоземельных элементов являются средними
для двух проанализированных образцов в 0,22 г.
7* Вакита и др. [19].
с ошибкой около +12%.
Содержание главных элементов и редких земель в зонах А и Г пробы грунта «Луны-16»
303
«Аполлона-12» и «Аполлона-14» соответствен-
но. Соотношения Sm/Eu, равные 3,8 и 4,0 в двух
образцах грунта «Луны-16», сравниваются
с явно более высокими величинами
7,4 ± 0,4; 9,7 ± 0,3 и 11,6 ± 0,2 в «Аполло-
не-11» [15], с четырьмя образцами грунта
«Аполлопа-12» [16] п четырьмя образцами
грунта «Аполлоиа-14» [17—19] соответственно
(рис. 3). Тейлор и др. [20] сообщают о соотно-
шении Sm/Eu = 12,9 ± 1,2 в грунте «Аполло-
на-14». По сравнению с соотношением Sm/Eu
Литература
1. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
2. Laul J. C., Ganapathy R., Morgan J. И7., Anders E.
Luna 16.— Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 13.
3. Morgan J. W., Ehmann W. D. Precise determination
of oxygen and silicon in chondritic meteorites by 14
MeV neutron activation using a single transfer sys-
tem.— Anal. Chem. Acta, 1970, 49, 287.
4. Morgan J. W., Ehmann W. D. 14 MeV neutron acti-
vation analysis of rocks and meteorites.— Proc.
NATO Adv. St. Inst. Activation Analysis in Geo-
chemistry and Cosmochemistry (Universitetforlaget,
Oslo), 1971, 81.
5. Schmitt R. A., Linn T. A., Jr., Wakita H. The deter-
mination of fourteen common elements in rocks via
sequential instrumental activation analysis.— Radio-
chim. Acta, 1970, 13, 200.
6. Flanagan F. J. U. S. Geological Survey standards —
II. First compilation of data for the new USGS
rocks.— Geochim. Cosmochim. Acta, 1969, 33, 81.
7. Ehmann W. D., Morgan J. W. Oxygen, silicon and
aluminum in Apollo 11 rocks and fines by 14 MeV
neutron activation.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., 1970, 2, 1071.
8. Ehmann W. D., Morgan J. W. Major element abunda-
ces in Apollo 12 rocks and fines by 14 MeV neutron
activation.—Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 2,
1237.
9. Schnetzler, Philpotts, Willis et al., Hubbard, Gast,
Wanke et al., Cuttitta et al. In: Proc. Second Lunar
Sci. Conf., 1971, 2, 1101, 1123, 999, 1187 and 1217.
10. Wakita H., Schmitt R. A. Bulk elemental composition
of Apollo 12 samples: Five igneous and one breccia
rocks and four soils. Ibid., p. 1231.
11. Wanke H., Wlotzka F., Baddenhausen H., Balace-
scu A., Spette B., Teschke F., Jagoutz E., Kruse H„
Quijano-Rico M., Rieder R. Apollo 12 samples: Che-
mical composition and its relation to sample locati-
ons and exposure ages, the two component origin of
the various soil samples and studies on lunar metal-
lic particles.—Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971,
2, 1187.
12. Goles G. G., Duncan A. R., Lindstrom D. J., Mar-
tin M. R., Beyer R. L., Osawa M., Randle K.,
Meek L. T., Steinborn T. L., McKay M. Analyses of
в хондритовых метеоритах грунт «Луны-16»
меньше обеднен Ен, чем все остальные до сих
пор изученные лунные грунты.
В итоге распространенности главных, малых
и рассеянных элементов в мелкой фракции
грунта «Луны-16» на глубинах 7 и 30 см пока-
зывают однородное распределение. Общий хи-
мический состав двух проб грунта «Луны-16»
более близкий к грунту 10084 «Аполлона-11»,
чем к грунту «Аполлона-12» и «Аполлона-14», за
исключением количества TiO2.
Apollo 12 specimens: Compositional variations, dif-
ferentiation processes, and lunar soil mixing models.
Ibid., p. 1063.
13. Philpotts J. A., Schnetzler С. C., Bottino M. L., Schuh-
mann S., Thomas H. H. Luna 16: some Li, K, Rb, Sr,
Ba, TR, Zr and Hg concentrations.— Earth Planet.
Sci. Letters, 1972, 13, № 2.
14. Hubbard N. J., Gast P. W. Personal communication.
15. Wakita H., Schmitt R. A., Rey P. Elemental abundan-
ces of major minor and trace elements in Apollo 11
lunar rocks, soil and core samples.— Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., 1970, 2, 1685.
16. Wakita H., Rey P., Schmitt R. A. Abundances of the
14 rare earth elements and 12 other trace elements
in Apollo 12 samples: five igneous and one breccia
rocks and four soils.— Proc. Second Lunar Sci. Conf.,
1971, 2, 1319.
17. Schnetzler С. C., Kava D. F. Chemical composition of
Apollo 14 soils 14163 and 14259.— Earth Planet. Sci.
Letters, 1971, 11, 345.
18. Brunfelt A. O., Heier K. S., Steinnes E., Sundvoll B.
Determination of 36 elements in Apollo 14 bulk fi-
nes 14163 by activation analysis. Ibid., 351.
19. Wakita H., Showalter D. L., Schmitt R. A. Unpubli-
shed data.
20. Taylor S. R., Muir P., Kaye M. Trace element che-
mistry of Apollo 14 lunar soil from Fra Mauro.—
Geochim. Cosmochim. Acta, 1971, 35, 975.
21. Gast P. W., Hubbard N. J., Wiesmann H. Chemical
composition and petrogenesis of basalts from Tran-
quillity Base.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
1970, 2, 1143.
22. Tera F., Eugster O., Burnett D. S., Wasserburg G. J.
Comparative study of Li, Na, K, Rb, Cs, Ca, Sr and
Ba abundances in achondrites and in Apollo 11 lu-
nar samples.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970,
2, 1637.
23. Eugster H. P. Oxygen abundance in common igneous
rocks. Handbook of Geochemistry (ed. К. H. Wede-
pohl). V. II. Pt 1. Chap. 8, p. E-l.
24. Morgan J. W., Ehmann W. D. Lunar rock 12013: O,
Si, Al and Fe abundances.— Earth Planet. Sci. Let-
ters, 1970, 9, 164.
25. Whittaker E. J. W., Muntus R. Ionic radii for use in
geochemistry.— Geochim. Cosmochim. Acta, 1970, 34,
945.
Кафедра химии, Кентуккский университет,
Лексингтон, Кентукки
Орегонский государственный университет Корвсллис,
Орегон, США
А. Хелмке,
Л. А. Хаскин
РЕДКИЕ ЗЕМЛИ
И ДРУГИЕ
РАССЕЯННЫЕ ЭЛЕМЕНТЫ
В ГРУНТЕ
«ЛУНЫ-16»
Мы проанализировали на редкие земли Ва,
Со, Cr, Ga, Hf, К и Sc четыре небольших образ-
ца вещества, доставленного на Землю станцией
«Луна-16». Были применены наши улуч-
шенные прежние методы нейтронно-активаци-
онного анализа [1]. Образец В-48 5,80 мг был
частью фракции < 125 мкм из слоя В колонки
«Луны-16»[2]. Образец А-31 состоял из 2 об-
ломков очень мелкозернистого базальта общим
весом 1,11 мг из уровня А колонки. Образец
В-29 состоял из 3 обломков мелкозернистого
базальта с общим весом 2,91 мг из уровня В.
Четвертый образец, А-38, <125 мкм мелкого
грунта из уровня А колонки частично был по-
терян во время процедур, так что имеются
лишь относительные величины.
Аналитические результаты приведены в
таблице. Ошибки, указанные для В-29, явля-
ются стандартными отклонениями, основанны-
ми на статистических расчетах, если их пере-
вести в проценты, они примерно также приме-
нимы и к другим образцам. Распространенно-
сти р.з.э. сравниваются со средним для хонд-
ритов [3] на рисунке. Распространенности для
некоторых образцов «Аполлона-11» и «Аполло-
на-12» [4, 5] приведены на этом же рисунке.
Сравнительные распространенности для обр.
А-38 тождественны в пределах эксперимен-
тальных неточностей с распространенностями
для обр. В-48.
Относительные распространенности р.з.э.
как будто бы одинаковы во всех четырех на-
ших образцах «Луны-16». Абсолютные количе-
ства р.з.э. в базальтовых обломках из уровня
В примерно в два раза больше количеств в ба-
зальтовых обломках пз уровня Л и в 1,5 раза
больше количества пз фракции меньше 125 мкм
мелкого грунта пз уровня В. В базальтовых об-
ломках содержания р.з.э. в среднем в 1,5 и
2,5 раза больше сообщенных А. П. Виноградо-
вым [2] для гораздо более крупного образца
базальта. Содержание р.з.э. во фракции мельче
125 мкм мелкого грунта пз уровня В в среднем
ь 1,7 раз больше сообщенного А. П. Виноградо-
вым [2] для нефракционированного образца из
уровня В колонки.
Интересно, что относительная распростра-
ненность р.з.э. в проанализированных базаль-
товых обломках равняется их распространен-
ностям в самом мелком веществе. Это не отме-
чается для более крупных пород и мелкого
грунта, доставленного «Аполлоном-11» и
«Аполлоном-12». Однако нет никакой уверенно-
Концентрация (в ч.н.млн.) рассеянных элементов
в образцах «Луны-16»
Элемент Обр. B-48, < 125 мм Обр. A-31, базальт Обр. В-29, базальт
La 12,7 12 19,4±0,8
Се 43 30 66±1,5
Sm 9,6 3,1 16,0±0,3
Eu 2,87 2,04 4,04±0,03
Ad 12 — 17±2
Tb 1,9 — 3,1±0,1
Dy 13,5 8,8 17,9±0,8
Ho 3,1 2,1 3,9±0,2
Er — — 12±3
Yb 6,2 5,2 10,9±0,5
Lu — 0,69 1,51±0,05
Ba 203 203 243±23
Mn 1454 645 1170+15
Ga 7,0 4,3 3,6±2
К 910 580 770±130
Co 27 21 14+1
Sc 50 26 54± 1
Hf 13 0,46 1,3±0,1
Cr — 1900 2050±30
Редкие земли и другие рассеянные элементы в грунте «Луны-16»
305
стп в том, в какой степени содержания р.з.э.
в обломках, которые мы анализировали, харак-
терны для самих пород участка «Луны-16» или
даже для тех пород, из которых они образова-
лись. Совпадение в относительных содержани-
ях р.з.э. средн всех образцов подтверждает
представление о том, что относительные рас-
пространенности р. з. э. определены правиль-
но, независимо от того, известны ли абсолют-
ные концентрации или нет.
Содержание р.з.э. в базальтовых обломках
ниже, чем в типичном базальте «Аполлопа-11»,
богатом К (обр. 10057, см. рис.), но выше,
чем в большинстве базальтов «Аполлона-12»
(т. е. обр. 12063, см. рис.). Содержания более
тяжелых р.з.э. в обломках пород «Луны-16»
находятся в пределах, найденных для базаль-
тов «Аполлопа-11», бедных К, но содержания
Черные точки в верхней части рисунка соответствуют
соотношениям содержаний индивидуальных р.з.э. в образце
В-29 (в обломках мелкозернистого базальта с уровня В колонки
«Луны-16» [2]) к содержаниям р.з.э. в хондритах. Для сравнения
показаны характерные величины для базальта типа А «Апо.т-
лона-il» (высокое содержание К) (10057) [4], базальта типа
В «Аполлона-11» (10020) [4] и для базальта «Аполлона-12»
(12063) [5]. Точки в нижней части рисунка относятся к фракции
мелкого грунта < 125 мкм с уровня В колонки «Луны-16 » [2];
для сравнения показаны величины для мелкого грунта « Анол-
лона-11» (10084)[4]
более легких р.з.э. в базальтах «Аполлона-11»,
бедных К, пе так высоки, как в обломках пород
«Луны-16».
Содержание р.з.э. во фракции меньше
125 мкм вещества «Луны-16» ниже, чем в мел-
ком грунте «Аполлона-11» (обр. 10084, см.
лис.), п поэтому много ниже, чем в грунте
Аиоллопа-12» п «Аполлона-14» [5, 6]. Обед-
нение Ей в образцах «Луны-16» значительно
меньше, чем в большинстве других лунных об-
разцов, и меньше, чем во многих обычных зем-
ных породах [3, 7]. Интересно отметить, что
содержание р.з.э. и степень обеднения Ей в
мелком лунном грунте убывают с удалением
участка отбора образцов от места прилунения
«Аполлона-14». Возможно, что это отражает
относительную примесь в каждой пробе бога-
того р.з.э. материала какой-то возвышенно-
сти, находящейся поблизости от места посадки
«Аполлона-14» [8, 9].
Один ранее изученный лунный образец
(12038 [5]) имеет относительные количества
р.з.э., сходные с найденными в веществе «Лу-
ны-16». Фактические абсолютные содержания
р.з.э. в нем в границах экспериментальной не-
определенности равны таковым в базальтовых об-
ломках пз уровня А колонки.
Содержания, найденные для других рассе-
янных элементов, попадают в пределы, уже
сообщенные для лунных образцов [10]. Резуль-
таты хорошо согласуются с сообщениями
А. П. Виноградова [2]. Ввиду колебаний со-
держаний р.з.э. в базальтовых обломках в
2 раза, было бы рискованно истолковывать
меньшие или подобные вариации других рассе-
янных элементов. Мы отмечаем, что содержания
Mn, Hf, Ga и Со в базальтовых обломках слиш-
ком низки для того, чтобы обеспечить количест-
ва их, установленные в самых мелких фрак-
циях. Это наблюдение относится и к данным
А. П. Виноградова [2]. Концентрации этих рас-
сеянных элементов, так же как и таковые для
р.з.э., примерно согласуются с найденными
в 12038 [3]. Так как образцы «Луны-16» про-
исходят из участка, где не отбирались пробы
«Аполлонами», они значительно обогащают
наши сведения о составе лунных морей. Мы
особенно обращаем внимание на низкое содер-
жание р.з.э. в мелком грунте и очень малое
обеднение Ей во всех образцах «Луны-16».
Мы благодарны Академии наук СССР, НАСА
и правительствам США и Советского Союза за
предоставленную возможность анализа материа-
ла «Луны-16». Мы благодарны коллективу ядер-
ного реактора Висконсинского университета за
проведение нейтронного облучения, а также
К. Цпжу, Р. Коротеву и К. Келли за помощь в
получении этих данных. Мы высоко ценим
поддержку этой работы Национальной комис-
сией по аэронавтике и космосу по дотации
NGL 50-002-148.
23 Лунный грунт
306
А. Хелмке, Л. А. Хаскин
Литература
1. Allen R. О., Haskin L, A., Anderson М. R., Miiller О.
Neutron activation for 39 elements in small or pre-
cious geologic samples.— J. Radioanal. Chem., 1970,
6, 115-137.
2. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.- Proc.
Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
3. Haskin L. A., Haskin M. A., Frey F. A., Wilde-
man T. R. Relative and absolute terrestrial abun-
dances of the rare earths. «Origin and Distribution
of the Elements», Oxford Int. Ser. Mon. Earth Sci.,
1968, 30, 889—912.
4. Haskin L. A., Allen R. 0., Helmke P. A., Paster T. P.,
Anderson M, R., Korotev R. L., Zweifel K. A. Rare
earth and other trace elements in Apollo 11 lunar
samples.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1971, 2,
1213.
5. Haskin L. A., Helmke P. A., Allen R. 0., Ander-
son M. R., Korotev R. L., Zweifel K. A. Rare earth
elements in Apollo 12 lunar materials.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., 197J, 2, 1307.
6. Taylor S. R., Muir P., Kaye M. Trace element che-
mistry of Apollo 14 lunar soil from Fra Mauro.—
Geochim. Cosmochim. Acta, 1971, 35, 975.
7. Frey F. A., Haskin M. A., Poetz J. A., Haskin L. A.
Rare earth abundances in some basic rocks.— J. Geo-
phys., 1968, 73, 6085.
8. Hubbard N. J., Gast P. W. Chemical composition and
origin of nonmare lunar basalts.— Proc. Second Lu-
nar Sci. Conf., 1971, 2, 999.
9. Goles G. G., Duncan A. R., Lindstrom D. J., Mar-
tin M. R., Beyer R. L., Osawa M., Randle K., Me-
ek L. T., Steinborn T. L., McKay S. M. Analyses of
Apollo 12 specimens: Compositional variations, dif-
ferentiation processes, and lunar soil mixing mo-
dels.—Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 2, 1037.
10. See papers on trace elements. Proc. Apollo 11 and
Second Lunar Sci. Conf., Houston, ed. A. A. Levin-
son, Vol. 2, 1970-1971.
Кафедра химии, Висконсинский университет,
Медисон, Висконсин, США
Н. Дж. Хаббард,
Л. Е. Найквист,
Дж. М. Родс,
Б. М. Бензел,
X. Висман,
С. Е. Черч
ХИМИЧЕСКИЕ
ОСОБЕННОСТИ
ОБРАЗЦА РЕГОЛИТА
«ЛУНЫ-16»
Образец реголита «Луны-16» отличается от образ-
цов реголита базальта «Аполлона-11», «Аполлона-12»
и «Аполлона-14» тем, что у него меньшие отрица-
тельные аномалии Ей и Sr и почти хондритовые со-
отношения Eu/Sih и Eu/Sr, хотя общие концентрации
р.з.э., Ва, Sr п U в 25—45 раз больше, чем у хондри-
тов. Данные по главным элементам, в частности по
FeO, в сопоставлении с А12О3 показывают, что образец
реголита «Луны-16» состоит из компонентов, в кото-
рых изменение Fe/Al отношения количественно
отличается от изменения его в образцах «Аполло-
на-11», «Аполлона-12», «Аполлона-14» и «Аполлона-15».
Небольшие аномалии Ей и Sr и смещенные вариации
Fe/Al отношения являются двумя химическими чер-
тами, уникальными для образца реголита «Луны-16».
Образец реголита «Луны-16» может содержать немно-
го или совсем не содержать каких-либо типов пород,
распространенных в местах посадок «Аполлонов». Это
указывает на уникальные химические черты, типич-
ные для местного материала или материала близ-
лежащих районов, и на специфичную петрогенетиче-
скую провинцию, в условиях которой формировались
ie типы пород, которые являются главными компонен-
тами реголита «Луны-16».
Введение. Изучение всех образцов лунного
реголита, доставленных на Землю, расширило
разнообразие типов пород, которые были извест-
ны пли существование которых предполагалось
на Луне. Большинство этих типов пород может
мыть отнесено к одной из двух обширных ка-
тегорий. Согласно этой классификации [1],
первая группа — породы, богатые FeO и бедные
АЬОз, относится к базальтовым потокам, запол-
няющим участки морей, а вторая — породы, бо-
гатые А12О3 и бедные FeO,— к неморскпм участ-
кам.
Образец «Луны-16» был взят из реголита,
развившегося в Море Изобилия [2]. По ана-
логии с местами посадок «Аполлонов» можно
предположить, что реголит состоит из матери-
ков, богатых FeO, бедных А1>03, типичных для
местных базальтов морей, и из материалов, бед-
ных FeO, богатых АЬОз, происшедших пз со-
седних неморских участков.
Детали описания образца «Луны-16» и его
история былп приведены в сообщении А. П. Ви-
ноградова [2] и в письмах, направленных уче-
ным — руководителям исследований лунного об-
разца дирекцией НАСА [3], и здесь не будут
повторены.
Результаты исследований. Валовой химиче-
ский состав образца реголита «Луны-16» отли-
чается от такового образцов реголита и базаль-
та «Аполлона-11», «Аполлона-12», «Аполло-
на-14» и «Аполлона-15». Самое существенное
то, что образец одновременно сравнительно бо-
гат FeO и AI2O3 (рис. 1 и табл. 1); отсюда сле-
дует отличие в вариации РеО/А12Оз от матери-
алов «Аполлона-11», «Аполлона-12», «Аполло-
на-14» и «Аполлона-15» (рис. 1). Эта направ-
ленность указывает, что образец реголита «Лу-
ны-16», подобно образцам реголита «Аполло-
нов», состоит из пород, как бедных FeO и бо-
гатых AI2O3, так и богатых FeO и бедных
AI2O3. Однако чтобы объяснить отклонение
данных для «Луны-16» по отношению к данным
для «Аполлонов» на рис. 1, необходимо, чтобы
главные компоненты (породы) морского и не-
морского типов отличались от компонентов, ти-
пичных для указанных «Аполлонов». Данные
по Sr, U, Ва и редким землям также показывают,
что образец реголпта «Луны-16» сильно отлича-
ется от образцов реголпта «Аполлона-11, 12 и
,14» (рис. 2). Самыми главными отличиями яв-
ляются меньшие концентрации и много мень-
шая отрицательная аномалия Ен.
Данные по главным элементам (см. табл. 1)
показывают, что фракции < 125 мкм, проана-
лизированные нами, имеют одинаковый хими-
ческий состав в верхнем (Л) и нижнем (Г)
слоях, по существу такой же, как средний хи-
мический состав, сообщенный А. П. Виногра-
довым [2] для этих и других слоев. В общем
20*
308
Н. Дж. Хаббард, Л, Е. Найквист, Дж. М. Родс, Б. М. Бензел, X. Висман, С. Е. Черц
данные по главным элементам показывают не-
большое химическое изменение по глубине бу-
ровой колонки [2], хотя существует некоторое
изменение в соотношениях ЕеО/АЬОз (см.
рис. 1). Наши данные по рассеянным элементам
также показывают, что верхние и нижние слои
буровой колонки почти идентичны по их содер-
жаниям и что имеются небольшие различия
(~ 10%) в содержаниях рассеянных элементов
между функциями < 125 и 125—425 мкм.
Данные по редким землям для промежуточ-
ного слоя буровой колонки «Луны-16» были
опубликованы Аллегре и др. [4] и как будто
бы указывают на гораздо большие их содержа-
ния. Однако результаты Аллегре и др. [4]
для метеорита Ювинас отличаются от наших
результатов. Различия сходны с ранее отме-
ченными [5] между данными различных ис-
следователей. Мы предполагаем, что результа-
ты Аллегре и др. [4] включают систематиче-
скую ошибку в калибровке добавок. Если же
произвести нормализацию данных для редкозе-
мельных элементов по отношениям к их содер-
жаниям в метеорите Ювинас, то межлабора-
торное отклонение уменьшается. При этом си-
стематические различия между результатами
К. Аллегре [4] для средней части колонки «Лу-
ны-16» и нашими результатами для верхней и
нижней частей той же колонки становятся очень
малыми или практически отсутствуют.
Некоторые основные особенности образца
реголита «Лупы-16» и его компонентов можно
вывести из рассмотрения данных, представ-
ленных на рис. 2—4 и в табл. 2. Рис. 3 и 4 по-
казывают, что образец реголита «Луны-16»
имеет соотношения Eu/Sm п Eu/Sr, более близ-
Р и с. 1. Диаграмма вариации FeO/Al203 для лунных образцов.
Данные по «Аполлонам» получены рентгено-флуоресцентным
методом [9, 10]. Данные по «Луне-16» взяты у Виноградова
[2] н из этой статьи
О — грунт «Луны-16»; Л — базальт «Луны-16»; • — грунт и
брекчия «Аполлона-11», «Аполлона-12», «Аполлона-14», «Аполло-
на-15»; ▲ — базальты «Аполлона-11,» «Аполлона-12», «Аполло-
на-14», «Аполлона-15»
Р и с. 2. Сравнение распространенностей редких земель, Ва и
U для «Луны-16» и некоторых образцов «Аполлона-11»,
« Аполлона-12 » и « Аполлона-14». Данные по « Аполлонам »
взяты пз работ [1,5, 11]
Рис. 3. Сравнение данных по Ей и Sm для образцов
«Луны-16», «Аполлона-11», «Аполлона-12» и «Аполлона-14».
Данные по «Аполлонам» взяты из работ [1, 5, И]
• — «Луна-16»; ▲ — криповые базальты; О — базальты
«Аполлона-12»; — базальты «Аполлопа-11»
Р и с. 4. Сравнение данных но Ей и Sr для образцов «Луиы-16»
и «Аполлона-11», «Аполлона-12» и «Аполлона-14». Данные
по «Аполлонам» взяты из работ [1, 5, 11]
• — «Луна-16»; ▲ — криповые базальты; С — базальты
«Аполлона-12»; — базальты «Аполлона-11»
кие к хондритовым значениям, чем у других
лунных материалов. Поразительно то, что эти
почти хондритовые величины не сопровожда-
ются содержаниями, близкими к хондритовым,
но имеют обогащение приблизительно в 30 раз.
Данные, приведенные на рпс. 3, показывают,
что образец реголита «Луны-16» состоит из ма-
териалов, в которых концентрации редких зе-
мель меняются, но в которых соотношения
Eu/Sm постоянны. Постоянство соотношения
Eu/Sm и диапазон их содержаний позволяют
думать, что реголит «Луны-16» либо в боль-
шей мере состоит из материалов с этим со-
отношением Eu/Sm, либо картина распро-
страненности объясняется одннм-едипствеп-
пым преобладающим веществом, содержащим-
ся в меняющихся пропорциях. Рис. 2—4 пока-
зывают, что величины Eu, Sm и Sr для «Лу-
Химические особенности образца реголита «Луны-16»
309
пы-16» пе могут быть одновременно получены
какой-либо комбинацией пород, распространен-
ных в местах посадок «Аполлона-11»,
«Аноллона-12» и «Аполлона-14». Анортозито-
вый материал тппа материала «Аполлопа-11»
[6] имеет содержания Ей и Sr, слишком низ-
кие (от 10 до 15 раз выше хондритовых), и, та-
ким образом, не может быть использован в
смесях с другими веществами «Аполлопа-11»,
«Аполлона-12» и «Аполлопа-14» для того, чтобы
одновременно обусловить и малые отрицатель-
ные аномалии Ен п Sr и измеренные содержа-
ния Ен и Sr в грунте «Лупы-16».
Можно также воспользоваться данными по
изотопам стронция для установления предела
количества криповых базальтов, которые могут
присутствовать в образце реголита «Луны-16».
Криповые базальты могут слагать максимально
Все наши данные и данные, сообщенные
А. II. Виноградовым [2], показывают, что не-
которые химические черты образца реголита
«Луны-16» уникальны по сравнению с образ-
цами «Аполлона-11», «Аполлона-12», «Аполло-
на-14» и «Аполлона-15». В частности, смещен-
ная вариация ЕеО/А12Оз (см. рис. 1) обособ-
ляет образец «Луны-16» от образцов «Аполло-
нов». Партина распространенности редких зе-
мель и, в частности, данные по En/Sm и Eu/Sr
также отделяют образец «Лупы-16» от образ-
цов «Аполлонов». Уникальные черты образца
«Луны-16» п ограниченное потенциальное со-
держание в нем материалов, типичных для рай-
онов «Аполлонов», склоняет нас к предпо-
ложению, что образец «Луны-16» состоит из
местных или близлежащих материалов, а не из
материалов, извлеченных из таких отдаленных
10% грунта «Луны-16», если предположить,
что образец реголита «Луны-16» является
смесью крппового базальта с отношением
Sr87/Sr86, равным 0,710, и вещества с таким же
содержанием Sr п отношением Sr87/Sr86 0,6990
(BABI). Более реальный верхний предел бли-
же к 5%, потому что криповые базальты имеют
в среднем Sr87/Sr86 около 0,715 [7] и образец
«Луны-16» имеет больше Rb, чем совместимо
с простой смесью крипа (0,715) и BABI
(0,6990), что повышает, таким образом, эту
низкую величину Sr87/Sr86— 0,6990.
Соотношения К/U и K/Rb образца реголита
«Луны-16» попадают в пределы, характерные
для большинства материалов «Аполлона-11» и
«Аполлона-12» [1, 5, 8], но они выше, чем для
крпповых базальтовых материалов «Аполло-
па-11» и «Аполлопа-14».
участков, как участки посадок «Аполлонов».
Небольшие отрицательные аномалии Sr и
Ей и общий характер образца реголита «Лу-
ны-16», богатого А1, подсказывают качествен-
ное объяснение происхождения этих особенно-
стей и, следовательно, происхождения веще-
ства одного или более главных компонентов.
Основная черта моделей частичного плавления
состоит в том, что когда исходный материал
содержит по меньшей мере 20% плагиоклаза
и коэффициенты распределения жидкость —
плагиоклаз для Ен и Sr близки к 1,0, то возника-
ют большие отрицательные аномалии при об-
разовании небольшого количества жидкости
[1], а небольшие аномалии Ей и Sr воз-
никают при образовании большого количества
жидкости. Таким образом, как небольшие
аномалии Ей и Sr в «Луне-16», так и боль-
310
Н. Дж. Хаббард, Л. Е. Найквист, Дж. М. Родс. Б. М. Бензел. X. Висман, С. Е. Черч
Таблица 1. Химический состав некоторых образцов лунного реголита (в %)
«Луна-16»
Компонент «Аполлон-11» *, обр. 10084, 300 лгг «Аполлоп-12» ♦, обр. 12070, 300 мг «Аполлон-14» ♦, ‘ обр. 14163, 300 Л12 соеднее, Виноградов [2] обр. Г-32*, <125 Л4КЛ1, 10 мг обр. А-32*, <125 Л1?сл1, 10 мг
SiO2 41,9 45,9 47,2 41,7 44±1,7 45±1,7
TiO2 7,56 2,81 1,79 3,38 3,3±0,07 3,5±0,07
А12О3 13,6 12,5 17,2 15,3 16±0,8 16±0,8
FeO 15,9 16,4 10,4 16,6 16,0±0,4 15,9±0,4
MnO 0,21 0,22 0,14 0,21 0,23±0,01 0,23±0,01
MgO 7,82 10,0 9,37 8,78 8,51 8,12
СаО 12,1 10,4 11,0 12,5 12,1+0,2 12,1+0,2
Na2O 0,40 0,41 0,66 0,34 0,42 0,42
K2O 0,13 0,25 0,58 0,10 0,09 0,11
* Новые анализы, полученные рентгено-флуоресцентным ме-
тодом, заисключением анализов Na2O, выполненных при помо-
щи атомной абсорбции. Эти анализы приведены и в предва-
рительном сообщении по «Аполлону-15» [10]. Аналитик
Дж. М. Родс.
Анализы выполнены миниатюризованным рентгено-флуорес-
центным методом, который недавно разработали и который
будет описан в другом месте. Ошибки при доверительном пре-
деле 95 % выведены при анализе стандартных образцов.
Величины MgO и NaaO взяты из табл. 2.
Таблица 2. Химические * и изотопные данные для образцов грунта «Луны-16» (в ч. н. млн.)
А Г Нормализовано к данным по Ювинасу, Аллегре и др. (4 «Аполлон-12», обр. 12038
Элемент обр. А-3, <125 мкм обр. А-37, 125—425 мкм
обр. Г-3, <125 мкм обр. Г-47, 125—425 мкм
Шнетцлер и ] Филпоте [11] Хаскин и др. [12]
La — 11,2 — — — — 11,8
Се 31,2 33,8 32,6 35,5 — 35,0 29,1
Nd 23,7 25,8 24,7 27,1 30,1 26,3 22
Sm 7,33 7,75 7,65 8,15 7,75 8,02 7,57
Eu 1,99 2,15 2,11 2,32 2,20 2,19 1,97
Gd — — 9,59 10,4 12,1 10,6 10,1
Dy 9,79 10,5 10,4 10,8 12,0 11,1 9,73
Er 5,67 — 5,88 — 7,95 6,12 5
Yb 5,05 5,34 5,26 — 5,26 5,26 4,8
Lu — — — — — 0,814 0,689
Ba 164 166 171 176 — 130 —
Sr 278 279 295 303 — 190 —
Ca, % 8,3 8,4 8,7 8,4 — — —
Mg, % 4,90 5,07 5,13 4,83 — — —
Rb 1,79 1,84 1,87 1,91 — 0,604 —
К — 976 865 1077 — 634 —
Na, % 0,31 0,34 0,32 — — — —
U 0,31 0,38 — 0,39 — — —
Sr87/Sr86 0,70020±14 0,70029±15 0,70028±12 0,70022+5 — — —
K/Rb — 530 463 564 — 1050 —
K/U — 2560 2700 3160 — — —
♦ Na определен методом атомной абсорбции, вее остальные элементы — методом изотопного разбавления.
Примечание. Образец из слоя А с глубины 6—8 еле; образец из слоя Г с глубины 29—31 см.
Химические особенности образца реголита «Луны-16»
311
пше аномалии Ей и Sr в криповых базаль-
тах [1] могут быть образованы по любой пз
многих моделей частотного плавления, от-
вечающих этим ограничениям. На настоящей
стадии пх развития этп модели не обеспечивают
одновременно наблюдаемые пределы аномалий
Ей и Sr и наблюдаемое обогащение легкими
редкими землями криповых базальтов и мате-
риала «Луны-16». Однако применение единст-
венной модели частичного плавления к образцу
«Луны-16» и базальтам крипового типа илп к
другим, богатым А12О3 материалам, типичным
для «Аполлонов», может быть необоснованным
из-за количественных различий в вариации
FeO/Al2O3 (см. рис. 1) и вытекающих отсюда
различий в исходных материалах. Кроме того,
если распространенности редкоземельных эле-
ментов п Sr всех главных типов пород
компонентов «Луны-16» по существу такие же,
как в смеси, тогда, согласно модели, должны об-
разовываться материалы, как богатые А12О3 и
бедные FeO, так п богатые FeO п бедные А12О3,
с небольшими отрицательными аномалиями Ей и
Sr. Таким образом, кажется вполне возможным,
что образец «Лупы-16» указывает на петроге-
петическую провинцию, отличающуюся от та-
ковой для образцов «Аполлонов».
Хотя ни один из образцов «Аполлонов» не
Литература
1. Hubbard N, J., Gast Р. W. Chemical composition and
origin of nonmare lunar basalts.— Proc. Second Lu-
nar Sci. Conf., 1971, 2, 999.
2. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.- Proc.
Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
3. Letter to lunar sample principal investigators from
Director of Science and Applications, NASA, July 8,
1971.
L Allegre C. J., Birck J. L., Loubet M., Provost A. «Age»
Rb87—Sr86 et teneurs en K, Rb, Sr, Ba et Terres Ra-
ces du sol de la Mer de la Fecondite (Lune) rap-
porte par la mission sovietique Luna 16.— C. R. Acad.
Sci. Paris, 1971, 273 D, 779.
5. Gast P. W., Hubbard N. J., Wiesmann H. Chemical
composition and petrogenesis of basalts from Tran-
quillity Base.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
1971, 2, 1143.
6. Hubbard N. J., Gast P. W., Meyer C., Nyquist L. E.,
Shih C., Wiesmann H. Chemical composition of lu-
nar anorthosites and their parent liquids.— Earth
Planet. Sci. Letters, 1971, 13, 71.
7. Nyquist L., Hubbard N. J., Gast P. W, Wiesmann H.
Rb—Sr relationships for some chemically defined lu-
Цептр пилотируемых полетов, Национальное управление
по аэронавтике и исследованию космического пространства
Локхид-Электропикскорпорепшн
Национальный Исследовательский Совет,
Хьюстон, Техас, США
подходит по оощему химическому составу к по-
родам «Луны-16», образец 12038 (см. табл. 2)
заслуживает пояснения, так как содержание
редких земель в нем в точности соответствует
пх распределению в образце реголита «Лу-
ны-16». Однако содержания Sr, Ва, К п Rb
(обр. 12038) слишком низки, а состав главных
элементов [9] отличается от реголита «Лу-
ны-16», хотя некоторые обломки базальта по-
следнего более сходны с обр. 12038.
Выводы. Образец реголита «Луны-16» уни-
кален в сопоставлении с материалами «Апол-
лонов», потому что он имеет смещенную ва-
риацию ЕеО/А^Оз и небольшие, почти хондри-
товые отрицательные аномалии Ен и Sr. Обра-
зец «Луны-16» не может содержать больших
количеств материалов, типичных для мест
посадок «Аполлонов». Это позволяет предпо-
ложить, что почти весь материал «Луны-16»
извлечен из местных или близлежащих уча-
стков. Специфические химические черты «Лу-
пы-16» заставляют предположить, что главные
компоненты этого образца получены из петро-
генетической провинции, не похожей на про-
винцию, в которой происходило образование
пород «Аполлонов».
Мы благодарны П. Гасту за обеспечение об-
разцами «Луны-16».
nar materials. Abstract submitted for Third Lunar
Sci. Conf.
8. O'Kelley G. D., Eldridge J. S., Schonfeld E., Bell P. R.
Cosmogenic radionuclide concentrations and exposu-
re ages of lunar samples from Apollo 12.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., 1971, 2, 1747.
9. Compston W., Chappell B. W., Arriens P. A., Ver-
non M. J. The chemistry and age of Apollo 11 lunar
material.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970,
2, 1007.
9a. Compston W., Berry H., Vernon M. J., Chappell B. W.,
Kaye M. J. Rubidium-slrontium chronology and che-
mistry of lunar material from the Ocean of Storms.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 2, 1471.
10. Pre]. Exam. Team. A preliminary description of the
Apollo 15 lunar samples. Submitted to Science.
11. Schnetzler С. C., Philpotts J. A. Alkali, alkaline earth,
and rare-earth element concentrations in some Apol-
lo 12 soils, rocks, and separated phases.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., 1971, 2, 1101.
12. Haskin L. A., Helmke P. A., Allen R. O., Ander-
son M. R., Korotev R. L., Zweifel K. A. Rare-earth
elements in Apollo 12 lunar materials.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., 1971, 2, 1307.
Ж. Л. Филпоте,
К. К. Шнетцлер,
М. Л. Боттино,
С. Шуман,
X. X. Томас
СОДЕРЖАНИЯ ЛИТИЯ,
КАЛИЯ, РУБИДИЯ,
СТРОНЦИЯ, БАРИЯ,
РЕДКИХ ЗЕМЕЛЬ,
ЦИРКОНИЯ И ГАФНИЯ
В ГРУНТЕ «ЛУНЫ-16»
Масс-спектрально методом изотопного разбавления
в некоторых пробах из керна «Луны-16» были опреде-
лены содержания Li, К, Rb, Sr, Ва, TR, Zr и Hf. Для
двух проб реголита фракции < 125 мкм из различных
глубин колонки и четырех кусочков пород, включая
изверженные породы и брекчии, установлены сходные
содержания редких элементов. Материал «Луны-16»
имеет одинаковую характеристику редких элементов
с материалами из других районов Луны, но отли-
чается от них особенностями, которые указывают
на присутствие избыточного полевого шпата. Если
изверженные породы «Луны-16» не являются пере-
плавленным грунтом, то они, по-видимому, представ-
ляют собой либо частичные плагиоклазовые кумуляты,
либо наименее дифференцированный магматический
материал, который до сих пор с Луны еще не до-
ставлялся. Сходство в содержании редких элементов
в изверженных породах и в тонкой фракции рего-
лита указывает на сугубо местное происхождение
материала реголита.
Введение. Советская автоматическая стан-
ция «Луна-16» доставила на Землю буровую
колонку лунного материала длиной 35 см (ве-
сом 101 а) из северо-восточной части Моря
Изобилия. Материал описан А. П. Виноградо-
вым [1]. Настоящая работа сообщает о содер-
жаниях Li, К, Rb, Sr, Ва, редких земель, Zr
и Hf, которые мы определили в различных
образцах «Луны-16».
Проанализированные образцы были отобра-
ны из зоны А (17А) с глубины 6—8 см колон-
ки и из зоны Г (18Г) с глубины 29—31 см
[1, 2]. Были изучены следующие образцы:
А-4 и Г-4 — отсеянная фракция грунта
< 125 мкм; А-29 — очень мелкозернистый ба-
зальт; А-35 — базальт, покрытый стеклом (?);
Г-27 — мелкозернистый равномернозернпстый
базальт от Г-17 до Г-23; Г-40 — глазурованная
брекчия. Наш образец А-29 состоял из трех
темных зерен с белыми пятнами и одного бе-
лого зерна с темной стороной; белое зерно было
изучено отдельно как образец A-29L.
Аналитические методы и результаты. Со-
держания рассеянных элементов, приведенные
в этой статье, были определены масс-спект-
рально методом изотопного разбавления. Описа-
ние обычно используемого нами метода изложе-
но в другой работе [3, 4]. Из-за малого количе-
ства проанализированных образцов методика бы-
ла модифицирована с целью уменьшить уровень
холостых поправок. В случае мелких фракций
А-4 и Г-4 индикаторные растворы после добав-
ления к порошкообразному образцу были упаре-
ны до того, как добавили уменьшенные количе-
ства HF (7 мл вместо нормальных 20 мл) и
НСЮ4. Уровень холостых опытов, получающий-
ся в результате этой процедуры (табл. 1), не
был заметно ниже наших стандартных холостых
опытов за исключением случая с Li. Уровень
холостых опытов для Zr и Hf сообщается
впервые. Эти поправки на холостой опыт
и были использованы при анализе лунного
грунта; как для А-4, так и для Г-4 максималь-
ная поправка была 4%. Результаты анализов
образца стандартной породы BCR-1 в табл. 1
сопоставлены с анализами проб А-4 и Г-4
и с нашими средними значениями по BCR-1.
Аналитический метод, примененный для
очень небольших образцов пород «Луны-16», со-
стоял в использовании «добавок», разбавленных
до одной сороковой их нормальных концентра-
ций (за исключением Sr), при добавлении
лишь 5 мл Hf и одной капли НСЮ4 и примене-
нии гораздо меньших ионообменных колонок
для разделения. В результате фоновые уровни
уменьшились (см. табл. 1). Холостой опыт А
применен к данным для тех образцов, которые
были обработаны с этим холостым опытом:
А-35, A-29L и BCR-1. Для образца A-29-L весом
0,6 мг поправки на холостой опыт велики
(в %): Rb-81, К-68, Ей - 49, Ва - 28,
Содержания лития., калия, рубидия, стронция, бария, редких земель, циркония и гафния
313
Таблица 1. Результаты холостых опытов (в 10 9 г) и содержание в стандартной породе BCR-1
(в ч. н. млн. по весу)
Элемент Холостой опы для грунта т Кусочек поро- ды. Холостой А Кусочек поро- ды. Холостой Б BCR-1, прежние анализы * BCR-1 с грунтом BCR-1 с кусоч- ками пород
Li 0,2 0,13 0,32 12,8 12,7 12,5
К 2520 695 752 14,200±1,6% 13500 13400
Rb 2,75 1,41 1,43 46,5±0,4% 47,6 —
Sr 70 3,0 4,3 325±0,5% 0,330 320
Ва 348 45,6 68,8 666±2,9% 0,670 663
Се 35 8,0 17,4 53,6±2,0% 51,5 52,3
Nd 4,8 4,67 3,04 28,2±3,2% 28,8 28,8
Sm 2,3 0,81 0,61 6,60±1,2% 6,52 6,48
Eu — 1,01 0,88 1,94±0,4% 1,97 1,98
Gd — — — 6,64±2,4% 7,0 6,70
Dy — 0,49 0,78 6,36±0,3% 6,22 6,34
Er — 0,32 0,49 3,55±2,0% 3,52 3,56
Yb 1,5 0,26 0,77 3,40±1,2% 3,27 —
Lu 0,66 — — 0,540±1,5% 0,53 —
Zr 337 — — 196±1,0% 196 198
Hf 5,5 — — 5,33 — 5,09
Вес образ- ца, мг — — — — 76,38 18,01
* Среднее из 3 анализов, за исключением Li (1), Sr (2), Gd (2), Zr (2) и Hf (1), полученных за последние два года в нашей
лаборатории [7, 111. Показанные ошибки являются максимальным отклонением от среднего.
Таблица 2. Содержания рассеянных элементов в пробах «Луны-16» (в ч. н. млн. по весу)
Элемент Обр. А-4, грунт Обр. Г-4, грунт Обр. А-35, мелкозерни- стый базальт, покрытый стеклом Обр. A-29-L, белое зерно Обр. А-20, мелкозерни- стый базальт Обр. Г-29, равномерно- зернистый базальт Обр. Г-40, глазурован- ная брекчия Нормали- зующие величины
Li 8,35 8,34 8,84 15,1 8,99 10,8 9,35 1,8
К 850 880 940 530 1020 1410 950 1000
Rb 1,85 1,90 1,9 0,5 2,1 1,5 1,8 3
Sr 244 271 291 177 303 468 341 И
Ва 169 172 177 226 215 230 187 3,66
Се 31,2 32,5 34 50 29 44 36 0,787
Nd 26,4 26,3 27,5 35 27,4 39,4 31,7 0,58
Sm 7,98 8,18 8,42 12 8,23 11,9 8,98 0,185
Eu 2,16 2,22 2,2 1,7 2,2 3,7 2,7 0,071
Gd 10,5 10,5 — — 10,4 15,2 11,2 0,256
Dy 10,1 10,4 10,3 21,1 10,7 15,2 11,8 0,303
Er 5,78 5,87 5,68 11,5 5,95 8,43 6,58 0,182
Yb 5,45 5,44 5,44 13,9 5,4 7,53 5,73 0,188
Lu 0,822 0,841 0,76 0,8 0,75 1,18 0,88 0,034
Zr 224 227 — — — — — 7
Hf — 5,88 — — — — — 0,2
Вес образца, мг 45,91 47,86 1,433 0,610 1,488 2,535 2,450
314
Ж. А. Филпоте, К. К. Шнетцлер, М. Л. Боттино, С. Шуман, X. X. Томас
Се — 21, Nd — 18, Lu — 14; для других эле-
ментов — меньше 10. Это самые большие по-
правки, примененные памп при анализе об-
разца «Луны-16». Для А-35 поправки па холо-
стой опыт были (в %): Rb — 34, К — 34, Ей —
24, Ва — 19, Се — 14, Lu и Nd — 1J, а все ос-
тальные — меньше 10. Холостой опыт Б был
применен к данным для образцов А-29, Г-27,
Г-40. Для А-29 поправки на холостой опыт
были (в %): К —33, Rb — 32, Се - 29, Ей -
21, Lu — 21, Ва — 18. Все остальные — меньше
10%. Для Г-27 поправки па холостой опыт
былп (в %): Rb — 27, К-17, Ва-13, Се-
рпе. 1. Нормализованные к хондритам содержания редких
элементов
В грунте «Луны-1б»(> — А-4; Ч---Г-4) и обломках породы
(Э — А-29; 0 — А-35; А — Г-27 и □ — Г-40). Нормализую-
щие величины даны в табл. 2
Рис. 2. Нормализованные к хондритам содержания редких
элементов
В грунте «Луны-16»; Ч---Г-4; • — в грунте «Аполлопа-12»,
12070 [61; О —в изверженной породе 12038 «Аполлона-12» [6j
и гипотетической смеси 2 : 1 грунта «Аполлона-11» 10084 и пла-
гиоклаза, выделенного из базальта 10024 ( л) «Аполлона-11» [7]
13; все остальные — мепыпе 10. Для Г-40 по-
правки на холостой опыт былп (в %): Rb —
25, К —25, Се-17, Ва - 14, Ей - 12, Lu-
12; все остальные — меньше 10. Результаты
наших анализов образцов «Лупы-16» на рас-
сеянные элементы приведены в табл. 2. Кон-
центрации для всех образцов, исключая A-29-L,
нормализованные к средним хондритовым вели-
чинам, дапы в последнем столбце табл. 2 и нане-
сены на рис. 1.
Обсуждение. Несмотря па малый вес ку-
сочков породы «Лупы-16», которые мы проана-
лизировали, и па большие поправки холостых
опытов, мы считаем, что концентрации, дан-
ные в табл. 2, вполне пригодны для интерпре-
тации. Главной причиной для этой уверенно-
сти является общая хорошая согласованность
в абсолютных значениях и даже еще большая
в относительных величинах соотношений меж-
ду содержаниями рассеянных элементов в об-
ломках луппых пород и в двух образцах грун-
та. Данные по грунту ие подвергались боль-
шим поправкам по холостому опыту. Это сог-
ласование можно легко увидеть на рис. 1. Сре-
дн наших образцов «Луны-16» уникально бе-
лое зерно A-29-L, отделенное от А-29. Данные
Содержания лития, калия, рубидия, стронция, бария, редких земель, циркония и гафния
315
для этого образца приведены в табл. 2, по не
нанесены на рпс. 1. A-29-L был самым мелким
проанализированным образцом, и поправки пгт
холостой опыт, примененные к данным содер-
жаниям, были самыми большими. Несмотря на
это, мы считаем, что некоторые из различий ме-
жду этим образцом и другими реальны, что мо-
жно было ожидать ввиду его явно отличного об-
лика. По отношению к другим образцам A-29-L,
очевидно, имеет более высокое содержание тя-
желых редких земель и более низкое содержа-
ние Eu, Sr, Rb и К. По крайней мере величина
Sr, вероятно, надежна. Низкая величина Ен как
будто бы в общих чертах связана с низким со-
держанием Sr ввиду геохимической связи меж-
ду Sr и Ен2+ и восстановленного характера лун-
ных пород [5]. Содержания К, Rb и Sr в A-29-L
как будто бы сходны с таковыми в образце
«Аполлона-12» — 12038 [6] или в базальте 10062
из сборов «Аполлона-11», бедном рассеянными
элементами [7]. Содержание тяжелых редких
земель, а также степень аномалии Ен тоже
как будто бы похожи на данные для 10062.
Однако из-за неизвестной природы этой части-
цы и качества аналитических данных образец
A-29-L в этой работе не обсуждается.
Наши данные по рассеянным элементам
«Луны-16» приблизительно согласуются с
предварительными данными, сообщенными
А. П. Виноградовым [1] для четырех образ-
цов реголита и одного базальта. Однако есть
некоторые значительные расхождения между
этими данными: наша величина для Hf в шесть
раз, паши величины для Ва (обычно) пример-
но в четыре раза, для Lu примерно в три раза
и для Rb на одну треть больше величин
А. П. Виноградова. Содержания К, Rb, Sr, Ва
и редких земель, сообщенные Аллегре и др.
[8], за одним или двумя небольшими исклю-
чениями находятся в пределах наших дан-
ных — как видно из рис. 1 и табл. 2, содержа-
ния рассеянных элементов в двух образцах
грунта «Луны-16», А-4 и Г-4, прекрасно согла-
суются. За исключением Sr, содержание кото-
рого как будто бы на 11% выше в Г-4, содер-
жания остальных элементов находятся в преде-
лах 4%, и это близко к точности, которую мы
ожидаем. Эта согласованность интересна, по-
скольку зоны А и Г показывают значительные
различия как в среднем размере зерна, так и
в распределении по размеру зерен Ц, 2]. Итак,
70% по весу от образца реголпта 17А разме-
*10
31G
Ж. А. Филпоте, К. К. Шнетцлер, М. Л. Воттино, С. Шуман, X. X. T.mic
ром меньше 125 .ч/лч, п лишь <8% > 425 лпг.ч, в
то время как 45% образца реголпта 1 8Г пз зо-
ны Г < 125 мкм п 20 % > 425 .чл’.ч. Ввиду
отсутствия какой-либо очевидной слои-
стости в колонке «Луиы-16» [I] возможно,
что это образец сравнительно однородного ре-
голита, в котором произошло большее дробле-
ние ближе к верхней части. Если это так, тогда
согласованность наших данных по грунтам
А-4 и Г-4, а также согласованность данных по
составу, сообщенных А. И. Виноградовым [1],
означает, что средний состав обломков породы
в реголите мог пе сильно отличаться от состава
грунтов. По крайней мере для рассеянных эле-
ментов, которые нами были изучены, это как
будто действительно так. Как было отмечено
ранее, имеется хорошая согласованность меж-
ду нашими данными по породам и по грунту. Г-27
и, возможно, А-29 и А-35 являются извержен-
ными породами. В отличие от согласован-
ности содержаний рассеянных элементов между
изверженными породами и грунтом па месте
взятия проб «Луноп-16» в Море Изобилия в ме-
сте взятия проб в Океане Бурь изверженные по-
роды и грунт имеют совершенно различные ха-
рактеристики рассеянных элементов [6, 9]. Даже
несмотря па то, что имеется хорошая общая
согласованность по содержанию рассеянных
элементов среди наших образцов «Лупы-16»,
существуют некоторые различия, которые мо-
гут находиться за пределами аналитических
ошибок. Самыми очевидными пз них являются
высокое содержание К, низкое содержание Rb,
высокое содержание и, по-видимому, меньшая
аномалия Ей в равномернозернистом обломке
базальта Г-27. Эти аномалии характерны для
полевого шпата [6]; Г-27 по сравнению с дру-
гими образцами может содержать избыток по-
левого шпата.
Образцы «Лупы-16» показывают типичные
для лунных пород характеристики рассеянных
элементов: относительно пефракционироваи-
ные редкие земли за исключением явно отри-
цательной аномалии Ен, малые концентрации
щелочей и т. д. [9, 10]. Грунт «Лупы-16» со-
держит меньше Li, К, Rb и Ва, чем образцы
реголита «Аполлонов». Sr, наоборот, больше в
грунте «Лупы-16», чем в любом другом лун-
ном грунте [9—11]. За исключением Ей, кото-
рого больше, чем в грунте «Аполлопа-11»
и «Аполлоопа-12», по меньше, чем в «Аноллопе-
14», все содержания редких земель в грунте
«Луны-16» меньше, чем в других лунных грун-
тах. Следует отметить, что грунт «Луны-16»
имеет определенно меньшие аномалии Ей, чем
другие лунные грунты. За исключением поро-
ды Г-27 (K/Rb = 924) образцы «Луны-16» име-
ют соотношения K/Rb между 460 и 526, это вы-
ше, чем величины K/Rb для грунта «Аполло-
на-! I», «Аполлона-12» и «Аполлона-14» [9—И].
Это также выше, чем соотношения K/Rb, най-
денные для большинства изверженных пород
«Аполлонов», за исключением базальтов
«Аполлоиа-11» с низким содержанием рассеян-
ных элементов (K/Rb около 720) и необычного
базальта «Аполлона-12» 12038 (K/Rb = 1050)
[9 —11]. Отношения К/Ba в образцах «Лу-
ны-16» попадают в узкий интервал, определен-
ный по материалам «Аполлонов»,— от 4 до 8. Не
ожидается, что это соотношение намного изме-
нится в ходе магматической дифференциации,
по можно ожидать, что оно будет чувствитель-
ным индикатором процессов, включающих фрак-
ционное испарение или конденсацию. Было
высказано предположение, что К/Ba отношение
может быть полезным индикатором материалов
Солнечной системы. Полученные недавно дан-
ные подтверждают это предположение: пробы
«Аполлонов» и «Луны-16» имеют К/Ba отноше-
ние 4—8, базальтические ахондриты 8—14, зем-
ные базальты 20—60 (выше в океанических то-
леитах), хондритовые метеориты около 300.
Соотношения Rb/Sr в материалах «Луны-16»
варьируют от 0,0073 в грунте до 0,0033 в Г-27;
эти соотношения ниже, чем для грунта и пород
«Аполлонов», за исключением базальта «Апол-
лона-11» с низким содержанием рассеянных
элементов (Rb/Sr около 0,0043) и образца 12038
(0,0032) [9,10].
Некоторые из этих результатов представлены
на рис. 2, где данные для грунта Г-4 можно
сравнить с данными для образца реголита 12070.
На рис. 2 нанесены также точки для гипотети-
ческой смеси групта 10084 и плагиоклаза, выде-
ленного пз базальта 10024. Эти данные были
нанесены на график, поскольку многие разли-
чия между образцами «Лупы-16» и другими
лунными образцами — более высокое содержа-
ние Ва и Sr и K/Rb отношение, более низкое
Rb/Sr отношение, меныпая аномалия Ей — за-
ставляют предположить избыток плагиоклаза.
Для смеси базальта и полевого шпата (2:1)
видна гораздо более близкая согласованность
с образцами «Луны-16» по распределению рас-
сеянных элементов, чем с одним лишь грунтом
10084. Грунт «Аполлона-11» более близок грун-
ту «Луны-16» по содержанию рассеянных эле-
ментов, чем грунты «Аполлона-12» или «Апол-
лона-14» [9—11]. На рис. 2 нанесены также
данные для 12038. Содержание редких земель,
включая содержание Ей, действительно пдентпч-
Содержания лития, калил, рубидия, стронция, бария, редких земель, циркония и гафния
317
по в грунте «Луны-16» и в 12083. Этот образец
был уникальным среди пород «Аполлона-12».
Пытаясь связать 12083 с другими 12 извержен-
ными породами «Аполлона-12», мы заключили,
что он мог образоваться пз более позднего рас-
плава, содержащего избыточный плагиоклаз [6].
Надо отметить, что содержания К, Rb и Sr в
Г-27 более близки к содержаниям этих же эле-
ментов в 12083, чем к распределению их в дру-
гих образцах «Луны-16». На основании наших
данных по рассеянным элементам сделано за-
ключение, что некоторые из более важных ха-
рактерных черт, которые отличают образцы
«Луны-16» от другого лунного материала, мож-
но объяснить избытком плагиоклаза в этих об-
разцах. Данные по главным элементам мало по-
могают разъяснить этот вопрос: Са как будто
бы показывает небольшие закономерные изме-
нения его содержании в лунных образцах.
А1 как будто бы больше в грунте «Луны-16»
[1], чем в грунтах «Аполлопа-11» пли «Апол-
лона-12» [10, 9], по меньше, чем в грунте
«Аполлона-14» [И] или в крпповых поро-
дах [13].
Поскольку анализы грунта «Луны-16» не
свидетельствуют о большем избытке плагиокла-
за, чем в наших обломках пород, мы, имея огра-
ниченное количество данных, пришли к выводу
о том, что предположенный избыток плагиокла-
за является характерной чертой для извержен-
ных пород «Луны-16». Если это так, то избыток
полевого шпата может быть первичной особен-
ностью базальтов или может быть обусловлен
накоплением полевого шпата. Другая возмож-
ность, которая обсуждается на основании наших
данных, заключается в том, что изверженные
породы «Луны-16» представляют собой пере-
плавленные образцы грунта. В этом случае из-
быток плагиоклаза должен быть чертой матери-
кового материала, и эта особенность, возможно,
связана с близостью места посадки «Луны-16»
к горам.
Рис. 3 является попыткой сводки существую-
щих геохимических знаний о лунных породах,
основанных на наших собственных анализах
[6, 7, 11, 12, 14]. Соотношение Sm/Sr в этих об-
разцах охватывает широкий диапазон главным
образом пз-за изменения Sm. Данные представ-
лены на рис. 3 в координатах отношений Sr/Eu и
Sm/Eu. Соотношения элементов меньше, чем
содержания элементов, поддаются воздействию
процессов второстепенного значения. Кроме то-
го, Sm/Eu дает возможность оцепить аномалии
Еп в лунных образцах.
Мы считаем, что направленность в соотно-
шениях рассеянных элементов, устанавливаемая
от пород «Лупы-16» к обр. 12013 (темному)
[14], сходному с крпповымн породами, и явля-
ется отражением возрастающей магматической
дифференциации. 3ci исключением пород «Апол-
лона-! 1», здесь также проявляется направлен-
ность к увеличению SiOo и уменьшению ТЮг;
думается, что породы «Аполлона-! 1» могли быть
переплавленным кумулятивным материалом, и
этим можно объяснить некоторые пх аномаль-
ные характеристики. Имеются указания па то,
что первичный материал в этой схеме диффе-
ренциации имел хондритовые соотношения
Sr/Eu и Sm/Eu.
Данные для плагиоклаза, выделенного из ба-
зальта «Аполлопа-11», бедного рассеянными
элементами, нанесены на рис. 3. Точки других
породообразующих фаз смещены в противопо-
ложном направлении. Фосфатный контроль над
Sr/Eu
/50
/30
//О
90
70
50
* Xund/jurnb/
*J/ (н)
\/6
\
\
\е(н)
т/
х
12038 □ 12070
а 11(8)
*18
12013 —7 12013
светлЬ/й 0 0 ^^'темнЬ/й
J---1_I____। ! j I । I
2 6 10 18 18
Sm/Eu
Р и с. 3. Соотношения Sr'Ей в сопоставлении с Sm/Eu в об-
разцах «Аполлона-! 1» , « Аполлона-12 » , « Аполлона-14 » и
«Лупы-16» [эта работа, а также 6, 7, 11, 12, 14]. Грунты обо-
значены светлыми значками, а изверженные породы — темными
аномалиями не кажется вероятным. Имеются
указания па то, что фракционная кристаллиза-
ция плагиоклаза пли частичное расплавление
полевошпатовых пород были важными факто-
рами в лунной дифференциации. Из рис. 3 мож-
но также получить некоторое представление о
смешении, которое имело место при образовании
лунного грунта. Большое количество крипового
материала, содержащегося в грунте 12070, оче-
видно. Интересно, что если грунт был бы «за-
грязнен» смесью плагиоклаза того типа, который
находится в равновесии с изверженными поро-
дами на месте посадки, точки имели бы тенден-
318
Ж. А. Филпоте, К. К, Шнетцлер, М. Л. Боттино, С. Шуман, X. X. Томас
цию сместиться от 12013 (темного) па графике.
Если идти последовательно от грунта «Луны-16»
к грунтам «Аполлона-11», «Аполлона-12»,
«Аполлона-14» и к образцу 12013 (темному), то
содержания SiO2, К2О и Р2О5 возрастают, в то
время как TiO2 и FeO уменьшаются. Сделан вы-
вод, что грунт «Луны-16» как будто бы не отли-
чается сильно от изверженных пород «Луны-16»,
которые, может быть, стоят ближе всего к не-
дифференцированному лунному веществу из
всех образцов, доставленных к настоящему вре-
мени с Луны.
Литература
1. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 1, 1.
2. LSAPT Communication, dated June 21, 1971.
3. Schnetzler С. C., Thomas II. II., Philpotts J. A. De-
termination of rare-earth elements in rocks and mi-
nerals by mass spectrometric, stable isotope dilution
technique.— Anal. Chem., 1967, 39, 1888.
4. Schnetzler С. C., Thomas II. H., Philpotts J. A. De-
termination of Barium in G-l and W-l by isotope
dilution.— Geochim. Cosmochim. Acta, 1967, 31, 95.
5. Philpotts J. A. Redox estimation from a calculation
of Eu2+ and Eu3+ from concentrations in natural
melts.— Earth Planet. Sci. Letters, 1970, 9, 257.
6. Schnetzler С. C., Philpotts J. A. Alkali, alkaline earth
and rare-earth element concentrations in some Apol-
lo 12 soils, rocks, and separated phases.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 2, 1101.
7. Philpotts J. A., Schnetzler С. C. Apollo tl lunar samp-
les: K, Rb, Sr, Ba and rare-earth concentrations in
some rocks and separated phases.— Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl.
1, 1970, 2, 1471.
8. Allegre С. J., Birck J. L., Loubet M., Provost A. «Age»
Rb87—Sr87 et teneurs en K, Rb, Sr, Ba et Terres Ra-
res du sol de la Mer de la Fecondite (Lune) rappor-
te par la mission sovietique Luna 16.— C. R. Acad.
Sci., 1971, 273, 779.
9. Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 2, 1971.
10. Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmo-
chim. Acta, Suppl. 1, 1970.
11. Schnetzler С. C., Nava D. F. Chemical composition of
Apollo 14 soils 14163 and 14269.— Earth Planet. Sci.
Letters, 1971, 11, 345.
12. Our unpublished Apollo 14 data.
13. Hubbard N. J., Gast P. W. Chemical composition and
origin of non-mare lunar basalts.— Proc. Second Lu-
nar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2,
1971, 2, 999.
14. Schnetzler С. C., Philpotts J. A., Bottino M. L. Li, K,
Rb, Sr, Ba and rare-earth concentrations, and Rb—
Sr age of lunar rock 12013.— Earth Planet. Sci. Let-
ters, 1970, 9, 185.
Отдел планетологии, Лаборатория космической физики,
Годдаровский Центр космических полетов, Гринбелт,
Мэриленд, США
А. П. Виноградов,
В. И. Нефедов,
В. С. Урусов,
Н. M. Жаворонков
РЕНТГЕНОЭЛЕКТРОННОЕ
ИССЛЕДОВАНИЕ
ЛУННОГО РЕГОЛИТА
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
И МОРЯ СПОКОЙСТВИЯ
На спектрометре Вариан IEE-15 получены рент-
гене электро иные спектры 2р-уровней Fe, Ti, Si, Al и
Mg и ls-уровня в лунном реголите из Моря Изоби-
лия («Луна-16») и Моря Спокойствия («Аполлон-11»).
Спектры тех же элементов были сняты приблизитель-
но для 30 породообразующих минералов, океаническо-
го габбро, метеорита-эвкрита и нескольких железных
метеоритов. Анализ результатов по положениям линий
(химическим сдвигам) показал, что все изученные эле-
менты имеют обычные степени окисления, и в их бли-
жайшем окружении находятся атомы кислорода. Пре-
обладающее координационное число А1 равно 4.
В спектре Fe2p реголита, наряду с линией окис-
ных форм Fe (от различных железосодержащих ми-
нералов), имеется максимум, относящийся к металли-
ческому железу и составляющий по интенсивности
10—15°/о от интенсивности окисленного Fe. Анализ и
сравнение спектров Fe2p в реголитах, различных же-
лезных метеоритах и нержавеющих сталях приводит
к следующим выводам: металлическое железо в лунном
реголите находится в высокодисперсном состоянии и
необычно устойчиво по отношению к окислению кис-
лородом земной атмосферы.
Введение. Метод электронной спектроскопии
[1,2] позволяет получить данные остепени
окисления исследуемого элемента в химическом
соединении, его ближайших соседних атомах и
другие характеристики. Полезную информацию
можно получить также при исследовании мине-
ралов [3], поэтому вполне естественно было
применить этот новый метод для исследования
лунного реголита.
Суть рентгеноэлектронного эксперимента за-
ключается в следующем. Рентгеновским кван-
том известной энергии Rv в исследуемом вещест-
ве выбивается электрон с одного из внутренних
атомных уровней. Кинетическая энергия Еиип
выбитого электрона измеряется в спектрометре,
в результате чего можно рассчитать энергию
связи Есп внутреннего электрона в атоме из ра-
венства fi'cB = hv — Екпа — ф, где ф — работа вы-
хода материала спектрометра. Величина Ecii не-
посредственно зависит от различных характе-
ристик химической связи изучаемого соедине-
ния [1, 2]. Для этой величины принято следу-
ющее обозначение: сначала следует символ изу-
чаемого элемента, а далее оптическое обозначе-
ние соответствующего уровня, например 01s,
Fe2p и т. д.
Экспериментальная часть. Исследовались
энергии связи внутренних электронов О, Si, Al,
Mg, Fe, Ti в образцах лунного реголита пз Моря
Изобилия, доставленного автоматической стан-
цией «Луна-16», и из Моря Спокойствия, достав-
ленного космическим кораблем «Аполлон-11»,
в камеи ном метеорите — эвкрите Червоный Ку т
и в океаническом габбро (№ 12/4 из коллекции
Л. В. Дмитриева) \ Исследованы также энер-
гии связи 01s в большинстве минералов, для
которых нами ранее были определены энергии
связи Mg2p, А12/?, Si2p, и энергии связи Fe2p в
железных метеоритах, минералах и образцах
стали. Большинство наиболее интересных спек-
тров Fe2/? показано на рпс. 1—4.
Спектры снимались на спектрометре Varian
IEE-15. Образцы приготовлены втиранием тон-
коизмельченного порошка1 2 в золотую сетку,
одетую па металлический цилиндр, закрытый
органической пленкой, не содержащей кислоро-
да, пли нанесением порошка на линкую органи-
ческую пленку. Для съемки спектров из метал-
лических метеоритов (за исключением Спхотэ-
Алпиского метеорита) готовились опилки.
Спектры Сихотэ-Алинского метеорита, как и
разных марок стали, снимались от цельных об-
разцов, выточенных в виде цилиндра. Все
спектры получены от нескольких независимых
образцов. В частности, из реголита Моря Изо-
билия было приготовлено три, а из реголпта
1 Железистое габбро с тптаномагнетитом. Срединно-
Индийский хребет Индийского океана.
2 Реголит из Моря Изобилия не измельчался, так как
для анализа была взята самая мелкая фракция.
320
J. П. Виноградов, В. И. Нефедов, В. С. Урусов, Н. М. Жаворонков
Моря Спокойствия два независимых образца.
Возбуждение спектра проводилось изучением
А1Ка при режиме нагрузки рентгеновской
трубки 8 кв, 80 ма и вакууме 10“6 торр. Кине-
тическая энергия электронов £кин, поступающих
в анализатор, в большинстве случаев была рав-
на 100 эв, что обеспечивало максимальную ин-
тенсивность спектра. Экспериментальная мето-
дика близка к методике, описанной ранее [31.
Результаты приведены в таблице.
Обсуждение. Спектры лунного реголита из
разных точек лунной поверхности качественно
близки друг другу, хотя в реголите из Моря
Спокойствия содержание Ti (как следует из
спектра и в согласии с табл.) существенно выше.
Спектры Ols, Si2p А12р Mg2p в лунном рего-
Состав лунных реголитов, эвкрита и океанического
габбро (в вес.%)
Компоненты Реголит из Моря Изобилия [41 Реголит из Моря Спокой- ствия [4] Эвкрит океаническое
Червоныи Кут 15] габбро
SiO2 41,7 43 48,8 26,4
А12О3 15,3 13 13,4 11,9
Fe2O3 — — — 14,1
FeO 16,8 16 18,7 17,5
СаО 12,2 12 11,5 4,9
MgO 8,7 8 7,0 10,3
TiO2 3,4 7 0,7 7,9
Na2O 0,37 0,5 0,5 0,6
к26 0,10 0,12 0,12 0,9
S 0,19 — — —
Ni 0,01 0,007 Не обн. —
лите весьма близки к соответствующим спект-
рам каменного метеорита пз Червоного Кута и
океанического базальта, а также к спектрам ря-
да земных минералов [3]. Из этого следует, в
частности, что элементы Mg, Al, Si имеют в ре-
голите обычную степень окисления, а ближай-
шими соседями этих атомов являются атомы
кислорода.
Сдвиги линий А12/? и Si2/? позволяют сде-
лать некоторые качественные выводы о минера-
логическом составе реголита. Так как сдвиг ли-
нии А12р в реголите равен 2,3 эв (относительно
металлического алюминия), то на основании ре-
зультатов работы [3] можно прийти к выводу,
что в большинстве минералов, образующих ре-
голит, координационное число атома алюминия
равно 4.
Сдвиг линии SI2/? (относительно элементар-
ного кремния) равен 3,4 эв. Если учесть [3],
что сдвиг этой линии в силикатах изменяется от
4,0 эв в SiC>2 до 3,0 эв в нефелине NaAlSiCh, то
отсюда следует, что в реголите практически от-
сутствуют крайние кислые и щелочные мине-
ральные компоненты. Полученные значения
сдвигов хорошо согласуются с данными других
методов [4], что основными минералами в рего-
лите являются плагиоклаз, пироксен, оливин, в
которых сдвиги линий А12р и Si2/? близки к
сдвигам этих линий в реголите [3].
Наибольший интерес представляет сравне-
ние спектров Fe2p в лунных и земных образ-
цах. Всего было получено 3 независимых Fe2p-
спектра от двух образцов реголита из Моря
Спокойствия и 7 независимых Ее2р-спект-
ров от 3 образцов реголита из Моря Изобилия.
Во всех спектрах реголита наряду с окис-
ленным железом наблюдались линии металличе-
ского железа (см. рис. 1, 2, где приведены неко-
торые спектры). Это линии отсутствуют в спект-
рах каменного метеорита, океанического габбро
(см. рис. 1, 2) и в кислородсодержащих земных
минералах (рис. 3).
В пирите FeS2 и пирротине Fet-xS наблюда-
ется линия Fe2p от FeS2. В Fei_xS она обязана,
вероятно, наличию FeS2 в поверхностном слое,
так как в стехиометрическом FeS, троилите (как
в синтетическом, так и в извлеченном пз мате-
риала Сихотэ-Алннского метеорита), этот макси-
мум отсутствует (см. рпс. 3). Эта линия по свое-
му положению близка к линии металлического
железа (см. рпс. 3). Однако дополнительный
максимум в лунных образцах связан именно с
металлическим железом, а не с FeS2. Действи-
тельно, содержание серы в лунном реголите ма-
ло (десятые доли процента, см. таблицу). FeS2
п FeS также не обнаружены с помощью других
методов [4]. Не отмечалось также существен-
ное увеличение интенсивности 82р-линии. Сле-
довательно, наблюдаемый максимум соответст-
вует, по-видимому, металлическому железу.
Наличие металлического Fe в лунном реголи-
те подтверждается и другими методами [4].
Рентгеноэлектронные спектры позволяют выя-
вить некоторые не совсем обычные свойства это-
го железа. Согласно [4], на основании данных
мессбауэровских спектров реголита следует, что
содержание металлического железа составляет
приблизительно 2—5% от всего железа. В то
же время из спектров (см. рис. 1, 2) следует,
что интенсивность линии от металлического Fe
составляет не мепее 10% от окисленного Fe.
Необходимо учитывать, что рентгеноэлектрон-
ные спектры получаются только с поверхност-
ного слоя (глубиной до 100 А) образца, поэтому
относительная поверхность атомов железа —
металла составляет около 10% от поверхности
Рентгеноэлектронное исследование лунного реголита из Моря Изобилия и Моря Спокойствия
321
окисленного железа, хотя весовое содержание
его заметно меньше. Нужно к тому же учесть,
что какая-то доля поверхности металлических
частиц все-таки окислена. Из этого следует,
что металлическое железо находится в мелко-
дисперсном состоянии (по сравнению с други-
ми железосодержащими минералами).
Другое необычное свойство лунного железа
заключается в его устойчивости относительно
кислорода земной атмосферы. Если, например,
исследовать линию Fe2/? в нержавеющей стали,
то окажется, что поверхностный слой полностью
окислен: в нем отсутствует металлическое же-
лезо и в спектре наблюдается только линия
окисленного железа (кривая 8 на рис. 4). Толь-
ко после тщательной зачистки образца из не-
ржавеющей стали в спектре появляется линия
металлического железа (кривая 6 на рис. 4);
время воздействия кислорода воздуха на обра-
зец несколько минут. После 24 час пребывания
образца на воздухе интенсивность максимума
металлического железа резко уменьшается
Р п с. 1. Ге2р*лпнш1
1,2 — реголит из Моря Спокойствия; 3—6 — реголит из
Моря Изобилия; 7 — океаническое габбро; 8 — эвкрит Черво-
вый Кут
Рис. 2. Ге2р-линии (большой спектральный участок)
: — реголит из Моря Изобилия; 2 — океаническое габбро;
: — 'вкрит Червоный Кут
Рис. 3. Fc2P-.THHiin
: _ реголит из Моря Изобилия; 2 — пирит FcS2; 3— пирротин
4 — троилит FeS; 5 — ильменит FeTiO3; 6 — оливин
Me, Fe)2SiO4; 7 — биотит К (MgFe)3 [AlSiOj (ОН)2; 8 — гема-
тит 1с2О3; 9 — магнетит Fc3O<
Рис. 4. Ге2Р-линии
; _ реголит из Моря Изобилия; 2 — камасит, метеорит Санта
Катарина; 3 — тэнит, метеорит Гресск; 4 — камасит, метеорит
ихотэ-Алинь (защищен на воздухе); 5 — камасит, метеорит
ихотэ-Алинь, после двух дней пребывания на воздухе; 6 —
: ржавеющая сталь (зачищена на воздухе); 7 — нержавеющая
:таль, после 24 час пребывания на воздухе; 8 — нержавею-
щая сталь, после трех недель пребывания на воздухе
(кривая 7 на рис. 4), а через три недели прак-
тически исчезает (кривая 8 на рис. 4). Анало-
гично ведет себя также обычное углеродистое
железо (спектры не приводятся).
Были исследованы также Ее2р-спектры не-
скольких железных метеоритов (см. рис. 4).
В свежеприготовленных опилках камасита мете-
орита Гресск (5,8% Ni) и тэнита метеорита
Санта Катарина (32% Ni), свежезачпщенном
камасите (6% Ni) из Сихотэ-Ачинского мете-
орита наблюдается линия металлического же-
леза. Интенсивность этой линии в Спхотэ-
Алинском метеорите после двух дней пребы-
вания образца на воздухе резко уменьшилась
(кривые 4 и 5 на рис. 4), однако даже после
трех недель пребывания на воздухе никакого
заметного дальнейшего уменьшения ее интен-
сивности не наблюдалось.
Для тэнита Санта Катарина получены ана-
1 Лунный груш
322
А. П, Виноградов, В. И. Нефедов, В. С. Урусов, Н. М. Жаворонков
логичные результаты: относительная интенсив-
ность максимума металлического Fe после
10 дней пребывания образца на воздухе прак-
тически не изменилась. Оба эти факта свиде-
тельствуют о том, что метеоритное железо срав-
нительно устойчиво к окислению кислородом
атмосферы (хотя поверхность образцов была
далеко не идеальной).
Исследованные образцы реголита пз Моря
Изобилия в течение примерно полугода находи-
лись в земной атмосфере. Тем нс менее соотно-
шение максимумов интенсивности металличес-
кого и окисленного железа в лунных образцах
такое же, как и в образцах, состоящих практи-
чески из одного железа (см. рис. 4), хотя метал-
лическое железо в реголите составляет ничтож-
ную часть окисленного. Можно показать, что
эти факты совместимы лишь в том случае, если
лунное металлическое железо особо устойчиво
к окислению кислородом земной атмосферы.
В самом деле, если предположить, что лун-
ное металлическое железо заметно окисляется,
то наблюдаемое соотношение интенсивностей
максимумов окисленного и металлического же-
леза при ничтожной относительной весовой до-
ле металлического железа возможно лишь в том
случае, если степень дисперсности металличес-
кого железа в реголите столь велика, что по-
верхность металлического железа заметно боль-
ше поверхности окисленного железа. Однако в
этом случае следовало бы ожидать резкий рост
относительной интенсивности линии Fe2p от
окисных форм железа в лунных образцах, на-
пример, относительно линии Si2p, по сравнению
с каменным метеоритом или океаническим габ-
бро, а это не наблюдается экспериментально. Та-
ким образом, степень поверхностного окисле-
ния лунного металлического железа должна
быть невелика.
Литература
1. Siegbahn К. et al. Electron spectroscopy for chemical
analysis.— Nova Acta reg. Soc. Sci. Uppsaliensis, ser.
IV, 1967, 20.
2. Зигбан К. и др. Электронная спектроскопия. Изд-во
«Мир», 1971.
3. Siegbahn К. et al. ESCA applied to the free molecules.
North-Holland, Amsterdam, 1969.
4. Нефедов В. И., Урусов В. С., Кахана М. М. Рентгено-
электронное исследование химической связи в ми-
нералах Na, Mg, Al и Si.— Геохимия, 1972, № 1, И.
5. Виноградов А. П. Предварительные данные о луну
ном грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16» — Геохимия, 1971, № 3.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР
Ордена Ленина Институт общей и неорганический химии
им. Н. С. Куриакова АН СССР, Москва
Высокая устойчивость лунного железа по
отношению к кислороду атмосферы обеспечива-
ется, по-видимому, тонкой прочной окисной
пленкой, образовавшейся на поверхности ме-
таллических частиц. Образование тонкой и
прочной пленки возможно лишь в случае отсут-
ствия каких-либо поверхностных дефектов. Об-
разованию достаточно тонкой пленки может
также способствовать наличие металлического
никеля в железе, как это, например, имеет ме-
сто для метеоритов. Проведенные нами исследо-
вания содержания Ni в реголите показали, что
они ниже чувствительности метода. По-видимо-
му, можно сделать вывод, что содержание Ni в
металлическом Fe невелико (так как высокая
дисперсность металлической фазы позволяла
ожидать относительного повышения интенсив-
ности линии Ni). Вывод согласуется с мессбауэ-
ровскими исследованиями железа в реголите [5].
Итак, наши исследования показали присут-
ствие в реголите очень мелкодисперсной и устой-
чивой против коррозии фракции металлического
железа, сконцентрированной, по-видимому, па
поверхности частиц реголпта (см. также [8]).
Для выяснения происхождения металлического
железа этого типа нами проводится экспери-
ментальное моделирование конденсации мелко-
дисперсного Fe с различными легирующими
присадками и в условиях высокого вакуума, в
бескислородной среде, с всесторонним изучени-
ем свойств такого Fe [9].
Авторы благодарят Е. Л. Кринова и
Л. Г. Квашу (Комитет по метеоритам АН СССР)
за предоставление образцов метеоритов, а
Л. В. Дмитриева за пробу океанического габбро.
Пользуемся случаем выразить нашу призна-
тельность Л. М. Митину за помощь в проведе-
нии эксперимента.
6. Чирвинский П. Н., Соколова Л. И. Петрографическая
и химическая характеристика эвкрита Червоный
Кут падения 23 июня 1939 года.— Метеоритика, 194(5,
вып. 3.
7. Maykuth D. J. Product Engineering, 1953, 24 (11).
188.
8. Маров II. II., Дубров К). Н., Ермаков А. II. Элек-
тронный парамагнитный резонанс некоторых образ
цов лунной породы.— Наст, сборник, стр. 323.
9. Виноградов А. П., Нефедов В. II., Урусов В. С., Жа-
воронков Н. М. Рентгеноэлектронные исследования
металлического железа в лунном реголите.- Докл.
АН СССР, 1972, 207, № 2, 433.
И. Н. Маров,
Ю. Н. Дубров,
А. Н. Ермаков
ЭЛЕКТРОННЫЙ
ПАРАМАГНИТНЫЙ
РЕЗОНАНС
НЕКОТОРЫХ ОБРАЗЦОВ
ЛУННОЙ ПОРОДЫ
В настоящем сообщении приведены результаты
исследования образцов лунной породы из пробы, до-
ставленной автоматической станцией «Луна-16», мето-
дом электронного парамагнитного резонанса (ЭПР).
Метод ЭПР позволяет с высокой чувствительностью
обнаруживать парамагнитные центры и исследовать
их природу. Исследован ЭПР реголита (мелкодис-
персный материал) и пяти частиц из него размером
б.З мм, состоящих преимущественно из оливина.
Методика эксперимента. Спектры ЭПР полу-
чены на спектрометре V-4502-15A на часто-
тах 9000 п 35 000 Мгц (X- и (2-диапазоны).
При работе на (^-диапазоне использован микро-
волновой мост V-4561. Напряженность магнит-
ного поля изменялась в пределах 0—19 000 гс.
Ее величину определяли ядерным измерителем
IIМИ-2 с частотомером 43-4. Частоту СВЧ из-
меряли гетеродинным частотомером 44-5 па
Х-диапазоне и резонаторным волномером,
встроенным в мост V-4561 на (^-диапазоне. Ре-
зультаты измерения частот контролировали по
величине g-фактора дифенилпикрилгидразпла
(ДФПГ). Спектры ЭПР (2-диапазона были по-
лучены при комнатной температуре, а спектры
Х-диапазона регистрировались при температу-
рах образца ( — 180) —(+40°) С, которые уста-
навливались термостатирующим устройством
V-4257.
Образец реголита (проба 9-1д из средней ча-
сти лунного грунта) исследовали в атмосфере
азота, а затем воздуха, а отдельных частиц по-
роды — в атмосфере воздуха. Образцы помеща-
ли в кварцевые ампулы.
Интенсивность линий ЭПР измеряли отно-
сительно стандартного образца «Pilch» и изве-
стных навесок соли Fe2(SO-.).v 9Н2О и синте-
тического магнетита Fe3O4. В одну «половину»
двойного резонатора V-4352 помещали образцы
и стандарты, а в другую — образец ДФПГ, по
интенсивности сигнала которого учитывали из-
менение добротности резонатора образцом. Уро-
вень СВЧ мощности обеспечивал отсутствие на-
сыщения для всех сигналов. Интенсивность ли-
ний вычисляли как произведение квадрата ши-
рины линии ЭПР между точками максимально-
го наклона (ДЯ) на амплитуду сигнала ЭПР
(А). Интенсивность линий использована для
оценки количества металлического ферромагнит-
ного железа путем сравнения интенсивности
его линии и линий ЭПР парамагнетиков. При
этом приходится пренебрегать эффектами, веро-
ятно, более существенными, чем определение ин-
тенсивности линий указанным способом.
Результаты. Сигналы ЭПР на X- и (2-диапа-
зонах состоят в основном из одной асимметрич-
ной широкой линии I (рис. 1, 2). Эффективная
величина g-фактора (g*), измеренная по точке
пересечения первой производной сигнала ЭПР
с нулевой линией спектра, близка к чисто спи-
новому значению g-фактора. При комнатной
температуре g* = 2,12 ± 0,3 и 2,09 ± 0,01 для
X- и ф-диапазонов соответственно. Ширина ли-
нии ДЯ практически не зависит от частоты, так:
ДЯ = 820 ± 80 и 770 =Е 80 гс для X- и (2-диапа-
зонов при комнатной температуре. Зависимость
параметров сигнала I от температуры прпведе-
Зависимость эффективного g * -фактора и ширины линии
сигнала ЭПР реголита от температуры на X-диапазоне
Температура, °C ДН, гс g *
40 800 2,12
20 820 2,12
-30 880 2,12
-80 930 2.14
— 130 960 2,15
-180 1030 2,16
* Погрешность измерения ±80 ±0,03
21*
324
И. Н. Маров, Ю. Н. Дубров, А. Н. Ермаков
на в таблице. Интенсивность сигнала, условно
измеренная в числе парамагнитных частиц со
спином S = V2 и g = 2 по стандарту «Strong
Pitch» с числом неспаренных спппов 3 • 1015,
дает величину порядка 1023 спинов/г. Интенсив-
ность, выраженная в числе атомов железа пара-
магнитной соли Ее2(НО4)з • 9Н2О и ферромаг-
нитного соединения Fe3O4, составляет соответ-
ственно 1023 и 1021 атомов!г.
На ^-диапазоне удается наблюдать и другой,
существенно менее интенсивный сигнал ЭПР:
линию II (см. рис. 2) с g ~ 4,16 и шириной
ДЯ ~ 700 гс.
Спектры ЭПР отдельных частиц лунной по-
роды в основном аналогичны сигналу I (рис. 3).
Интенсивность сигнала на единицу веса для ча-
стиц примерно па два порядка меньше, чем в объяснением большой интенсивности сигнала
Рис. 1. Спектры ЭПР реголита Х-диапазона
Р и с. 2. Спектры ЭПР реголпта на Q-дпапазоне при 20° С
Р п с. 3. Характерный спектр ЭПР частиц оливина на X-ди-
апазоне при 20° С
Р п с. 4. Зависимость интенсивности ЭПР частицы оливина
от времени обработки поверхности частицы соляной кислотой
Л — амплитуда линии ЭПР в произвольных единицах
в несколько раз. Пребывание на воздухе в те-
чение нескольких месяцев в пределах погреш-
ности эксперимента не приводит к изменению
интенсивности сигналов частиц и реголита. Об-
работка поверхности частиц спиртом также не
уменьшает интенсивности сигналов ЭПР. При
достаточно длительной (более 30 мин) обработ-
ке поверхности частиц соляной кислотой с кон-
центрацией ~7 молъ!л сигналы ЭПР уменьша-
ются на 70—80% от их исходной величины. За-
висимость интенсивности сигнала от времени
обработки частиц кислотой показана на рис. 4.
Обсуждение. Сигнал 1 не может быть интер-
претирован как сигнал ЭПР от какого-либо ти-
па парамагнитных частиц, так как он обладает
чрезмерно большой интенсивностью. Например,
чтобы обеспечить сигнал I в реголите попа-
ми Fe3+ (наиболее вероятная парамагнитная
примесь, учитывая количество железа в образ-
цах и тот факт, что ЭПР ионов Fe2+ не иаблю-
дается в использованном диапазоне темпера-
тур [1])» необходимо количество железа при-
мерно на порядок больше количества вещества в
исследованных образцах. Единственно разумным
пли нескомпенсированным антиферромагнети-
кам (ферримагнетикам). В ферромагнетиках
интенсивность сигнала на 3 (или несколько бо-
лее) порядка выше, чем в парамагнетиках при
комнатной температуре [2]. С учетом этого для
объяснения сигнала I в реголите достаточно
примеси 0,1 — 1% мелкодисперсного металли-
ческого железа. Эта оценка количества железа
согласуется с результатами исследования про-
бы, доставленной «Луной-16», методом месс-
бауэровской спектроскопии [3] и данными по
содержанию железа в других образцах вещест-
ва Лупы [4—6]. Следует подчеркнуть, что сиг-
нал I не может быть отнесен к другой наиболее
вероятной сильно магнитной примеси, ферри-
магнитному Fe3Oi. Из сопоставления интенсив-
ностей сигналов I в реголите и синтетическом
Электронный парамагнитный резонанс некоторых образцов лунной породы
325
магнетите следует, что необходимо предпола-
гать 10% примеси магнетита в реголите, что
противоречит данным других методов [3, 6].
Сигналы ЭПР тппа I наблюдались в образ-
цах «Аполлона-11» [7,8]. Наши результаты
подтверждают точку зрения авторов работы [7],
которые отпеслп этот спгпал к металлическо-
му железу и отвергают отнесение его к
попам Fe3+ [8]. В [7] отнесение сигнала про-
ведено на основании расчета формы линии
спектра ЭПР (точнее, ферромагнитного резо-
нанса), в настоящей работе такое же отнесение
сделано на основании исследования интенсив-
ности сигнала. Таким образом, различные под-
ходы приводят к одинаковому выводу, что уве-
личивает его надежность.
По-видимому, сигналы отдельных частиц
также обусловлены металлическим железом.
Это, в частности, подтверждается уменьшением
сигнала при обработке частиц кислотой. Ин-
тересно, что большая часть железа расположена
па поверхности частиц, так как спгпал умень-
шается без заметного уменьшения размеров
частиц. Вероятно, железо распределено по по-
верхности в виде тонких пленок. В пользу этого
предположения свидетельствует линейная за-
висимость уменьшения интенсивности сигна-
ла ЭПР от времени обработки кислотой поверх-
ности частиц в начальный период (рпс. 4).
Вели бы железо располагалось в виде крупиц,
то линейной должна была быть зависимость ку-
бического корня из интенсивности сигнала.
Природа сигнала ЭПР с g-фактором, близ-
ким к 4, не вполне ясна. Возможно, что он
обусловлен иопамп Fe3+, однако этот вопрос
требует дополнительного изучения, которое
крайне осложняется наличием широкой и ин-
тенсивной липин I в реголите.
Выводы. 1. Установлено, что интенсив-
ный спгпал ЭПР с g 2^ 2 обусловлен мелкодис-
персным металлическим железом, количество
которого в реголите составляет примерно 0,1 —
1% по весу, а для отдельных частиц оливина —
па 2 порядка меньше.
2. Показано, что железо расположено на по-
верхности частиц оливина и, вероятно, в виде
топких пленок.
3. Обнаружен спгпал ЭПР с g ~ 4 па (?-диа-
пазопе. Природа сигнала неясна, но, вероятно,
PH обусловлен парамагнитными ионами.
Авторы признательны Л. С. Тарасову и
А. В. Иванову за обсуждение и ценную инфор-
мацию и С. В. Козеренко за предоставление об-
разца синтетического магнетита.
Литература
1. Лоу В. Парамагнитный резонанс в твердых телах.
ИЛ, 1962.
2. Вонсовский С. В. Магнетизм. Изд-во «Наука», 1971.
3. Малышева Т. В., Кураш В. В. Мессбауэровская спек-
троскопия лунпых образцов, доставленных автома-
тической станцией «Луна-16».— Геохимия. 1973, № 1.
4. Doell R. R., Gramme С. S., Thorpe A. N., Senftle F. Е.
Magnetic studies of Apollo 11 samples.—Proc. Apollo
11 Lunar Sci. Conf., 1970, 3.
5. Greenwood N. N., Howe A. T. Mossbauer studies of
Apollo 11 Lunar samples.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf, 1970, 3.
6. Herzenberg C. L., Riley D. L. Analysis of first retur-
ned Lunar samples by Mossbauer spectrometry.—Proc.
Apollo It Lunar Sci. Conf, 1970, 3, 2221.
7. Manalt S. L., Elleman D. D., Vaughan R. W., Chan S. /,
Tsay F. D., Huntress Y. T„ Jr. Magnetic resonan-
ce studies of lunar samples.—Science, 1969, 167,
709.
8. Geake J. E., Dollfus A., larlick G. F., Lamb W., Wal-
ker G., Steigman G. A., Titalaer C. Luminiscence, ele-
ctron paramagnetic resonance and optical properties
materials from Apollo 11.— Proc. Apollo 11 Lunar
Sci. Conf, 1970, 3, 2127.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
Т. В. Малышева
ИССЛЕДОВАНИЕ
ЛУННОГО РЕГОЛИТА,
ДОСТАВЛЕННОГО
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»,
МЕТОДОМ
МЕССБАУЭРОВСКОЙ
СПЕКТРОСКОПИИ
Методом мессбауэровской спектроскопии на ядре
Fe51 измерены образцы общих фракций лунного рего-
лита из поверхностного слоя А и глубинного слоя В.
Обнаружены металлическое железо, ильменит, оливин,
пироксен (в основном авгит) и стекла. Распределение
железа по минеральным фазам свидетельствует о том,
что реголит «Луны-16» отличается от реголита «Апол-
лона-11» меньшим количеством ильменита и большим
количеством оливина и от реголита «Аполлона-12» не-
сколько большим количеством оливина. Не обнаружено
заметного количества железа в трехвалентном со-
стоянии.
Лунный грунт, доставленный автоматиче-
ской станцией «Луна-16», представлял собой
колонку длиной 35 см, заполненную в основном
порошкообразным веществом черно-бурого цве-
та, так называемым реголитом [1]. Железосо-
держащие минералы дают характерные месс-
бауэровские спектры, что позволяет идентифи-
цировать отдельные минералы в общей пробе
реголита без какого-либо предварительного
разделения. При помощи мессбауэровской
спектроскопии измерялись общие фракции ре-
голита из различных слоев колонки, а также
пробы, различающиеся по размерам зереп. Из
поверхностного слоя 3 исследовались общая
проба 3-1 и проба З-За с размером зерен 0,2 —
0,4 мм. Из глубинных слоев колонки измерены
общая проба 8-2 и пробы 9-4а, 9-5а, 9-6а и 9-1 р
с размером зерен 0,200—0,450; 0,127—0,200;
0,083—0,127 и 0,083 мм соответственно. Из-
мерение проводилось на временном мессбауэ-
ровском спектрометре, работающем в режиме
постоянных ускорений, в сочетании с 512-ка-
нальным анализатором импульсов типа LP 4050.
Источником служил Со57 в матрице палладия;
активность 10 мкюри. Лунное вещество в коли-
честве 100—200 мг помещалось в кварцевую
кювету 022 мм и измерялось в течение
^40 час для обеспечения набора 106 импульсов в
каждый канал анализатора. Результаты изме-
рений обрабатывались методом наименьших
квадратов на электронно-вычислительных ма-
шинах БЭСМ-Зм и БЭСМ-4.
На рис. 1 приведены мессбауэровские спект-
ры обр. 8-2, измеренные при комнатной темпе-
ратуре при различных скоростях движения
источника относительно поглотителя. На рис. 2
изображены спектры поглощения пробы 3-1, из-
меренные при комнатной температуре и при
температуре жидкого азота. Спектр обр. З-За
аналогичен спектру обр. 3-1.
Пики 1 и Г идентифицированы как квадру-
польный дублет, образованный при резонанс-
пом поглощении мессбауэровского излучения в
оливине. В табл. 1 приведено сравнение хими-
ческих сдвигов, квадрупольных расщеплений и
ширины линий Г оливинов лунных образцов с
земными и метеоритными оливинами. Из таб-
лицы видно, что величины б совпадают со значе-
ниями их для земных и метеоритных
оливинов, а А ближе к полученным для оливинов
с большой величиной / = FeO/(FeO + MgO) %,
что свидетельствует о высокой железистости
лунных оливинов [2] (/ = 50—80%). Несколь-
ко мепыпая железистость 25% обнаружена в
общей фракции поверхностного слоя (проба
3-1). Отчетливо проявляется тенденция к увели-
чению железистости оливина по мере уменьше-
ния размера зереп. Это может быть связано с
увеличением железистости оливина к середине
оливпнового кристалла (нормальная зональ-
ность оливина) или с тем, что более желези-
стый оливин сильнее подвержен эрозии. Мень-
шая ширина линий квадрупольных дублетов
свидетельствует о быстром охлаждении лунных
оливинов после кристаллизации.
Липпи поглощения 2 и 2' отнесены к пирок-
сеновой составляющей реголита. В табл. 2 при-
ведены параметры мессбауэровских спектров
пироксенов метеоритных и земных образцов.
Исследование лунного реголита методом мессбауэровской спектроскопии
327
Результаты измерения двух образцов авгитов и
стекол также внесены в таблицу. Данные хи-
мического анализа образцов авгитов приведены
в табл. 3. В табл. \ приведены параметры месс-
бауэровских спектров лунных образцов. Из
сравнения табл. 2 и 4 видно, что параметры месс-
бауэровских спектров лунных пироксенов луч-
Р и с. 1. Мессбауэровские спектры обр. 8-2
а — измеренные при большей скорости движения источника
относительно поглотителя; б — при меньшей скорости движе-
ния (комнатная температура); пики поглощения: / и /'— оливи-
на; 2 и 2' — пироксена; J и 3' —ильменита; </, Г 1" — метал-
лического железа
ше всего совпадают с результатами, получен-
ными для авгитов и для стекол. Несколько боль-
шая величина 6, чем у стекол, может быть
следствием обеднения щелочами. Линии квад-
рупольного расщепления значительно уширены.
Результаты попытки разложения их на состав-
ляющие, соответствующие двум неэквивалент-
ным позициям MI и МП в решетке пироксенов,
приведены в табл. 5 и на рис. 3. Из приведен-
ных результатов видно, что разделение на сос-
тавляющие не приводит к достаточно удовлет-
ворительным результатам. По-видимому, от- •
связано с присутствием в реголите большиги
количества стекол.
328
Т. В. Малышева
Таблица 1. Параметры мессбауэровских спектров оливинов (комнатная температура)
Образец f Химический сдвиг б, мм/сек Квадруполь- НПР Литера- тура
расщепление Д, мм/сек Ширина линии, левый пик и Г, мм/сек правый пик
Земные образцы 7 1,28±0,002 3,02±0,02 0,58±0,02 0,58±0,03 13]
12,5 1,26 3,02 — 0,39 — [4]
46,6 1,25 2,93 — 0,40 — [4]
50 1,28±0,02 2,94±0,02 0,57±0,03 — 0,57±0,03 [3]
60,9 1,27 2,90 — 0,40 — [4]
96,1 1,27 2,90 — 0,41 [41
Метеорит Палласово железо Лунный реголит 10 1,30±0,02 3,04±0,02 0,28±0,02 — 0,40+0.02 [3]
8-2 — 1,28±0,03 2,91±0,02 0,33+0,02 — 0,37±0,02 —
3-1 — 1,30±0,02 2,99±0,02 0,32±0,02 — 0,33±0,02 —
З-За (0,2—0,4 мм) — 1,26±0,02 2,90±0,02 0,29±0,02 — 0,42±0,03 —
9-4а (0,200—0,450 .и. и) — 1,27±0,02 2,94±0,01 0,31±0,01 — 0,42±0,01 —
9-5а (0,127—0,200 мм) — 1,26±0,02 2,92±0,01 0,36±0,01 — 0,42±0,01 —
9-6а (0,083—0,127 лиг) — 1,26±0,02 2,90±0,02 0,30±0,01 — 0,40+0,01 —
9-1 р (—0,083 мм) — 1,28±0,02 2,88±0,02 0,26±0,01 — 0,39±0,01 —
Таблица 2. Параметры мессбауэровских спектров пироксенов (комнатная температура)
Образец б, мм /сек Д, мм/сек Г, мм/сек Литера- тура
Ml М2
Ml М2 Ml М2
Ромбические пироксены 1,22-1,25 1,24-1,27 2,35-2,44 1,98-2,13 0,35-0,49 0,34—0,42 [4]
Диогенит Дхонстон 1,28±0,04 1,28±0,04 2,31±0,05 2,10±0,04 0,35±0,03 0,33+0,03 15]
Говардит Юртук 1,27±0,04 1,30±0,02 2,62+0,03 2,15±0,01 0,35±0,01 0,34±0,01 [51
Эвкрит Стоннарж 1,28±0,02 1,27±0,02 2,55±0,03 2,05±0,01 0,33±0,02 0,34±0,02 [51
Авгит 11638 1,20±0,03 1,21±0,01 2,58±0,03 2,02±0,01 0,46±0,03 0,40±0,03 - -
Авгит Дх379 1,22±0,02 1,20±0,02 2,68+0,03 2,13+0,02 0,46±0,03 0,40+0,03 —
Щелочножелезо-силикатные 1, 18 2, И 0,40 [6]
стекла 1,12+0,05 2,00±0,10 — [7]
Таблица 3. Результаты химического анализа
авгитов * (в вес. %)
Компо- нент 11638 Дх379 Компо- нент 11638 Дх379
SiO2 49,51 47,82 МпО 0,14 0,16
тю2 1,85 0,71 MgO 14,88 13,12
А12О3 4,40 6,28 СаО 22,24 22,59
Fe2O3 3,43 4,70 Na2O 0,74 0,80
FeO 3,20 3,07 К2О 0,09 0,32
* Отношение FeO/FeaO3 занижено по сравнению с результатами
мессбауэровских измерений.
В табл. С) приведены параметры мессбауэ-
ровских спектров для квадрупольного дублета
с линиями поглощения 3 и 3', принадлежащие
ильмениту. Они находятся в хорошем согласии
с данными работы [8] по измерению земных
ильменитов. Однако правые пики квадруполь-
ных дублетов лунных ильменитов несколько
шире и интенсивнее левых, что может свиде-
тельствовать о присутствии каких-либо неиден-
Р и с. 2. Мессбауэровские спектры обр. 3-1
а — измеренный при комнатной температуре; б — измеренный
при температуре жидкого азота. Обозначения те же, что и на
рис. 1
Рис. 3. Мессбауэровский спектр обр. 8-2
Исследование лунного реголита методом мессбаг/эровской спектроскопии
329
330
Т. В. Малышева
Т а б л п ц а 4. Параметры мессбауэровских спектров пироксеновой составляющей лунного реголита
Г, мм /сек
Образец Размер зерен, мм 6, мм/сек А, мм/сек левый пик низкоскоростной правый пик высокоскоростной
3-1 Общая проба 1,27±0,01 2,10±0,01 0,61±0,01 0,74+0,02
З-За 0,2-0,4 1,22±0,01 2,02±0,01 0,61±0,02 0,64±0,04
8-2 Общая проба 1,23±0,02 2,02±0,01 О,56±О,О2 0,68+0,03
9-4а 0,200-0,450 1,21±0,03 2,06+0,04 0,61±0,01 0,83±0,01
9-5а 0,127-0,200 1,24±0,01 2,05±0,01 0,61±0,01 0,82+0,01
9-6а 0,083-0,127 1,24 + 0,01 2,05±0,01 0,59±0,01 0,68±0,01
9-1 р <0,083 1,26±0,02 2,04±0,02 0,62+0,01 0,73±0,01
Таблица 5. Параметры мессбауэровских спектров для позиций MI и МП пироксеновой составляющей
лунного реголита
д, мм/сек А, . мм/сек г, мм/сек
Обра- зец Размер зерен, мм I II I II I левый правый II левый правый
З-t Общая проба 1,25±0,07 1,24±0,02 2,52±0,07 1,92+0,02 0,60±0,04 0,46±0,20 0,41±0,02 0,49±0,03
8-2 Общая проба 1,18±0,02 1,15±0,02 2,31±0,05 1,78+0,05 0,36+0,17 0,52+0,03 0,69+0,03 0,28±0,05
9-4а 0,200-0,450 1,18±0,01 1,16±0,01 2,28±0,01 1,77±0,01 0,35±0,03 0,45±0,01 0,45±0,02 0,45±0,01
9-5а 0,127—0,200 1,20+0,02 1,18±0,02 2,33±0,02 1,85±0,03 0,35±0,05 0,52±0,01 0,58±0,03 0,43±0,04
9-1 р <0,083 1,16±0,01 1,14±0,02 2.24±0,01 1,79±0,02 0,26±0,02 0,52±0,03 0,54+0,01 0,52±0,04
Таблица 6. Параметры мессбауэровских спектров лунных ильменитов
Образец Размер зерен, мм б, мм /сек А, мм/сек Г, мм/сек
левый пик правый пик
8-2 Общая проба 1,22+0,02 0,69±0,02 0,29±0,04 0,31±0,04
З-За 0,2-0,4 1,23±0,02 0,66±0,03 0,21±0,04 0,33±0,04
3-1 Общая проба 1,24+0,02 0,70±0,02 0,24+0,03 0,36±0,03
9-4а 0,200-0,450 1,24±0,02 0,70±0,02 0,22±0,01 0,29±0,01
9-5а 0,127-0,200 1,21±0,01 0,65±0,01 0,22±0,01 0,22±0,01*
9-6а 0,083-0,127 1,21+0,01 0,65±0,01 0,21±0,01 0,21+0,01*
9-1р <0,083 1,20+0,04 0,65±0,01 0,21+0,01 0,21±0,01*
* Рассматривалась при условии Глеп ~ -^прав.
Исследование лунного реголита .методом мессбауэровской спектроскопии
331
тифпцироваиных составляющих в лунном ре-
голите.
Измерение образцов при температуре жид-
кого азота не улучшает разрешение линии дуб-
летов, характерных для различных железосо-
держащих минералов (см. рис. 2, б). Линии
поглощения 4, 4' п 4" идентифицированы как
три пика магнитного расщепления из шести пи-
ков сверхтонкой структуры металлического же-
леза. Соотношение интенсивностей пиков ха-
рактерно для ненамагппчеппого металлического
железа с размером частиц пе менее 15 А [9].
Р и с. 4. Мессбауэровские спектры железных метеоритов Си-
хотэ-Алинь, Чинге и чистого металлического железа
Г и с. 5. Мессбауэровский спектр обр. 9-Ga
.5,5* и-5*—линии поглощения FeS; остальные обозначения
те же, что и на рис. 1
Согласно работе [10], эффективное магнит-
ное поле на ядрах железа в сплаве желе-
зо-никель отличается от //._,фф для чистого
железа. С целью выяснения характера железа
в лунном реголите памп измерены мессбауэров-
ские спектры железных метеоритов Сихотэ-
Алинь и Чинге, содержащих 6 и 16% никеля,
соответственно, по данным химического анали-
за [И], а также спектр чистого металлического
железа. Результаты измерений приведены в
табл. 7 и па рис. 4, из которых видно, что Я:,фф
в метеоритах больше, чем в чистом железе. Ме-
теорит Спхотэ-Алипь представлен практически
целиком камаситом, а метеорит Чинге смесью
камасита и тэнита [11]. Определение количе-
ства никеля по данным мессбауэровской спект-
роскопии в измеренных образцах метеоритов
является качественным благодаря присутствию
332
Т. В. Малышева
Таблица 7. Результаты измерений магнитного сверхтонкого расщепления линий мессбауэровских
спектров образцов железных метеоритов
Образец Левый пик, № канала Правый пик, № канала Отношение эффек- тинных маг. полей пэфф<ме'ГС0Р-) Количество никеля, %
химический анализ мессбауэровские измерения
^эфф (шел.)
Метеорит Чинге 144,0±0,2 408,0±0,3 1,026±0,010 16 8±5
Метеорит Сихотэ-Алинь 147,0±0,2 404,5±0,2 1,036±0,010 6 10±5
Реактивное железо 149,0±0,2 401,1±0,2 1,00 0 0
Обр. 8-2 150,0±1,4 401,5±0,9 1,00±0,01 — 0
Таблица 8. Минеральный состав железосодержащей части реголпта (в % к общей площади мессбауэ-
ровского спектра)
Минерал «Луна-16» «Аполлон-11» [12] «Аполлон-12 >> [13]
3-1 З-За, 0,2—0,4 мм 8-2 9-4а, о,2ио— 0,450 лги 9-5а, 0,127— 0,2ои л mi 9-6а, 0,083- ОД 27 мм 9-1 р, —0,083 лм1 11)084 12051
Ильменит 7,7 6,7 8,0 4,9 4,9 5,8 7,1 19,7 6,8
Пироксен + стекло 69,0 71,5 67,0 79,3 75,8 71,0 71,0 67,6 76,4
Оливин 18,3 16,7 25,1 15,8 16,2 22,6 21,9 4,4 11,6
Железо 4,5 5,1 4,1 4,2 3,3 5,1 3,1 5,8 4,3
Троилит <1 <1 <1 <1 <1 2,8 2,0 1,1 0,9
небольшого количества кобальта (~ 1%). Од-
нако различие в положениях крайних пиков
магнитной сверхтонкой структуры для метеори-
тов и чистого металлического железа отчетливо
видно. На рис. 4 отмечены положения 1 и 6 ли-
ний магнитного сверхтонкого расщепления
для чистого железа (7), метеорита Сихотэ-
Алинь (2) и метеорита Чинге (5). Видно, что в
пределах точности измерений в обр. 8-2 присут-
ствует чистое металлическое железо. Аналогич-
ный результат получен для всех исследованных
образцов.
Мессбауэровские спектры обр. 9-4а (размер
зерен 0,200—0,450 мм) и 9-5а (0,127—0,200 мм)
аналогичны спектрам образцов 8-2 и 3-1. В
спектрах же обр. 9-6а (0,083—0,127 мм) и 9-1р
(—0,083 мм) обнаружены линии магнитного
сверхтонкого расщепления, характерные для
троилита FeS (линии 5, 5' и 5" на рис. 5).
В пределах точности измерений не обнару-
жено присутствия трехвалентного железа. По
площади соответствующих пиков сверхтонкого
расщепления определен минералогический сос-
тав железосодержащей части реголита в пред-
положении, что величины резонансного
поглощения для всех минералов одинаковы
(табл. 8). Для сравнения приведены результаты,
полученные для образцов лунного реголита,
доставленных «Аполлоном-11» [12] и «Аполло-
ном-12» [13].
Из табл. 8 и рисунков видно, что
силикатная составляющая (оливины и ппрок-
сеновые стекла) является преобладающей час-
тью лунного грунта. По количеству ильменита
грунт, доставленный «Луной-16», более похож
на грунт, отобранный «Аполлоном-12». Увеличе-
ние площади квадрупольных дублетов оливинов
по глубине колонки с уменьшением размеров
зерен, вероятно, связано с возрастанием фаялп-
товой составляющей.
Таким образом, мессбауэровская спектроско-
пия на основании распределения железа по ми-
неральным фазам дает возможность характери-
зовать тип магмы в районе отбора лунного
грунта.
В заключение выражаю благодарность всем
сотрудникам лаборатории, принимавшим учас-
тие в измерении образцов, а также Л. М. Сата-
ровой за помощь при обработке спектров на
БЭСМ-4.
Исследование лунного реголита методом мессбауэровской спектроскопии
333
Литература
1. Виноградов Л. И. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической стан-
цией «Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3.
2. Макаров Е. С., Ильин Н. И., Иванов В. И. О составе
и кристаллической структуре минералов реголита
из моря Изобилия. Доклад № К-24 на XIV сессии
КОСПАР, июнь 1971 г. Сиэтл, США.
3. Малышева Т. В., Кураш В. В., Ермаков А. И. Иссле-
дование изоморфного замещения Mg и Fe2+ в оли-
винах методом гамма-резонансной мессбауэровской
спектроскопии.- Геохимия, 1969, № 11, 1405.
4. Bancroft G. М., Maddock A. G., Burns R. G. Applica-
tions of the Mdssbaur effect to silicate mineralo-
gy.—Geochim. Cosmochim. Acta, 1967, 31, 2219.
5. Малышева T. В., Кураш В. В., Лаврухина А, К.,
Акользина Л. Д. Исследование пироксена в метео-
ритах методом мессбауэровской спектроскопии.—
Метеоритика, 1972, вып. 31, 101.
6. Gosselin J. Р., Shimony U., Grodzins L., Cooper A. В-
Mdssbauer studies of iron in sodium trisilicate glas-
ses.— Phys. Chem. Glasses, 1967, 8, N 2, 56.
7. Белюстин А. А., Останевич Ю. Л/., Иисарев-
ский A. M., Томилов С. Б., Бай-Ши У., Чер Л. Эф-
фект Мессбауэра в щелочножелезо-силикатных
стеклах.— Физика твердого тела, 1965, 7в вып. 5,
1447.
8. Gibb Т. С., Greenwood N. N., Twist W. The Mdssbauer
spectra of natural ilmenits.—J. Inorg. Nucl. Chem.,
1969, 31, 947.
9. Cleveland B., Guarnieri C. R., Walker J. C. Magnetic
ordering in very thin iron films.— Bull. Am. Phys.
Soc., 1970, 15, 108.
10. Джонстон К., Риду M., Креншоу Т., Мадсен. И. Поле
сверхтонкого взаимодействия и магнитный момент
атомов железа в ферромагнитых сплавах,- В кн.
«Эффект Мессбауэра». ИЛ, 1962, стр. 367.
11. Заварицкий А. И., Кваша Л. Г. Метеориты СССР.
Изд-во АН СССР, 1952.
12. Gay Р., Bancroft G. М., Bown М. G. Difraction and
Mdssbauer studies of minerals from lunar soils and
rocks.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 1,
481.
13. Bancroft G. M., Bown M. G., Gay P., Muir 1. D., Wil-
liams P. G. L. Mineralogical and petrographic inves-
tigation of some Apollo 12 samples.— Proc. Second
Lunar Sci. Conf., 1971.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
Д. Л. Надь,
Л. Чер,
К. Кулчар
АНАЛИЗ ЛУННОГО ГРУНТА,
СОБРАННОГО
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»,
С ПОМОЩЬЮ ЭФФЕКТА
МЕССБАУЭРА
Образцы лунного грунта «Аполлона-11»
были изучены с помощью эффекта Мессбауэра
многими авторами [1]. Вследствие малого ко-
личества других резонансных изотопов все из-
мерения проведены на ядрах Fe57. Главные ком-
поненты материала: железосодержащие сили-
каты (оливин, пироксен и т. д.), ильменит
(FeTiO.j) и металлическое железо.
Измеренный нами образец лунного грунта
«Луны-16» весил 60 мг; толщина 40 мг/см2. Ис-
точник резонансных гамма-квантов — 25 мкюри
Со57 в Сг. Измерения проводили при комнатной
температуре иа мессбауэровской установке
ЦИФИ постоянного ускорения [2]. Спектр спят
с помощью 1024-канального анализатора
типа NTA 512-В.
Спектр (рисунок) состоит из одной сверх-
тонкой шестерки и трех плохо разрешенных
квадрупольных дублетов. Параметры спектра
получены методом наименьших квадратов [3]
(см. таблицу). Они показывают, что компоненты
ЯГР спектра соответствуют металлическому
железу, ильмениту и позициям Ml и М2 желе-
зосодержащих силикатов [1]. Хотя статистика
спектра была относительно хорошая, квадру-
польное расщепление ильменита нужно было
зафиксировать с величиной 0,71 мм/сек [1],
чтобы избежать корреляций параметров.
Так как относительная величина /2 равна
2,54, вероятно, образец может содержать и
другие компоненты (троилит?).
Результаты во многом сходны с результата-
ми анализа лунного грунта «Аполлона-11». От-
сюда следует вывод, что реголит, покрывающий
Мессбауэровский спектр образца лунного реголпта
лунную поверхность, имеет достаточно однород-
ный состав соединений железа.
Авторы весьма благодарны академику
А. П. Виноградову за предоставление образцов
лунного грунта.
Литература
1. Greenwood N. N., Hower Л. Т. Proc. Apollo 11 Lunar
Sci. Conf., v. 3, p. 2163; Herzenberg C. L., Riley D. L.
Ibid., p. 2221; Housley R. M., Blander M., Abdel-Ga-
wad .1/., Milir .1. H. Ibid., 1970, p. 22.51.
2. Serf E.. Varhalrni L., Kiss E. To be published.
3. Nad у D. L., Kulcsar К. KEK1-71-66.
Компонент Содержание, Сверхтонкое Квадрупольное Химический сдвиг*, атомн.% магнитное поле, кое расщепление, мм/сек мм/сек
Металлическое железо Силикаты (Ml) Силикаты (М2) Ильменит * Относительно источника Cofi7. 4,54 0,5 331,4+1,0 0,021+0,031 0,181+0,015 28,54 0,9 — 2,748+0, 000 1,321+0,002 59,54 1,2 — 1,956±0,005 1,24+0,006 7,5+0,4 — 0,7 (зафиксировано) 1,202+ 0,006 в Сг.
Центральный институт физических исследований АН ВНР,
Будапешт
Ю. И. Беляев,
Т. А. Ковешникова
О СОДЕРЖАНИИ РТУТИ
В РЕГОЛИТЕ
МОРЯ ИЗОБИЛИЯ,
МОРЯ СПОКОЙСТВИЯ
И ОКЕАНА БУРЬ
Описывается прямое определение ртути атомно-
флуоресцентным методом с импульсной термической
атомизацией порошковых проб при испарении ее а
атмосферу аргона при нормальном давлении. Темпе-
ратура атомизации 800—900° С, рабочая линия 11g
263,7 нм, навеска реголита 2 мг. Градуировочная кри-
вая построена по международным эталонам. Предел
обнаружения метода, оцененный по 3(5 критерию, со-
ставляет 8 10~8% для навески породы 5 мг. Относи-
тельное стандартное отклонение на уровне предела
обнаружения равно 0,25; на уровне 1-10~8— 0,1%. За-
мечено возрастание содержания ртути в реголите по-
верхностного слоя с уменьшением размеров зерен и с
изменением глубины с 6 10~8% в поверхностном слое
до 9 10~8% на глубине около 30 см. Показано, что в
условиях, имитирующих лунный день, при темпера-
туре 130—150° С из навески реголита 2 мг испаряется
до 15—20% ртути, в связи с чем высказано предполо-
жение об адсорбции ртути поверхностными слоями
лунного грунта во время лунной ночи и десорбции ее
в течение лунного дня. Высказано предположение о
существовании меридионального «ртутного ветра»
между подсолнечной областью Луны (нагреватель) и
полярными областями (холодильник).
Задача определения в реголите такого легко-
летучего элемента, как ртуть, представляет зна-
чительный интерес. Результаты определения
содержания ртути позволяют в той пли иной
мере проследить термическую историю проб
реголита.
Для определения ртути в реголите, достав-
ленном станцией «Лупа-16» и экспедициями
«Аполлон-11» и «Аполлон-12», мы разработали
чувствительный атомно-флуоресцентный метод
с импульсной термической атомизацией при
испарении ртути в атмосферу аргопа при нор-
мальном давлении из малых навесок проб в виде
порошков [1, 2]. Атмосфера аргона применяется
для устранения тушения резонансной флуорес-
ценции ртути кислородом воздуха.
Блок-схема аппаратуры представлена на
рпс. 1. Свет от источника возбуждения спектра
флуоресценции 1 фокусируется сбоку кварцевой
линзой 2 на пары определяемых элементов над
тиглем 5, несущим пробу. Тигель с пробой наг-
ревается в атмосфере аргона электрическим то-
ком до заданной температуры испарения и ато-
мизации соединений определяемых элементов.
Экран 4 позволяет уменьшить влияние рассеян-
ного света. Свет флуоресценции собирается
линзой 5 на входную щель монохроматора 6‘,
фототоки приемника света 7 усиливаются уси-
лителем постоянного тока 8 и регистрируются
автоматическим потенциометром 9. Схема атом-
но-флуоресцентного атомизатора приведена па
рис. 2.
Нагрев пробы до заданной температуры при-
водит к возникновению одиночного светового
импульса атомной флуоресценции ртути. Ана-
литическим сигналом служит амплитуда этого
импульса. В качестве рабочей была использова-
на резонансная линия ртути 2537 Л, источни-
ком резонансного излучения служила высоко-
частотная безэлектродная ртутная лампа. Гра-
дуировка установки проведена по международ-
ным стандартам, содержание ртути в которых
принято равным [13]: AGV-1 (андезит) —
4-10-7%; DTS-1 (дунит) — 8-10-7%; GSP-1
(гранодиорит) — 2,1- 10_6%; G-2 (гранит) —
3,9 -10-6%; W-1 (диабаз) — 1,1-"5%; G-1
(гранодиорит) —2,45-J О"5 %. Навеска пробы,
используемой для одного определения, 2 мг.
Температура атомизации 800—900°, достаточ-
ная для полной и быстрой отгонки ртути пз по-
роды. Предел обнаружения, оцененный по
За-крнтерню, 8-10-8 %. Стандартное отклоне-
ние па уровне предела обнаружения 0,20—0,25,
а на уровне 1-10~6%—0,07—0,1. Градуировоч-
ный график, зависимость стандартной ошибки
п коэффициента вариации от концентрации при-
ведены на рпс. 3.
Экс 11ери мептал ьные да иные, 11ол ученные
нами, позволяют оценить содержание ртути в
лунном грунте, а также проследить некоторую
закономерность распределения ее по глубине и
336
Ю. И. Беляев, Т. А. Ковешникова
по фракциям. Как в реголите «Луны-16», так
и в реголите, доставленном «Аполлоном-11»,
«Аполлоном-12» и «Аполлоном-14», наблюда-
ется некоторое возрастание содержания ртути
с глубиной (табл. 1 и 2).
Интересно отметить, что с изменением раз-
меров частиц исследуемых фракций меняется
и содержание ртути, что отражают результаты
табл. 3. Вероятно, можно говорить о прибли-
женно пропорциональной зависимости между
содержанием ртути и суммарной поверхностью
частиц (для одной и той же массы образца).
Эти же данные позволяют предположить, что
во всяком случае определенная часть ртути ад-
сорбирована поверхностью частиц: чем больше
суммарная поверхность, тем больше содержа-
ние ртути.
15 мин при температуре 135—140° С. В резуль-
тате прокаливания образцы теряли до 15—20%
первоначального содержания ртути. Аналогич-
ный результат получен нами для земных ба-
зальтов. К таким же выводам пришли и авторы
работ [4, 6]. Если считать объемный вес рего-
лпта в естественном залегании равным 1,2 г!см3
[7] и предположить, что в течение лунного дня
поверхность Луны в подсолнечной точке равно-
мерно прогревается до 120—140° С на глубину
2 мм, то с 1 см2 поверхности может испариться
до 1 • 10“6 г ртути.
Возникает вопрос о судьбе паров ртути.
Вероятно, ночью пары ртути конденсируются
на охлажденной до — 150° С поверхности Луны.
Не исключено, что и во время лунного дня пары
ртути могут конденсироваться в той или иной
Таблица 1. Распределение содержания ртути по
глубине колонки реголита
Место отбора проб Проба Глубина, с.н Ртуть, %
Море Спокойствия 10005,34-2 4,5 1,3-10-»
(«Аполлон-11») 10005,35-3 10-11 7,1-10-»
Океан Бурь 12028,229-1 16 < 6-10“’
(«Аполлон-12») 12028,215* 18-19 1 7-10 »
12028,233-2 33 1.0-10 «
12028,216* 38-39 2,0-10 »
Формация Фра- 14148,132* Верх траншеи 7,2-10-’
Мауро («Аполлон-14») 14156,З2* Середина 8,6-10-’
14149,212* Дно 8,2-10"’
BCR-1 * Данные работы [4]. Данные работы [5]. 3,75-10-»
Можно предположить, что мепьшие содер-
жания ртути в поверхностных слоях по срав-
нению с более глубокими связаны с десорбцией
ее с поверхности Луны во время лунного дня,
когда температура в подсолнечной точке до-
стигает 130—150° С, а также с диффузией рту-
ти в более глубокие холодные слои. Можно до-
пустить, что пары ртути диффундируют пз го-
рячих недр Луны к поверхности. Возможно,
что минимальное значение температуры рего-
лита находится где-то на глубине нескольких
десятков сантиметров, куда не проникают су-
точные колебания температуры. Не исключено,
что максимальные содержания ртути соответ-
ствуют этим глубинам.
При оценке количества ртути, испаряющей-
ся в условиях, имитирующих лунный день,
2 мг реголита пз Моря Изобилия прока-
ливали в форвакууме (0,05 мм рт. ст.) в течение
Рис. 1. Блок-схема установки
1 — источник света; 2,5— кварцевые линзы; з — графитовый
тигель с пробой; 1 — экран с отверстием; в — монохроматор;
' — фотоумножитель; 8—усилитель постоянного тока; 9 —
автоматический потенциометр
Р н с. 2. Схема атомизатора
1 — тигель с пробой; 2— графитовые щетки, подводящие ток;
3 — кварцевые окна в стеклянном колпаке; 1 — отверстие
в экране
Р и с. 3. Градуировочный график для определения ртути (/).
зависимость стандартной ошибки о (2) и коэффициента вариа-
ции со (3) от концентрации
мере на теневых участках лунного ландшаф-
та: в разломах, в тени от камней, где темпера-
тура может быть достаточно низкой из-за от-
сутствия атмосферы.
Учитывая летучесть ртути, можно предпо-
ложить существование меридионального «ртут-
О содержании ртути в реголите Моря Изобилия, Моря Спокойствия и Океана Бурь
337
Таблица 2. Распределение содержания ртути по
глубине реголпта из Моря Изобилия («Луна-16») для
фракции <0,083 мм
Таблица 3. Распределение содержания ртути по
разным фракциям поверхностного слоя (глубина
0—8 сл<) реголита из Моря Изобилия ( «Луна-16»)
Глубина, с.ч Зона Проба Ртуть, °о Размер частиц, лич Ртуть, °о
0-8 А 3 6,М0"6 0,127—0,200 2,2-10“6
8—15 Б 6 2,2-10~5 0,083-0,127 4,6-10“6
28—33 Г 7<8 9,0-10“6 <0,083 6,8-10-в
пого ветра» в направлении от подсолнечных
точек (нагреватель), где Солнце находится в
зените во время лунного дня п температура до-
стигает 140° С, к полярным теневым зонам (хо-
лодильник), где солнечный свет падает на по-
верхность под очень малыми углами и. следо-
вательно, температура поверхности реголпта
повышено по сравнению с экваториальными
зонами, и поэтому представляет интерес отбор
проб из полярных районов Луны.
Заключение. Определено содержание ртути
в реголите Моря Спокойствия, Моря Изобилия
и Океана Бурь разработанным атомно-флуоре-
сцентным методом (чувствительность п-10"8%
близка к —150° С независимо от времени лун-
ных суток. Расстояние от нагревателя до холо-
дильнике! больше длины свободного пробега
атомов ртути в условиях вакуума Лупы, сле-
довательно. возможна передача энергии при
столкновениях и конденсация ртути на поверх-
ность. Если это так, то за миллионы лет суще-
ствования меридионального «ртутного ветра»
на поверхности реголпта полярных теневых
зон ртуть отложилась в больших содержаниях
по сравнению с экваториальными зонами. Воз-
можно, что слабый «ртутный ветер» существует
и между дневной и ночной сторонами Луны.
Можно допустить и существование меридио-
нального ветра, состоящего пз атомов других ле-
тучих элементов: фтора, брома, паров воды и др.,
т. е. в поверхностных слоях полярных областей
содержание этих элементов также несколько
по За-крптерпю, коэффициент вариации на
уровне чувствительности 20—25%, на уровне
1 . 10~6—7—10%). Замечено увеличение со-
держания ртути с глубиной п с уменьшением
размеров частиц реголита. Высказано предпо-
ложение о существовании меридионального
«ртутного ветра» между подсолнечной областью
Луны (нагреватель) и полярными областями
(холодильник). Показано, что в условиях,
имитирующих лунный день, испаряется до
15—20% ртути пз поверхностного слоя реголп-
та пз Моря Изобилия.
Авторы выражают благодарность академику
А. П. Виноградову и кандидату геолого-мине-
ралогических наук К. П. Флоренскому за кон-
сультации.
22 Лунный грунт
338
Ю. И. Беляев, Т. А. Ковешникова
Литература
1. Беляев Ю. И., Пчелинцев А. М., Зверева Н. Ф., Кос-
тин Б. И. Атомно-абсорбционное определение следов
элементов в горных породах с применением импуль-
сной термической атомизации твердых проб. Сооб-
щение 1. Определение кадмия.- Ж. анал. химии,
1971, 26, 492.
2. Пчелинцев A. М., Беляев Ю. И., Карякин А. В., Ко-
вешникова Т. А. Повышение чувствительности атом-
но-флуоресцентного определения кадмия, серебра,
таллия, ртути и висмута в графите путем импульс-
ного селективного испарения в атмосферу аргона.—
Ж. анал. химии, 1971, 26, 1355.
3. Flanagan F. G. U.S. Geological Survey standards II.
First compilation of data for the new USGS
rocks.—Geochim. Cosmochim. Acta, 1969. 33, 81. Flei-
scher M. U. S. Geological Survey standards — I. Addi-
tional data on rocks G-l and W-1, 1965—1967.—Geo-
chim. Cosmochim. Acta, 1969, 33, 65.
4. Reed G. W., Goleb J. A., Jovanovic S. Surface-related
mercury in lunar samples. - Science, 172, 1971, X 3980,
258.
5. Jovanovic S., Reed G. W. Trace element profiles, no-
tably Hg, from a preliminary study of the Apollo 15
deep-drill core.— Earth Planet. Sci. Letters, 1972, 16,
257.
6. Goleb J. The determination of mercury in small ter-
restrial and nonterrestrial rock samples by atomic-
absorption spectroscopy, and the study of mercury re-
lease at elevated temperatures.— Appl. Spectrosc.,
1971, 25, 522.
7. Виноградов А. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3, 261.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
Л. И. Павленко, ОПРЕДЕЛЕНИЕ МЕДИ,
Л. В. Симонова, СКАНДИЯ, МОЛИБДЕНА,
А. В. Карякин ОЛОВА, СВИНЦА
И ЭЛЕМЕНТОВ
ГРУППЫ ЖЕЛЕЗА
В ЛУННОМ ГРУНТЕ
Исследование закономерностей распределения ме-
ди, скандия, молибдена, олова, свинца и элементов
группы железа в базальтоидных породах лунного и
земного происхождения необходимо для дальнейшего
изучения геохимии этих элементов.
Для решения геохимических задач на основании
проведенных исследований по уменьшению влияния
химического состава пород на результаты спектраль-
ного анализа разработан количественный метод одно-
временного спектрального определения меди, скандия,
молибдена, олова, свинца, кобальта, никеля, хрома и
ванадия в базальтоидных породах. Чувствительность
метода 10~ь — 10~^%, точность метода 10—20%.
Проанализированы образцы различных зон рего-
лита, взятого в районе Моря Изобилия, и образцы ос-
новных и улътраосновных пород Восточно-Африкан-
ского рифта на содержание в них перечисленных мик-
ропримесей.
Полученные данные по содержанию меди, скан-
дия, молибдена, олова, свинца, кобальта, никеля, хро-
ма и ванадия в лунном грунте «Луны-16» сопостави-
мы с содержанием этих элементов в образцах лунных
пород, доставленных «Аполлоном-11», «Аполлоном-12»
и «Аполлоном-14», за исключением скандия, содержа-
ние которого в последних значительно выше.
Изучение закономерностей распределения
меди, скандия, молибдена, олова, свинца и эле-
ментов группы железа в процессе эволюции
магматических расплавов необходимо для вы-
яснения вопросов о глубине и условиях зарож-
дения этих расплавов, путях и механизме их
эволюции, что является важным как для лун-
ных, так и для земных пород.
Для решения поставленных геохимических
задач наиболее перспективен спектральный
метод одновременного определения указанных
элементов с повышенной чувствительностью и
точностью.
Ввиду того, что в литературе нет работ по
одновременному спектральному определению
меди, скандия, молибдена, олова, свинца и эле-
ментов группы железа (кобальта, никеля, хро-
ма, ванадия) в основных и кислых породах,
целью данной работы являлась разработка ме-
тода совместного определения этих элементов
с высокой чувствительностью и точностью для
изучения геохимии этих элементов.
Спектральное определение перечисленных
элементов в породах, богатых железом, связало
с большими трудностями, что приводит к си-
стематическим ошибкам при спектральном
определении в них меди, скандия, молибдена,
олова, свинца, кобальта, никеля, хрома и ва-
надия [1—3].
Для увеличения чувствительности опреде-
лений указанных элементов в базальтоидных
породах лунного и земного происхождения
(реголит, базальт, трахит, фонолит, нефели-
нит) проводились исследования по стабилиза-
ции горения дуги, выбору оптимальных усло-
вий анализа, а также изучались действия раз-
личных добавок и буферов. Работа проводилась
па дифракционном спектрографе с большой
дисперсией методом испарения проб из канала
угольного электрода в дуге постоянного тока.
Разбрызгивание проб при их испарении в
дуге устраняли путем использования специаль-
ных электродов и применения буферной смеси,
состоящей из угольного порошка и 10%
ВаСОз [4, 5].
Использованный буфер стабилизирует тем-
пературу дуги и регулирует процессы испаре-
ния проб при сжигании пород различного хи-
мического состава, содержащих большое коли-
чество железа.
Температура оценивалась по изменению раз-
ности потенциалов на электродах дуги в тече-
ние всей экспозиции при испарении исследуе-
мых элементов из базальта, трахита, пикрита
и нефелинита без буфера и с буфером. Приме-
нение буфера поддерживает разность потен-
22*
340
Л. И. Павленко у Л. В. Симонова, А. В. Карякин
Таблица 1. Содержание элементов в международных стандартах (в г?т [6, 7])
BCR- 1 ВМ AGV- 1 W-1 Sy
стандарт 1 2 1 2 1 1 2 1 2
V 384 520 180 250 121 137 240 250 89,0 79,0
Сг 16,3 23,0 123 145 12,9 19,0 120 123 54,0 50,0
Ni 15,0 18,0 55,0 64,0 17,8 23,0 78,0 90,0 40,0 43,0
Со 35,5 35,0 31,0 44,0 15,5 17,0 50,0 62,0 19,0 17,0
Си 22,4 33,0 48,0 55,0 63,7 89,0 110 135 23,0 25,0
Sc 36,5 33,0 34,0 38,0 13,3 17,5 34,0 38,0 15,0 13,0
Sn 1,4 2,3 1,2 0,9 3,2 3,6 — — — —
Pb 18,0 19,0 12,0 15,0 35,4 53,0 — — — —
Мо 3,9 4,2 0,7 0,9 3,7 3,3 0,5 1,1 — —
1 — литературные данные; 2 — данный метод.
Таблица 2. Содержание отдельных элементов в вулканических породах Восточно-Африканской
рифтовой зоны (в г/т [8, 9])
Порода № обр. V Ni Sc Сг Си Со
I. Серия щелочных пород
Пикриты (щелочные) 11034 42 280 13 700 — —
Оливпновые меланефели- 11197 180 167 21 445 — —
питы 11064 165 150 28 560 — —
11091 200 59 21 140 — —
11092 165 35 25 54 — —
Нефелиниты 11001 185 4 5 8 — —
11027 160 4 6 17 — —
11086 100 6 10 10 — —
11113 56 3 1 1 — —
Фонолиты 11344 2 1 10,6 1 — —
51 4 1 4 4 3 4
11196 81 2 0,7 7 — —
11198 59 2 0,6 4 — —
318 63 2 0,6 4 16 7
11205 130 4 7 8 — —
Пироксенпт — включения ин- 11075 205 27 29 30 — —
трузивных пород
Иполит 11266 120 5 6 8 — —
II. Серия пород умеренной щелочности
Ппкрито-базальты 11132 145 23 23 625 — —
11244 200 325 35 297 — —
Оливпновые базальты 11320 210 147 35 217 — —
11323 450 54 28 39 — —
11331 300 80 35 100 — —
Оливпновые андезито-ба- 11126 177 17 13 10 — —
зальты
Трахиты 11115 4 2 5 9 110 0,9
206 12 2 5 6 и 2
11121 16 2 4 5 3 2
Примечание. Ввиду загрязнения основы базальта медью ее определение в базальтах не представлялось возможным.
Определение меди, скандия, молибдена, олова, свинца и элементов группы железа в лунном грунте
341
Таблица 3. Содержание элементов в лунном грунте (в г/т [И, 12])
Элемент «Аполлон-11» «Аполлон-12» «Луна-16» * Базальты «Аполлон-14» интервал Восточно-Афри- 9-1а 6-16 7-1г содержаний канского рифта
V 70-82 13-92 32-85 70 82 86 70-86 145—450
Сг 2760-3060 1050-3750 700-3000 1800 2100 2200 1800-2200 10—625
Sc 59-77 21-50 16-43 21 41 38 21-41 13-35
Со 30-32 13-42 19-56 26 30 27 26-30
Ni <5-200 80-350 14-320 210 240 250 210-250 17—325
РЬ 1,2-6 — — 3,1 2,3 2,6 2,3-3,1 —
Sn — — — <5 <5 13 <5-13 —
Мо — — — 18 28 30 18-30 —
* Анализ образцов реголита проводился из навесок: 9-1а — 20 лег, 6-16 — 18 мг, 7-1г — 18 и 20 мг.
Р не. 1. Градуировочные графики для определения ванадия
а — в нефелинитах, трахитах и базальтах без буфера; б — в не-
фелинитах, трахитах и базальтах с буфером; для ванадия авали,
тическая линия 3118,3 А
цпалов па электродах дуги па определенном
(25—27 в) уровне, в то время как при его от-
сутствии напряжение изменяется от 12 до
37 в.
Таким образом, буферирование приводит к
снижению влияния третьих компонентов при
анализе пород различного химического состава
на указанные микропримеси (рис. 1, а, б).
На рис. 1 приведены градуировочные гра-
фики для определения V, а на рис. 2 — Sc в
нефелинитах, трахитах и базальтах с буфером
и без него. Как видно из рассмотрения рисун-
ков, для скандия это влияние полностью снима-
ется, для ванадия применение буфера приводит
к. значительному уменьшению влияния треть-
их компонентов.
В работе использовался метод трех этало-
нов, градуировочные графики строились в ко-
ординатах 1g R, 1g С. В работе использовались
следующие аналитические линии (в А): V —
3183,9; 3185,4; 3118,3; Сг - 3014,8; Ni - 3050,8;
3012,0; Со — 3044,0; Sc - 3368,9; 3353,7 и
3273,6; Си- 3273,9; Мо-3170,3; РЬ - 2833,0;
Sn - 3175,0.
В связи с анализом базальтоидных пород
лунного грунта и пород Восточно-Африканско-
го массива были приготовлены четыре серии
эталонов, по составу аналогичных анализируе-
мым породам: базальтовая, трахитовая, фоно-
литовая и нефелинитовая. Базальтовая и не-
фелинитовая серии эталонов готовились на ис-
кусственной основе, основой для фоно-
литовой серии служил образец природного фоно-
М2.
Л. И. Павленко, Л. В, Симонова, А. В. Карякин
лита, не содержащий определяемых микроэле-
ментов. Для приготовления основы трахита ис-
пользовался природный полевой шпат, в кото-
рый был введен окисел железа.
Выбор оптимальных условий анализа, ис-
пользование спектрографа высокой дисперсии
и применение буфера позволило значительно
увеличить чувствительность определения вы-
шеуказанных элементов до 1 — 5 • 10“4% для
Sc, Mo, Sn, Pb, Со, Ni, Сг и 1 • 10“5% для Си.
V при их одновременном определении.
Коэффициент вариации — 10—20 % в зависи-
мости от определяемого элемента и его концен-
трации. Правильность метода выверялась по
международным стандартам (аидезпт AGV-1,
базальт BCR-1, дунит DTS-1, перидотит РСС-1,
гранодиорит GSP-1, базальт ВМ, диабаз W-1,
гранит G-1).
Рис. 2. Градуировочные графики для определения скандия
а — в нефелинитах, трахитах и базальтах без буфера; б —в нефе-
линитах, трахитах и базальтах с буфером; для скандия аналити-
ческая линия 3273.62 А
Полученные результаты хорошо согласуются
с данными, приведенными в литературе по вы-
шеперечисленным стандартам (табл. 1 [6, 7]).
Разработанный метод был опробован на об-
разцах пород щелочнобазальтовой магмы Во-
сточпо-Африканской рифтовой зоны (см.
табл. 2). В таблице приведены данные по со-
держанию ванадия, никеля, скандия, хрома,
меди и кобальта в вулканических породах Во-
сточно-Африканской рифтовой зоны для серии
щелочных пород и серии пород умеренной ще-
лочности. Как видно из таблицы, максимальные
содержания ванадия, никеля, скандия, хрома
и кобальта в обеих сериях пород приурочены
к наиболее основным членам серий. С увеличе-
нием щелочности пород концентрации всех пя-
ти элементов резко понижаются [8, 9].
Предложенный метод был применен для
анализа пород лунного происхождения, достав-
ленных станцией «Луна-16». В качестве этало-
нов для определения Си, Sc, Mo, Sn, Pb, Со,
Ni, Cr, V в лунных образцах применялись по-
роды базальтоидного состава, выбранные па
основе предварительного изучения минералоги-
ческого состава образцов лунного грунта и их
полуколпчественного спектрального анализа
в сравнении с аналогичными породами земного
происхождения [10].
Полученные данные по содержанию кобаль-
та, никеля, хрома, ванадия, скандия, меди, мо-
либдена, олова и свинца в различных зонах
реголита, взятого в районе Моря Изобилия,
приведены в табл. 3, где также приведены
сравнительные данные по содержанию этих
элементов в лунных породах, доставленных
«Аполлоном-11», «Аполлоном-12» и «Аполло-
ном-14». В последней графе таблицы приведе-
ны интервалы содержаний вышеперечисленных
элементов в базальтоидных породах Восточно-
Африканского рифта.
Из этой таблицы следует, что полученные
результаты по содержанию Mo, Sn, Pb, Со, Ni,
Сг, V в лунном грунте, доставленном «Лу-
ной-16», сопоставимы с результатами, получен-
ными для «Аполлона-11», «Аполлона-12» и
«Аполлона-14», за исключением скандия, со-
держание которого в последних значительно
выше [10, 12].
Выводы. Проведены исследования по умень-
шению влияния различного химического со-
става изверженных горных пород на результа-
Определение меди, скандия, молибдена, олова, свинца и элементов группы железа в лунном грунте 343
ты спектрального определения в них микро-
примесей.
Изучено действие буфера с целью стабили-
зации температуры плазмы и регулирования
процессов испарения проб, содержащих боль-
шое количество железа. Показано, что введе-
ние буферной смеси, состоящей из угольного
порошка и 10% ВаСОз, приводит к снижению
влияния третьих компонентов при анализе по-
род различного химического состава.
Разработан количественный метод одно-
временного спектрального определения V,
Со, Cr, Ni, Си, Sc, Sn, РЬ, Мо в основных п
ультраосновных породах с чувствительностью
10“5—10-4% при коэффициенте вариации
10-20%.
Изучение ванадия, кобальта, никеля, хро-
ма, меди п скандия в эффузивных породах Во-
сточно-Африканского рифта позволило устано-
вить, что закономерности их распределения в
Литература
1. Русанов А. К., Алексеева В. М., Хитрое В. Г. Коли-
чественное спектральное определение редких и
рассеянных элементов. Госгеолтехиздат, 1960,
стр. 73.
2. Пятова В. Н., Алексеева В. М., Русанов А. К. Спект-
рографическое определение кобальта, никеля, ва-
надия, хрома, титана в силикатных горных поро-
дах и в железных рудах (Научный совет по ана-
литическим методам. Инструкция № 106-с). ВИМС,
М., 1971.
3. Сердобова Л. И., Лизунов Н. В. В кн. «Спектральный
анализ в геологии и геохимии». Изд-во «Наука»,
1967, 173.
4. Русанов А. К. Спектральный анализ руд и мине-
ралов. М.— Л., 1948, 63—64.
5. Спектральный анализ в геологии.— Материалы 4 се-
минара по спектральному анализу для работников
изученных породах аналогичны закономерно-
стям распределения этих элементов в сериях по-
род, возникающих в результате кристаллизаци-
онной дифференциации матерпнскцй магмы.
Рассмотренный выше метод анализа оказался
пригодным для исследования лунного грунта,
доставленного «Луной-16». Было установлено,
что содержание элементов группы железа и ме-
ди в лунном грунте имеет те же значения, что
и в лунном грунте, доставленном «Аполло-
ном-11», «Аполлоном-12» и «Аполлоном-14» и
проанализированном различными инструмен-
тальными методами.
Авторы выражают благодарность профессо-
ру В. И. Герасимовскому за предоставление об-
разцов пород щелочнобазальтовой магмы Во-
сточно-Африканской рифтовой зоны и ценные
указания при обсуждении статьи.
организаций Министерства геологии СССР, 1971в
227.
6. Flanagan F. J. Geochim. Cosmochim. Acta, 1969w 33,
81—120.
7. Fleischer M. Geochim. Cosmochim. Acta, 1969, 33, 65—
79.
8. Герасимовский В. И. Геохимия, 1971, 5.
9. Симонова Л. В. Распределение элементов группы
железа, меди и скандия в процессе эволюции ще-
лочнобазальтовой магмы. Дипломная работа. М.,
1969.
10. Виноградов А. П. Геохимия, 1971в 3, 261.
И. Chakles S., Helz A., Helz A. W. Emission spectrogra-
phic determination of trace elements in lunar samp-
les from Apollo 11.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf, 1970, 2, 991.
12. Preliminary Examination of Lunar samples from
Apollo 14.- Science, 1971, 173, 681-693.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
Е. Н. Савинова, ОПРЕДЕЛЕНИЕ
л R Карякин, ЛЕГКОЛЕТУЧИХ АНИОНОВ —
Т.П. Андреева ФОСФОРА, СЕРЫ, ФТОРА,
А ТАКЖЕ
БЕРИЛЛИЯ И БОРА
В ЛУННОМ РЕГОЛИТЕ
МЕТОДОМ ЭМИССИОННОГО
СПЕКТРАЛЬНОГО АНАЛИЗА
На основании изучения процессов, происходящих
в дуговом разряде и плазменной струе, разработан
принципиально новый метод прямого спектрального
определения анионов — фосфора, серы, фтора, а так-
же бериллия и бора в лунном грунте. Источник воз-
буждения — плазмотрон с расходуемыми электродами.
Плазмообразующий газ — гелий. Навеска пробы на
одно определение 10 мг. Предел обнаружения (Зо-кри-
терийу. Р — 2,510-3, S — 5,0-10~\ F — 2,5-10~3, Be —
5.0-10~ъ, В-2,5-10~ь. Коэффициент вариации единич-
ного определения фосфора, серы, фтора, бериллия и
бора 5—10%.
Для получения самых предварительных
представлений о лунном грунте, доставленном
автоматической станцией «Луна-16», на пер-
вом этапе работы был сделан полуколичествен-
ный спектральный анализ нескольких его об-
разцов. Анализ проводился по методу послед-
них линий, а также методом сопоставлении
полученных спектров лунных проб со спектра-
ми некоторых пород земного происхождения:
гранита, дунита, базальта, а также метеоритов.
Полученные нами результаты показали,
что образцы лунного грунта по своему химиче-
скому составу заметно не отличаются от зем-
ных пород п очень близки к базальтам по со-
держанию главных породообразующих компо-
нентов.
Большой интерес представляет определение
легколетучих элементов-анпонов (F, Р, S и др.)
в лунном грунте. Известно, что в реголите не
найдено воды и ОН-группы, и поэтому было
целесообразно также проследить за поведением
летучих анионов.
Нами разработан метод определения фтора
в геологических объектах с помощью плазмо-
трона [1, 3]. С целью дальнейшего усовершен-
ствования метода, позволяющего одновременно
определять вышеуказанные элементы, нами
были изучены условия испарения и возбужде-
ния трудновозбудимых легколетучих элемен-
тов в плазменном спектральном источнике.
В качестве последнего мы применили плазмо-
трон постоянного тока с расходуемыми элек-
тродами, общий вид которого показан на рис. 1.
Предложенная конструкция плазменной горел-
ки позволяла получать стабильную струю плаз-
мы с достаточно высокой температурой
(15 0000) при сравнительно небольшом токе
дуги (^50 а) и малом расходе газа (10 л/мин).
Свойства и параметры плазменной дуги в
значительной степени зависят от свойств плаз-
мообразующего газа, в качестве которого обыч-
но применяют аргон, азот, водород пли их сме-
си. Для того чтобы в плазменной струе воз-
буждались атомы таких элементов, как фос-
фор, сера и галогены (элементы с высокими
потенциалами возбуждения и, кроме того, лег-
колетучие), необходимо получить не только
высокотемпературную плазму, но и такие
условия, при которых стало бы возможным наи-
более полное испарение интересующих нас эле-
ментов. Наши исследования показали, что
только применение гелия, газа с очень высо-
ким потенциалом ионизации и высокой тепло-
проводностью, позволяет получить атомные
спектры фтора, фосфора, серы и других эле-
ментов.
Зависимость интенсивности спектральных
линий от состава анализируемой пробы создает
одно из основных затруднений в спектральном
анализе. Для уменьшения влияния этого фак-
тора была применена буферная смесь, состоя-
щая из угольного порошка и бромистого калия,
который одновременно служил уплотнителем.
Экспериментальные исследования показали,
что влияние основы на определение фтора, фос-
фора, серы, бора и бериллия по нашему методу
отсутствует. Это объясняется, по-видимому, по-
стоянством температуры плазмы разряда, что
в свою очередь обусловлено постоянством эф-
Определение легколетучих анионов — фосфора, серы, фтора в лунном реголите
345
Таблица 1. Результаты определений ряда элементов в международных эталонах и сравнение их
с литературными данными
Элемент Содержание в эталоне W-1, % Содержание в эталоне BCR-1, % Содержание в эталоне ВМ, %
данный метод [5] данный метод Г4] данный метод [6]
Р 4,8.10-2 6,1-Ю-2 1,4-Ю"1 1,6-Ю-1
F 2,4.10-2 2,5-10~2 4,4.10’2 4,8-10-2 1,7.10-2 2,6-10~2
Be 1,7*10“4 1,5-10~4 — — — —
В 1,6.10"3 1,5.10-» — — 1,3.10-3 1,5-10-»
Таблица 2. Чувствительность определения Р, S, F, Be и В и содержание этих элементов в лунном грунте
Элемент Аналитическая линия, А Чувствительность определения по Зст, % Среднее содержание в земной коре, % Содержание в лунном грунте, % (реголит 9-1 а, навеска 10 мг)
Р I 2553,3 2,5-10-3 9,3-10"2 4,4.10-2
S I 6757,1 5,0-10-2 4,7-10-2 1,1.10"1
F I 6856,0 2,5-10-3 6,6-10“2 1,1.10-2
Be II 3130,4 5,0-10-6 3,8-10"4 1,0.10“4
В I 2496,8 2,5-10"4 1,2-10-» <1,0.10-з
Р п с. 1. Общая схема плазменной горелки
Р и с. 2. Градуировочные графики для определения бериллия,
бора, фосфора, серы в порошках пород
фектпвного ионизационного потенциала, зада-
ваемого гелием и бромистым калием, а также
частичным поверхностным испарением пробы
пз канала угольного электрода за короткую экс-
позицию, что приводит к резкому уменьшению
фракционного испарения.
На основании изучения процессов, происхо-
дящих в дуговом разряде и плазменной струе,
разработан принципиально новый метод прямо-
го одновременного определения анионов: фтора,
фосфора, серы, а также бора и бериллия в лун-
ном грунте.
Анализируемый образец лунного грунта
(9-1а) представлял собой фракцию с размером
частиц менее 83 мкм (зона В, глубина 20 —
28 см), Источник света (плазмотрон) фокусиро-
вался непосредственно на щель спектрографа
СТЭ-1 однолинзовым конденсором. Питание на
плазмотрон подается от выпрямителя ВАРС-
275-100 с рабочим напряжением 280 в при си-
ле тока 40—50 а. Поджиг дуги плазмотрона
346
Е. Н. Савинова, А. В. Карякин, Т. П. Андреева
осуществляется высокочастотным разрядом.
Расстояние между электродами 3,0 мм, диаметр
отверстия в нижнем электроде-аноде 4,0 мм,
глубина 2,0 мм, диаметр сопла в угольном като-
де 1,8 мм, расход гелия 10 л!мин, экспозиция
15 сек. Проба, смешанная с буфером, плотно
утрамбовывалась в отверстии электрода. Расход
пробы на один анализ 10 мг. Спектры регистри-
ровали на кинопленку КН-4С. Градуировочные
графики (рис. 2) строили в координатах A5/lgC.
Внутренний стандарт — фон вблизи линии. Ис-
пользовались искусственные эталоны (в %) •
SiO2 - 60; А12О3 - 15; Na2CO3 - 14; Fe2O3 -
5; CaO — 5; MgO— 1. Основу растирали, про-
каливали 12 час в муфельной печи, снова ра-
стирали в впбромельнпце и затем в головной
эталон вводили F, Р, S и Be в виде NaF,
КН2РО4, K2SO4, ВеО, а В в виде датолита —
Правильность метода проверена на стандар-
тах различных пород: граните, диабазе, суль-
фидной руде, сиените, нефелиновом сиените.
Как видно пз табл. 1, результаты наших опре-
делений и литературные данные находятся в хо-
рошем согласии, что свидетельствует о надеж-
ности метода. В табл. 2 приведены длины волн,
по которым определялись F, S, Р, В и Be в лун-
ном грунте, чувствительность метода и содержа-
ние этих элементов в лунном образце.
Как следует из табл. 1 п 2, содержание ле-
тучих элементов в лунном реголите значительно
ниже, чем в земных базальтах. В табл. 3 при-
ведены данные по определению ряда элементов
в лунном грунте, доставленном американскими
космонавтами на «Аполлоне-11», «Аполлоне-12»
и «Аполлоне-14» и автоматической станцией
«Луна-16». Как видно из табл. 3, результаты
Таблица 3. Результаты различных авторов по определению фосфора, серы, фтора, бериллия и бора
в лунном грунте, доставленном космонавтами на «Аполлоне-11» , «Аполлоне-12» и «Аполлоне-14» ,
и сравнение их с результатами наших определений этих элементов в реголите, доставленном станцией «Луна-16»
Элемент, г/т «Аполлон-11», обр. 10084 [7—15] «Аполлон-12», обр. 12070 [16—19] «Аполлон-14», образцы 14163, 14259 [20—25] «Луна-16», обр. № 18 [21] «Луна-16», данный метод, обр. 9-1а, реголит, 10 мг
P 213-1400 644—1376 1806-2236 — 440
s 770—1753 530—1104 800—900 — 1100
F 66-144 60—63 100—300 — НО
Be 1,6-4,0 3,2-4,3 3,1—4,4 1,2 1,0
В 1,0-8,0 9,0-11,0 7,0—20,9 2,6 1,0
Ca2(BSiO4)2(OH)2. Остальные эталоны готовили
последующим разбавлением. Содержание F, Р,
S, В и Be в эталонах 1 • 10”4— 1%. Коэффициент
вариации единичного определения фтора, фос-
фора, серы, бора и бериллия 5—10%.
Литература
1. Савинова Е. И., Карякин А. В. Спектральный метод
определения фтора в горных породах.- Ж. анал.
химии, 1970, 25, 7.
2. Karyakin А. V., Savinova Е. N., Zakharov Е. A. The
use of plasma jet and hollow cathode descharge for
fluorine analysis in rocks and minerals. XV Colloqvi-
um spectroscopicum Internationale. Madrid, 1969.
Proceedings IV, 1971, 4.
3. Герасимовский В. И., Савинова Е. Н. О содержании
фтора в вулканических породах Восточно-Африкан-
ской рифтовой зоны.— Геохимия, 1969, 12.
4. Flanagan F. I. U. S. Geological Survey standards —
II.- Geochim. Cosmochim. Acta, 1967, 31, 289.
5. Fleischer M. N. S. U. S. Geological survey standards —
I. Additional data on rocks G-l, and W-l. 1965-
1967.—Geochim. Cosmochim. Acta, 1969, 33, 65.
6. Grassmann H. \ Mitteilung: Diskussion der Gehalte
an einigen Hauptkomponentep auf Grund neuer
Analysen.— Z. Angew. Geol., 1967, 13, 473.
наших определений фосфора, серы, фтора, бе-
риллия и бора в реголите 9-1а близки к резуль-
татам определений этих элементов в реголите
10084, доставленном на «Аполлоне-11» [7].
7. Annel С. S. et al. Emission spectrographic determina-
tion of trau elements in lunar samples from AdoI-
lo 11.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2,
911.
8. Compston W. et al. The chemistry and age of Apoliu
11 lunar material.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf..
1970, 2, 1007.
9. Engel A. E. J. et al. Lunar rock compositions and
some interpretations.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., 1970, 2, 1081.
10. Kaplan 1. B. et al. Carbon and sulfur concentration
and isotopic composition in Apollo 11 lunar samp-
les.- Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 197И. 2.
1317.
11. Maxwell J. A. et al. Chemical composition of ApoIl*
11 lunar samples 10017, 10020, 10072, and 10084,—
Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2, 1369.
12. Morrison G. H. et al. Elemental abundances of lun<<
soil and rocks.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.
1970, 2, 1383.
О пределение легколетучих анионов — фосфора, серы, фтора в лунном реголите
347
13. Reed G. W. et al. Halogens, mercury, lithium and os-
mium in Apollo 11 samples.—Proc. Apollo 11 Lunar
Sci. Conf., 1970, 2, 1487.
14. Smales A. A. et al. Elemental composition of lunar
surface materials.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
1970, 2, 1575.
15. Wdnke H. et al. Major and trace elements in lunar
material.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2,
1719.
16. Bouchet J/. et al. Spark mass spectrometric analysis
of major and trace elements in six lunar samples.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 2, 1247.
17. Morrison G. H. et al. Elemental abundances of lunar
soil and rocks from Apollo 12.— Proc. Second Lunar
Sci. Conf., 1971, 2. 1169.
18. Willis J. P. et al. Some interelement relationships
between lunar rocks and fines and stony meteori-
tes.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971. 2, 1123.
19. Guttitta F. et al. Elemental composition of some Apol-
lo 12 lunar rocks and soils.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., 1971, 2, 1217.
20. Compston W. et al. Age and petrogenesis of Apollo
14 basalts. - Third Lunar Sci. Conf., 1972, January
10—13. Abstracts 136.
21. Eugster O. Li, Be and В abundances in fines from the
Apollo 11, Apollo 12, Apollo 14 and Luna 16 missions.—
Third Lunar Sci. Conf., 1972, January 10—13. Abst-
racts 226.
22. Hubbard N. I., Gast P. W. Chemical composition of
Apollo 14 materials and evidence for alkali volatiliza-
tion.— Third Lunar Sci. Conf., 1972, January 10-13.
Abstracts 361.
23. Jackson P. F. S. et al. The analysis of lunar material
returned by Apollo 14.— Third Lunar Sci. Conf., 1972,
January 10—13. Abstracts 377.
24. Reed G. W. et al. Concentration and lability of the ha-
logens, plotinum metals and mercury in Apollo
14 samples.— Third Lunar Sci. Conf., 1972, January
10—13. Abstracts 559.
25. Wanke H. et al. Multielement analysis of Lunar
samples.— Third Lunar Sci. Conf., 1972, January
10-13. Abstracts 688.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
А. П. Виноградов
О ГЕНЕЗИСЕ
РЕГОЛИТА
ЛУНЫ
На основании сопоставления минерального и хими-
ческого составов реголитов с составами первичных маг-
матических пород Луны показано, что морской рего-
лит обогащается алюминием и обедняется железом,
титаном, хромом. Этот эффект не может быть объяснен
только примесью материкового анортозитового мате-
риала. Вся совокупность геохимических данных поз-
воляет говорить о значительной роли глубинной диф-
ференциации вещества магмы в формировании состава
первичных лунных пород и, соответственно, состава
реголита. При образовании реголита первостепенное
значение имеют процессы вскипания магмы при из-
лиянии ее на лунную поверхность. Удары микроме-
теоритов являются другим важным фактором.
По-видимому, вся поверхность Луны, как на
видимой, так н на обратной стороне, покрыта
слоем рыхлого разнозернистого порошка — рего-
лпта. На основе изучения образцов реголпта, до-
ставленных в разное время «Луной-16» и «Лу-
пой-20», «Аполлоном-11», «Аполлоном-12»,
«Аполлоном-14» п «Аполлопом-15», можно ви-
деть по крайней мере три разных типа реголпта,
нахождение которых па поверхности Лупы при-
урочено к различным ее территориям. Морской
реголит приурочен к лунным морям, которые он
покрывает, п, таким образом, распространен пре-
имущественно па видимой стороне Луны. Мор-
ская поверхность Луны занимает 16,10% всей
поверхности Луны. Причем на видимой стороне
она составляет 29,76% и на обратной 2,44%
[10]. Мощность морского реголита строго не
определена. Вероятно, она несколько изменяет-
ся и растет от берега моря к его центру. Боль-
шинство исследователей считают, что мощность
морского реголпта находится где-то в пределах
до нескольких метров (в центральной части мо-
рей). Некоторые полагают, что мощность до-
стигает 30—50 м, и, наконец, некоторые по изу-
чению контрастных фотографий поверхности
Луны допускают еще большие мощности рего-
лпта [11], что маловероятно. При изучении
морфологии частиц реголита «Луны-16» из Моря
Изобилия мы обратили внимание на две основ-
ные совокупности частиц. Реголит темного цвета
(почти до черного) содержит частицы магмати-
ческих пород типа базальтов, имеющие свежий
облик, подобный наблюдающемуся на свежераз-
дробленных образцах неизмененных земных гор-
ных пород. На них нет следов окатанности, они
обладают угловатыми формами. Частицы друго-
го типа несут явные следы оплавления, среди
них много спекшихся частиц, сложных форм,
остеклованных с поверхности, заметное коли-
чество сферических оплавленных образований,
шариков, очевидно, застывших пз жидкости
в состоянии ротации, в динамических условиях.
Они имеют стеклянный пли металлический об-
лик. Все эти частицы габбро, базальтов, анор-
тозитов, мпкробрекчий, шлака, спеков, стекла,
монозерна, шарики п другие имеют размеры от
нескольких миллиметров до долей микрона. Они
показаны па рисунке (см. цветные табл. II.
рис. 1 и табл. Ill, рпс. 1). Подобный состав
имеет и морской реголит, доставленный «Апол-
лоттом-11», «Аполлоном-12», а также частично
«А пол лоном-15» пз Моря Спокойствия, Океана
Бурь и из горного района Hadley Delta (см.
рис. 1, стр. 9, наст, сборник). Иными словами,
морской реголит пз разных морей имеет одно-
образный характер. Основными минералами
этой породы — морского реголита — являются
плагиоклазы, пироксены, ильменит, меньше оли-
вин. Количество пх в реголите разных морей,
как мы увидим ниже, несколько колеблется. Со-
вершенно парадоксальный характер по совокуп-
ности частиц имеет реголит пз высокогорных,
материковых областей Луны. Наиболее харак-
терным в этом отношении является реголит, до-
ставленный «Луной-20» из горного района, с пе-
решейка, отделяющего Море Изобилия от Моря
Кризисов (см. рис. 1, стр. 9, наст, сборник).
О генезисе реголита Луны
349
Важно заметить, что место забора пробы «Лу-
ны-20» находится на материке по прямой в
120 км севернее от места забора пробы «Лу-
пы-16», пли в 35 км от ближайшей точки север-
ного побережья Моря Изобилия. Реголит из ма-
териковой провинции имел цвет серый до свет-
ло-серого, т. е. был значительно светлее, чем
морской реголит «Луны-16». Альбедо материко-
вого реголита колебалось от 0.12 до 0,23, в то
время как у морского реголита «Луны-16» аль-
бедо составляло 0,107. Среди частиц пробы «Лу-
ны-20», особенно крупных, отмечалось очень
большое количество полевошпатовых частиц и
частиц тина анортозита, изредка троктолита.
Зто основная фракция реголпта «Луны-20», тог-
да как в материале «Лупы-16», да и в реголите
«Аноллопа-11», «Аполлона-12» п «Аполлопа-15»
содержание подобных светлых частиц составля-
ло лишь несколько процентов (1—5%). В рего-
лите «Луны-20» частицы базальтовых пород,
габбро находились в значительно меньшем ко-
личестве. Оплавленных, ошлакованных частиц
и, в частности, стеклянных шариков было не-
сравнимо меньше, чем в морском реголите. Ско-
рее можно сказать о некоторой окатанностп
отдельных частиц реголита «Лупы-20». Средн
анортозитовых пород характерно присутствие
пород эффузивного облика тппа апортозпто-ба-
зальтов и др.
Как мы ниже увидим, в топкой фракции это-
го реголита содержалось много полевошпатового
материала, мало ильменита, но несколько боль-
ше оливина и минералов из группы шпинелей,
чем в реголите «Луны-16». Наконец, можно
ожидать существования третьего тппа реголпта
пз областей со сложной геологической ситуаци-
ей, где имела место смена пород морской фор-
мации па материковую пли наоборот. Колонки
реголпта из подобных областей имели страти-
графическое расчленение [12]. Примером мо-
жет служить реголит, доставленный «Аполло-
ном-14» пз горной области Фра-Мауро, богатый
пластическим материалом. Наиболее характерно
высокое содержание в этом реголите AI2O3 и не-
высокое содержание СаО (А12Оз/СаО = 1,7, тог-
да как для реголпта «Луны-20» это отноше-
ние ~ 1.4). Я хочу заметить, что такое соотно-
шение, вероятно, явилось результатом смешения
материала морского и материкового характера
или их чередования. И вместе с тем это не ука-
зывает па общий мощный процесс смешения, по-
скольку такой тип реголита приурочен к про-
странственно ограниченным сложным областям
лунных провинций. Реголиты морские и матери-
ковые имеют хорошо видимую границу, напри-
мер, линия контакта реголита Моря Изобилия и
материкового материала, откуда была доставле-
на проба «Луны-20». В реголите, доставленном
«Луной-20», полевошпатовая молекула по весу
составляет 50 — 60%, а в морском реголите со-
седней области Моря Изобилия, доставленном
«Лупой-16», не больше 5%. Таким образом, за-
ранее можно сказать, что материал реголпта
возникает на месте и не разносится подобно вул-
каническим пеплам на Земле на отдаленные
расстояния. Как большинство исследователей
допускают, реголит «Луны-16» имел непосредст-
венный контакт с подстилающим его морским
базальтом. Разнообразные частицы реголпта бы-
ли очень детально изучены морфологически,
например, в отношении напряжений, следов
удара метеоритов, действия галактического из-
лучения, температуры, а также и по своему пет-
рографическому и минералогическому составу
[13]. Поэтому мы не будем здесь приводить
этих данных, отсылая читателя к оригиналам.
Вместе с тем я хотел бы заметить, что явления
полиморфизма минералов, возникающего под
влиянием давления, ударов пли нагрева, не было
замечено.
Химический и минералогический состав ре-
голита. Реголит морских областей, доставленный
пз Моря Спокойствия [7], Океана Бурь [8], а
также реголит из Hadley Delta, доставленный
«Аполлоном-15» [12], и, наконец, реголит Моря
Изобилия—«Луны-16» [13] имеют общий ха-
рактер, типичный для морского реголита Луны.
Для иллюстрации приведем табл. 1. Более де-
тально с химическим составом можно познако-
миться в статье, напечатанной в этом сборни-
ке [15], и, конечно, по многим публикациям
в Proceedings of the Apollo 11 Lunar Science
Conference, 1970; Proceedings of the Second Lu-
nar Science Conference, 1971.
Состав морского реголпта характеризуется
относительно высоким содержанием Fe. Ti,
а также Ni, Сг. Содержание всех этих элемен-
тов в реголитах разных морей несколько колеб-
лется. Так, наибольшее содержание FeO отме-
чается в реголите Океана Бурь, а максимальное
содержание TiO2 — в реголите Моря Спокойст-
вия и т. д. В соответствии с этим, например, ма-
териал реголпта Океана Бурь содержит больше
и других мафических элементов, больше оли-
вина и меньше ильменита и т. д. Отмечается
небольшое (по сравнению с земными толепто-
выми базальтами) содержание в реголите ще-
лочей. Было высказано мнение о потере пх при
процессе образования реголита при высокой
температуре. Потеря щелочей при нагревании
горных пород хорошо известна. Но очень мало
оснований полагать, что щелочи диссипируют
350
А. П Виноградов
с Луны, как указывают некоторые авторы. Ма-
лое содержание щелочей, специфичное для лун-
ной магмы, указывает вообще на малое содер-
жание и других летучих. Содержание других
макроэлементов, таких, например, как Са, Mg,
Si, Al, в общем мало колеблется в морском рего-
лите. Совершенно иной состав имеет материко-
вый реголит «Луны-20». В нем резко увеличено
содержание анортозита, т. е. полевошпатовой
молекулы, поэтому имеет место высокое содер-
жание А120з. Реголит в основном представлен
анортозитовыми породами пли их аналогами.
Поэтому одновременно наблюдается исключи-
тельно высокое содержание СаО 17,3% и высо-
кое отношение А12Оз/СаО = 1,4, a FeO и MgO
содержится относительно очень мало. Содержа-
ние TiO2 — лишь доли процента. Заметно умень-
шается и содержание других мафических эле-
ментов, TR не следуют за СаО. Наконец, третий
тип (первичные породы его иногда называют
неморскими базальтами) представлен составом
реголита, например, из области Фра-Мауро, па
материке (см. рпс. 1, стр. 9, паст, сборник).
В нем в общем выше содержание А120з, чем
в типично морском реголите, при относительно
невысоком содержании СаО (А12Оз/СаО вслед-
ствие этого высокое — 1,64). Содержание FeO
заметно ниже, а ТЮ2 ~ 1,8%. Привлекает вни-
мание высокое содержание Ni и платиноидов во
всех типах реголита [15]. О некоторых элемен-
тах, встречающихся в малых количествах, я ска-
жу при сравнении состава реголита с составом
кристаллических пород, являющихся источни-
ком реголита.
Состав первичных кристаллических пород
Луны — источников разнозернистого материала
реголита. В морских лунных областях источни-
ком реголита являются изверженные кристал-
лические породы класса базальтов, различаю-
щиеся для отдельных морских областей по
структуре, несколько варьирующие по составу,
а также брекчии пз этих пород. Для Моря Спо-
койствия описаны главным образом два типа
базальтов: мелкозернистые изверженные крис-
таллические породы — базальт п среднезернп-
стып базальт (габбро). В Океане Бурь выделя-
ются мелкозернистый с пузырьками базальт и
среднезернистый.
В Море Изобилия также встречаются два ти-
па базальта с мелкозернистой структурой п
крупно (средне) зернистой — габбро. Базальты
разных типов и морей несколько различаются
по минералогическому п химическому составу,
что сегодня хорошо известно [7—9]. Для иллю-
Таблица 1. Содержание макроэлементов (в %) и некоторых микроэлементов (в ч. н. млн.) в лунном
материале [7—9]
Монолитные кристаллические породы Реголит
Компо- нент «Апол- лон-11», обр. 10044 «Апол- лон-12», обр. 12063 «Апол- лон-14», базальт 14053 «Анол- «Луна-16», лон-15», базальт обр. 15556 (среднее) «Луна-20» анортозит . «Апол- «Апол- лон-11», лон-12», обр.10084 обр.12070 «Апол- лон-14» (сред- нее) «Апол- «Луна-16» лон-15», (сред- обр. 15601 нее) «Луна-2<’'>. обр. 4-1
SiO2 42,8 44,5 48 45,11 42,95 44,2 41,9 45,8 48,0 45,05 41,90 44,4
А12О3 11,84 9,3 12 9,43 13,88 19,1 12,97 12,6 18,0 10,20 15,33 22,9
FeO 17,15 21,6 16 22,25 20,17 6,91 15,48 16,38 10 19,79 16,66 7,03
TiO2 10,5 4,67 1,5 2,76 5,5 0,52 7,9 2,6 1,8 1,98 3,36 0,56
MgO 6,47 8,4 8,4 7,73 6,05 13,37 7,97 9,86 9,9 10,89 8,78 9,70
СаО 7,34 13,6 120 10,83 10,8 13,3 11,34 10,64 И 9,79 12,53 15,2
NaO 0,48 0,30 0,38 0,20 0,23 0,48 0,42 0,42 0,57 0,29 0,34 0,55
К2О 0,10 0,08 0,14 0,03 0,16 0,47 0,13 0,23 0,52 0,10 0,10 0,10
р2о5 — — — 0,08 0,14 0,17 — — — 0,11 0,12 0,14
Sr 151 130 180 107 433 86 174 140 206 109 220 108
Rb (5,1) 1,1 2 — 1,3 3,7 3,0 8,7 13 3,1 1,9 4,0
Cr 1300 2580 3000 — 1640 1220 1830 2270 1400 3920 1910 720
Co И 39 48 — 21,7 27 27,2 41,5 44 — 41 18
Ni <10 49 14 — ИЗ 189 280 200 304 — 171 194
У 150 50 90 — 90,5 110 150 135 210 47 70,4 54
Ce 44 19 — — 45 5,2 47 86 — — 40,8 14
Pb 3 0,4 — — 0,3 0,15 6 2,6 — — 4 1,0
Th 0,98 0,82 2,24 0,5 — — 1,61 5,52 14,5 4,2 0,80 1,5
U 0,28 0,24 0,64 0,15 — — 0,35 1,69 3,9 1,0 0,25 0,5
О генезисе реголшпа Луны
351
страции можно воспользоваться табл. 1. Все
морские базальты богаты мафическими элемен-
тами — Fe и др. по сравнению с примитивными
базальтами Земли. Например, содержание Fe
наибольшее в базальтах Океана Бурь, содержа-
ние же Ti максимально в базальтах Моря Спо-
койствия и т. д. Для нас здесь важно отметить
не различия состава базальтов разных морей,
а известное соответствие состава между местным
типом морского базальта п составом расположен-
ного на нем реголпта. Действительно, если мы
обратимся к содержанию в базальтах разных мо-
рей мафических элементов, например Fe, Мп, V,
Mg, Сг и др., то пх содержание в местном рего-
лите будет заметно ниже, чем в кристалличес-
кой породе. Это особенно заметно по содержа-
нию FeO. Совершенно так же ведет себя ТЮ2.
Высокому содержанию ТЮ2 в базальтах Моря
Спокойствия отвечает хотя и несколько пони-
женное, но максимальное для реголптов Луны
содержание ТЮ2. Вместе с тем к этой законо-
мерности добавляется еще и другая тенденция
в различии состава кристаллических пород и ре-
голпта соответственно того или иного моря, а
именно, увеличение содержания в реголите по
отношению к местному базальту данного моря
литофильных элементов и прежде всего AI2O3,
затем часто ТВ и особенно U, Th и др. (см. [15]).
Это краткое сравнительное рассмотрение
состава кристаллических базальтов и реголита
того пли другого моря позволяет считать, что
1) реголит морских областей генетически свя-
зан с местными базальтами и 2) при образова-
нии реголпта происходит некоторая дифферен-
циация и изменение его состава — уменьшение
содержания в нем мафических элементов и TiO2
и значительное увеличение А12О3 и некоторых
других литофильных элементов. Особенно инте-
ресную информацию содержит характер распре-
деления микроэлементов в системе базальт —
реголит. Мы ниже еще вернемся к способу об-
разования реголита. Рассмотрим сейчас вопрос
о том, какой еще материал, помимо местных
изверженных кристаллических пород, участвует
в образовании реголита. В составе реголита мо-
рей отмечалось постоянное присутствие частиц,
богатых полевошпатовой молекулой,— анорто-
зитов или их аналогов, с высоким содержанием
А1 и Са. Несомненно, этот материал, как мы уже
видели, пришел из материковых областей. Но
его содержание в морском реголите составляет
не больше 5%; допускается, что, помимо непос-
редственно видимых фрагментов анортозита,
он может быть заключен в какой-то мере в брек-
чиях. Кстати сказать, почти все, что относится
к составу реголитов, может быть отнесено и к
составу брекчий. Вот почему возник вопрос о
том, что реголит является основой образования
морских микробрекчий.
Большее внимание привлекал вопрос о пае
вещества метеоритов в составе реголита. Как
нами, так и многими исследователями было по-
казано нахождение в морском реголите вещест-
ва метеоритов [5, 6], прежде всего в виде кусоч-
ков железо-никелевого сплава [3] размером
обычно в доли миллиметра, а также в виде вы-
делений Fe внутри стекол и других подобных
материалов реголита. Анализ этих кусочков по-
казал, что это сплав FeNi с содержанием Ni, Се
с резким колебанием в содержании Ni от 3 до
35%. На причинах этого явления, па роли мп-
крометеорптов мы остановимся ниже. Рентге-
новский анализ показал наличие в сплаве не-
редко двух полиморфных форм камасита и тэни-
та, характерных для метеоритного железа.
Соответственно содержание Ni в тэнитах дости-
гало 35% [3]. Отмечалось высокое содержа-
ние Ni во всех пробах реголита, в среднем до
300 ч. н. млн. по сравнению с его содержанием
~ 50 ч. н. млн. в изверженных кристалличес-
ких породах (табл. 2).
Вместе с тем в реголите содержались в более
повышенном количестве (на порядок больше,
чем в кристаллических породах) Au, Os, Ir, Pd
п другие платиноиды, т. е. они могли быть ис-
пользованы в качестве меченых атомов. Это
позволило вычислить количество привлеченно-
го в реголит FeNi метеоритного сплава пли хонд-
ритового материала (табл. 3).
Для расчета было принято среднее содер-
жание в FeNi сплаве метеоритов 8% Ni и, со-
ответственно, содержание Fe, Au, Os, Ir и Pd на
основе как расчетов, так и наших непосредст-
венных определений платиноидов в хондритах,
в их главных фазах [17].
Как видно пз этих расчетов, в реголите содер-
жится ~ 0,25% FeNi метеоритного сплава
пли ~ 2,5% хондритового материала. Необхо-
димо сказать еще несколько слов о Fe в рего-
лите. Оно в виде FeO находится в соединениях
силикатной фазы реголита, а также в FeTiO3 и
др. фазах. Затем мы встречаемся с кусочками
FeNi, ассоциированными со стеклом в реголите,
причем содержание Ni, как я сказал выше, за-
метно колеблется в них. Наконец Fe встречает-
ся в мелко диспергированном виде (30— 100 А) в
поверхностном слое частиц реголита, что было
обнаружено нами путем рентгеноэлектронного
анализа [14]. Относительное содержание в этом
слое диспергированного железа, т. е. концентра-
ция, значительно повышено, и это отмечается
не только для реголпта «Луны-16», «Аполло-
352
Л. П. Виноградов
Таблица 2. Содержание никеля в морских
породах Луны (в ч. н. млн.)
Район Кристалли- ческие породы — базальты Брек- чии Рего- лит Автор*
Морр Спокойствия 10 370 280 \V a nke
54 200 200 Rose
28 32 150 Compston
4 162 117 Brown
50 — 200 Ha ra in п га
6,5 (А) 2,7 (В) 202 185 Annell
43 (А) 60 170 Morrison
75 (В) 15 100 150 Turekian
Океан Бурь 19 (А) 190
15 (В) 230 Morrison
57 — 164 Bouchet
40 225 250 Taylor
31 — 160 Willis
Море Изобилия 79 — 180 Виноградов
Среднее 33 210 185
* Т'гос. Apollo И Lunar Science Confer., 1970. . Proc . second Lunar
Science Confer., 1971.
Таблица 3. Содержание платиноидов и золота
па-11» и «Аполлона-12», но особенно для рего-
лпта «Луны-20», т. е. реголпта материкового
происхождения. Это Fe, по-впдпмому, содержит
мало Ni. Но наиболее удивительным фактом бы-
ло обнаружение его пассивности к О2. Это дис-
пергированное Fe при обычной температуре не
окисляется кислородом воздуха. Нечто подобное
было замечено Housley и др. [4]. Оно, по-види-
мому, в реголите практически свободно от
Ni, что, однако, требует тонкой проверки.
Источника первичных кристаллических по-
род материкового реголпта мы пока не знаем.
Предполагается, что ими являются анортозито-
вые породы, поскольку различные фрагменты
материкового реголпта представлены разнооб-
разными анортозитовыми породами — габбро-
анортозитами, анортозитовым габбро, троктоли-
том. Известны гипотезы о первичной анортози-
товой коре Лупы. Однако, строго говоря, мы не
знаем происхождения анортозитов. Обнаруже-
ние анортозита в высокогорных провинциях
Луны воскресило старые идеи о первичной анор-
тозитовой коре Земли и, следовательно, Луны.
Анортозиты, как известно, встречаются на Зем-
ле в архее (возраст 3 • 109 лет) и особенно в про-
терозое, преимущественно в виде массивных
пли стратиформных пород на щитах. Windley
в породах Луны и в метеоритах (в ч. н. млрд.)
Источник
Породы и место взятия, номер пробы
Базальты Луны
«Аполлон-11», 10030 1,5 0,027 0,075 [21]
«Аполлон-12», 12063 1,0 (1,3) (2,9) [22]
«Аполлоп-14», 14321 0,001 0,0011 0,0006 [24]
«Аполлон-15», 15597 Анортозит «Луна-20», 2007-014 — 0,0072 0,045 [23] Насг. работа
«Аполлон-15», 15415 Брекчии 13,0 0,010 0.117 [23]
«Аполлон-11», 10048 13,0 6,88 2,66 [21]
«Аполлон-12», 12073 10,2 8,8 2,7 [22]
«Аполлон-14», 14365 Реголит 0,015 0,01 0,0067 [24]
«Аполлон-11», 10084 11,0 7,62 4,15 [21]
«Аполлон-12», 12001 9,0 И 2,6 [22]
«Аполлон-14», 14163 0,028 0,019 0,0061 [24]
«Аполлоп-15», 15601 0,0062 0,0041 0,0016 [23]
«Луна-16» <100 25 — [13]
«Луна-20» (анортозитовый) 245 И —
Каменные метеориты (хондриты) 696* 596* 161,6* [25]
Fe-Ni фаза метеоритов (хондритов) 370 280 100 [26]
* Средние значения вычислены по данным, приведенным в работе [25].
О генезисе реголита Луны 353
[18] описывает третий тип анортозитов на Зем-
ле в областях регионального метаморфизма.
Все они содержат мало мафических элементов:
Fe, Мп, V, а также Ti и т. д. и много А1, Са. Ино-
1да много Сг, но в материковом реголите Сг
обнаруживается меньше, чем в морском ре-
голите.
В анортозитовом реголите также много Ni
(~200 ч. н. млн.) и включений металлического
железа разного происхождения. Он также со-
держит еще более высокую концентрацию пас-
сивированного Fe на поверхности частиц рего-
лита. Нам представляется, что анортозит обра-
зуется в процессе кристаллизационной диффе-
ренциации основной габбро-базальтовоп магмы.
Выделение анортозита на поверхности Луны
происходит при быстром излиянии магмы, при
высокой температуре и в условиях высокого ва-
куума на поверхности Луны. Однако, как пока-
зал Yoder [19], это требует большого содержа-
ния воды в магме. В этом процессе идет выделе-
ние ГеТЮз в остатке магмы. Вместе с тем в
системе диопсид — анортит идет выделение
анортита и в отсутствие Н2О или когда ее содер-
жится мало, но при более высокой температуре
(1274° С). Очевидно, эта проблема образования
анортозита пз основной магмы займет сейчас
внимание наших петрологов. Наконец, несколь-
ко слов об источнике веществ реголпта с высо-
ким содержанием А12О3, но не с высоким содер-
жанием СаО пз пород высокогорных областей
Луны, например из области Фра-Мауро («Апол-
лоп-14»). Авторы эти породы называют иногда
< поморскими базальтами». Они очепь похожи
на брекчии, и для них главной чертой является
их пластический характер, они мало сортирова-
ны. Нам представляется, что это промежуточ-
ные смешанные породы пластического типа,
источник которых был материалом и материко-
вых, п морских базальтов.
Обсуждение и выводы. Рассматривая эндо-
генные процессы на Лупе, мы не можем уходить
от сравнительного анализа событий в системе
Земля — Лупа. Мы должны отказаться от пред-
ставлений от том, что Луна либо выделилась па
какой-то стадии развития пз материала Земли,
либо причалила к Земле, например, пз астероид-
ного пояса, или чего-либо подобного. Луна
имеет почти круговую орбиту. В обоих выше-
приведенных гипотезах о приближении к Земле
или удалении от нее был момент торможения
малого тела, и по законам небесной механики
Лупа оказалась бы на эллиптической орбите.
Но этого пе случилось. Поэтому можпо пред-
положить, что Луна образовалась подобно мно-
гим астероидным телам лунного размера путем
23 Лунный грунт
аккреции холодного вещества из протопланет-
ного облака вблизи Земли, независимо от ве-
щества Земли. Плотность Луны 3,34, т. е. ниже
плотности метеоритов — хондритов. Масса
Луны (представляя ее по составу подобной
хондритам) примерно в 45 раз меньше массы
силикатной фазы Земли. Теплопроводность по-
род Луны заметно ниже теплопроводности более
окисленных и содержащих больше ЩО и других
летучих кристаллических пород Земли. Содер-
жание U, Th, К в недрах Луны не может быть
определено по их нахождению в базальтах ко-
ры Луны. Поток тепла с ее поверхности ниже,
чем у Земли. На историю распределения тепла,
генерируемого радиоактивным процессом, по-
впдпмому, влияет отсутствие металлического яд-
ра в центре Луны. На это, в частности, указывает
и значительное по сравнению с породами коры
Земли содержание FeO в выплавленных породах
Луны. Действительно, на земле базальты имеют
в среднем 7% Fe, для морских базальтов Луны
содержание Fe до 17% и выше. Следовательно,
при излиянии базальтов па Лупе была использо-
вана значительная масса Fe. Нужно вспомнить,
что средний состав хондритов имеет ~12% Fe
в виде FeO. Вместе с тем вхождение FeO в со-
став силикатных пород, выплавленных на по-
верхности Луны, понижало температуру их плав-
ления. Но температура плавления морских ба-
зальтов приближается к 1100—1200° С. Это,
по-видимому, связано с малым содержанием
летучих в магме. Мы не знаем мощности вы-
плавленной коры Луны. Допускают, что эти мощ.
пости достигают 25—50 км и больше, что со-
ставило бы более 3% мощности пород Луны.
На Земле мощность выплавленного слоя — зем-
ной коры — составляет меньше 1 % от мощности
мантии. Это указывает, что даже при равных
условиях содержания летучих в Земле и Луне
на последней их пай на единицу массы излитой
магмы значительно меньше. Наконец, сколько
бы летучпх Н2О, СО2, Н2 и других веществ пи
выделялось с магмой на Лупе, они легко
диссипировали в космический вакуум. В пузырь-
ках древних лунных пород были обнаружены
многие вульгарные газы, и их давление значи-
тельно отличалось (0,126 мм рт. ст.) от ваку-
ума на поверхности Лупы [1]. Все это позволя-
ет думать, что излияние магмы па Луне проис-
ходило при более высокпх температурах, чем
па Земле, и ее проникновение иа поверхность
Лупы сопровождалось резким вскипанием и шло.
возможно, подобно процессу взрывных вулканов
па Земле. Сопоставленпе содержания Al, Ti, U
и других химических элементов в базальтах ко-
ры Луны с вероятным их содержанием во всей
354
A. IT. Виноградов
Луне указывает на то, что мощность коры Лупы
не превышает 15—20 км.
Лунные круглые моря — области депрессий,
которые заливались потоками лавы. Можно бы-
ло бы и дальше при рассмотрении процесса обра-
зования реголпта исходить из этой простой исти-
ны. По с этими круглыми циркулярными моря-
ми, как показали Muller и Sjogren, связано уве-
личение силы гравитации. Под их поверхностью
обнаруживается на глубине 50 км и глубже
увеличение силы тяжести, так называемые
масконы. Это было показано для лунных морей
видимой стороны, обращенной к Земле, т. е. на
выпяченной к Земле стороне Лупы — моря 1m-
brium, Serenitatis, Humorum, Nectaris, Crisium,
Orientales [20]. Единственное возможное объяс-
нение появления гравитационной аномалии в
районе этих лунных морей — падение метеори-
тов или, что еще правдоподобнее, падение са-
теллитов Луны в раннюю ее историю. Это, ко-
нечно, гипотеза, однако она заставляет поста-
вить вопрос, не связано ли образование морско-
го реголита с этим процессом. Возраст реголита
в целом ~4,6 • 109 лет [16]. Маловероятно, что-
бы этот одноактный процесс был причиной об-
разования реголита. Но депрессии, если допус-
тить падение сателлитов или метеоритов (про-
должавшаяся аккреция), были подготовлены
для затопления их в будущем базальтовой ла-
вой. Теперь мы можем непосредственно обра-
титься к образованию реголпта. Наиболее су-
щественным обстоятельством являются разли-
чия состава целого реголита от генетически свя-
занной с ним кристаллической породы — базаль-
та. Это различие, как мы видели, для морского
реголита состоит в том, что в нем уменьшается
количество мафических элементов, прежде всего
Fe, затем Ti, Сг и других, и значительно увели-
чивается содержание А1 и других литофильных
элементов. Это напоминает схему кристаллиза-
ционной дифференциации основных пород.
Уменьшение содержания Fe пли Ti и увеличение
А1 пли Th и U в реголите против их содержания
в массивных породах, на которых оп образовал-
ся, достигает 30%, а иногда полупорядка п даже
порядка содержания (например, Th, U и др.).
Это пытались объяснить возможным «разбав-
лением» морского реголита привпосом анорто-
зита. Но совершенно простые расчеты показы-
вают, что при известном содержании анортозита
и морском реголите это просто невозможно. Да-
лее предлагали объяснить изменение состава ре-
голпта за счет пая метеоритного вещества. Но,
как мы уже видели, этот пай чрезвычайно мало
прибавляет вещества к реголиту. Если предполо-
жить дифференциацию состава реголита в ре-
зультате соударения метеоритов с базальтовыми
породами Луны и фракционирование базальтов
с образованием более бедной мафическими
элементами части реголпта, то где другая часть
вещества, возникшая в ходе этого процесса, бо-
лее богатая мафическими элементами? Мне
представляется, что процесс образования мор-
ского реголита — результат дифференциации ве-
щества магмы, вскипания лавы, когда она про-
рывает кровлю и оказывается на поверхности
Луны в условиях высокого вакуума. Излияние
лавы сопровождается одновременно ее кипени-
ем и дроблением на мелкие частицы подобно
взрывам. На Земле тепло вулканов легко от-
водится благодаря теплопроводности атмосферы
и т. д. На Луне нет условий для быстрого сбро-
са тепла на ее поверхности, и потому тепло
магмы и лавы обращается на оплавление час-
тиц реголита. Дифференциация и образование
реголита восполняются огромной массой
базальтовой магмы или лавы. Мы экспе-
риментально могли показать образование оплав-
ленных частиц, если расплавленный базальт
быстро оказывался в условиях высокого ваку-
ума. Причем FeO восстанавливалось до Fe и ок-
рашивало сфероиды и т. д., образовывались час-
тицы «реголита», которые наблюдаются для лун-
ного материала. Вероятно, все колонки реголпта
должны иметь стратификационные прослойки,
что в общем хорошо видно на колонках, уже
взятых на лунном материке [12]. Различные
слои реголпта вместе с тем подвергаются дей-
ствию микрометеоритов, солнечного и галак-
тического излучения, экспозиционный возраст
слоев различен и определяется миллионами лет
[13]. Содержание нейтральных газов, треков
тоже является функцией экспозиции. Все это
вместе указывает на существование слоев рего-
лита разного, но древнего возраста, иными сло-
вами, эти слои могли быть из разных потоков
лавы. Образование материкового (или анорто-
зитового) реголита — еще более спорный во-
прос, п нужно подождать, когда появятся в на-
ших руках кристаллические лунпые анортози-
товые породы. Несомненно, они деградируют
под влиянием многочисленных лунных факто-
ров «выветривания» [13].
Наконец, еще несколько слов о роли метеори-
тов в образовании реголпта. Мне представляется,
что удары микрометеоритов о поверхность Лу-
пы в смысле глубокого разрыхления ее порол —
значительный дополнительный эффект. Мор-
ской реголит и материковый (анортозитовый
образуются пз разного первичного материала и.
как я выше указывал, в разных процессах. Ула-
ры мпкрометеоритов поэтому не сглаживают их
О генезисе реголита Луны
355
морфологических п других особенностей. Напри-
мер. экзоэлектроппая эмиссия частиц анорто-
зитового реголпта «Лупы-20» на порядки выше
4мпсспп частиц морского реголпта «Луны-16»,
или число треков в минералах реголпта «Лу-
ны-20» на несколько порядков меньше, чем в
реголите «Лупы-16» и т. д. Помимо некоторой
добавки вещества к реголиту, кстати сказать,
по-видимому, одинаковой как к морскому, так и
к анортозитовому, удары микрометеоритов
(крупных кусков метеоритов пока не было об-
наружено), несомненно, оказывают специфичес-
кое влияние на морфологию частиц реголита
благодаря тепловому взрыву, образованию ми-
крократеров, отверстий в частицах, шоковым
эффектам. Очень разнообразно поведение в этом
процессе железа. Появляется металлическое же-
лезо с различным содержанием Ni, причем ка-
кая-то часть наблюдаемого железа восстанав-
ливалась при повышенной температуре пз FeO
силикатов. Оно содержит мало Ni или совсем
его не содержит. Вместе с тем Fe в первую оче-
редь легко окисляется. В этих сложных хими-
ческих процессах придется еще детально разо-
браться.
Литература
1. Долгов Ю. А., Шугурова Н. А. Результаты исследо-
ваний газов из включений в лунных стеклах.—
Наст, сборник, стр. 356.
2. Gievarry J. J. Thermal history of the Moon.— Nature,
1970, 225, 623.
3. Goldstein J. I., Jakowitz N. Metallic inclusion and me-
tal particles in the Apollo 12 lunar soil.— Proc. Se-
cond Lunar. Sci. Conf., 1971, 1.
4. Housley R. M.f Blonder M., Abdel-Gaward M.,
Grant R. M., Muir A. H., Jr. Mossbauer spectroscopy of
Apollo 11 samples.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
1970, 3, 2251.
5. Ильин H. П., Лосева Л. E.} Сенин В. Г. Рентгено-
спектральный микроанализ состава индивидуаль-
ных частиц лунного реголита.— Наст, сборник,
стр. 209.
6. Макаров Е. С., Иванов В. И., Макеева В. И., Тобел-
ко К. И., Букин В. И., Волкова А. Я., Кузнецо-
ва Г. А., Кузнецов Л. М. Рентгенографическая иден-
тификация минералов лунного реголита, доставлен-
ного автоматической станцией «Луна-16».— Наст,
сборник, стр. 148.
7. Proc. Apollo И Lunar Sci. Conf., 1970.
8. Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971.
9. Preliminary Examination of Lunar Samples from
Apollo 14- Science, 1971, 173, № 3998, 681.
10. Родионов Ж. Ф., Волков А. П. Проблемы метромет-
рических исследований лунной поверхности.— Те-
зисы Симпозиума по физике Луны и планет. Киев,
1968, стр. 28.
11. Shoemaker Е. М., Halt М. И.. Swann G. A., Schlei-
cher D. Z., Schaber G. G.. Goddard E. N., Waters A.,
Sutton R. C., Dahem D. H. Origin of lunar regolith at
Tranquillity Base.— Proc. Appollo 11 Lunar Sci. Conf..
1970. 3, 2399.
12. The Apollo 15 Lunar Samples. Preliminary descrip-
tion.— Science, 1972. 175, № 4020, 363.
13. Виноградов А. И. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16».— Геохимия. 1971. № 3, 261.
14. Виноградов А. И.. Нефедов В. И., Урусов В. С., Жа-
воронков И. М. Рентгепоэлектронпое исследование
лунного реголита из морей Изобилия и Спокойст-
вия.- Докл. АН СССР, 1972, 207, № 2.
15. Виноградов А. П., Чупахин М. С., Шевалеев-
ский И. Д., Беляев Ю. И. Химический состав рего-
лита «Луны-16».- Наст, сборник, стр. 264.
16. Виноградов А. П., Артемов Ю. А. Абсолютный воз-
раст материала лунного реголита из Моря Изоби-
лия.- Наст, сборник, стр. 455.
17. Виноградов А. П., Лаврухина А. К., Ганиев А. Г.,
Сильванович Ю. А., Рахимов X. Р. Распределение
платиноидов и золота между разными фазами ме-
теоритного вещества.- Геохимия, 1972, № 3.
18. Windley, Anorthosites on the Early Crust of the
Earth and of the Moon.— Nature, 1970, 226, 333.
19. Yoder H. S. Phlogopite: synthesis and stability ran-
ge.— Ceochim. Cosmochim. Acta, 1954, 6, 157.
20. Muller P. M., Sjogren W. L. Maseons: Lunar mass
concentrations.— Science, 1968, 161, № 3842, 680.
21. Ganapathy R.f Keays R. R., Laus J. C., Enders E. Tra-
ce elements in Apollo 11 lunar rock: implications for
meteorite influx and origin of Moon.— Proc. Apollo
11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2, 1117.
22. Wanke H., Wlotzka F., Baddenhausen H. et al. Apol-
lo 12 samples: chemical composition and its relation
to sample location and exposure ages, the two compo-
nent origin of the various soil samples and studies on
lunar mettallic particles.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., 1971, 2, 1187.
23. Morgan J. W., Krahenbuhl U., Ganapthy R., An-
ders E. Trace elements in Apollo 15 samples: impli-
cations for meterite influx and volatile depletion on
the Moon.— Proc. Third Lunar Sci. Conf., 1972, 2,
1361.
24. Wanke H., Baddenhausen H., Balacescu A. et al. Mul-
tielement analyses of lunar samples and some impli-
cations of the results.— Proc. Third Lunar Sci. Conf.,
1972, 2, 1551.
25. Виноградов А. И., Лаврухина А. К., Ганиев А. Г ,
Сильванович Ю. А., Рахимов X. P. Распределение
платиноидов п золота между разными фракциями
метеоритного вещества.— Геохимия, 1972, № 12.
26. Виноградов А. П. Высокотемпературные протопла-
петные процессы.— Геохимия, 1971, № И.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. II. Вернадского АН СССР, Москва
23*
Ю. Л. Долгов,
Н. А. Шугурова
РЕЗУЛЬТАТЫ
ИССЛЕДОВАНИЯ ГАЗОВ
ИЗ ВКЛЮЧЕНИЙ
В ЛУННЫХ СТЕКЛАХ
Исследованы адсорбционно-волюмометрическим ме-
тодом обычные газы из включений в стеклянных об-
ломочках и шариках лунного грунта, доставленного
автоматической станцией «Луна-16». Анализу подверг-
лись включения из 8 частичек, размеры которых ред-
ко превышали 500 мкм, а включений в них — десятков
микрон. Выполнено 18 анализов. Газовые смеси из
включений имеют двух- (ССГ, /Л), трех- (СО2, И:,
N2 + Р- г.) и (H2S, SO2, NHx), H2,Nz + Р- г. и четырех-
компонентный (H2S, SO2, NHz), СО2, Н2 , N2 +
+ р. г. состав. Сернистые газы и возможный аммиак
в 12 анализах от 8 до 53,5 объемн. %. Углекислота в
12 анализах — 3—61 объемн. %. Азот и редкие газы
в 13 анализах — от 9,4 до 77 объемн. %. Водород во
всех (18) анализах от 10 до 95 объемн. %. Диффузион-
ный обмен с земной атмосферой отсутствовал (во мно-
гих вакуолях отсутствуют кислород и азот). Получена
неожиданно высокая плотность газов в вакуолях. Пер-
воначальный объем пузырьков при вскрытии вакуолей
даже увеличивался в 2,5 раза и уменьшался в преде-
лах от 2.3 до 54,5 раза. Такая плотность газов не соот-
ветствует плотности лунной атмосферы. Обсуждаются
различные возможности образования в лунном грун-
те обломочков стекла и шариков.
Среди разнообразных частичек лунного
грунта, доставленного автоматической станци-
ей «Лупа-16», встречались обломочки прозрач-
ного зеленоватого и бурого стекла размером
меньше 1 мм. В средних и мелких фракциях
лунного грунта, выделенных в Институте гео-
химии и аналитической химии им. В. И. Вер-
надского, были обнаружены сферические
и слегка деформированные стеклянные шарики
различной окраски и прозрачности, размером,
редко превышающим 500 мкм. В стеклянных
шариках и обломочках стекол, обладающих проз-
рачностью, наблюдались сферические и несколь-
ко деформированные вакуоли (см. рпс. 1—3).
Вакуоли имели размеры несколько десятков
микроп и были заполнены гомогенным вещест-
вом (газом). Некоторые вакуоли, находящиеся
близко от поверхности, были вскрыты или име-
ли невидимые под микроскопом трещинки, со-
единяющие пх с атмосферой. Включения газов
в сферических вакуолях лунных стекол и лун-
ных шариков внешне сильно напоминали тако-
вые в тектитах и обсидианах, которые мы ис-
следовали раньше [5].
Нам была предоставлена возможность отбора
материала, содержащего включения с газом.
Было отобрано 9 частичек пз трех проб: 5 стек-
лянных шариков, три обломочка стекла и обло-
мочек серой мелкозернистой породы.
Описание частичек лунного грунта. Ш а р и-
к и. 1 ш. Светло-желтый, просвечивающий
с множеством пузырей разного размера (см.
таблицу, ап. 1—6). Три включения явно вскры-
ты, имеют видимые под микроскопом проломы
вакуоли. Остальные герметичны. Поверхность
шарика слегка шероховатая, как будто к ней
прилипали многочисленные мелкие частицы.
Форма не идеальная сферическая, а сплюсну-
тая. В одном сечении это круг с диаметром
350 мкм, в другом — эллипс с малым диамет-
ром 280 мкм (рис. 1).
2 ш. Светло-коричневый, просвечивающий, с
небольшим количеством мелких газовых пузы-
рей, с ровной гладкой поверхностью. Форма
идеальная, шарообразная. Диаметр 400 мкм
(ан. 7—9) (рпс. 2).
3 ш. Темно-корпчпевый, слабопросвечпваю-
щпй. Поверхность гладкая, блестящая. Газовые
пузыри просматриваются с большим трудом
при специальном освещении. Имеется 1 боль-
шой пузырь и несколько мелких. По форме
правильный шарообразный. Диаметр 400 .чк.ч
(ан. 10).
4 ш. Эллипсоидальное гетерогенное образо-
вание. В основную массу желто-зеленого стек-
ла включены угловатые частички пеоплавлеп-
ного непрозрачного минерала. На конце этого
Результаты исследования газов из включений в лунных стеклах
357
каплевидного образования имеется «носик» от-
тянутого прозрачного стекла с угловатой верх-
ней частью отлома или отрыва. Похоже па раз-
данную по тонкой части «гантель». Размер
5>0 и 530 мкм. Никаких видимых включений в
проходящем свете не содержит.
5 ш. Шарик темный, непрозрачный, гладкий,
несколькими дырочками на поверхности.
Включения не обнаружены из-за непрозрачно-
го. Был сильно напряжен, при раздавливании
ыхода газовых пузырьков не наблюдалось
ан. 11).
Стекла. 1 с. Угловатый осколок стекла
в проходящем свете просвечивает, обнаруживая
коричнево-бурую окраску. Содержит многочис-
ленные пузыри разных размеров. На сколах
видны вакуоли от пузырен, попавших в пло-
кость скола. По внешнему виду и распределе-
нию окраски стекло гомогенное. Излом остро-
угольный, иногда раковистый. Оплавленных по-
верхностей нет, вся поверхность частицы при-
надлежит сколам. Размеры 700x420x400 мкм
(ан. 12-13).
2 с. Осколок примерно прямоугольной фор-
чы. Цвет темно-коричневый, слегка просвечи-
вает в краях. Блеск стеклянный. Внешняя его
поверхность мелкобугорчатая, шероховатая, не-
ровная; внутренняя с заметной кривизной —
идеально гладкая, ровная, блестящая. Излом па
боковых поверхностях раковистый, угловатый.
' ^сколок напоминает шаровой слой с размерами
700—400 мкм по внешней поверхности и 550—
420 мкм по внутренней, со средней толщиной
200 мкм. Стекло просвечивает только в сильном
пучке проходящего света. Около внутренней
гладкой поверхности видны единичные мелкие
включения с газом.
3 с. Осколок светлого, прозрачного, слегка
желто-зеленого стекла, переполненного сфери-
ческими вакуолями с газом. Часть крупных ва-
куолей, располагающихся у поверхности, имеет
проломы стенок и заполнена воздухом. Этот ос-
колок имеет треугольное сечение с разме-
рами 490X490X420 мкм. Напоминает секто-
рпальный обломок крупного шарика. Внешняя
поверхность и внутренние сколы ровные и бле-
тящие. На поверхностях скола много следов от
вскрытых сферических вакуолей (ан. 14—17;
рпс. 3).
Мелкокристаллическая пори-
стая порода. Угловатая параллелепипе-
дальная частичка серого шлакообразиого ве-
щества. Сильно пористая. Различимо мелко-
кристаллическое строение (возможно, это
базальт). Максимальные размеры более
1000 мкм.
Адсорбционно-волюмометрический метод.
В предыдущих работах, относящихся к иссле-
дованию образцов лунных пород, доставленных
американским экипажем «Аполлона-11», сдела-
ны предположения о составе обычных газов.
Так, например, при поиске углеродсодержащих
веществ на поверхности Лупы авторы [13]
указывают, что основная часть углерода в ви-
де СО2 в лунном материале содержится в газо-
образном состоянии в пузырках, находящихся
в стеклянных шариках. Полуколпчествепные
данные для азота и водорода получены с помо-
щью микрозондпроваппя [15]. При изучении
треков при нагревании в вакууме среди продук-
тов разрушения обнаружены газы: Н, Не, Ne,
Ar, N и следы Кг и Хе. Наблюдались также и
обычные газы СО2, СН4, H2S, НС1, С6Н6 и др.
[14]. Отмечены вакуумные п содержащие газ
включения малой плотности в лунных оливи-
нах. Однако состав их не проанализирован
[17].
Подводя итоги изучения газов в лунных по-
родах, можно отметить, что редкие газы в об-
разцах «Аполлона-11» изучены гораздо лучше,
чем обычные. Имеется много количественных
измерений редких газов, проведенных для ма-
лых количеств с высокой точностью, в то время
как обычные газы только предполагались и в
лучшем случае определялись качественно.
Применение адсорбцпопно-волюмометрпче-
ского метода к изучению газов из включений в
земных минералах было освоено [4] и приме-
нено для анализа более чем 3000 образцов. Был
накоплен некоторый опыт в исследовании об-
разцов космического происхождения (тектиты,
космическая пыль). Это позволило применить
разработанную схему анализов для малых объ-
емов газов, которые могли находиться во вклю-
чениях в лунных стеклах.
Адсорбционно-волюмометрический метод
применялся с аналитическими целями A. Kroh
(1911, 1913), И. Энс (1935), В. Г. Воано (1937),
В. Т. Славянским и Е. II. Крестннковоп (1956),
В. Т. Славянским (1957), Н. А. Панковой (1961)
и авторами этой статьи (Ю. А. Долгов,
Н. А. Шугурова, 1966; Н. А. Шугурова, 1965)
[16, 12, 1, 9, 10, 8, 11]. С демонстрационными
целями без анализа состава газовой смеси его
применяли Г. Депша (1950) и Э. Реддер (1970).
Сущность варианта метода, разработанного ав-
торами, заключается в том, что па основе ми-
кроманипуляционной техники под микроскопом
в нейтральной жидкости производится вскры-
тие включения в специальном пресспке с про-
зрачными линзами. Нижняя вогнутая линза со-
держит нейтральную жидкость, которая покры-
358
JO. А. Долгов, H. А. Шугу роса
вает образец с включением. Газ в виде отдель-
ной фазы или растворенный в жидкости покида-
ет включение п располагается в нейтральной
жидкости. С этого момента газовый пузырек
при помощи микропипетки подвергается селек-
тивному поглощению различными поглотителя-
ми. Разработка рациональной схемы поглоще-
ния является основным достижением этого ва-
рианта метода.
По предложенной схеме определялись сле-
дующие компоненты газовой смеси: 1) (H2S,
SO2, NH3, НО, HF): 2) Co2; 3) углеводороды;
4) O2; 5) CO; 6) H2; 7) X2+ редкие газы. Чув-
ствительность метода 0,5—1%, среднеарифме-
тическое отклонение 4%, среднеквадратичное
отклонение 0,4%.
После поглощения каждого пз указанных
газов или группы газов производится замер
объема газового пузырька и вычисляется в объ-
емных процентах содержание каждой компо-
ненты газовой смеси. Более подробные сведе-
ния о методе можно найти в работах [4, 11].
Результаты анализов опубликованы во многих
статьях. Наиболее близким к исследованию
газов пз включений в лунных стеклах можно
считать исследование газов в тектптовых стек-
лах [5, 7].
Вскрытие вакуолей с газом и измерения в
нейтральной жидкости. Вакуоли до вскрытия во
всех частичках былп представлены чаще всего
специфическими (шарообразными) полостями.
После вскрытия объем газа в большинстве слу-
чаев сокращался в пределах 2,32—54,5 раза.
В двух случаях объем увеличивался (2,64, 2,50
раза). Если трещина рассекала вакуоль, пузы-
рек газа без затруднений выходил в нейтраль-
ную жидкость. Если трещина только затрагива-
ла полость, не разрушая ее, то жидкость входи-
ла через трещину в вакуоль п включение ста-
новилось двухфазовым (Жн — Г). Второй вари-
ант требовал дополнительных усилий по извле-
чению газового пузырька для анализа.
При раздавливании осколка коричневого
стекла (1 с.), помимо газовых пузырьков в ос-
колках стекла, был обнаружен прозрачный
светлый шарик диаметром 14 мкм, который
находился внутри основной массы стекла. Ша-
рик содержал одно включение меньше микрона.
Прп раздавливании лунного коричневого шари-
ка (2 ш.), наряду с мелкими газовыми включе-
ниями, в нейтральной жидкости наблюдался
черный непрозрачный шарик диаметром
22,6 мкм. По своему поведению черный шарик
папомппал некое губчатое вещество, постепен-
но выделяющее газ. В свободном состоянии в
нейтральной жидкости па контуре шарика на-
блюдалась радиальная с просветом трещина.
По периметру шарика, напротив устья трещи-
ны, начал расти газовый пузырек, который че-
рез несколько минут достиг величины 16 мкм
п был проанализирован. По диаметру на дру-
гом копце его образовался маленький пузырек
2—3 мкм, который прекратил свой рост. Нажим
линзами пресса привел к деформации черного
шарика и выходу новых пузырьков газа в ней-
тральную жидкость, и, наконец, после раздав-
ливания в нейтральной жидкости оказалось
9 пузырьков.
Два образца сохранены и не раздавлива-
лись: обломочек базальта и стекла (2 с.). Один
шарик был раздавлен па удивительно мелкие
осколки. Последующая работа с раздавливани-
ем наиболее крупных из осколков не привела к
выделению газовых пузырьков. Шарик был
Р п с. 1. Шарик (1 ш.) стеклянный, светло-желтый со множе-
ством включений
Р и с. 2. Шарик (2 ш.) стеклянный, светло-коричневый с мел-
кими газовыми пузырями
Рис. 3. Осколок (3 с.) желто-зеленого стекла со множеством
включений
темный, стеклянный, включения в нем просмат-
ривались (6 ш.). Шарик гетерогенный, с тем-
ными вкрапленниками, в основной массе стекла
также не имел включений, газовых пузырьков
в нейтральной жидкости не наблюдалось.
Запирающая способность нейтральных жид-
костей. Основные замечания по методу основа-
ны на предположениях, что отсутствуют жид-
кости, которые способны в течение достаточно-
го времени сохранять газовую смесь, пе погло-
щая ее. Проделаны работы по изготовлению не-
Результаты исследования газов из включений в лунных стеклах
359
поглощающих жидкостей, обладающих необхо-
димой вязкостью. Получены две жидкости: в
первой (Ж-1) незначительное поглощение на-
чинается после 25 мин, во второй (Ж-2) погло-
щение начинается после 20 мин (рпс. 1).
В принципе можно изготавливать жидкости, по-
глощение в которых будет начинаться по исте-
чении нескольких часов и более. Суммарное
время пребывания одного газового пузырька в
нейтральной жидкости в ходе анализа не пре-
вышает 5—15 мин (замеры диаметров, иногда
фотографирование).
Возможность диффузии в вакуоль и из ва-
куоли. В земных минералах включения имеют
давление больше атмосферного из-за присутст-
вия углекислоты. Поэтому при вскрытии вклю-
чений газовый пузырь всегда увеличивается,
за исключением редких случаев незначптельно-
Прпведем два примера, которые подтвержда-
ют вероятность значительной диффузии газов
из включений через твердые тела (минералы,
стекла), сокращая ее до неуловимых масшта-
бов в течение достаточно длительных (геологи-
ческих) отрезков времени.
1. Исследованы включения в молдавитах
(тектитах) [5]. В этих стеклах проблематично-
го происхождения содержатся включения, сфе-
рические илп эллипсоидальные вакуоли с газом.
При вскрытии включений объем газа сокраща-
ется максимально в 3000 раз, а состав газовой
смеси не содержит воздушной составляющей и
представлен небольшим количеством сернистых
газов (3—4%), углекислоты (50—70%), водо-
рода (20—40%) и азота (0,18—6,1%). Состав
газовой смеси пз включения существенно от-
личается от состава воздушной смеси и не пз-
го уменьшения газовых пузырей пз вулканиче-
ских стекол (обсидианов). В предполагаемых
космических объектах (тектитах, космической
пыли) газовая смесь после вскрытия вакуоли
всегда уменьшает свой объем [5, 7].
Таким образом, существуют включения, дав-
ление внутри которых превышает атмосферное,
и включения, давление внутри которых ниже
атмосферного. Скорость диффундирования га-
зов через различные твердые тела может быть
самой различной, что создает угрозу наруше-
ния исходного состава газа. Помимо точных
сведений по вопросу о возможности и скорости
диффузии в искусственных материалах для
геологических объектов, этот вопрос остается
весьма дискуссионным, особенно в связи с гео-
логическим временем.
меняется химически за счет вероятной диффу-
зии в течение 15 млн. лет. Физическое состоя-
ние газовой смеси включений характеризуется
малой плотностью и высоким разрежением, ко-
торое за 15 млн. лет также не пришло в равно-
весие с давлением воздуха.
2. В метаморфических породах Юго-Восточ-
ного Алтая [6] в дистене (кианите) обнаруже-
ны мелкие включения жидкого азота. При 20° С
азот во включениях имеет давление, достигаю-
щее и превышающее 1000 атм. Возраст пород
часто превышает 200 млн. лет. Ни диффузия,
ни время не смогли привести газы в этих вклю-
чениях в состояние, равновесное по химиче-
скому составу и физическому сотоянпю с воз-
духом или поровыми газами иного состава.
Совсем не обязательно эти случаи обобщать и
360
Ю. А. Долгов, Н, А. Шугурова
использовать как доводы против диффузии во-
обще. Однако они показывают, что существуют
частные случаи, для которых диффузия пз ва-
куоли включения п в вакуоль отсутствует пли
настолько мала даже в масштабах геологиче-
ского времени, что не может быть достаточно
хорошо измерена.
Полученные результаты по составу газов
в стеклах лунного грунта. В таблице приведены
результаты анализов по 6 лунным частичкам,
пз них 3 шарика стеклянных и 1 шарик черный
пз шарика стеклянного и 2 обломочка стекла.
Из 18 вскрытых и проанализированных
включений пять не были измерены перед вскры-
тием (ан. 11 —13). Один газовый пузырек, как
уже отмечалось, вышел из непрозрачного внут-
реннего шарика (ан. 9), и его начальный объем
не измерялся. Другие газовые пузырьки вы-
шли пз вакуолей, которые не предназначались
для раздавливания и были раздавлены вместе
с исследованной вакуолью. Для некоторых га-
зовых пузырьков были измерены начальные
диаметры и установлено их сокращение, однако
вследствие недостатка времени анализы пропз-
Результаты количественного анализа состава газовой
ведепы не были (находились в запирающей
жидкости более 25 мин). Таких измерений
было произведено 4. Они относятся к случаям,
когда вакуоль заполнялась запирающей жид-
костью, а газовый пузырек, сократившись, со-
хранялся внутри включения.
Обобщения по анализам сводятся к следую-
щему.
1. Газовые смеси во включениях двух-, трех-
п четырехкомпонентного состава: СО% Но, СО2,
H2,N2 + р. г. или (H,S, SOo, NH3), Но, No + р. г.
и (H2S, SO2, NH3), СО2, Н2, N2 + p. г.
2. Сернистые газы и возможный в этой груп-
пе аммиак присутствуют в 12 анализах пз 18
в количествах от 8 до 53,5 объемн.%.
3. Углекислота присутствует также в 12
анализах в количествах от 3 до 61 объемн.%.
4. Водород присутствует во всех анализах
(за исключением воздушного пузырька) в ко-
личествах от 10 до 95 объемн.%.
5. Азот и редкие газы присутствуют в 13
анализах в количествах от 9,4 до 77 объемн.%.
6. Воспроизводимость анализов характери-
зуется двумя совершенно одинаковыми по объе-
фазы индивидуальных включений
п/п D газового Обра- пузырька Увеличение (+) или уменьшение (—) объема пузырька H2S, so2, NH3, НС1, HF Концентрация, объемн. % Примечания
зец после вскры- тия, мм CO2 Углево- дороды о2 со н2 X 2 -1- тр. Г. Сумма
1 1ш [. 0,126 — 15,9 o,o — 0,0 0,0 74,4 9,7 100,0 —
2 1 ш. 0,040 — 13,6 o,o — 0,0 0,0 75,7 10,7 100,0 —
3 1 ш. 0,042 1,59 (-) 23,0 28,2 — 0,0 0,0 28,4 20,4 100,0 —
4 1 ш. 0,017 6,90 (—) 53,5 35,5 — 0,0 0,0 11,0 0,0 100,0 —
5 1 ш. 0,017 — 53,0 35,0 — 0,0 0,0 12,0 0.0 100,0 —
6 1 ш. 0,029 — 19,3 30,7 — 0,0 0,0 22,8 27,2 100,0 —
7 2 hi. 0,018 14,80 (-) 11,0 61,7 — 0,0 0,0 Не анализировался —
8 2 ш. 0,035 — 0,0 29,8 — 0,0 0,0 14,9 55,3 100,0 —
9 2 ш. 0,016 — 52,2 32,2 — 0,0 0,0 15,6 0,0 100,0 Черный шарик 22,6 мкм
10 3 ш. 0,014 16,6 (-) 0,0 4,5 — 0,0 0,0 95,5 0,0 100,0 —
11 5 ш. 0,084 — 0,0 0,0 — 19,9 0,0 о,о 80,1 100,0 Разгерметизиро- ванное включе- ние с воздухом
12 1 1 1 1 с. 0,034 с. 0,009 с. 0,013 с. 0,021 14,3 (-) 17,7 (-) 54,5 (-) 4,67 (-) 9,7 He 21,7 — анализировались To же » » 0,0 0,0 29,2 39,4 100,0 Проба 3 Прозрачный ша- рик 14 juk.h
13 1 1 с. 0,005 с. 0,006 7,22 (—) 6,37 (-) 21,0 21,7 — He анализировались 0,0 0,0 27,7 29,6 100,0 —
14 3 с. 0,156 2,64 (+) 0,0 3,9 — 0,0 0,0 15,4 80,7 100,0 Проба 12
15 3 с. 0,090 2,5 (+) o,o 3,0 — 0,0 0,0 17,7 79,3 100,0 —
16 3 с. 0,080 — 0,0 13,0 — 0,0 0,0 10,0 77,0 100,0 —
17 3 с. 0,004 17,7 (-) 8,0 20,2 — 0,0 0,0 30,5 41.3 100,0 —
18 3 с. 0,030 20,7 (—) 19,9 45,3 — 0,0 0,0 34,8 0,0 100,0 —
Результаты исследования газов из включении в лунных стеклах
361
му газовыми пузырьками пз одного включения
(ап. 4, 5). Анализы показывают незначитель-
ные расхождения.
7. Сокращение газа при вскрытии включе-
ния незначительно (значительно меньше, чем,
например, у некоторых тектитов) и колеблется
в пределах 2,32—54,5.
8. Два газовых пузырька (ан. 14, 15) нахо-
дились в вакуоли под давлением выше атмо-
сферного (2,5—2,64).
9. Проанализирован одпн воздушный пузы-
рек, который извлечен пз включения с дефект-
ной оболочкой.
На Луну, так же как и на Землю, падает
самый различный космический материал, в ко-
тором можно предполагать кометное, метеорит-
ное, протопланетное и собственно лупное ве-
щество.
Обсуждение результатов. 1. Самым неожи-
данным результатом является относительно вы-
сокая плотность газов, резко отличающаяся от
плотности лунной атмосферы. Если лунные
стеклянные шарики — результат ударов метео-
ритов о лунную поверхность, расплавления и
разбрызгивания ее в виде капелек, то в процес-
се расплавления можно ожидать сильнейшую
дегазацию расплава. Однако включения в лун-
ных шариках этого процесса не подтверждают.
Можно предполагать, что в лунном грунте
накапливались шарики различного происхож-
дения: лунные — ударные без включений, вне-
лунные — космические, образовавшиеся в об-
становке, отличающейся от обстановки на по-
верхности Луны, и выпадавшие на Луну пз
космического пространства. Нами пз лунного
грунта целенаправленно отбирались шарики с
включениями, хотя шариков без включений бы-
ло подавляющее большинство.
Некоторые аналогии можно провести для
стеклянных шариков, которые найдены памп
в глубоководных осадках Тихого океана (впа-
дина Тонга). Эти шарики также различны,
большинство пз них не содержат включений, и
весьма возможно, что это шарики, прибывшие
с Луны на поверхность Земли.
Вторая группа шариков — с включениями;
для нее вероятен иной, не лунный источник.
При вскрытии включений в этих шариках впе-
лунного происхождения разрежеппе газа также
небольшое.
2. Характерным можно считать присутствие
водорода в составе газов пз включений всех
лунных шариков. Такой же особенностью обла-
дают некоторые шарпкп, извлеченные пз глубо-
ководных океанических осадков, часть шариков
из космической пыли на торфяном слое в год
падения Тунгусского феномена. Значительные
количества водорода установлены в некоторых
тектитах (молдавитах).
3. Наблюдаются весьма значительные коли-
чества азота и редких газов в составе газов
пз включений в лунных шариках. Следует ого-
вориться, что у нас нет никаких аналитических
данных для обоснования количеств азота или
редких газов в этой смеси. Ее газы с успехом
могут быть представлены только редкими газа-
ми пли только азотом, или их любой количест-
венной комбинацией.
4. Некоторые анализы показывают весьма
значительные количества углекислоты и серни-
стых газов пли аммиака
В соответствии с приведенными анализами
и разнообразием состава газов можно предпо-
лагать различные источники материала лунно-
го грунта. Спектрометрическое исследование
комет показывает преобладающее количество
водорода. Гипотезы происхождения Лупы пз
земного кольца также отмечают известную роль
водорода.
Самый трудный вопрос — это возможности
сохранения газов и неизменность их состава.
Некоторые факты и примеры уже приводились
выше. Лунный материал в особом положении.
Очень быстрое перенесение его пз условий
лунных в условия земные избавляет от необ-
ходимости оперировать крупными временными
интервалами, в течение которых могла бы
сколько-нибудь заметно осуществиться диффу-
зия. Остается неизвестным время и место плав-
ления стекловатых лунных частиц. Можно толь-
ко отметить, что вряд ли все исследованные час-
тицы образовались недавно. Если среди них
имеются частицы, образовавшиеся давно (мил-
лионы лет), то несомненно, что диффузия с лун-
ной атмосферой не была осуществлена. Корот-
кий срок земной жизни лунных пород п отсутст-
вие воздушной компоненты в составе газов лун-
ных включений также не дает возможности
предполагать диффузию через стеклянную обо-
лочку с земной атмосферой. Включения с нару-
шенной герметичностью совершенно четко обна-
руживаются по присутствию воздушной компо-
ненты.
Работа выполнена благодаря организацион-
ному содействию академиков А. П. Виноградо-
ва, А. А. Трофимука и В. С. Соболева, а так-
же практической помощи сотрудников ГЕОХП
Ю. И. Стахеева, В. Б. Наумова, Л. С. Тарасо-
ва, сотрудника ИКИ А. В. Иванова и сотрудни-
ков ИГпГ Г. М. Ивановой, Н. М. Поповой,
С. Г. Моторина. Всем перечисленным лицам ав-
торы выражают свою искреннюю благодарность.
362
Ю. А. Долгов, Н. А. Шугурова
Литература
1. Воано В. Г. Изменение методики Энса анализа га*
зов, заключенных в пузырьках в стекле.— Оптико-
механическая промышленность, 1937. № 2.
2. Дейша Г. Испытания путем раздробления мине-
ральных фрагментов для выявления газовых вклю-
чений под давлением.- В кн. «Очерки минералоги-
ческой монометрип», 1950.
3. Долгов Ю. А., Шугурова Н. А. Исследование соста-
ва индивидуальных газовых включений.- В кн.
«Материалы по генетич. и эксперим. минералогии».
Т. 4. Изд-во «Наука», 1966.
4. Долгов Ю. А., Шугурова Н. А. Состав газов из ин-
дивидуальных включений различных минералов.—
В кн. «Минерал, термометрия и барометрия». Т. 1.
Изд-во «Наука», 1968.
5. Долгов Ю. А., Шугурова Н. Л., Погребняк Ю. Ф.
Газовые включения в тектитах (молдавитах).—
Докл. СССР, 1969, 184, № 6.
6. Долгов Ю. А., Мальгунов С. В., Шугурова Н. А.
Термодинамические условия формирования мета-
морфических пород Южно-Чуйского хребта (юго-
восточный Алтай).— Докл. АН СССР, 1970, 192, № 4.
7. Долгов Ю. А., Погребняк Ю. Ф., Шугурова Н. А. Со-
став газов и их давления во включениях некоторых
тектитов и силпкаглассов.— Докл. АН СССР, 1971,
198, № 1.
8. Панкова Н. А. О точности измерения пузырей при
анализе газов в пузырях.— Стекло. Бюлл. Ин-та
стекла, 1961, 1.
9. Славянский В. Т., Крестникова Е. Н. Стекло и ке-
рамика, 1956, И.
10. Славянский В. Т. Газы в стекле. Оборонгиз, 1957.
11. Шугурова Н. А. Химические обоснования метода га-
зового анализа индивидуальных включений в ми-
нералах.— Материалы II Всес. совещ. по геотермо-
барометрии. Новосибирск, 1965.
12. Энс II. Анализ газов, содержащихся в пузырь-
ках стекла.— Оптико-механическая промышлен-
ность, 1935, № 2.
13. Burlingame A. L., Calvin М., Han J., Henderson W.,
Reed W., Simoneit В. R. Lunar organic compaunds:
search and characterization.— Science, 1970, 167,
N 3918.
14. Fleischer R. L., Haines E. L., Hauneman R. E.,
Hart H. R., Jr., Kasper J. S., Lifshin E., Woods R. T.,
Price P. B. Particle track, X-ray thermal, and mass
spectrometric studies of lunar material.— Science,
1970, 167, N 3918.
15. Kirsten T., Steinbrunn F., Zahringer J. Rare gases in
lunar samples: study of distribution and variations
bv a microprobe technique.— Science, 1970, 167
N 3918.
16. Kroh А. Метод микрофизического газового анализа.
Состав воздуха в трахеях насекомых.— Skand. Arch.
Physical, 1911, 25; 1913, 29.
17. Roedder E., Weiblen P. W. Lunar petrology of silicate
melt inclusions Apollo 11 rocks.—Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., 1970, 1.
18. Roedder E. Application of an involved crushing mic-
riscope stage to studies of the fluid inclusions.—
Schweiz. Miner. Petrogr., 1970, 50/1.
Институт геологии и геофизики СО АН СССР,
Новосибирск
В. Г. Заславский,
Л. К. Левскпй,
А. П. Мурин
ИЗОТОПНЫЙ СОСТАВ
ЛИТИЯ,
КАЛИЯ, РУБИДИЯ
И СТРОНЦИЯ
В ЛУННОМ ГРУНТЕ
Методом термоионной эмиссии, без химического
выделения, исследован изотопный состав щелочных и
щелочноземельных элементов вещества реголита стан-
ции «Луна-16».
Изотопный состав лития в двух образцах реголи-
та не отличается (в пределах 0,5qIq) от средней для
земного эталона величины. В то же время наблюдае-
мое различие в изотопном составе лития между
указанными образцами требует дальнейшего исследо-
вания и подтверждения. Изотопный состав К и Rb не
отличается в пределах ошибки опыта от изотопного
состава эталона.
Исследование изотопного состава элементов
в различных объектах Солнечной системы су-
щественно важно для ответа на коренные воп-
росы происхождения Земли, Луны и других
планет. Идентичность изотопного состава ука-
зывает на общность их происхождения, вариа-
ции же — на время и место расхождения путей
эволюции вещества в Солнечной системе. Одной
пз важных проблем селенохимии является при-
рода реголита [1]. Надежное установление по-
следней требует определения концентрации и
изотопного состава для возможно большего чи-
сла элементов. В этом отношении важно изу-
чить изотопный состав лития. Происхождение
лития, как и других легких элементов — D, Be и
В, остается до сих пор загадочным [2—4]. Сле-
дует отметить, что нами [5], а также и другими
исследователями [6, 7] пе обнаружено никаких
отклонений пли хотя бы локальных вариаций в
изотопном составе лития в метеоритах различ-
ных типов по сравнению с земными эталонами.
Представляет интерес установление тождест-
венности изотопного состава (пли ее отсутст-
вия) и для других элементов вещества реголита
и земного эталона.
Эксперимент. Изотопный состав Li, К, Rb
и Sr исследовался для двух образцов лунного
грунта 9-1 и С-21 (вес каждого образца
~ 2 мг). Изотопный анализ (Li7/Li6), как и в
опытах с метеоритным веществом [5], прово-
дился методом термоионной эмиссии, позволя-
ющим обойтись без химического выделения эле-
мента и применения эмиттера [8]. Так как со-
держание лития в образцах значительно
(10 • 10“4%) [1], то измерения проводились с
помощью электрометра, при этом вес пробы не
превышал 0,1—0,2 мг. Литий выжигался пол-
ностью и число циклов измерения изотопного
отношения было достаточно высоким (порядка
нескольких сотен). Обработка эксперименталь-
ных данных проводилась на ЭВМ по методу наи-
меньших квадратов, с учетом эффекта фрак-
ционирования изотопов лития в источнике.
С целью сохранения идентичности условий
при изотопном анализе отдельных проб измере-
ния проводились при хорошем вакууме (2 • 10“7
мм рт. ст.) и неизменной электронно-оптиче-
ской системе. Все пробы наносились с помощью
тефлоновой палочки на одну и ту же тантало-
вую ленту — подогреватель ионного источника
с впеченным вольфрамовым порошком. После
каждого опыта ленточка отжигалась до полно-
го исчезновения следов лития и рубидия, а ток
калия не превышал 0,1% от рабочего тока. Из-
мерения изотопного состава Li, К и Rb прово-
дились соответственно на одних и тех же шка-
лах электрометрического усилителя (для этало-
на и образцов). Изотопный состав калия
(К39/К41) и рубидия (Rb85/Rb87) измерялся в на-
чале опыта (до измерения Li7/Li6). В течение
нескольких часов снималось отношение К39/К41,
а затем Rb85/Rb87. Измерения проб перемежа-
лись измерением земного эталона, в качестве ко-
торого использовался минерал оливин. Резуль-
таты измерений представлены в таблице.
Изотопный анализ лития проведен с высо-
кой точностью (0,1%), что объясняется высо-
ким содержанием лития и большим числом
изотопных определений отношения Li7/Li6. Ре-
зультаты для образцов 9-1 и С-21 не отличают-
ся более чем па 0,5 % от средней величины для
364
В, Г. Заславский, Л. К. Лвеский, А. Н. Мурин
эталона. Наблюдаемое различие в изотопном
составе для обр. 9-1 и С-21 (~1%) требует
дальнейшего тщательного исследования. Изо-
топный состав калия и рубидия, для которых
приведены средние значения и среднеквадра-
тичные ошибки, не отличается в пределах
1—3% от эталона. Следует отметить, что
данные изотопного анализа не нормированы от-
носительно табличных, хотя для Li п Rb они
близки к ним. После того, как измерение изо-
топного состава лития заканчивалось, произво-
дилось снятие спектра масс изотопов при даль-
нейшем увеличении температуры ленты. Ис-
следование, в частности, показало возможность
проведения измерения изотопного состава ще-
лочноземельных элементов, Ва и Sr (ионный
ток, соответствующий Sr88, составляет 10“ls а?.
Необходимость увелпченпя чувствительности
приемной части заставляет при этом работать
с ионно-электронным умножителем. Заметим,
что рубидий не препятствует измерению строн-
ция, так как он полностью выгорает до на-
чала измерения изотопного состава последнего.
Предварительные данные для стронция
приведены в таблице. Для построения изохрон,
кроме величины Sr87/Sr86, необходимо устано-
вить значение Rb87/Sr86. Для этого в настоящее
время проводятся соответствующие исследова-
ния в рамках метода термопонной эмиссии.
Выводы. 1. Показана возможность приме-
нения метода термопонной эмиссии для иссле-
дования изотопного состава щелочных и щелоч-
ноземельных элементов в лунном реголите без
химической обработки вещества. Количество
вещества на один опыт составляет 0,1 мг.
2. Не обнаружено вариаций изотопного со-
става Li, К и Rb в реголите и земном эталоне.
3. Отдельные пробы реголита отличаются по
изотопному составу на 1%. Однако необходимо
тщательное изучение статистической значимо-
сти этого отклонения.
В заключение мы рады выразить благодар-
ность А. Г. Морачевскому за помощь в органи-
зации проведения эксперимента.
Изотопный состав лития, калия, рубидия и стронция в лунном реголите
Образец Дата Li7/Li® Число циклов кзв/к41 Число циклов Rb85/Rb87 Число ЦИКЛО! } Sr87/Sr8e Число циклов
9-1 31.10 70 12,13±0,01 164 14,25±0,30 98 2,6t±0,08 72
13.11 70 12,14±0,01 504 14,00±0,28 59 2,57±0,04 52 — —
23.01 71 — — 13,50±0,10 37 — — — —
1.02 71 — — 13,50±0,10 64 2,58±0,02 50 — —
4.02 71 — — — — — — 0,702±0,005 15
10.02 71 — — 13,70±0,20 36 2,56±0,08 36 — —
13.02 71 — — — — — — 0,707±0,007 20
С-21 3.11 70 12,25±0,01 258 14,00±0,40 90 2,59±0,05 81 — —
10.11 70 12,26±0,01 343 14,10±0,30 68 2,55±0,07 30 0,700±0,004 32
28.01 71 — — 14,20±0,10 49 2,59±0,03 17 — —
Отнвии 31.10 70 12,35±0,03 62 13,70±0,40 49 — — — —
(эталон) 9.11 70 12,21±0,02 52 14,00±0,18 54 — — — —
25.11 70 12,16±0,01 ИЗ 13,90±0,28 56 2,57±0,06 17 — —
1.12 70 — — 13,70±0,21 47 2,58±0,04 8 — —
Литература
1. Виноградов А. П. Предварительные данные о лунном
грунте, доставленном автоматической станцией «Лу-
на-16».- Геохимия, 1971, № 3 стр. 261-274.
2. Burnett D., Fowler W., Hoyle F. Nucleosynthesis in the
early history of the solar system.— Geochim. Cosmo-
chim Acta, 1965. 29, X 12.
3. Bernas R., Grandstajn E., Reeves H., Schatzman E. On
the nucleosynthesis of Li, Be, B.— Ann. Phys. (N. Y.),
1967, 44, N 2.
4. Audouse J. Some nucleosynthetic effects of energetic
proton fluxes on stellar surfaces and on the solar sy-
stem.— Astronom. Astrophys., 1970, 8, N 3.
Ленинградский государственный университет им. А. А. Жданова,
химический факультет, Ленинград
5. Левский Л. К., Мурин А. Н., Заславский В. Г. Изо-
топный состав лития в метеоритах (хондриты).—
Геохимия, 1969. № 1.
6. Krankowsky D., Muller D. Isotopenhaufigkeit und Kon-
zentration des Lithiums in steimneteoriten.— Geo-
chim. Cosmochim. Acta, 1964, 28, N 11.
7. Balsiger H.. Geiss J., Grogler N., Wyttenbach Л. Dist-
ribution and isotopic abundance of lithium in stone
meteorites.— Earth Planet. Sci. Letters, 1968, 5
N 1.
8. Левский Л. К., Мурин A. H., Заславский В. Г. Приме-
нение термопонной эмиссии при изотопном анализе
свинца п лития.— Геохимия. 1969, № 6.
Б. С. Болтенков,
В. Н. Гартманов,
Э. II. Ильясов,
Г. Е. Кочаров,
Б. А. Мамырин,
10. А. Сурков,
Л. В. Хабарпн
ИЗУЧЕНИЕ ИЗОТОПНОГО
СОСТАВА ГЕЛИЯ
В ТОНКОЙ ФРАКЦИИ
ЛУННОГО ГРУНТА,
ДОСТАВЛЕННОГО
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Измерено содержание изотопов Не в двух образ-
цах лунного грунта, доставленного автоматической
станцией < Луна-16».
Оба образца представляли собой тонкую фракцию
лунного грунта и были отобраны из зоны А (обр. 3-2к)
и из зоны В (обр. 9-1п). Отношение Не*/Не3 (2500 ±
100 для обр. 3-2к и 2650 ± 100 для обр. 9-1п) и кон-
центрация изотопов Не (0,229 см3 Не*/г для обр. 3-2к
и 0,237 см3 Не'*/г для обр. 9-1п) в пределах экспери-
ментальных ошибок одинаковы для обоих образцов.
Содержание изотопов Не в магнитной фракции,
выделенной из обр. 3-2к, существенно превышает кон-
центрацию изотопов Не в немагнитной (фракции этого
же образца. Получены кривые по кинетике выделения
изотопов Не из магнитной фракции обр. 3-2к. Для обо-
их изотопов они одинаковы и характеризуются рядом
особенностей — «пиков». Измерение Не в отдельных
кристаллах, отобранных из пробы 3-2к, показывает,
что концентрация Не меняется от 0,23 см3 Не’*/г до
5 • 10~3 см3 Не'*/г, однако изотопное отношение Не'*/Не3
лежит в диапазоне изотопных отношений, характер-
ных для солнечного ветра (1970-2650). Обнаружен
кристалл с аномально высоким изотопным отношени-
ем Не*/Не3 - 9720.
Интерес к изучению изотопного состава
инертных газов в образцах внеземного проис-
хождения в последние годы резко усилился в
связи с повои информацией, полученной искус-
ственными спутниками и межпланетными стан-
циями, о процессах в околоземном космическом
пространстве и особенно в связи с тем, что в
распоряжении исследователей оказались первые
образны грунта, доставленные с поверхности
Луны.
Изучение содержания инертных газов и пх
изотопного состава в лунных породах и сравне-
ние этих данных с результатами измерения
инертных газов в метеоритах, земных породах,
атмосфере Земли п солнечном ветре помогают
при решении таких вопросов, как история Луны
и плапет Солнечной системы, физика и история
Солнца, условия образования Солнечной сис-
темы.
Основными возможными источниками обра-
зования инертных газов в образцах лунного
грунта являются следующие процессы.
1. Непосредственный захват ионов инерт-
ных газов поверхностью образца из потоков сол-
нечного ветра и солнечных космических лучей.
Как показали первые исследования образцов
лунного грунта, доставленных «Аполлопом-11»,
этот процесс является доминирующим для тон-
кой фракции лунного грунта — лунной пыли
[1,2].
2. Образование изотопов инертных газов в
результате ядерных реакций, протекающих в
материале образцов под действием космических
лучей.
3. Образование изотопов инертных газов за
счет распада радиоактивных элементов, содер-
жащихся в лунных породах.
4. Захват инертных газов из атмосферы
Луны при остывании расплавленных лунных
пород па ранней стадии истории Лупы.
Выяснение роли этих процессов по измене-
ниям содержания инертных газов в лунных по-
родах крайне затруднительно из-за термической
диффузии, приводящей к потере инертных газов
образцом, явления насыщения поверхности об-
разца инертными газами при облучении кор-
пускулярными потоками, сложного химического
и минералогического состава образцов. Поэтому
необходимо детальное изучение зависимости
содержания инертного газа от состава образца,
минералогического строения, изучение кинети-
ки выделения газов пз образца, процессов диф-
фузии и захвата газов различными участками
образца. Предварительные результаты работы,
проведенной нами в этом направлении, пред-
ставлены в этой статье.
Для проведения экспериментальной работы с
366
Б. С. Болтенков, В. Н. Гартманов, Э. И. Ильясов, Г. Е. Кочаров и др.
лунным грунтом нами было получено 2 образца:
обр. 3-2к, обр. 9-1п. Оба образца представляют
собой топкую фракцию лунного грунта в целом
(лунную пыль), расфасованного в атмосфере
азота. Образец 3-2к находился на воздухе при
исследовании радиоактивности лунного грунта.
Образец 3-2к отбирался пз зоны А, образец
9-1п — пз зоны В. Все работы по приготовлению
проб пз образцов и сепарации по фракциям про-
водились в атмосфере воздуха.
Для анализа были отобраны следующие
пробы:
а) пз образцов 3-2к и 9-1п пробы среднего сос-
тава (без разделения на фракции); вес проб
0,2—0,4 мг;
б) из обр. 3-2к пробы, представляющие маг-
нитную и немагнитную фракции образца. Разде-
ление на магнитную и немагнитную фракции
крупные кристаллы различных минералогиче-
ских фракции. Общий вид отобранных частиц и
кристаллов представлен на рпс. 2. Из них были
приготовлены 5 проб. Характеристики проб при-
ведены в табл. 1.
Выделение гелия из приготовленных проб
проводилось путем нагрева в цельнометалли-
ческой установке с очисткой активированным
углем, охлажденным до температуры жидкого
азота, бариевым и титановым геттерами при
7 = 400° С.
Изотопы гелия анализировались иа динами-
ческом резонансном масс-спектрометре с пол-
ным разрешением дублета (H3++HD+—Не3+)
[3]. Фон холостого опыта по Не3 не превышал
1 • 107 атомов, по Не4 — 8 • 1010 атомов. Измере-
ние количеств каждого изотопа и изотопного
отношения в пробе приводилось сравнением с
Таблица 1. Характеристика частиц, выбранных для анализа из пробы 3-2к
пробы № частиц (рис. 2), входящих в пробу Визуальная характеристика частиц 1 Площадь поверхности, частиц, входящих в пробу, 10~4 см* Характерные размеры частиц в пробе, мкм
1 5, 6, 7 Черные, непрозрачные, металлического вида частицы сферической формы 2,2 40
2 3, 8, 9, 10 Светло-желтые прозрачные кристаллы неправильной формы 3,7 50
3 1 Зеленая прозрачная пластинка 8,6 200
4 2, 4 Мутно-желтые полупрозрачные кри- сталлы неправильной формы 8,1 150
5 О г де ль ный к р и с га л л * Прозрачный, бесцветный кристалл не- правильной формы 3,6 100
* Кристалл на фотографии не представлен. Объем кристалла (0,3—0,4). 10-® «и3, вес при плотности 3 г/см3 ~10-в г = 1 мкг.
проводилось под микроскопом МПС-2 прп уве-
личении 100 в микробюксе, заполненном аце-
тоном, с помощью стальной иглы с прикреплен-
ным к ней постоянным магнитом. Ацетон при-
менялся для уменьшения сил сцепления между
частицами грунта. Магнитная фракция состояла
из мелких непрозрачных кристаллов, слипав-
шихся в конгломераты, и составляла большую
часть образца. Немагнитная фракция состояла
из более крупных кристаллов неправильной
формы, большинство из которых было про-
зрачно.
Распределение кристаллов по размерам в
этих фракциях определялось выборочным ме-
тодом. Размер кристаллов в каждой выборке
измерялся микроскопом МБИ-3 с увеличением
630. Гистограммы распределения кристаллов по
размерам представлены на рис. 1. Были отоб-
раны несколько проб этих фракций весом
0.2—0,4 мг. Из обр. 3-2к отобраны наиболее
Таблица 2. среднего состава Содержание изотопов Не в пробах
Образец Вес, мг Не3, см3/г Не4, см3/г Не4/Не3
3-2к 0,2 9,15-Ю-5 0,229 2500 + 100
9-1 и 0,3 8,95-10-5 0,237 2650+100
эталонной смесью изотопов, близкой по коли-
честву и изотопному отношению к измеренным
пробам.
Степень нагрева, необходимая для выделе-
ния гелия пз образцов лунного грунта, была
проверена в предварительных опытах. Было
выяснено, что прп обезгаживании образцов в
течение 1 час при 7^200° С выделяется при-
мерно 1% общего количества гелия в образце
с изотопным составом, несущественно отличаю-
Изучение изотопного состава гелия в тонкой фракции лунного грунта
367
щпмся от изотопного состава гелия в пробе.
Остальные 99% гелия выделились при
Т 1200° С. Было показано, что увеличение
температуры вплоть до 7 — 1500° С не приводит
к дополнительному выделению гелия из образца
(с точностью до долей процента от общего со-
держания гелия). Поэтому для измерения со-
держания гелия в различных пробах лунного
грунта его выделение проводилось при
7 = 1200° С. Время экстракции составляло при-
мерно 1 час.
Результаты измерения содержания Не в отоб-
ранных пробах приведены в табл. 2—4 (объем
газа приведен в см 3 при нормальных условиях,
вес образцов в миллиграммах, размеры частиц
в микронах).
Кроме этих экспериментов с магнитной
фракцией лунного грунта, был проведен опыт
чества выделяющихся изотопов велась непре-
рывно в ходе всего опыта.
При проведении холостого опыта по темпе-
рингу фон по каждому изотопу оставался пос-
тоянным на протяжении всего опыта. Уровень
фона по Не3 составлял 0,01%, а по Не4 —0,1%
от количеств этих изотопов, измеренных в про-
цессе темперинга магнитной фракции. Вопрос
о стабильности аппаратуры при темперпнге
имеет немаловажное значение, так как длитель-
ность всего опыта была порядка 1,5 час. За это
время нестабильность измерительной аппарату-
ры и работы источника масс-спектрометра, не-
постоянство скорости откачки гелия из камеры
масс-спектрометра, вариации скорости откачки
геттеров в системе очистки гелия могут привести
к появлению ложных всплесков на кривой кине-
тики выделения. Для проверки стабильности этих
Рис. 1. Гистограммы распределения частиц по размерам в не-
магнитной (вверху) и магнитной (внизу) фракциях обр. 3-2к
Рис. 2. Частицы лунного грунта, отобранные изобр. 3-2к.
Цена малого деления 25 мкм (номера см. табл. 1)
по выяснению кинетики выделения изотопов
гелия — темперинг. Нагрев образца весом 0,3 мг
проводился со скоростью 13° С в минуту. При
этом выделяющийся из образца гелий очищался
и поступал непосредственно в камеру масс-
спектрометра, находившуюся в режиме постоян-
ной откачки с заданной скоростью. Скорость от-
качки камеры анализатора выбиралась такой,
что обновление 90% количества газов в камере
происходило за 1 мин. Регистрация коли-
параметров проводился специальный опыт с
постоянным напуском гелия, близким по коли-
честву и изотопному составу к гелию, выделяв-
шемуся пз образца. За полтора часа испытания
на стабильность не наблюдалось резких флук-
туаций ни в количестве отдельных изотопов, пи
в изотопном отношении. Уровень флуктуации,
полученный в этом опыте, как по количеству
изотопов, так и по изотопному отношению не
превосходил ± 5% от измеряемой величины,
368
Б. С. Болтенков, В. Н. Гартманов, Э. И. Ильясов, Г. Е. Кочаров и др.
причем флуктуации прп измерении каждого
изотопа имеют случайный характер и пе кор-
релируют между собой.
Результаты, полученные в опыте по опре-
делению кинетики выделения гелия пз магнит-
ной фракции лунного грунта, представлены на
рпс. 3.
Измерения проб среднего состава 3-2к и
9-1п, взятых с различных глубин от поверхности
Лупы (табл. 2), в пределах экспериментальных
ошибок дают одинаковые значения как по коли-
честву изотопов, так и по изотопному отноше-
нию. Этот результат может быть объяснен либо
процессами интенсивного перемешивания лун-
ного грунта в зоне В (например, под действием
ударов метеоритов), либо постоянством во вре-
мени среднего значения потока изотопов гелия,
идущего от Солнца. Наличие интенсивного пере-
Р п с. 3. Результаты опыта по кинетике выделения изотопов
гелия пз магнитной фракции обр. 3-2к
1 — Не3; 2- Не4; з — а = [Не4] / [Не3]
мешпваипя в районе прилунения автоматичес-
кой межпланетной станции «Лупа-16» подтвер-
ждается превышением содержания космогенных
радиоизотопов в образцах грунта, взятых с
глубины несколько десятков сантиметров, по
сравнению с расчетными значениями [4, 5].
Отметим, что насыщение поверхности образца
ионами гелпя, захваченными пз потока солнеч-
ного ветра, наступает сравнительно быстро, и,
согласно оценкам Эберхарда п др., время насы-
щения составляет 300 лет [1]. Эти явления дол-
жны учитываться при интерпретации результа-
тов о глубинном ходе концентрации изотопов
гелия.
Содержание изотопов гелпя в магнитной
фракции существенно превышает содержание
изотопов гелия в немагнитной фракции лунного
грунта. Несмотря на то, что средний размер
кристаллов в магнитной фракции меньше, т. е.
суммарная поверхность всех частиц больше, чем
в немагнитной фракции, различие концентрации
гелпя в этпх фракциях, по-видимому, не может
определяться только поверхностью. Как показы-
вают измерения, проведенные на отдельных
кристаллах для проб 1 п 2 (табл. 4), являющих-
ся аналогами магнитной и немагнитной фрак-
ций, содержания гелия, отнесенные к единице
поверхности, существенно различаются, что,
вероятно, обусловлено различием в удержании
гелия кристаллическими решетками минералов.
Этот вывод подтверждает и опыт по кинетике
выделения гелпя. Ощпй характер кривых выде-
ления изотопов Не3 и Не4 одинаков, и па обеих
кривых четко прослеживается целый ряд непол-
ностью разрешенных «пиков», соответствующих
различным температурным фракциям. Основная
часть гелпя выделяется в диапазоне температур
500—1000° С в впде 4 «пиков». Вне этой области
температур наблюдаются еще 5 «пиков» гораздо
меньшей интенсивности. Большое число «пиков»
в области высоких температур, по-видимому,
объясняется различными коэффициентами диф-
фузии гелия в решетках разных минералов.
Низкотемпературные «пики» могут быть свя-
заны с различными местами захвата атомов
гелия па глубинах порядка нескольких постоян-
ных решетки от поверхности минералов.
Изотопное отношение Не 4/Не 3 в опытах по
кинетике выделения претерпевает значительные
колебания (более чем в 2 раза) и монотонно
увеличивается с ростом температуры.
Изотопное отношение гелия в отдельных
кристаллах во всех пробах, кроме пробы 4, ле-
жит в диапазоне изотопных отношений гелпя в
солнечном ветре (1800—2800). Отметим, что
изотопные отношения, зарегистрированные в
некоторых образцах, доставленных экспедицией
«Аполлоп-14» (14066,2; 14305,9 и 14321,13), бы-
ли аналогичными и даже превышали изотопное
отношение гелпя, измеренное памп в пробе 4
(9720) [6, 7]. Одной из возможных причин, при-
водящих к превышению изотопного отношения
Не 4/Не 3 в пробе 4 (см. табл. 4) над изотопным
отношением, характерным для солнечного ветра,
могла быть добавка радиогенного Не 4, образо-
вавшегося в процессе распада радиоактивных
элементов. Как показывают оценки, содержание
радиоактивных элементов в кристаллах пробы 4
(U 238 либо Th 232), необходимое для объяснения
такого эффекта, должно составлять (2—10) •
Изучение изотопного состава гелия в тонкой фракции лунного грунта
369
Таблица 3. Содержание изотопов гелия в магнитной и немагнитной фракциях
Фракция Вес, мг Средний К°лич. атомов в пробе Концентрация, см3/г диаметр, лгкл ' 1 Не*/Не3 Не3 Не* Не3 Не*
Магнитная 0,23 Немагнитная 0,14 9,72 3,28.10й 8,76-Ю14 5,28.10“® 0,141 2680 17,0 0,49.10й 1,46-10м 1,29.10-® 0,039 2990
Таблица 4. Содержание изотопов гелия в исследованных частицах
№ пробы Колич. изотопов в пробе Концентрация, см’/г Не*/Не3
Не3 Не* Не3 Не*
1 52,3-10’ 103-1010 118.10“9 232.10“6 1970
2 37-10’ 76-1010 32,1.10-® 64,6-10“6 2050
3 3,7-10’ 9,8-1010 2,4.10“® 5,46-10“6 2650
4 15,7-10’ 153.10й 9,45.10“® 94,4-10“6 9720
5 15,4-10’ 35,6-101° 15,9-10“® 36,8.10“6 2310
• 10“3%. В то же время следует отметить, что в
реголите из Моря Изобилия содержание урана и
тория на 1—2 порядка меньше [4].
В заключение отметим, что только дальней-
шие экспериментальные исследования содержа-
ния инертных газов в образцах, взятых с раз-
личных точек поверхности Луны и из различных
минералогических фракций, и специальные мо-
дельные опыты в лабораторных условиях могут
обеспечить нас информацией, необходимой для
расшифровки истории Луны.
Авторы считают своим приятным долгом
выразить глубокую благодарность академику
А. П. Виноградову за большое внимание к нас-
тоящей работе.
Литература
1. Eberhardt Р., Geiss J., Graf Н., Grogler N., Krdhen-
biihl U., Schwaller H., Schwarzmuller H., Steller A.
Trapped solar wind noble gases, exposure age and
К/Ar agem Apollo 11 lunar fine material.— Proc.
Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 1, 1970, 2, 1037.
2. Kirsten T., Steinbrunn F., Zahringer J. Raregases in
lunar samples: study of distribution and variations by
a microprobe technique.— Science, 1970, 167, N 3918,
571.
3. Мамырин Б. А., Толстихин И. H., Ануфриев Г. С.,
Каменский И. Л. Геохимия, 1969, К° 5, 595.
4. Сурков Ю. А., Федосеев Г. А., Соборное О. II. Гамма-
спектрометрический анализ образца лунного грунта,
доставленного автоматической станцией «Луна-16».
Доклад на XV сессии КОСПАР. Испания, Мадрид.
1972.
5. Лаврухина А. К., Горин В. А. Доклад на XV сес-
сии КОСПАР. Испания, Мадрид, 1972.
6. Geiss J., Eberhardt Р., Buhler F., Meister J., Singer Р.
J. Geophys. Res., 1970, 75, 5972.
7. Boltenkov B. S., Gartmanov V. N., Kocharov G. E.,
Mamyrin B. A., Naidenov V. 0. Space Research XII,
1972 (To be published).
8. Preliminary examination of lunar samples from Apol-
lo 14.- Science, 1971, 173, N 3998, 681.
Физико-технический институт им. А. Ф. Поффе АН СССР,
Ленинград
24 Лунный грунт
О. -Эйгстер
СОДЕРЖАНИЕ ЛИТИЯ,
БЕРИЛЛИЯ, БОРА, ТИТАНА
И ИЗОТОПНЫЙ СОСТАВ
ЛИТИЯ, БОРА И МАГНИЯ
В ПРОБЕ
РЕГОЛИТА «ЛУНЫ-16»
При помощи метода изотопного разбавления с
использованием масс-спектрометра, снабженного рас-
сеивающим ионным источником, были определены рас-
пространенности следующих элементов в образце Л16-
19 № 118 реголит, зона В (в мкг/г): Li — 9,8; Be — 1,2;
В — 2,6;Ti — 1,92q/q, Для сравнения эти же элементы
были измерены в пробах грунта, доставленного
«Аполлоном-11», «Аполлоном-12» и «Аполлоном-14», и
в земном эталонном диабазе W-1. Содержания Li,Be,
В в образце «Луны-16» почти те же, что и в грунте
«Аполлона-11». Грунт, доставленный «Аполлоном-12» и
«Аполлоном-14», содержит в 2—4 раза большее коли-
чество этих элементов. Однако соотношения распро-
страненностей Li, Be и В поразительно сходны в грун-
те из четырех разных лунных участков. Средние рас-
пространенности Li, Be и В в лунном базальтовом
веществе хорошо согласуются с их распространенно-
стью в эталонном базальте BCR-1. По отношению к
базальтическим ахондритам, и особенно по отношению
к хондритам, лунные базальты обогащены Li, Be и В
до 100 раз. Таким образом, лунное происхождение
базальтических ахондритов несовместимо с картиной
распространенностей этих элементов в метеоритном и
лунном веществе, имеющейся в настоящее время.
Сильная корреляция Li и К была установлена для об-
разцов грунта, собранных в указанных четырех участ-
ках, что показывает сходство химического поведения
обоих щелочных элементов в различном веществе лун-
ной поверхности.
Введение. Образец Л16-19 № 118 относится
к зоне В колонки грунта, описанной А. П. Вино-
градовым [15]. Местонахождение этого образца
20—22 см от лунной поверхности. На масс-спек-
трометре с применением метода изотопного раз-
бавления были измерены содержания Li, Be, В
и Ti в образце грунта весом 51,6 мг, из которого
фрагменты пород более 1 мм были предвари-
тельно отобраны. Изотопный состав Li, В, Mg
был определен в образце, состоящем пз трех
обломков породы по 1—2 мг каждый, и в образце
весом 1 мг из фракции с размером зерен 325—
400 меш. Целью этой работы было:
1. Изучение распределения Li, Be и В в
лунном веществе. Из-за их различного геохими-
ческого поведения большие колебания в рас-
пространенности этих элементов отмечаются в
образцах земного, лунного и метеоритного про-
исхождения.
2. Измерение содержаний Ti в связи с изу-
чением альбедо лунного реголита, выполненного
в сотрудничестве с Мореттом в нашей лабо-
ратории.
3. Измерение изотопных составов Li и В для
изучения воздействия космических лучей или
изотопных изменений, вызванных влиянием
солнечного ветра. Соотношение Li 7/Li6, полу-
ченное в реакциях расщепления высокой энер-
гии, равно 2, п то, которое можно ожидать в сол-
нечном ветре, вероятно, больше, чем соотноше-
ние в лунном или земном Li. Пока что исследо-
вания образцов, доставленных «Аполлоном-11»
и «Аполлоном-12», не обнаружили изотопных
аномалий по отношению к земным величинам
[3]. В образцах, использованных для изотопного
анализа Li и В, были измерены изотопные соот-
ношения Mg. Единственным возможным фак-
тором, который мог бы вызвать изотопные ано-
малии Mg, является добавочный компонент
радиогенного Mg26, возникший в результате
распада А126 (772 = 7,4-10 5). Однако учитывая
время образования лунного вещества относи-
тельно времени завершения нуклеосинтеза, об-
наружение радиогенного Mg 26 весьма неправдо-
подобно. Кроме того, метод изотопного разбавле-
ния, примененный в этой работе, требует знания
изотопного состава изучаемых элементов.
Эксперимент. Изотопные анализы об-
ломков пород. Три обломка базальтовой
породы общим весом 7 мг были смонтированы
на прободержателе таким образом, чтобы очень
плоская поверхность примерно в 2 мм подверга-
Содержание лития, бериллия, бора, титана и изотопный состав лития, бора и магния
371
лась в источнике масс-спектрометра действию
ионного пучка Cs+ (9 Кэв) интенсивностью в
10-6—10-9. Эта ионная бомбардировка вызыва-
ет фракционирование атомов на поверхности
породы и их рассеяние в виде положительных
ионов, которые затем разделяются в масс-спек-
трометре и регистрируются с помощью счетчика
ионов (16). Этот метод очень чувствителен и хо-
рошо подходит для непосредственных анали-
зов Li, Be, В, Mg, Ti и других элементов, так как
помехи от соседних элементов отсутствуют или
очень невелики. Каждый анализ лунного мате-
риала немедленно сравнивался с анализом зем-
ного эталона для того, чтобы свести к минимуму
ошибки, вызванные фракционированием. Так
как расходуется лишь поверхностный слой в
несколько микронов, те же обломки пород могут
служить для дальнейших исследований после
этого изучения.
Изотопный анализ пыли. Образец
пыли в 1 мг был растворен в концентрированной
HF с использованием ультразвуковых волн.
Фракцию этого раствора, содержащую меньше
0,1 мг образца, поместили на предварительно
очищенный и проверенный золотом диск и вы-
парили при 50° С. Изотопный состав В был про-
анализирован таким же путем, как было описано
для поверхности обломков породы. Затем кон-
центрированная НС1С>4была прибавлена к раст-
вору пробы, который выпарили досуха при
70—140°С в закрытом тефлоновом тигле под
током аргона. После этого образец полностью
повторно растворили в 1 н. НС1, часть этого
раствора нанесли на золотой диск и нанесенный
слой анализировали на Li и Mg. Эта вторая
ступень растворения образца с использованием
НСЮ4 и более высокой температуры выпари-
вания вызвала почти полную потерю В. Поэто-
му В измеряли до обработки HCIO4.
Методика изотопного разбавле-
н и я. Известные количества обогащенных Li6 и
В10 индикаторов добавляли к образцу весом
Sl,6 мг до растворения. После обработки в кон-
центрированной HF при использовании ультра-
звуковых волн остаток, соответствующий ~10%
первоначального образца, оставался нераство-
ренным. Повторные проверки и сравнения ре-
зультатов, полученных для земного эталон-
ного диабаза W-1, с литературными данными
показали, что В можно извлечь количественно.
Изотопный состав В в смеси образца и инди-
катора измеряли, как описано выше.
Метод изотопного разбавления не мог быть
применен к Be, потому что этот элемент одно-
изотоппып, а обогащенным радиоактивным
индикатором Be10 мы не располагали в доста-
точных количествах. Поэтому было измерено
соотношение пределов эмиссионного обнаруже-
ния Be и В на масс-спектрометре, которое ока-
залось равным 1,6. После того, как были опре-
делены содержания В и соотношения интенсив-
ностей пиков Be и В для образца, можно было
вычислить содержание Be. Li определили пос-
ле полного растворения образца, применив
обработку НСЮ4.
Аликвотную порцию конечного раствора
образца, содержащую известное количество
последнего, смешали с индикатором Ti47, и Ti
был определен отдельно изотопным разбавлени-
ем. В течение всего эксперимента тщательно
проводились холостые опыты.
Поправки для Be и Ti были <1% и поэто-
му ничтожно малы. Холостые поправки для
Li и В в 0,5 и 5% соответственно вычитались.
ч.н.млн
I /4 259
МелкозернистЬ/и
грунт >
30
Z0
Мелкозернистой грунт
□ -—^Аполлон -11” nopodbi
с ОЬ/соНим содержани-
" ем К
Lex' ''Мелкозернистой
П 1008b грунт
W
„Аполлон -11”
породЬ/ с' низким
содержанием
_____5^
Л16-19 МелкозернистЬ/й
» Аполлон -12 ” грУНГП * В

О /ООО 2000 3000 4000и „иипи
\\,Ч.п.МЛп
Рис. 1. Диаграмма корреляции Li и К в лунном грунте и по-
родах. Данные для К приведены по Виноградову [15], Тера и др.
[14],,Хаббарду и др.[7]и LSPET[8]. Данные по Li и К для пород
взяты по Тера и др. [14] и Аннелл п др. [1]
Изотопные распространенности Li, В и Mg.
В табл. 1 приведены изотопные соотношения
LiVLi6, В11^10 и Mg26/Mg25, полученные для
обломков пород, для грунтов и для образцов
земных эталонов. Так как масс-спектрометр
вносит изотопное фракционирование, изотоп-
ные составы лунных образцов должны сравни-
ваться с полученными для земных образцов при
тех же аналитических условиях. Сразу стано-
вится очевидным, что пет разницы между лун-
ными и земными изотопными составами в пре-
делах экспериментальных ошибок, меньших
чем 2%. Мы заключаем пз этих результатов,
24*
372
О. Эйгспгер
что лунное вещество подверглось топ же гомо-
генизации, как и земное и метеоритное. Далее,
несмотря па длительное воздействие бомбарди-
ровки вещества лунной поверхности космиче-
скими лучами и солнечным ветром, реакции рас-
щепления и внедрения солнечного ветра не
вызвали изотопных изменений, которые можно
было бы обнаружить в этой работе. В пределах
экспериментальных ошибок в 1 % измеренные
соотношения лунных Mg26/Mg25 не указывают
па добавочный компонент Mg26, вызванный
распадом А126, который мог бы существовать в
ранней Солнечной системе.
Распространенность Li, Be, В и Ti. В табл. 2
представлены концентрации Li, Be, В и Ti,
измеренные в 51,6 мг образца Л 16-19 № 118.
Результаты для образца «Лупы-16», сообщен-
ные здесь, можно сравнить с данными в пред-
варительном сообщении о веществе «Луны-16»
А. П. Виноградова [15]. Превосходное согла-
сование получено для концентраций Li и Ti,
хотя в настоящей работе Li измеряли во фрак-
ции «реголита В» колонки грунта, в то время
как данные, сообщенные А. П. Виноградовым,
относятся к фракции «реголита Б» и «реголи-
та Г». Концентрации Be и В, найденные в этой
работе для образца «Луны-16», ниже данных в
предварительном сообщении [15]. Однако для
Be аналитические ошибки могут все же частич-
но перекрываться, так как экспериментальная
ошибка определения распространенности Be в
этой работе равна ±50%. Найденная распрост-
раненность В в 2,6 раза ниже, чем данная в
предварительном сообщении [15]. Вероятно,
существуют большие неоднородности содержа-
ния В, факт, который проявляется в колебани-
Таблица 1. Изотопный состав Li, В и Mg в обломках породы весом 7 мг и 1 мг мелкого грунта из Моря
Изобилия
Образец Li’/Lie вп/в10 Mg2«/Mg26
Л 16-19 № 118, три обломка породы, общий вес 7 мг 11,7±0,17 3,73±0,05 0,993±0,010
Обломок земного мусковита И ,80±0,20 3,69+0,05 1,000±0,010
Л 16-19 № 118, 1,0 мг, грунт фракции В, 325—400 меш 11,60±0,15 3,54±0,04 1,035±0,010
Земной диабаз W-1, мелкий порошок 11,30+0,20 3,31+0,04 1,045±0,010
Различие между земным и лунным материалом в среднем (в %) (+0,35±0,2) (+1,0±2,0) (—0,9±1,4)
Таблица 2. Содержание Li, Be,В и Ti в образце грунта Л 16-19 № 118 (реголит, зона В), в грунтах,
доставленных «Аполлоном-11», «Аполлоном-12» и «Аполлоном-14», и в земном стандартном диабазе W-1
[1, 3—5, 8, 12, 14]
Образец Li, ч. н. млн. Be, ч. н. млн. В, ч. н. млн. Ti, %
Л 16-19 № 118, эта работа 9,8 1,2 2,6 1,92
Виноградов [15] 10* 2 6 1,98
Грунт «Аполлона-11», 10084 12,8 1,6 3,2 4,36
Грунт «Аполлона-12», 12070 19,1 4,6 8,2 1,86
Грунт «Аполлона-14», 14259 35,6 4,4 17,2 1,08
Грунт «Аполлона-14», 14141 40,7 3,1 20,9 0,96
Земной стандартный диабаз W-1, работа эта 12,5 0,6 9,2 —
12.73* 0,635* 9,02* —
Другие авторы, самые последние анали- ^з* 1,56* 7,57*
104* 0,6238* 124* —
Аналитическая неточность (в %), эта работа 13 50 5 3
* Реголит Б и Г. 6* Сиверс и др. [12], газовая хроматография.
Квияно-Рико и Венке [101, флюориметрия. •* Рилей и Шоу [11J, оптическая спектрография.
Гарней и Эрланк [б], оптическая спектрография. ’* Чемп [2], оптическая спектрография.
♦* Тейлор и др., эмиссионная спектроскопия. 8* Силл и Уиллис [131, флюориметрия.
Содержание лития, бериллия, бора, титана и изотопный состав лития, бора и магния
373
ях от 3,9 до 6 ч. н. млн. внутри различных сло-
ев колонки. Для сравнения включены данные,
полученные в нашей лаборатории для грунтов,
доставленных «Аполлоном-11», «Аполлоном-12»
и «Аполлопом-14», а также для земного эталон-
ного диабаза W-1.
Этот последний служит для проверки
экспериментальной процедуры, примененной в
этой работе, так как в литературе имеется много
величин для этой стандартной породы. Содер-
жания Li, Be и В, измеренные в W-1, хорошо
согласуются с величинами, сообщенными дру-
гими исследователями.
Из обсуждения будет исключен Ti, так как
этот элемент измерялся в связи с исследова-
ниями альбедо Мореттом, который представит
значение этих результатов в другой публикации.
Рассмотрение данных по лунным пробам,
приведенных в табл. 2, показывает, что распро-
страненности Li, Be и В возрастают в порядке:
«Луна-16», «Аполлон-11», «Аполлон-12», «Апол-
лон-14» за исключением Be, которого больше в
мелком грунте «Аполлона-12», чем в образцах
«Аполлона-14». Для мелкого грунта четырех
различных лунных участков содержания Li и К
строго коррелируются между собой (рис. 1), по-
тому что оба щелочных элемента ведут себя
химически одинаково в сходных геохимически
окружающих средах.
На рис. 2 сравниваются схемы распростра-
ненности Li, Be и В, нормированные к хондриту.
Становится сразу очевидным, что для этих эле-
ментов отмечается сильное обогащение по срав-
нению с хондритовыми количествами. Это выз-
вано тем, что Li, Be и В являются литофильны-
ми элементами, которые концентрировались в
остаточной жидкости прп магматической крис-
таллизации. Такое же обогащение в лунном
веществе по сравнению с хондритовым найдено
для других литофильных элементов, таких, как
W, Nb, Та, U, Th, Cs и редкие земли. Схемы
распространенности для Li, Be и В поразитель-
но сходны. В частности, количества этих эле-
ментов в мелком грунте пз «Луны-16» и «Апол-
лона-11» почти одинаковые, различаясь лишь
в 1,2—1,3 раза. Хотя мелкий грунт «Аполло-
на-12» происходит пз типично морского района,
гак п «Луны-16» и «Аполлона-11», количества
Li. Be и В в мелком грунте выше примерно в
2 раза, чем в мелком грунте других участков
морей. В более поздней работе [3] указывается
на то, что это сравнительное обогащение в мел-
ком грунте «Аполлона-12» вызвано примесью об-
ломков пород с химическим составом, сильно
отличающимся от того, который наблюдали
среди более крупных образцов изверженных
пород. Этот добавочный компонент был открыт
и исследован Гастом и другими [ 7] п оказался
значительно обогащенным К, редкоземельными
элементами и Р (крпповый компонент). Воз-
можными источниками крппового компонента
являются горные и приморские районы. Дейст-
вительно, как можно судить по рис. 2, мелкий
грунт «Аполлона-14», который был собран в
приморском участке, показывает распределе-
ние количеств Li, Be и В согласно этой гипо-
тезе.
Рис. 2. Распределение распространенности Li, Вс и В в лун-
ных, земных и метеоритных образцах, нормализованных к хон-
дриту. Были взяты следующие хондритовые величины: Li —
1,8 г/m [9], Be—0,04 г/m [13]; В—0,83 г, m [10]. Данные для ба-
зальтовых ахондритов взяты у Тера и др.[14], Силл ла и Уиллиса
[13] и Квияно-Рико и Венке [10]. Данные для BCR-1 взяты из
сводки Фланагана [4] и Сиверса и др. [12]
374
О. Эйгстер
На рис. 2 земные п метеоритные распрост-
раненности также нанесены. Картина распро-
страненности в земном стандартном базальте
BCR-1 совершенно сходна со средней лунной.
Базальтовые ахондиты содержат сходные
количества Li, но почти в 10 раз меньше Be и в
3—20 раз меньше В, чем проанализированный
мелкий лунный грунт. Таким образом, лунное
происхождение базальтических ахондритов не-
совместимо со схемой распространенности Li,
Be и В в лунном и метеоритном вещество, если
образцы из четырех лунных исследованных
участков характерны для всей поверхности
Луны.
Эта работа создана в результате дискус-
сии с докторами Р. Бернасом, Н. Гроглером и
У. Крехенбулем. Я весьма благодарен X. Карл
за техническую помощь.
Литература
1. Annel С. S., Carron М. К., Christian R. Р., Guttitta F.,
Dwornik Е. J., Helz A. М., Ligon D. T., Jr., Ro-
se H. J., Jr. Chemical and spectrographic analyses of
lunar samples from Apollo 12 mission.— Proc. Second
Lunar Sci. Conf., 1971, 2.
2. Champ W. H. Private communication, 1968. Quoted
in Flanagan, (1969), [4].
3. Eugster D., Rernas R. Li, Bi, Mg and Ti isotopic
abundances and search for trapped solar wind Li in
Apollo 11 and Apollo 12 material.— Proc. Second Lu-
nar Sci. Conf., 1971, 2.
4. Flanagan F. J. LT. S. Geological Survey standards —
II. First compilation of data for the new USGS
rocks.— Geochim. Cosmochim. Acta, 1969. 33, 81.
5. Fleischer M. U. S. Geological Survey standards — I.
Additional data on rocks G-l and W-1. 1965—
1967.— Geochim. Cosmochim. Acta. 1969. 33, 65.
6. Gurney J. J., Erlank J. J. D. C. Arc spectrographic
technique for determination of trace amounts of
lithium, rubidium and cesium in silicate rocks.—
Anal. Chem., 1966, 38. 1836.
7. Hubbard N. J.. Gast P. IK. Meyer C. The origin of
the lunar soil based on REE, K, Rb. Ba. Sr, P and
Sr87/Sr86 data.— Proc. Second Lunar Sci. Conf.. 1971,2.
8. LSPT (Lunar Sample Preliminary Examination Te-
am). Preliminary examination of lunar samples from
Apollo 14. Preprint, 1971.
9. Nichiporuk W., Moore С. B. Lithium in chondritic
meteorites.—Earth Planet. Sci. Letters. 1970, 9, 280.
10. Quijano-Rico M., Wanke H. Determinations of boron,
lithium and chlorine in meteorites.— In: Meteorite Re-
search. Ed. P. Millmann (D. Reidel, Dortrecht), 1969,
132.
11. Reilly G. A., Shaw D. M. An estimate of the compo-
sition of part of the Canadian Shield in northwestern
Ontario.— Can. J. Earth Sci., 1967, 4, 725.
12. Sievers R. E., Eisentraut K. J., Johnson D. G., Ri-
chardson M. F., Wolf W. R., Ross W. D., Frew N. J.,
Isenhour T. L. Variations in beryllium and chronium
concentrations in lunar fines compared with crystal-
line rocks.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 2.
13. Sill C. W., Willis С. P. The berylluim content of some
meteorites.— Geochim. Cosmochim. Acta, 1962, 26,
1209.
14. Tera F., Eugster D., Burnett D. S.. Wasserburg G. J.
Comparative study of Li, Na, K, Rb, Cs, Sr and Ba
abundaces in achondrites and in Apollo 11 lunar
samples.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2,
1637.
15. Vinogradov A, P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
16. Yiou F., Bar'll M., Dufaure de Citres J., Fontes P.,
Gradsztajn E., Bernas R. Mass-spectrometric measu-
rements of lithium, beryllium and boron isotopes
produced in O16 by high energy protons, and some
astrophysical implications.— Phys. Rev., 1968, 166,
968.
Центр ядерпой спектроскопии и спектрометрии масс
Национального центра научных исследований,
Орсе, Франция
Р. Н. Клейтон
ИЗОТОПНЫЙ СОСТАВ
КИСЛОРОДА ГРУНТА
«ЛУНЫ-16»
Предшествующие анализы изотопного сос-
тава кислорода лунного грунта показали, что
кристаллические частицы сохраняют изотопный
состав, приобретенный ими при образовании в
ходе магматического процесса [ 1 ]. В частицах
стекла, образовавшихся преимущественно при
расплавлении пород и минералов при ударе,
установлено незначительное обогащение О18 (до
О,4°/оо) относительно кристаллических пород,
возможно, благодаря потере при плавлении ле-
тучих компонентов, обедненных О18 [1, 2]. На-
конец, наблюдается значительно обогащен-
ный О18 компонент в ассоциации с мелкими зер-
нами и с поверхностями больших зерен [3]. Та-
ким образом, можно ожидать для лунного грун-
та изменения 6О18 от значения, характерного
работе [1]. В таблице сравнивается изотоп-
ный состав кислорода грунта «Луны-16» и
нескольких грунтов, доставленных «Аполло-
нами».
Грунт из Моря Изобилия неотличим по изо-
топному составу кислорода от грунта пз Моря
Спокойствия и области Фра-Мауро. Все они
обогащены О18 на 0,2—0,4% по сравнению с
грунтом из Океана Бурь. Эпштейн и Тейлор [3]
отмечали корреляцию между количеством обо-
гащенного О18 поверхностного компонента и ко-
личеством газов солнечного ветра в грунтах
«Аполлона-11» и «Аполлона-12». Эта корреля-
ция, по-впдпмому, распространяется и на грунт
«Луны-16», поскольку содержание Не4 в нем в
тех же пределах, что и в грунте «Аполло-
Пзотопный состав кислорода лунного грунта
Av обр. 6О18 * Ссылка !! || А° обр. [6О18 * , Ссылка № обр. до18 ♦ Ссылка
Л 16-А-6 6,20 12033-55 5,90 [6] 12070 6,26 [3]
10084-46 6,18 ш 12033 5,96 [3] 12070-46 «0,3 мкм) 7,34 [6]
10084-130 6,26 [2] 12037-22 5,75 [6] 14003-11 6,30 [71
10084-143 6,2 [5] . 12057-74 5,72 [6] 14163-62 6,14 [7]
10085 6,00 [2] | 12070-46 5,87 [6] 14259-60 6,20 [7]
* Относительно стандарта SMOW.
для изверженных пород (5,7 ±0,1%), до боль-
ших величин, в зависимости от пропорции ком-
понента, обогащенного О18.
Поскольку для анализа было предоставлено
только 16 мг грунта «Луны-16» (обр. Л16-А-6),
был проведен анализ О18/О16 лишь для образца
в целом. Методика анализа была та же, что и в
на-11» [4]. Грунт «Аполлона-12» имеет более
низкое содержание газов и более низкое отно-
шение О18/О16.
Это исследование проводилось при частич-
ной поддержке НАСА по субсидии NGL 14-001-
169. Мпсисс Т. К. Майеда помогала при изотоп-
ных анализах.
376
Р. Н. Клейтон
Литература
1. Опита N., Clayton R. N., Mayeda Т, К. Apollo И
rocks: Oxygen isotope fractionation between minerals,
and an estimate of the temperature of formation.—
Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 1, 1970, 2, 1429.
2. Taylor H. P., Jr., Epstein S. O18/O18 ratios of Apollo 11
lunar rocks and minerals.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2,
1613.
3. Epstein S., Taylor H. P., Jr. O18/O18, Si30/Si28, D/H and
C13/C12 ratios in lunar samples.— Proc. Apollo 11 Lu-
nar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2,
1971, 2, 1421.
4. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta.
Suppl. 2, 1971, 1, 1.
5. O'Neil J. R., Adami L. Oxygen isotope analyses of se-
lected Apollo 11 materials.— Pros. Apollo 11 Lunar
Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970,
2, 1425.
6. Glayton R. N., Опита A7., Mayeda T. K. Oxygen isoto-
pe fractionation in Apollo 12 rocks and soils.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2. 1971, 2, 1417.
7. Clayton R. N., Mayeda T. K. Unpublished results,. 1971.
Институт Энрико Ферми и Отделение химии и геофизики
Чикагского университета, Чикаго, США
А. Надь, ОПРЕДЕЛЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ
А. Чеке, КИСЛОРОДА В ОБРАЗЦЕ
Э. Сабо, ЛУННОГО ГРУНТА,
Б. Форзац, ДОСТАВЛЕННОГО
Э. Земплен СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»,
МЕТОДОМ
НЕЙТРОННОЙ АКТИВАЦИИ
Определено содержание 0% в образце лунного
грунта № 16/078, доставленного автоматической стан-
цией «Луна-16», путем активации с помощью нейтро-
нов с энергией 14 Мэв. Содержание О2 в образце 42,1 ±
± 1,2 вес. %.
Проба, изученная в нашей лаборатории, яв-
ляется частью образца порошкообразного лун-
ного грунта, доставленного автоматической
станцией «Луна-16». Проба отобрана пз участка
колонки, находившегося на глубине 7 см от по-
верхности Луны, зона Л, где средний размер
зерен равен 70 мкм. Авторы измеряли содержа-
ние О2 в пробе весом 77,2 мг, взятой пз общей
пробы лунного грунта № 16/078 весом 300 мг,
содержащей зерна примерно одинакового раз-
мера. В этой статье приведены результаты ана-
лиза, проведенного на нейтронном генераторе
при облучении нейтронами с энергией 14 Мэв.
Образец лунного грунта получили в шлифо-
ванной кварцевой ампуле. В ходе измерения
транспортировка образца от места облучения до
места измерения проводилась в капсуле. Кап-
сула весом 40 мг и объемом 50 мм3, изготовлен-
ная пз полиэтилена высокого давления с малым
содержанием О2, была тщательно очищена, а
потом была заполнена образцом в герметичной
камере, снабженной перчатками. В ходе запол-
нения было использовано вибрационное уплот-
нение. Капсула закрывалась механически.
Для определения содержания О2 была ис-
пользована реакция О16 (/г, р) N16, при которой
активность ядра продукта была сравнена с ак-
тивностью эталона с известной концентра-
цией О2. В качестве эталона, а также в качест-
ве монитора выхода нейтронов была использо-
вана сверхчистая SiO2, расположенная в точно
такой же капсуле, как и образец лунного грун-
та. Вес эталона 40 г, вес монитора 120 мг.
Для облучения образца использовался нейт-
ронный генератор системы Кокрофта—Вальто-
Гистограмма 70 определений содержания О2 в образце лунного
грунта 1(5/078. Относительная погрешность измерения 2—3%
на типа Na-З, изготовленный в ЦИФИ [2]. Диа-
метр активной поверхности мишени 17 мм. Бы-
ла использована мишень активностью 30 кюри
из трития советского производства, прп которой
выход нейтронов составляет 1010 н/сек. Образец
и монитор были расположены друг за другом,
напротив мишени. Образец не совершал двух-
осного вращения.
Для транспортировки образца была сконст-
руирована двухканальная пневмопочта с элект-
ронным управлением; пневмопочта представля-
ла собой цилиндрическую полпэтпленовую тру-
бу с внутренним диаметром 5,5 мм. Система да-
ет возможность циклически повторять передви-
жение образца от места облучения до места изме-
рения и обратно, в автоматическом режиме ра-
боты. Минимальная скорость транспортировки
образца 30 м/сек. Пневмолпнпя была выполнена
без изгиба.
378
А. Надь, Л. Чеке, Э. Сабо, Б. Форзац, Э. Земплен
Содержание кислорода в образцах лунного грунта
Образец Кислород, вес.% Литературный источник Образец Кислород, вес.% Литературный источник
«Аполлон-11» «Аполлон-11» и
А 38,5±1,2 [3] «Аполлон-12» 41,4±2 [5]
В 39,4±1,0 [3] То же 42,6±2 [5]
С 41,1±1,0 [3]
Грунт 40,8±1,2 [3] «Аполлон-12» 45,2±0,6 [61
10017 40,87 [4] » 44,0±0,8 [6]
10072 40,95 [4] » 40,4±0,9 [6]
10084 41,94 [4]
Измерительная система состояла пз детек-
тора Nal/Tl размером 7,5 X 7,5 см с разрешаю-
щей способностью 9% и 1024-канального ана-
лизатора типа NTA-512 В, сигналы которого
были интегрированы стробированным однока-
нальным анализатором в диапазоне энергии
от 4,5 до 8 Мэв. Время цикла, регулируемое с
помощью электронного блока управления, в хо-
де анализа было 26 сек, пз которого 8 сек сос-
тавила активация и 15 сек — измерение. Удель-
ная активность О2 была 85 имп/мг О2.
Перед проведением анализа былп выполне-
ны контрольные измерения естественной п
остаточной активности образца. В диапазоне
энергии от 100 Кэв до 2,5 Мэв не наблюдался
эффект, отличающийся в значительной мере от
фона.
Прп измерении содержания О2 количество
эталона и образца было выбрано так, чтобы они
представили одинаковую нагрузку за счет А128
пз Si для обоих гамма-спектров. Исходя пз ли-
тературных данных [5], примеси F19 и В11 счи-
тали пренебрежимо малыми, так как они соста-
вляют лишь несколько десятков микрограм-
мов на 1 г.
В таблице приведены литературные данные
измерения содержания О2 в образцах луппого
грунта. Результаты измерений содержания ки-
слорода (в вес. %), выполненных нами на об-
разце 16/078, приведены ниже:
39,9 43,6 38,5 41,4 42,9
41,6 44,1 37,9 40,4 41,2
40,6 40,1 44,2 42,9 42,9
39,4 39,7 39,8 39,8 42,5
42,2 40,8 42,2 45,4 39,6
43,2 40,0 41,4 38,2 38,0
41,5 43,0 38,5 41,8 37,6
40,6 38,6 44,8 37,8 39,4
43,9 41,2 44,3 39,8 41,7
37,4 38,5 42,2 40,8 43,5
43,6 42,4 42,3 42,6 38,6
42,3 38,5 38,0 40,9 42,3
43,6 40,1 43,2 43,9 39,5
42,4 43,8 37,7 42,3 41,9
Среднее 42,1 + 1,2
Точность измерения в работах, указанных в
таблице, была определена на основе нескольких
(2—8) параллельных опытов. Данные по обр.
16/078 былп получены по 70 измерениям, про-
веденным па одной и той же пробе. Точность
измерения характеризуется данными, приве-
денными на гистограмме (см. рисунок).
Авторы выражают свою благодарность
Ш. Б. Надь, М. Шандорп и Э. Ямбор за помощь,
оказанную ими при проведении измерений и об-
работке данных.
Литература
1. Виноградов А. П. Предварительные данные о лунном
грунте, доставленном автоматической станцией «Лу-
на-16».— Геохимия. 1971, As 3, 261.
2. Activation Analitical Laboratories equipped with neut-
ron Generators.— KFKI Report 3468/1968. Budapest.
3. Ehman W. D., Morgan I. W. Science, 1970. 167. 528.
4. Wirk H. B., Ojanpera P. Science, 1970, 167, 531.
5. Morrison J. H. Anal. Chem., 1971, 43, № 7, 23A.
6. Morgan I. M., Ehman W. D. Earth Planet Sci. Letters,
1970, 9, 164.
Главный отдел химических исследований
Центрального института физических исследований АН ВНР,
Будапешт, Венгрия
А. П. Виноградов,
II. К. Задорожный
ИНЕРТНЫЕ ГАЗЫ
В РЕГОЛИТЕ
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Исследовано содержание и изотопный состав
инертных) газов — Не, Не, Аг, Кг и Хе в пробах лунного
реголита, доставленного автоматической станцией «Лу-
на-16». Пробы были отобраны с глубины около 12 и
30 см.
В исследованных образцах измерены высокие кон-
центрации инертных газов, превышающие на несколь-
ко порядков их концентрации, наблюдаемые в обыкно-
венных каменных метеоритах. Газы в лунном реголите
представляют сложную смесь газов различного проис-
хождения'. солнечные, космогенные, радиогенные и др.
Доминируют газы солнечного ветра, распределенные в
тонком поверхностном слое (доли микрона) зерен ре-
голита. Концентрация этих газов в поверхностном слое
достигает нескольких кубических сантиметров на грамм.
Изотопный состав инертных газов солнечного проис-
хождения (за исключением -1г40) приближается к их
составу, измеренному в богатых газами метеоритах.
В составе инертных газов имеется незначитель-
ная примесь космогенной компоненты, которая маски-
руется солнечными газами при валовых анализах и
обнаруживается лишь в высокотемпературных фрак-
циях газов, выделяемых при ступенчатом нагревании
проб.
В реголите обнаруживается избыток Аг'10, генети-
чески не связанный с распадом Л40 в породах. Этот
избыток -4/’40 представляет собой компоненту радио-
генного аргона, выделенного из лунных пород в атмос-
феру, и затем импрегнированного обратно в поверх-
ностный слой вместе с газами солнечного ветра.
Исследованы инертные газы Не, Ne, Аг, Кг
и Хе в пробах лунного реголита, доставленно-
го автоматической станцией «Луна-16». Забор
лунного вещества станцией был осуществлен
буром на глубину 35 см.
Исследованные пробы были отобраны из
двух зон: зоны Б (обр. 6-1 в) на глубине 8—15 см
и зоны Г (обр. 7-1а) на глубине 28—33 см.
Пробы грунта были отобраны из предваритель-
но просеянного через сито (^0,083 мм) мате-
риала без какого-либо дальнейшего разделе-
ния их на фракции.
В четырех пробах инертные газы исследова-
ны методом одноступенчатого полного расплав-
ления, и в одной пробе методом многоступен-
чатого обезгаживания через каждые 50—
100° С в интервале от 200 до 1500° С. При сту-
пенчатом повышении температуры сложная
многокомпонентная смесь инертных газов мо-
жет быть разложена на отдельные компоненты
разного происхождения (космогенную, радио-
генную, компоненту солнечного ветра п др.).
Полученные этим методом данные позво-
ляют строить корреляционные графики в ко-
ординатах изотопных отношений по изотопам
во фракциях газов, выделенных прп разных тем-
пературах. Двухкомпонентная смесь перемен-
ного состава на таком графике изображается
прямой линией, крайние точки которой соот-
ветствуют чистым компонентам анализируемой
смеси. Положение любой точки на графике бу-
дет соответствовать относительному содержа-
нию составляющих компонентов смеси. Поло-
жение точки вне прямой линии указывает на
присутствие третьей компоненты.
Методика эксперимента. Анализ газов про-
водился на масс-спектрометре МП 13-11 в ста-
тическом режиме при разрешении, достаточном
для разделения присутствующего небольшого
углеводородного фона в области Кг. Образцы
проб сбрасывались в предварительно обезга-
женный молибденовый тигель и нагревались
высокочастотной печью до температуры 1500°С.
Температура измерялась платпно-родпевой тер-
мопарой, вмонтированной в стенку тигля.
Ошибка измерения температуры не превышала
± 10° С. Выделенные из пробы газы очищались
двумя последовательно работающими Ti-гетте-
рами и одной Си — СиО-печью. Анализ газов
осуществлялся по трем фракциям: Не и Ne ана-
лизировались совместно после поглощения тя-
380
А. П. Виноградов, И. К. Задорожный
Таблица 1. Содержание и изотопный состав инертных газов в реголите
о о С Вес, мг 1 Содержание газов, 10-8 нем3/г Не4/Не3 Ne2°/Ne22 Ne21/Ne22 А г36/А г33 Ar4</Ai38 Содержание, 10-’’ нсл13/г
Не4 Ne20 Al36 Кг84 Хе132
6-1В 8,4 17 000 000 320 000 34 000 2625+80 12,46+0,08 0,0338+0,0004 5,26 -z0,05 l.i 6+0,02 1900+800 450+40
6-1В 5,1 18 000 000 340 000 35 000 2650+80 12,66+0,05 0,0340+0,0004 5,22+0,05 1,16+0,02 18204-730 330+30
7-1а 7,2 19 500 000 360 000 47 600 2670+50 12,70+0,06 0,0339+0,0003 5,27+0,06 1,('2+0+3 2590+900 630+50
7-1а 5,7 18 000 000 340 000 46 0u0 2650+80 12,46+0,06 0,0332+0,0004 5,11+0,08 1+3+0,03 2670±9и0 690+60
желой фракции инертных газов на активиро-
ванном угле при температуре —196° С. Аргон
выделялся при температуре —78° С, Кг и Хе
десорбировались при температуре 4-100°С и
анализировались совместно. Около 40% Кг вы-
делялось совместно с аргоном прп его десорб-
ции, вследствие чего имело место фракциониро-
вание его изотопов. Анализ Кг осуществлялся
после проведения анализа Хе, в связи с чем
ошибка измерения еще более возрастала. Ре-
зультаты анализа Кг в данном сообщении опу-
щены.
Абсолютное количество газов измерялось ме-
тодом сравнения интенсивности ионных пиков
по точно калиброванной порции воздушных га-
зов. Ошибка измерения абсолютного содержа-
ния газов достигла 10—15%. Коррекция на дис-
криминацию по массам проводилась по изото-
пам воздушных газов. Поправка на дискрими-
нацию изотопов гелия пе вводилась. Поправка
холостого опыта при температуре 1500° С соста-
вляла (в нем3): Не4 0,3 • 10"8; Ne20 0,1 •
• IO"8; Аг ~ 4 • 10-8; Кг84 ~ 8 • 10"12; Хе132 ~ 6 •
• 10“12. Фон изобарных примесей не превышал
в области: Не3 5 • 10“10; Ne21 1 • 10“и;
Ne22 2 • 10-11 нем3.
Таблица 2. Содержание и изотопный состав инертных газов в температурных фракциях пробы
Температура, °C . ’ 200 300 400 500 600 650 700 750 8и0
Не4, 10-* нем3 г 0,60 14,0 680 510 320 220 48,2 36,5 8,2
Не4, Не3 2240+100 2300+100 2670+150 2580+80 2600+80 3050+100 2500±100 2400+100 2250+100
Ne20, 10-* нсм3'г 0,006 0,05 13,18 10,10 6,32 5,34 0,92 0,86 0,40
Ne20, Ne22 — 13,50+0,12 12,91+0,06 12,85+0,06 12,70+0,05 12,74+0,Оэ 12,78+0,06 12,70 +0,08 12,24+0,06
Ne21, Ne22 — 0,0373+0,0006 0,0324+0,0003 0,0324+0,0001 0,0325+0,0001 0,0323±0,0002 0,0333 + +0,0002 0,0329 4- +0,0002 0,0338 + ±0,0004
Аг”, Ю-* нем3'г — 0,007 0,09 0,34 0,70 1,11 0,67 0,56 0,42
Аг38. Аг38 — — 5,66+0,06 5,45+0,04 5,32+0,05 5,27+0,03 5,29+0,03 5,26+0,05 5,26+0,04
Аг40 Аг38 — 4,00+0,05 1,80+0,03 1,48+0,03 0,74+0,01 0,78+0,01 0,77+0,01 0,81+0,01 0,87+0,01
Хе12* — — 0,408+0,050 0,548+0,042 0,513+0,030 0,510+0,027 0,505+ +0,031 0,517 + +0,025 0,512 + +0,022
Хе128 — — 0,502+0,055 0,469+0,040 0,498+0,031 0,485+0,028 0,492+ +0,027 0,480+ +0,023 0,521+ ±0,019
Хе12’ — — 8,41+0,40 8,16+0,32 8,05+0,27 8,16+0,16 8,17+0,12 8,45+0,09 8,35+0,09
Хе12® — — 1,020+0,040 1,003±0,038 1,024+0,018 1,026+0,012 1,019 г ±0,009 1,051+ +0,009 1,047+ ±0,007
Хе13® — — 15,60+1,80 15,67+1,40 15,95+1,20 16,10+0,90 15,92+0,75 16,61+0,32 16,64+0,21
Хе131 — — 83,94+2,20 81,82+2,00 81,71+1,80 82,45+1,10 81,90+0,90 82,73+0,80 82,52±0,63
Хе132 — — 100 100 100 100 100 100 100
Хе134 Хе‘38 Хе132, 10—10 нем3, г 36,31+0,90 34,00+0,80 3,85 36,73+0,85 33,45+0,90 7,66 36,23+0,80 32,14+0,54 30,10 36,96+0,64 31,52+0,50 31,05 35,81+0,41 30,50+0,42 35,80 36,93+0,36 30,10+0,30 60,20 37,10+0,30 30,24 ±0,23 96,16
Инертные газы в реголите из Моря Изобилия
381
Хс124/Хе132 Хе12в/Хс132 Хе128/Хе132 Хс129/Хе132 Хе130 Хн132 Хс131/Хе132 Хе134/Хе,за Хе13в/Хе132
. 0'4500028 0,00520 +0,0о028 0,0822±0,0о24 1,034+0,004 0,1624+0,0010 0,8154+0,0052 0,3734+0,0032 0,3057+0,0022
,00507+0,0'" '2о 0,1'0564+0, W024 0,0817+0,0021 1,031+0,004 0,1599+0,0012 0,8148+0,0048 0,3752 20,0027 0,3"52 +0,0020
,00447210.00015 0,00537 ±0,00021 0,082.8 20,0020 1,020+0,008 0,1679+0,0015 0,8254+0,0042 0,3745+0,0037 0,3"7120,0019
,00501+0,00025 0,0и574 -0,0w27 0,0823 20, UU21 1,032+0,008 0,1681+0,0010 0,8272+0,0030 0,3721+0,0021 0,3"23 ±0,0018
Результаты анализа и обсуждение. Сводные
данные, полученные при элементном и изотоп-
ном анализе пнертных газов в пробах лунного
грунта, представлены в табл. 1 и 2.
Исследованные пробы реголита, взятые па
разной глубине, содержат высокие концентра-
ции всех пнертных газов, превышающие на не-
сколько порядков их концентрации, измерен-
ные в большинстве каменных метеоритов. Изо-
топный состав пнертных газов (за исключени-
ем Аг40) приближается к их составу, измерен-
ному в богатых газами метеоритах [1].
Высокие концентрации и изотопный состав
инертных газов в реголите указывают, что ис-
точником их происхождения может быть только
солнечный ветер. Аналогичные концентрации
инертных газов ранее были измерены в пробах
лунного грунта, доставленного «Аполлоном-11»
[2]. Подробные результаты анализов были со-
общены в работах [3 — 8].
Все инертные газы содержат незначитель-
ную, но ясно выраженную космогенную компо-
ненту, образовавшуюся в результате накопле-
ния продуктов ядерных реакций расщепления
под действием галактических и солнечных ко-
смических лучей. Приблизительная оценка ве-
реголита 7-1а, вес 44, 6 мг
850 900 950 1000 1100 1200 1300 1400 Сумма
‘2,4 9,1 2,3 0,70 — — — — 1852±200
2500±100 3100+150 2200+150 1400±180 — — — — 2670±100
0,05 1,37 0,14 0,02 0,08 0,06 — — 39,6±4,5
12,44+0,09 12,12+0,08 12,05+0,11 11,80±0,13 10,67±0,15 10,63±0,19 — — 12,76±0,08
' ,0352+0,0006 0,0367+0,0005 0,0429+0,0011 0,0484±0,0010 0,0674±0,0017 0,0728±0,0018 — — 0,0327+0,0004
0,32 0,21 0,18 0,13 0,03 0,05 0,007 0,003 4,83±0,65
5,21+0,05 5,12+0,06 5,20+0,06 5,02±0,05 5,12±0,07 4,95±0,07 4,82±0,07 4,69±0,09 5,26+0,05
0,86+0,01 0,94+0,01 0,92+0,01 1.10±0,02 1,50±0,02 2,30±0,03 9,00±0,25 — 0,94±0,02
0,517+0,017 0,568±0,006 0,553+0,009 0,607±0,011 0,605±0,017 0,627±0,016 0,746±0,029 0,722±0,044 0,493±0,022
и, 551+0,018 0,592+0,008 0,565^+0,009 0,638±0,013 0,640±0,016 0,737±0,019 0,893±0,031 0,906±0,038 0,512±0,021
8,57+0,08 8,67+0,05 8,82+0,05 8,71±0,07 8,67±0,17 8,79+0,11 8,95±0,19 8,64±0,28 8,50±0, И
1,050 +0,005 1,06520,005 1,066 +0,004 1,052±0,008 1,035±0,011 1,059±0,009 1,051±0,012 1,033+0,018 1,050±0,009
16,64+0,18 16,81+0,12 16,92+0,11 16,78±0,17 16,58±0,27 16,86±0,25 16,92±0,82 16,72+0,95 16,62±0,24
83,41+0,34 83,23+0,28 84,34 ±0,29 84,12±0,25 84,47±0,34 85,26±0,82 85,73±1,20 84,86±2,10 83,74+", 38
1<Ю 100 100 100 100 100 100 100 100
37, "U +0,22 36,9720.18 37,31+0,17 36,91+0,27 36,63±0,55 36,98±0,48 37,43+0,85 33,17±0,90 37,00+0,22
29,78+0,18 29,95 +-0,15 30,29 4-0,20 3-', 12±0,17 30,26±0,34 29,83±0.31 29,61±0,65 29,87±0,90 3»,43±0,20
104,00 112,86 107,00 76,88 18,10 23,13 1,77 0,60 709,0±90,0
382
А, П. Виноградов, И. К. Задорожный
Инертные газы в реголите из Моря Изобилия
383
личины космогенной компоненты Не3 и Ne21
может быть получена в общем валовом анализе
при одноступенчатом расплавлении пробы вве-
дением поправки на содержание компоненты
захваченных газов по их изотопному составу,
измеренному в богатых газами метеоритах.
Концентрация и изотопный состав инертных
газов, измеренных в пробах реголпта, отобран-
ных на разной глубине, практически идентич-
ны. Наблюдаемые вариации могут быть объяс-
Р и с. 1. Выделение редких газов при ступенчатом обезгажи-
вании пробы 7-1а. Количество газа, выделенного в каждой тем-
пературной фракции, выражено в % от общего его содержа-
ния в пробе
Рис. 2. Изотопный состав Ne во фракциях газа, выделенных
при ступенчатом нагревании пробы 7-1а. Числа обозначают
температуру обезгаживания, выраженную в 100°-ной шкале
I — IV — изотопные отношения в реголите при одноактном
полном плавлении пробы; ЛКП — линия кристаллических лун"
ных пород из больших образцов
Рис. 3. Корреляционный график для легких изотопов ксенона,
выделенного при ступенчатом нагревании пробы 7-1а. Числа
соответствуют температуре обезгаживания, выраженной
в 100°-ной шкале
А — изотопные отношения ксенона атмосферы; СС — средняя
величина изотопных отношений ксенона в углистых хондритах
пены неоднородностью материала. Отношенпе
Не4/Не3 = 2650 ± 100, а также отношение
He4/Ne20 = 53 ± 10, измеренное в обеих пробах
на разной глубине, несколько отличаются от ре-
зультатов анализа лунного реголпта, доставлен-
ного «Аполлоном-11» [9, 10].
Представленные на рис. 1 кривые скорости
выделения газов в зависимости от температуры
ясно показывают, что выделение инертных га-
зов происходит не одновременно, а является
функцией атомного веса элемента: с увеличени-
ем атомного номера элемента возрастает темпе-
ратура его дегазации. По-видпмому, внедрение
более тяжелых газов (вероятно, и изотопов)
происходит на большую глубину в поверхност-
ные слои зерен реголита, что приводит к уве-
личению энергии связи и фракционированию
газов при последующей их дегазации в лабора-
торных опытах.
Доминирующей компонентой Не и Ne в ре-
голите является компонента захваченных сол-
нечных газов. При ступенчатом обезгаживании
пробы наблюдаются значительные вариации в
изотопном составе Не и Ne (табл. 2). Отноше-
ние Не4/Не3 увеличивается от 2240 при 220° С
до 3050 при 650° С, а затем падает до 1400 при
1000° С.
384
А. П. Виноградов, И, К. Задорожный
Отношение Ne20/Ne22 заметно изменялось
при почти постоянном отношении Ne21/Ne22 в
области низких и средних температур. На гра-
фике в координатах изотопных отношений
(рис. 2) большинство точек группируется в об-
ласти со средней величиной отношения
Ne20/Ne22 = 12,74 ± 0,05; только в области вы-
соких температур часть точек смещается в на-
правлении возрастания космогенной компонен-
ты. Линия, проведенная через эти точки в на-
правлении космогеипой компоненты, проходит
ппже корреляционной линии, соответствующей
лунным породам (линия пород) [11], и ие про-
ходит через точку, отвечающую составу космо-
генной компоненты каменных метеоритов и
кристаллических лунных пород. Это указывает
па иной состав космогенной компоненты в рего-
лите. Полученные данные не противоречат ре-
зультатам анализа Ne в реголите пз коллекции
«Аполлона-11» [11, 12].
Вариации изотопного отношения Ne20/Ne22,
измеренные в температурных фракциях пробы
7-1а, показывают определенную закономер-
ность в зависимости от температуры: высокие
отношения Ne20/Ne22, наблюдаемые при низких
температурах, монотонно понижаются с повы-
шением температуры.
В богатых газами метеоритах отношения
Ne20/Ne22 варьируют в широком диапазоне.
Это позволило выдвинуть гипотезу о присутст-
вии в метеоритах двух компонент первичного
неона [13, 14].
Однако для лунного реголита представляет-
ся маловероятным существование двух компо-
нент захваченного неона, одна из которых от-
личается от состава неона солнечного ветра.
Авторы работы [12] отказались от идеи двух-
компонентного состава захваченного Ne, интер-
претируя наблюдаемые вариации как следствие
диффузионного фракционирования по массам
изотопно единой компоненты захваченного сол-
нечного неона, которое обусловлено различной
глубиной внедрения разных изотопов в поверх-
ностный слой зерен реголпта. Более легкие изо-
топы (Не3, Ne20), внедренные при облучении
солнечным ветром на меньшую глубину и име-
ющие меньшую энергию связи, выделяются
предпочтительнее при более низких температу-
рах, вследствие чего возникает эффект фракци-
онирования изотопов. Наблюдаемые вариации
изотопного состава Не и Ne при низких темпе-
ратурах в исследованных нами пробах реголпта
удовлетворительно согласуются с идеей двух-
ступенчатой модели фракционирования изо-
топов.
Аргон в реголите представлен сложной сме-
сью компонентов различного происхождения.
Кривые по дегазации аргона и вариации отно-
шения его изотопов во фракциях газа, выделен-
ных при ступенчатом обезгажпваппп пробы, по-
казаны на рис. 1. Отношение Аг36/Аг38 монотон-
но уменьшается от максимального 5,66 при
400° С до 4,69 при 1400° С. В интервале темпе-
ратур (600—950°С), при которых наблюдается
максимальное выделение компоненты захвачен-
ного Аг36, отношение Аг36/Аг38 сохраняется до-
статочно постоянным, в среднем равным 5,27 ±
± 0,05. Последующее уменьшение этого отно-
шения обусловлено выделением космогенной
компоненты. При одноступенчатом анализе
проб среднее отношение Аг36/Аг38 = 5,22 ±
± 0,06. Можно принять для компоненты аргона
солнечного ветра отношение Аг36/Аг38 = 5,26 ±
± 0,05. Это отношение несколько ниже его ве-
личины в земной атмосфере, что, возможно,
объясняется присутствием следов космогенной
компоненты. Как и в случае неона, при ступен-
чатом обезгаживании в низкотемпературных
фракциях аргона наблюдается избыток легкого
изотопа Аг36, что, вероятно, вызвано тем же ме-
ханизмом селективной импрегнации пзотопов
аргона солнечного ветра.
Концентрация Аг40 = 4,7 • 10“4 нем2/г пред-
ставляется чрезвычайно высокой; его содержа-
ние приблизительно в четыре раза превышает
возможное его количество, способное накопить-
ся при распаде К40 in situ за 4,5 млрд. лет. Сред-
нее отношение Аг40/Аг36 = 1,06 ± 0,02, изме-
ренное при одноступенчатом анализе проб.
В пробах аргона, выделенного при многоступен-
чатом анализе, оно уменьшается до значе-
ния 0,74 при температуре 600° С, при которой
наблюдается максимальное выделение компо-
ненты Аг36 солнечного ветра. Величина этого
отношения определяет верхний предел содер-
жания Аг40 в солнечном ветре. Его избыток
сверх этого предела в комбинации с измерен-
ной в реголите концентрацией К (0,11%) [15]
дает возраст по К/Ar отношению ~ 5,3 млрд,
лет, который представляется явно завышен-
ным.
Возраст реголита, вычисленный в работе [5]
при аналогичных предпосылках, оказавшийся
4,65 млрд, лет, также представляется завы-
шенным. Более того, истинное отношение
Аг40/Аг36 в аргоне солнечного ветра должно
быть значительно ниже. Согласно ядерной сис-
тематике распространенность Аг40 в солнечной
атмосфере не превышает ~ 10“4 [16]. В ахонд-
рите Novo Urei измерено отношение Аг40/Аг36
^0,35 [17]. При ступенчатом обезгаживании
богатых газами метеоритов наблюдалось еще
Инертные газы в реголите из Моря Изобилия
385
более низкое отношение 0,05 [18]. Очевидно,
в реголите присутствует компонента Аг40, не
принадлежащая аргону солнечного ветра и не
связанная с распадом К40 in situ.
В работе [3] показано, что содержание Аг40
в реголите коррелируется с поверхностно рас-
пределенным Аг36, что указывает на связь ме-
ханизма внедрения Аг40 с солнечным ветром.
Наиболее вероятным источником избыточ-
ного Аг40 следует считать собственно лунную
атмосферу, в которую диффундировал радио-
генный Аг40 из лунных пород и затем был пм-
прегнирован обратно под действием межплане-
тарного магнитного и электрического поля,
индуцированного солнечным ветром [9, 10].
Ионы Аг40, ускоренные в электромагнитном по-
ле, будут иметь много меньшую энергию к
моменту столкновения с поверхностью Луны
(~ 1 Кэв} по сравнению с энергией ионов Аг36
солнечного ветра (~40 Язе), вследствие че-
го Аг40 будет слабее связан в поверхностном
слое реголита и легче должен выделяться при
обезгажпвании.
Вариации изотопного отношения Аг40/Аг36,
наблюдаемые в температурных фракциях арго-
на, и появление двух максимумов, соответству-
ющих различной скорости выделения этих изо-
топов (рпс. 1), подтверждают гипотезу о раз-
личных источниках происхождения этих изото-
пов и пмпрегнационный характер поступления
пх в реголит [20].
В пробах реголпта измерены высокие кон-
центрации Кг и Хе. Ксенон, выделенный из
пробы при одноступенчатом расплавлении, обо-
гащен легкими изотопами Хе124, Хе126, Хе128 и
обеднен тяжелыми изотопами Хе134 и Хе136 по
сравнению с их распространенностью в угли-
стых хондритах и в Хе земной атмосферы. Обо-
гащение легкими изотопами обусловлено при-
сутствием космогенной компоненты. Ксенон,
измеренный в пробах реголпта, доставленно-
го «Аполлоном-11», имеет идентичный сос-
тав [10—12].
Анализ Хе методом ступенчатого обезгажп-
вания позволяет выявить некоторые детали в
составе Хе. Относительная распространенность
его легких изотопов в низкотемпературных
фракциях почти не отличается от их распрост-
раненности в компоненте первичного Хе камен-
ных метеоритов и в различных температурных
фракциях показывает линейную корреляцию,
что соответствует двухкомпонентному соста-
ву Хе. На рпс. 3 показан корреляционный гра-
фик в координатах изотопных отношений
Хе124/Хе130 и Хе,26/Хе130. Точки, соответствую-
щие различным температурным фракциям, оп-
ределяют прямую линию, которая проходит че-
рез точку, соответствующую среднему соста-
ву Хе углистых хондрптов [22]. Основная
масса точек из низкотемпературных фракций
группируется вблизи этой точки. Точка, соот-
ветствующая Хе земной атмосферы, располо-
жена в стороне. Из этих данных следует только
то, что распространенность легких изотопов
компоненты захваченного Хе весьма близка пли
соответствует их распространенности в Хе уг-
листых хондритов. В качестве приближенной
оценки состава компоненты Хе солнечного вет-
ра можно принять точку, наиболее близко рас-
положенную к точке углистых хондрптов (из
фракции Хе 750°С), хотя не исключено присут-
ствие в ней следов космогенной компоненты.
Относительная распространенность тяжелых
пзотопов Хе в реголите аналогична их распро-
страненности, измеренной во фракции Хе, вы-
деленной при 1000° С пз ахондрита Старое Пе-
сьяное [21].
Результаты анализа Хе в лунном реголите
подтверждают гипотезу [21] о том, что солнеч-
ный Хе и компонента захваченного метеоритно-
го Хе аналогичны по составу. Наблюдаемое раз-
личие в составе Хе лунного реголита и угли-
стых хондрптов объясняется присутствием в уг-
листых хондритах компоненты Хе деления [22].
В реголите присутствует компонента Хе от де-
ления U238, вклад которой не превышает 8—
10%.
Выводы. Инертные газы, наблюдаемые в
лунном реголите, представляют сложную смесь
газов различного происхождения.
Доминирующей компонентой являются газы
солнечного ветра, распределенные в тонком по-
верхностном слое (доли микрона) зерен реголп-
та, концентрация которых в слое достигает не-
скольких кубических сантиметров на грамм.
В результате ядерных реакций под дейст-
вием галактических и солнечных космических
лучей в реголите происходит накопление кос-
могенных изотопов инертных газов. Раздельная
оценка содержания и изотопного состава обеих
компонент представляет сложную задачу, и по-
ка не получен однозначный ответ.
Высокая концентрация Аг40, измеренная в
реголите, не может быть объяснена распа-
дом К40 in situ. Значительная доля Аг40, присут-
ствующего в реголите, представляет собой ком-
поненту аргона, диффундировавшего в лунную
атмосферу из пород и затем обратно импрегни-
рованного механизмом понпой бомбардировки
вместе с газами солнечного ветра. Решение это-
го вопроса представляется задачей ближайше-
го будущего.
25 Лунный грунт
386
A. II. Виноградов, И. К. Задорожный
Литература
1. Pepin R. О., Signer Р. Primordial rare gases in me-
teorites.— Science, 1965, 149, 253—265.
la. Eberhard P., Geiss J., Grogler N. Further eviden-
ce on the origin of trapped gases in the meteorite
Khor Temiki.— J. Geophys. Res., 1965, 70, 4375—
4378.
2. LSPET (Lunar Sample Preliminary Examination
Team).—Science, 1969, 165, 1211—1227.
3. Heyman D., Yaniv A., Adams J. A. 8., Frier G. E.
Inert gases in lunar samples.— Science, 1970, 167,
555—558.
4. Funkhouser J. A., Schaeffer 0. A., Bogard D. D., Zah-
ringer J. Gas analysis of the lunar surface.— Science,
1970, 167, 561-563.
5. Marti K., Lugmair G., Urey H. C. Solar wind gases,
cosmic ray spallation products, and the irradiation
history.— Science, 1970, 167, 548—550.
6. Reynolds J. H., Hohenberg C., Lewis R., Davis P.,
Kaiser W. A. Isotopic analysis of rare gases from
stepwise heating of lunar fines and rocks.— Science,
1970, 167, 545-548.
7. Pepin R. O., Nyquist L., Phinney D., Black D. C. Iso-
topic composition of rare gases in lunar samples.—
Science, 1970, 167, 550—553.
8. Hintenberger H., Weber H. W., Voshage IL, Wanke IL,
Begeman F., Vilsek E., Wlotzka F. Rare gases, hyd-
rogen and nitrogen: concentrations and isotopic com-
position in lunar material.— Science, 1970, 167, 543—
545.
9. Heyman D., Yaniv A. Inert gases in the fines from the
Sea of Tranquillity.— Geochim. Cosmochim. Acta,
1970, 1, 1247-1259.
10. Marti K., Lugmair G. W., Urey H. C. Solar wind ga-
ses cosmic ray spallation products, and irradiation
history of Apollo 11 samples.—Geochim. Cosmochim.
Acta, 1970, 1, 1357-1367.
11. Pepin R. O., Nyquist L. E., Phinney D., Black D. C.
Rare gases in Apollo 11 lunar material.—Geochim.
Cosmochim. Acta, 1970, 1, 1435-1454.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
12. Hohenberg С. М., Davis Р. К., Kaiser IF. Л., Le-
wis R. S., Reynolds J. IL Trapped and cosmogenic
rare gases from stepwise heating of Apollo 11 samp-
les.—Geochim. Cosmochim. Acta, 1970, 1, 1283-
1309.
13. Pepin R. O. Trapped neon in meteorites.— Earth Pla-
net. Sci. Letters, 1967, 2. 13.
14. Black D, C., Pepin B. O. Trapped neon in meteori-
tes — IL—Earth Planet. Sci. Letters, 1969, 6,
395.
15. Виноградов A. 11. Предварительные результаты изу-
чения лунного реголита, доставленного автоматиче-
ской станцией «Луна-16».-Геохимия, 1971, № 3,
261-273.
16. Bernstein W., Fredricks R. W., Vogel J. L., Fow-
ler W. A. The lunar atmosphere and the solar
wind.— Icarus, 1963, 2, 233-248.
17. Marti K. Trapped xenon and classification of chondri-
tes.—Earth Planet. Sci. Letters, 1967, 2, 193—196.
18. Black D. C. On the origins of trapped helium, neon
and argon isotopic variations in meteorites-1. Gas-
rich meteorites, lunar soil and breccia.—Geochim.
Cosmochim. Acta, 1972, 36, 347-375.
19. Eberhardt P., Geiss I., Graf IL, Grogler N., Krahen-
buhl U., Schwaller IL, Schwarzmuller J., Stettler A.
Trapped solar wind noble gases, exposure age and
К/Ar age in Apollo 11 lunar fine material.—Geochim.
Cosmochim. Acta, 1970, 1, 1037-1039.
20. Manka R. H., Michel F. C. Lunar atmosphere as a
source of Ar40 and other lunar surface elements.—
Science, 1970, 169, 278.
21. Marti K. Solar-type xenon: a new isotopic composi-
tion of xenon in the Pesyanoe meteorites.— Science,
1969, 166, 1263-1265.
22. Pepin R. O. Neon and xenon in carbonaceous chondri-
tes.— In: «Origin and Distribution of the Elements»
(editor L. IL Ahrens), v. 30, 379—386. Pergamon
Press, 1968.
Д. Хейманн,
А. Йанив,
С. Лакатос
ИНЕРТНЫЕ ГАЗЫ
В ДВЕНАДЦАТИ ЧАСТИЧКАХ
И ОДНОМ ОБРАЗЦЕ
«ПЫЛИ» ИЗ ПРОБЫ
«ЛУНЫ-16»
Было проведено масс-спектральное измерение
инертных газов в 12 частичках и одном образце «пы-
ли» из пробы «Луны-16».
Частицы были петрологически классифицированы
при микроскопическом изучении. Основные петроло-
гические типы — брекчия и базальты. Первый тип
сильнее обогащен захваченными газами и, очевидно,
был образован при сплавлении тонкой фракции рего-
лита. Однако не наблюдалось значительного различия
в содержаниях газа ни в брекчии, ни в базальте между
зонами А (верх) и Г (низ).
Отношение He^Ne2® в брекчии (среднее 49) было
систематически меньше, чем в базальте (среднее 78),
возможно, вследствие фракционирования Не и Ne во
время и после образования брекчии. Мы полагаем, что
отношение Ile^/Ne2® в тонкой фракции реголита в це-
лом в общем случае, возможно, отражает пропорцию
базальтовых и брекчиевых (плюс размельченное стек-
ло) частиц в тонкой фракции реголита.
Были найдены существенные вариации в отноше-
нии Не'*/Не3, которые не могут быть объяснены присут-
ствием переменных количеств космогенного Не3К0СМ-
Либо величина солнечного ветра менялась во времени,
либо частицы с малыми отношениями подвергались
солнечному излучению, богатому Не3 и (или) IP. Экс-
позиционные возраста четырех частиц равны несколь-
ким сотням миллионов лет. Отношение Лг4%4г36 для
брекчии и базальта идентично и равно 0,65.
Введение. Были изучены под микроскопом
с целью классификации двенадцать частичек:
четыре из зоны А и восемь из зоны Г. Посколь-
ку пе было приготовлено шлифов, классифика-
ция полностью основана на внешнем виде этих
частиц. Шесть частиц — две из зоны А и четы-
ре из зоны Г — были отнесены к брекчиям.
Некоторые пз брекчий легко крошились: часть
пз ппх раскалывалась во время перемещения
под микроскопом. Три частицы — две из зоны
Л и одна из зоны Г — были отнесены к базаль-
там; одна частица пз зоны Г классифицирова-
на как габбро, согласно терминологии А. П. Ви-
ноградова [1]. Все эти частицы были, очевид-
но, обломками больших кусков пород.
Частица Г-32-1, очевидно, целиком состояла
пз стекла, вернее, она может быть названа
шлаком. Образец «пыли» состоял из частичек
пород, минералов и стекла размером 40—
150 мкм, всего примерно 40 частиц. Эти части-
цы не разделялись иа группы по петрологиче-
ским признакам для анализа инертных газов.
Шесть частиц были растерты в пудру в ага-
товой ступке.
Из каждой растертой пробы была взята алик-
вота (200—250 мкг), сплавлена в стеклянный
перл, который затем был смонтирован и отпо-
лирован как шлиф для микрозондового анали-
за Na, Mg, Al, Si, К, Ca, Ti и Fe. Анализ был
выполнен в Смитсонианской Астрофизической
обсерватории при любезной помощи доктора
Дж. А. Вуда. Результаты приведены в табл. 1.
Судя по анализу трех аликвот образца 10084,
выполненному тем же способом, мы заключаем,
что ошибка составляет ± 10% для всех эле-
ментов, кроме Na, К и Fe, для которых отме-
чаются вариации в 4 раза. Очевидно, Na п К
испарялись при плавлении. Причины вариаций
железа непонятны. Даже выполненные с такой
низкой точностью ±10% химические анализы
для отдельных частиц оказываются очень по-
лезными при обсуждении результатов исследо-
вания космогенных газов.
Остаток от пудры, частицы и образец «пы-
ли» анализировались затем на редкие газы.
Методика эксперимента была уже опубликова-
на ранее [2]. Результаты приведены в табл. 2.
Детальное описание частиц. Микроскопичес-
кие наблюдения проводились при увеличении
40. Приводятся только длила и ширина частил.
А-30-1. Базальт. Размер 1100 X 825 мкм.
Темная, коричневато-серая частица, тонко- до
очень тонкокристаллической, угловатая, содер-
25*
388
Д. Хейманн, Л. Йанив, С. Лакатос
жащая незначительное количество пузырьков.
Отдельные минералы неразличимы.
А-30-2. Брекчия. Размер 1200 X 1000 мкм.
Темно-коричневатая, угловатая частица. Наб-
людаются микрокристаллы пироксена и поле-
вого шпата. Примерно одна десятая часть по-
верхности покрыта коричневым стеклом.
А-34-1. Базальт. Размер 875 X 675 мкм.
Темно-коричневая, тонко- до очень тонкозерни-
стой, кристаллическая, угловатая частица с
пузырьками. Одно из зерен в стекловатой мат-
рице было светло-коричневым пироксеном.
А-34-2. Брекчия. Размер 1440 X 660 мкм.
Темная коричневато-серая, хрупкая округлая
частица. Наблюдались частицы белого полевого
шпата и несколько темно-коричневых стеклян-
ных шариков.
Г-30-1. Габбро. Размер 1025 X 800 мкм.
руглая, другая угловатая. Наблюдались микро-
кристаллы минералов, заключенные в коричне-
вое стекло.
Г-32-2. Базальт. Размер 1260 X 1000 мкм.
Коричневая, угловатая, очень тонкозернистая
частица. Отдельные зерна минералов нераз-
личимы.
Г-42-1. Брекчия. Размер 3630 X 1700 мкм.
Коричневато-серая, округлая, хрупкая частица.
Одна сторона имеет кайму из коричневого стек-
ла. Наблюдались две частицы породы (от 400
до 600 мкм каждая), они состоят из светло-ко-
ричневого пироксена, частично окруженного
белым полевым шпатом.
Г-42-2. Брекчия. Размер 2775 X 1220 мкм.
Коричневато-серая, округлая, хрупкая частица.
Различимы зерна пироксена, полевого шпата,
а также сферолиты стекла.
Таблица 1. Химический состав исследованных образцов (в вес.%)
Образец Характер породы Na Mg Al Si к Са Ti Fe О Примеча- ние
А-30-2 Брекчия — 5,67 9,74 24,22 0,07 9,89 2,37 1,38 46,0 1
Г-42-1 » 0,21 5,85 9,92 23,1 0,1 9,94 2,4 1,03 45,1 1
Г-42-2 » 0,13 5,93 10,1 22,2 0,08 9,67 2,33 0,36 43,7 1
Г-42-3 » 0,23 5,6 9,61 22,6 0,08 9,81 2,4 1,05 43,9 1
Г-42-4 » 0,06 5,5 9,77 22,9 0,17 9,88 2,57 0,82 44,4 1
А-30-1 Базальт 0,24 4,25 9,61 20,5 0,12 7,43 2,94 15,04 39,87 2
А-34-1 » 0,24 4,25 9,61 20,5 0,12 7,43 2,94 15,04 39,87 2
Г-30-1 Габбро 0,5 5,9 6,0 22 — 11 1,3 9,0 44 3
Г-30-2 » 0,2 6,3 2,5 21 — 11 0,7 9,5 39 3
-32-2 Базальт 0,08 6,74 10,7 23,05 0,08 9,05 0,53 2,09 45,1 1
П р и м е ч а н и е. рованног о образца 10084 коле! элются в 4 раза.
Ошибка определений группы 2 не может быть равнозначно
определена.
Имеется только один базальтовый фрагмент Г-32-2, для кото-
рого получены непосредственные определения с точностью
микрозонда.
Сравнение данных группы 2 с данными для Г-32-2 показывает
существенные различия для А1 и Fe.
Цифры, приведенные в таблице, отражают прецизионность
аналитических операций, но не точность результатов.
1. Определено в стеклянных шариках в Смитсонианской Астро-
физической обсерватории, Кембридж, Массачузетс (д-р Дж.
А. Вуд).
2. Средний состав базальта по [1].
3. Оценка, данная из петрологических соображений, полу-
ченных на основании микроскопического изучения. Ошибка
определений группы 1 составляет 10% для всех элементов,
кроме Na, К и Fe.
Для последних отклонения в трех аликвотах из гомогенизи-
Прочная угловатая частица кристаллической
породы. Состоит из светло-коричневых до ко-
ричневых пироксенов (60—65%) и белого по-
левого шпата (30—35%), а также желто-зеле-
ного оливина (~ 5%) и ильменита (2—4%).
Г-30-2. Габбро. Размер 975 X 800 мкм.
Поочная угловатая частица кристаллической
породы, состоящая из коричневого пироксена
(75—80%) и белого полевого шпата (20—25%)
с ильменитом (1 — 2%).
Г-32-1. Стекло. Размер 950 X 875 мкм.
Почти изометричная частица, одна сторона ок-
Г-42-3. Брекчия. Размер 1960 X 890 мкм.
Коричневато-серая, округлая, хрупкая частица
с пузырчатой темно-коричневой каемкой стек-
ла на одной стороне. Наблюдались вкраплен-
ники белого полевого шпата.
Г-42-4. Брекчия. Размер 1300 X 1300 мкм.
Коричневато-серая, изометричная, округлая ча-
стица. Опа состоит на 60% из коричневого сте-
кла и на 40% из светло-коричпевого пироксе-
на и белого полевого шпата.
Г-49. «Пыль». Размер зерен 40—150 мкм.
Образец состоит в основном пз отдельных зе-
Инертные газы в двенадцати частичках и одном образце «пыли» из пробы «Луны-16»
389
реп пироксена, полевого шпата, стеклянных
шариков и их мелких агрегатов, покрытых мел-
кими частицами (<< 20 мкм) в основном корич-
невого стекла.
Обсуждение. На основе абсолютных коли-
честв захваченных газов — Не, Ne, Аг, Кг и
Хе (см. табл. 2) —частицы могут быть четко
разделены па две группы, которые совпадают
с двумя главными петрологическими типами:
базальтом пли габбро и брекчией. Частицы пер-
вой группы (включая шлаки) содержат около
1—5-10-3 нем31г захваченного Не4, в то вре-
мя как второй (включая образец «пыли») —со-
держат около 3—13-10-2 нсм3!г. Это разделе-
ние на две группы хорошо видно и для других
захваченных газов, таких как Ne20, Агзв, Кг84
и Хе132. Количество захваченных газов в брек-
чии несколько меньше или почти равно содер-
жит большую долю кусочков брекчии во фрак-
циях всех размеров, так что общее содержание
газа в первой определяется средним содержа-
нием газа во вторых. Какое из двух объясне-
ний более близко к истине на основе имеющих-
ся данных, не может быть окончательно уста-
новлено. По сообщению А. П. Виноградова [1]
фракция 450 мкм всегда обогащена частицами
брекчии, шлака и спеков (~ 60—80%), но это
также та фракция, которая содержит минималь-
ный процент захваченных газов в образцах
«Аполлона-U», «Аполлона-12», «Аполлона-14»
и, следовательно, вероятно, в тонком реголите
«Луны-16». Малоизвестно о распределении
частиц размером менее 250 мкм. Вариации со-
отношений элементов, таких как He4/Ne20, по-
зволяют установить для них много интересных
тенденций (табл. 3). Брекчия имеет заметно
Таблица 2. Содержание инертных газов (в 10“8 нем3/г)
Образец Характер породы Вес, мкг Не3 Не4 Ne30 Ne31 Ne22 Аг34 Аг33 Аг40 Кг34 Хе*м
А-30-2 Брекчия 535 1510 3510000 91900 281 7110 53700 10000 47100 22 3,5
А-34-2 » 400 4930 12800000 249000 679 18800 58700 10900 54700 20 3,4
Г-42-1 » 2250 3950 7200000 143000 425 113000 46100 8520 44700 18 2,4
Г-42-2 » 1800 4850 12900000 215000 606 16700 48500 9050 53800 19 2,4
Г-42-3 » 1405 2980 5830000 124000 357 9060 49000 9200 45300 20 2,9
Г-42-4 » 645 1790 5440000 112000 333 8680 41300 7740 44800 16 2,8
А-30-1 Базальт 805 210 523000 5850 18 447 1220 228 6680 — —
А-34-1 » 405 201 111000 1520 47 169 1350 285 5180 — —
Г-30-1 Габбро 680 260 260000 2500 28 205 370 81 3990 — —
Г-30-2 » 710 488 541000 6780 66 554 1420 329 7660 0,9 —
Г-32-2 Базальт 825 373 232000 4450 97 425 1230 341 4300 — —
Г-32-1 Стекло 600 220 383000 8630 40 673 2920 549 5910 1,5 —
Г-49 «Пыль» 435 2540 7820000 112000 358 8520 27300 5180 32400 9,0 1,4
Суммар- ная про- ба [1] Тонкая фракция — 6700 18000000 340000 900 27000 54000 10300 53000 22 8,5
Примечание. Ошибки определения составляют +5% за исключением тех значений, которые набраны полужирным
шрифтом. Для них ошибки составляют 10—20%, главным образом из-за большой холостой поправки, небольшой высоты пиков или
того и другого вместе.
жаниюэтих газов в тонкой фракции «Луны-16»,
по данным А. П. Виноградова [1]; это особен-
но хорошо для Аг36 и Кг84. Однако содержа-
ние газов в брекчии всегда значительно выше,
чем было определено для базальтовых частичек
подобного размера (~ 1 мм) в тонком мате-
риале «Аполлона-11», «Аполлона-12» и «Апол-
лона-14» [2—4]. Эти наблюдения, по-видимо-
му, предполагают, что брекчия представляет
собой сваренный топкий материал, преимуще-
ственно местного происхождения. Однако воз-
можно также, что сам тонкий материал содер-
меныпее отношение He4/Ne20 (38—60, среднее
49), чем базальтовые частицы (52—100, сред-
нее 78). Подобное соотношение, возможно, су-
ществует и для образцов «Аполлона-11». Функ-
хаузер и др. [5] сообщили о колебании отноше-
ния He4/Ne20 в брекчии «Аполлона-11» от 47
до 76 (среднее из семи 60). К сожалению, су-
ществует только несколько тонких фракций в
коллекции «Аполлона-11», с которыми эти ве-
личины можно сравнить. Наиболее хорошо
изученный образец тонкого реголита 10084
имеет общее отношение He4/Ne20 около 100 [2].
390
Д. Хейманн, А. Йаннв, С. Лакатос
Общее отношение He4/Ne20 в образце
12070 — около 50 [3]. В более ранней работе
мы предположили, что тонкий реголит 12070
содержит главным образом ненагретый и уме-
ренно нагретый материал, но мы не идентифи-
цировали эти составляющие. Настоящие дан-
ные по «Луне-16», по-видимому, заставляют
предполагать, что «умеренно» нагретым мате-
риалом, возможно, являются брекчии, шлак и
спеки, которые распространены в 12070. Следо-
вательно, может оказаться поучительным свя-
зать соотношение частиц базальта и брекчии
(плюс стекловатый шлак) с общим отношени-
ем He4/Ne20. Это мы проделали в табл. 4. Мож-
но было бы ожидать, что тонкий реголит, обога-
щенный базальтовыми частицами, имеет наи-
большее отношение He4/Ne20, и данные табл. 4
подтверждают это.
из-за возможности корреляции отношения
He4/Ne20 и других отношений с измеренными
коэффициентами диффузии, когда это станет
возможным. Изучение таких соотношений в ча-
стицах различного петрологического типа важ-
но и само по себе, поскольку они часто имеют
отношение к процессу образования в данном
случае брекчии. Мы теперь считаем, что обра-
зование богатой газами лунной брекчии пз рав-
ноценно богатого газами тонкого реголита поч-
ти всегда сопровождалось фракционированием
Не—Ne, т. е. потерей Не относительно Ne, ли-
бо вследствие более быстрой диффузии легких
инертных газов Не, Ne и Аг из газового облака,
либо же из-за потерь Не 4 из уже остывшей до
внешней температуры консолидированной брек-
чии [И].
Оба отношения Аг З6/Кг 84 (среднее 2500) и
Таблица 3. Изотопные отношения в газах
Образец Объект Не4/Не8 Ne20/Ne22 Ne21/Ne22 Агзв/Агзэ Аг«>/Аг3в He*/Ne2° Ne20/Ar88 Аг”/Кг84 Kr’VXe188
А-30-1 Базальт 2450 13,2 0,040 5,33 5,49 89 4,80 — —
А-30-2 Брекчия 2320 12,9 0,040 5,36 0,88 38 1,71 2500 6,1
А-34-1 Базальт 552 9,02 0,281 4,73 3,84 73 1,13 — —
А-34-2 Брекчия 2600 13,24 0,036 5,37 0,93 51 4,24 2900 6,1
Г-42-1 » 1820 12,7 0,038 5,41 0,97 50 3,10 2600 7,4
Г-42-2 » 2670 12,9 0,036 5,36 1,11 60 4,40 2600 8,0
Г-42-3 » 2800 13,7 0,039 5,32 0,92 47 2,50 2800 6,9
Г-42-4 » 3030 12,9 0,038 5,34 1,08 49 2,70 2600 5,5
Г-30-1 Габбро 1000 12,24 0,138 4,51 10,9 100 6,82 — —
Г-30-2 » 1100 12,22 0,119 4,31 5,40 80 4,77 1600 —
Г-32-2 Базальт 622 10,5 0,227 3,41 4,30 52 3,62 — —
Г-32-1 Стекло 1740 12,8 0,059 5,32 2,02 44 2,96 1950 —
Г-49 «Пыль» 3360 13,12 0,042 5,27 1,19 76 4,10 3000 6,4
Суммарная Тонкая фрак- 2670 12,80 0,0332 5,26 0,98 53 6,3 2500 2,6
проба [1] ция
Однако табл. 4 показывает также, что су-
ществует отчетливая корреляция между отно-
шением Не 4/Ne 20 и содержанием ТЮ2. Эбер-
хардт и др. [9] впервые показали, что частицы
ильменита в пробе 10084 имеют гораздо боль-
шие отношения Не 4/Ne 20 (около 200), чем их
отношение для образца в целом (100). Кир-
стен и др. [10] нашли относительно большое
среднее отношение He4/Ne20 в обогащенных Ti
частицах и в отдельных зернах ильменита
(крупнее 200 мкм) тонкого реголита 12070. В
плагиоклазах почти всегда устанавливаются
большие значения этого отношения [3, 10].
Изучение соотношений инертных газов в от-
дельных минералах имеет большое значение
Кг84/Хе132 (среднее 6,6) в частицах «Луны-16»
значительно выше, чем соответствующие вели-
чины в тонком реголите «Аполлона-11» —10084
(2300 и 4,7 соответственно), хотя мы видели,
что отношение Не 4/Ne 20 в первом случае мень-
ше. В отношении Ne20/Ar36 не наблюдается оп-
ределенной тенденции: из четырех соотноше-
ний инертных газов это отношение почти всег-
да показывает наибольшие флуктуации. Мы не
знаем, почему это так. «Обратные» соотноше-
ния отмечались для тонкого реголита «Аполло-
на-12» —12070 и для полевошпатовых частичек
[3] и были предварительно объяснены умерен-
ным, сильным или очень сильным повторным
разогреванием, сопровождаемым периодической
Инертные газы в двенадцати частичках и одном образце «пыли» из пробы «Луны-16»
391
почти количественной потерей Не и Ne при
ударном нагревании реголпта. Это предположе-
ние не может объяснить «обратную» картину
для брекчии «Луны-16», поскольку эти частицы
не могли претерпеть почти полную потерю Не
и Ne прп образовании илп после него.
Поэтому мы считаем, что брекчия «Луны-16»
образовалась из родительского материала, кото-
рый имел уже относительно высокое отноше-
ние Аг36/Кг84 и Кг84/Хе 132.
Изотопные отношения, приведенные в табл. 3,
в основном сходны с соответствующими отно-
шениями для тонкого реголита «Аполлона-11»,
«Лполлона-12» и «Аполлона-14». Из-за высоко-
го содержания Не4 (табл. 4) присутствие ра-
диогенного Не4, образовавшегося при распаде
U и Th in situ, не может заметно изменить от-
ношение Не 4/Ие3. Для пяти частиц (А-34-1,
было бы ожидать в результате фракционирова-
ния при потере газа.
Особый интерес представляет частица
Г-42-1, поскольку это типичный случай, когда
отношение Не4/Не3 гораздо ниже общей величи-
ны для тонкого реголита, что не может быть
объяснено присутствием космогенных газов.
Гейс и др. [12] сообщили о флуктуациях в отно-
шениях Не4/Не3 в солнечном ветре па основе
своих экспериментов с фольгой и предположили,
что средняя величина отношения Не4/Не3 в са-
мом солнечном ветре могла быть значительно
выше в прошлом по сравнению с современным
значением. Если причина заключается в этом, то
захваченный газ в пробе Г-42-1 соответствует
относительно современной компоненте солнечно"
го ветра. Однако поскольку Г-42-1 является
брекчией, то возможно также, что ее родитель-
Таблица 4. Изотопные отношения He4/Ne20 и содержания Т1О2 и FeO в образцах лунного грунта
_- Отношение * типов пород Общее отношение т.лч ~
Образец базальты/(брекчия Ч-шлак) в пробе He<Ne2» Т1О2, вес.% FeO, вес.%
«Аполлон-11», 10084 0,7 [6]
«Аполлон-12», 12070 0,2 [6]
«Луна-16», А 0,4 [7]
«Луна-16», Г 0,2 [7]
-100 [2]
~50 [3]
~50 [1]
~50 [1]
7,42 [8] 15,98 [8]
3,1 [8] 17,3 [8]
3,39 [1] 16,80 [1]
3,30 [1] 19,60 [1]
♦Мы приняли, что отношение базальт/(брекчия -f- шлак), равное 0,7 и характерное для грубозернистого грунта 10085, будет
таким же и для тонкозернистого грунта 10084.
Г-30-1, Г-30-2, Г-32-2 и Г-32-1) наблюдается
четкое отличие отношений Не 4/Не 3, Ne 21/N 22,
Аг36/Аг38 от общих значений [1], указываю-
щее на присутствие космогенных газов. Одна-
ко, как видно, существенные вариации отно-
шения Не4/Не3 в остальных частицах не со-
провождаются соответствующими вариациями
Ne 21/Ne 22 и Аг З6/Аг 38. Действительно, отноше-
ние Не 4/Не3 меняется от наименьшего 1820
(Г-42-1) до наивысшего 3360 (Г-49), в то вре-
мя как отношение Ne 21/Ne22 меняется от
0,036 до 0,042, а Аг36/Аг38 - от 5,27 до 5,41
(вариации двух последних отношений хаотич-
ны, не систематичны, как можно было бы ожи-
дать для космогенных газов; к тому же они
очень малы).
То, что вариации Не 4/Не 3 в этих частицах,
возможно, не обусловлены существенными по-
терями Не, дополненными изотопным фракци-
онированием, можно показать на примере ча-
стиц Г-42-1 и Г-49. Первая имеет отношение
Не 4/Не 3 1820 и Не 4/Ne 20—50. Соответствую-
щие значения для второй —3360 и 76. Эти тен-
денции противоположны тем, которые можно
ский материал был подвергнут воздействию
солнечного ветра (когда-то в прошлом), когда
отношение Не4/Не3 в солнечном ветре было вре-
менно ниже 2000. Другим объяснением, которое
мы не можем исключить, является то, что обр.
Г-42-1 был подвержен интенсивному облучению
частицами из солнечных вспышек, так что не-
посредственно внедренный Не3 (или Н3) из
вспышки привел к понижению отношения
(Не4/Не3)захв.
В табл. 5 мы приводим вычисленные содер-
жания космогенных газов и соответствующие
им радиационные возраста. Эти расчеты были
выполнены для шести частиц, в которых содер-
жание космогенных газов было заметным. Для
расчета Не3 косм? Ne21KocM и Аг38косм должен быть
известен основной химический состав (О, Mg, Al,
Si, Са и Ti). Хотя Fe и является главным эле-
ментом, вклад Аг38Косм за его счет настолько мал
по сравнению с вкладом аргона за счет Са и Ti,
что им можно пренебречь. Для А-34-1 был ис-
пользован средний состав базальта из [1], для
Г-42-1 и Г-32-2 — состав по данным микрозонда
(см. табл. 1), о чем уже говорилось в начале ра-
392
Д. Хейманн, А, Йан,ив, С. Лакатос
боты. Для Г-30-2 и Г-30-1 состав оценен по
петрографическим данным. Для частицы Г-32-1
данных по составу нет, и расчет радиационного
возраста не мог быть выполнен.
Вернемся к табл. 5. По причинам, объяснен-
ным выше, выбор (Не4/Не3):1ахв = 2670 [1] не-
сколько произволен, но для случаев А-34-1 и
Г-32-2, где измеренные отношения Не4/Не3 зна-
чительно ниже 1000, вычисленный Не3КОсм для
(Не4/Не3) захв—1800 оказывается только на 10%
ниже. Для Г-30-1 и Г-30-2 это уменьшение в
Некоем составило бы около 40%. Ne21KOcM был
вычислен при двух величинах отношения
(Ne21/Ne20)3aXB. В случае а (табл. 5) мы приняли
его равным 2,7 • 10~3 — величине для реголита
«Аполлона-11» [2]; в случае б — 2,4 • 10~3 —
величине реголита «Аполлона-14». Хорошо вид-
но, что этот выбор приводит к относительно не-
базальты: Аг40 = (0,65+0,09) Аг36+ (0,47 +
+ 0,10) • 10“4 нем3!г.
Таким образом, точки для брекчий и базаль-
тов ложатся вдоль прямых линий (Ar3fi—Аг40),
которые, имеют одинаковый наклон, но
смещены по осп ординат на 1,1 • 10~4 нем21г Ат40.
То, что точки частиц брекчий с различным со-
держанием газа ложатся на одну кривую, может
быть объяснено предположением, что они были
образованы из одинакового родительского рего
лита, но что средний размер зерен менялся от
частицы к частице, а именно: наиболее богатые
газом брекчии содержат большую пропорцию
очень тонкой «пыли». То, что точки разных по
размерам зерен фракции тонкого реголита
«Аполлона-11» и «Аполлона-14» легли вдоль
корреляционной прямой Аг40 — Аг36, было ранее
продемонстрировано [14, 4]. Повышенное ко-
Таблица 5. Космогенные газы в лунном грунте * Ne?L„/ArJL „
v ж * KUVM KUVM
Образец Не3 косм NeKOCM Ne2^ 1nkocm (б) Аг38 косм Не3 екосм Ne2^ iNeKOCM Радиационный возраст, 10е лет
Ne21 косм Аг38 косм Не3 Ne21(a) Ne21 (б) Аг38
А-34-1 160 43 44 37 3,7 1,2 154 279 286 264
Г-42-1 1270 — 82 — 15 1,2 1150 — 456 —
Г-30-1 160 21 22 14 7,6 1,6 147 135 141 72
Г-30-2 290 48 50 71 6,0 0,68 282 345 360 366
Г-32-2 290 84 85 124 3,5 0,68 264 443 454 795
Г-32-1 80 16 19 — 5,0 — — — — —
* Некосм = [0,01179 О + 0,572]. 10-8 нем3/г за млн. лет (геометрия — 2л).
Кекосм = 0,00347 [2,2 Mg + 1,35 Al + Si + 0,17 Са + 0,017 (Fe + Ni + Ti)]10“8 нсмя/г за млн. лет (геометрия — 2л).
Агкосм = 0,000597 [28,5 Са + Fe + Ni + 2,5 TiLlO"8 нсм3/г за млн. лет (геометрия — 2л).
большой разнице за исключением обр. Г-42-1.
Аг38косм был рассчитан с (Аг36/Аг38)захв=5,33.
Скорость образования космогенных изотопов
Не3, Ne21 и Аг38 была рассчитана по уравнениям,
приведенным в табл. 5, и на основе данных о
химическом составе, приведенных в табл. 1.
Уравнение для Аг38 было скорректировано на
образование его из Са, для того чтобы согласо-
вать выражение с результатами Богарда и др.
[13] .
Отношение Ат40/Аг36 меняется от 0,88 до
10,9. Уравнение, выведенное по методу наимень-
ших квадратов, для всех образцов равно: Аг40 =
= (0,88±0,10) Аг36 + (0,49±0,07) • 10’4 нсм2!г.
Однако соответствующие уравнения отдель-
но для брекчии п базальта равны:
брекчия: Аг40 = (0,65 + 0,07) Аг36+(1,6 +
±0,2) • 10~4 нем2!г;
личество Аг40 в брекчиях, по-видимому, не явля-
ется следствием систематически более высокого
содержания К в брекчиях (см. табл. 1). Возмож-
но, Аг40 был захвачен из окружающей газовой
фазы во время образования брекчии (см. также
[И]).
Выводы. 1. На основе содержания захвачен-
ных газов двенадцать частиц и образец «пы-
ли» отчетливо делятся на две группы: брекчии
(включая стеклянный шлак) и базальты (вклю-
чая образец «пыли»). Первые содержат почти
на порядок больше захваченных газов, чем
вторые.
2. По-видимому, нет отчетливой системати-
ческой разницы в содержании газа между брек-
чиями (или базальтами) с уровней А (верх) и
Г (низ), но при ограниченной статистике этот
вывод не может быть убедительным.
Инертные газы с двенадцати частичках и одном образце «пыли» из пробы «Луны-16»
393
3. Брекчии, по-видимому, являются сварен-
ным тонким реголитом местного происхож-
дения.
4. Брекчии имеют заметно более низкое
(среднее 49) отношение He4/Ne20, чем базаль-
товые частицы (среднее 78). Очевидно, образо-
вание брекчии сопровождается фракционирова-
нием Не и Ne.
5. Как отношение Аг36/Кг84 (среднее 2500),
так и Кг8‘/Хе132 (среднее 6,6) в частицах «Лу-
пы-16» значительно выше соответствующих
величин в пробе 10084, по близки к величинам
в пробе 12070.
6. Одна из частиц брекчий, Г-42-1, имеет
отношение Не4/Не3 1820, что значительно ниже
величины 2670 для реголита в целом. Опа со-
держит очень мало или совсем не содержит
космогенного Не3КОсм-
7. Радиационный возраст пяти частиц обыч-
ный и составляет несколько сотен миллионов
лет.
8. Брекчии и базальтовые частицы характе-
ризуются одинаковым наклоном прямой па гра-
фике Аг36—Аг40, но первые содержат около
1 • 10~4 нем21г Аг40, распределенного по объему
и, очевидно, захваченного пз газовой фазы при
образовании брекчии.
Мы благодарим Дж. А. Вуда за его помощь
при микрозондовом анализе в Смптсонпапской
астрофизической обсерватории, Б. Н. Поуэла за
помощь при изготовлении и полировке образцов
для микрозондового анализа и Дж. К. Уолтона
за помощь при анализе инертных газов. Финан-
сирование проводилось НАСА по субсидии
NGL-44-006-127.
Литература
1. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 2, 1971, 1, 1.
2. Heymann D., Yaniv A. Inert gases in the fines from
the Sea of Tranquillity.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2,
1247.
3. Heymann D., Yaniv A. Inert gases from Apollo 11
and Apollo 12 fines: Reversals in the trends of rela-
tive element abundances.— Earth Planet. Sci. Let-
ters, 1971, 10, 387.
4. Heymann D., Yaniv A. Unpublished data from Apollo
14 fines.
5. Funkhouser J. G., Schaeffer O. A., Bogard D. D., Zdh-
ringer J. Gas analysis of the lunar surface.— Proc.
Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 1, 1970, 2, 1111.
6. Marvin U. B., Wood J. A., Taylor G. T., Heid J. B., Jr.,
Powell B. N., Dickey J. S., Jr., Bower J. F. Relative
proportions and probable sources of rock fragments
in the Apollo 12 soil samples.— Proc. Second Lunar
Sci. Conf., Geochim. Cosmochim Acta, Suppl. 2, 1971,
2, 679.
7. Wood J. A., Heid J. B., Jr., Taylor J. G., Marvin U.B.
Petrological character of the Luna 16 sample from
Mare Feconditatis.— Metheoritics, 1971, 6, 181.
8. Frondel C., Klein C., Jr., Ito J. Mineralogical and che-
mical data on Apollo 12 lunar fines.— Proc. Second
Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl.
2, 1971, 1, 719.
9. Eberhardt P., Geiss J., Graf H., Grogler N., Krahen-
biihl U., Schwaller H., Schwarzmuller J., Stettler A.
Trapped solar wind noble gases, exposure age and
К/Ar age in Apollo ii lunar fine material.— Proc.
Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Ac-
ta, Suppl. 1, 1970, 2, 1037.
10. Kirsten T., Steinbrunn J., Zahringer J. Location and
variation of trapped rare gases in Apollo 12 lunar
samples.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 2, 1651.
11. Heymann D., Yaniv A. Breccia 10065: Release of inert
gases by vacuum crushing at room temperature.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 2, 1971, 2, 1681.
12. Geiss J., Eberhardt P., Buhler F., Meister J., Signer P.
Apollo 11 and 12 Solar wind composition experiments:
fluxes of He and Ne isotopes.— J. Geophys. Res.,
1970, 75, 5972.
13. Bogard D. D., Funkhouser J. G., Schaeffer O. A., Zah-
ringer J. Noble gas abundances in lunar material.—
Cosmic ray spallation products and radiation ages
from the Sea of Tranquillity and the Ocean of
Storms.— J. Geophys. Res., 1971, 76, 2757.
14. Heymann D., Yaniv A. Ar40 anomaly in lunar samp-
les from Apollo 11.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2, 1261.
Отделение геологии и космических наук Университета
Райс, Хьюстон, Техас, США
В. Л. Кайзер
ИЗУЧЕНИЕ РЕДКИХ ГАЗОВ
В ОБРАЗЦЕ РЕГОЛИТА
«ЛУНЫ-16»
МЕТОДОМ СТУПЕНЧАТОГО
НАГРЕВАНИЯ
Не, Ne, Аг, Кг, Хе были изучены в образце пыли
(^125 мкм) «Луны-16» при выделении их на 12 тем-
пературных интервалах с особенно малыми интерва-
лами в области низких температур (интервал в 80° С).
Концентрации газа, так же как их относительные
распространенности, находятся в согласии с величина-
ми, сообщенными А. П. Виноградовым [I] для «Лу-
ны-16», и величинами, найденными для тонкого мате-
риала реголита в «Аполлоне-11» [2—5], за исключе-
нием Ne.
Отношение Пе3/Не^ уменьшается с увеличением
температуры выделения, что отмечалось и для тонко-
го материала реголита «Аполлона-11» [2, 5]. Перво-
начальное отношение Не3/Не^ на 17,6% выше, чем об-
щее Не3/Не^ отношение, и это близко к результатам,
полученным Пепином и др. (20,7%) [5], но на 36% ниже
отношения, обнаруженного группой Беркли для тонко-
го реголита «Аполлона-11» [2]. Отношения Ne2QINe22 в
целом ниже, чем найденные Хоенбергом и др. [2] и
Пепином и др. [5] для тонкого материала реголита
«Аполлона-11», но колеблются так же, как отмечалось
в приведенных выше работах. Отношение Ne2[/Ne22
увеличивается вплоть до 160° С, потом уменьша-
ется и достигает самой низкой величины при 400° С.
Отношение Аг38/Аг38 подчиняется в общем той же
закономерности, но с меньшей статистической значи-
мостью. Отношение Лг40/Лгзв имеет минимум при
550 С в 0,710 ± 0,003, К-Ar возраст, основанный на
«избытке» Аг™ и величине К в 880 ч. н. млн. [.9], не-
объяснимо высок (6,73 • 109 лет). Состав Кг солнечного
ветра в пределах ошибки находится в согласии с ре-
зультатами, полученными Эберхардтом и др. [4]. Не
был обнаружен Хе129, образовавшийся in situ в ре-
зультате распада Z129. Захваченного Хе среди изото-
пов, подверженных расщеплению, меньше, чем Хе
в тонком реголите «Аполлона-11» [4], а также меньше,
чем во фракции метеорита Старое Песьяное, нагретой
до 1000° С, по измерениям Марти [70]. С другой сто-
роны, данные для изотопов, не подверженных расщеп-
лению, находятся в хорошем согласии с величинами,
полученными Эберхардтом и др. [4], Воздушный Хе
[П] интерпретирован как фракционированный Хе сол-
нечного ветра с составом, который был приведен
в этой работе. Процент фракционирования составляет
4,12 ± 5% на единицу атомной массы. Радиационный
возраст, основанный на Кг83 и Хе126 и химических
распространенностях Sr, Y, Zr, Ва и Се (TR) [9], ока-
зался заметно выше, чем подобный возраст для об-
разцов «Аполлона-11».
Эксперимент. До начала исследования
обр. Г-7 [12] находился на воздухе. Никаких
предосторожностей нс было принято, чтобы со-
хранить образец в атмосфере азота. Образец
состоял из частиц менее 125 мкм и был обога-
щен очень мелкими зернами [12]. Вес образца
16,23 мг, он был завернут в 20 мг А1 фольги
Рейнольдс (толщина 25 мкм). Измерения осу-
ществлялись в системе BMS4, описанной ранее
в литературе как система 1 [2] (пироксевый
стеклянный спектрометр с полнометаллической
напускной системой). Фоновый уровень для
KrM (М = 78,80) был меньше 2-10~14 нем3
и для Хем (М = 124,126) меньше 1-10“15 нем3.
Газ был выделен на 12 температурных ступе-
нях, начиная с 80° С. На первом этапе до 400°
температурный шаг составлял 80° С, после это-
го был выбран интервал в 150° С. Время нагре-
ва 0,5 час для каждого выбранного интервала.
Вольфрамовый тигель охлаждался между опы-
тами. Температура измерялась двумя ReWAV
термопарами, которые были вмонтированы в
дно тигля. Термопары давали всегда сходные
показания. Холостые опыты при 1600° С в ус-
ловиях реального эксперимента были проведе-
ны до и после серии опытов с пробой Л16-Г-7.
и результаты их включены в табл. 1. Абсолют-
ный холостой опыт является приведенной ве-
личиной, умноженной на 0,06123 (вес образна
в граммах).
Приведенные отношения исправлены на
дискриминацию, а ошибки, указанные для изо-
Изучение редких газов в образце реголита «Луны-16» методом ступенчатого нагревания
395
топных отношении, являются статистическими
ошибками при 1а в экстраполированных отно-
шениях. Ошибки, приведенные для концентра-
ций соответствующих изотопов, включают ста-
тистическое отклонение высоты измеренных
пиков и вариаций концентраций в воздушных
трубках, измеренных до и после исследования
образца. Никаких поправок на фон не вводи-
лось. Содержание фракций Лг40 в Ne всегда
было очень низкое, следовательно, не было не-
обходимости вносить поправку па заряженный
уг40(2 + ).
Результаты и обсуждение. Результаты для
Не, Ne, Аг, Кг и Хе приведены в табл. 1.
Особый интерес представляли результаты по
Не и Ne в связи с большими вариациями для
отношений Не3/Не4 и Ne20/Ne22, обнаруженны-
ми Хоенбергом и др. [2] и Пепином и др. [3],
с увеличением температуры в газах, выделен-
ных из тонкой фракции реголита «Аполло-
на-11». Общее отношение Не3/Не4 равно
4.25 ± 0,08 • 10~4. Оно ниже, чем отношения,
сообщенные для «Аполлона-11» Хоенбергом
п др. [2] — (4,68 ±0,01) • 10~4 или Пепином
и ДР- [3] — (4,44 ±0,05) • IO’4. Более низкое
отношение может быть объяснено меньшими
размерами зерен обр. Г-7, так как отношение
космогенного Не3, распределенного в объеме,
к Не3, связанному с поверхностью п обуслов-
ленному солнечным ветром, ниже при меньших
размерах зерен [4, 13]. Отношение Не3/Не4
уменьшается на начальных этапах опыта в
интервале низких температур, как было най-
дено для тонкой фракции реголита «Аполло-
на-11» Хоенбергом и др. [2] и Пепином и
др. [3]. Уменьшение этого отношения па 17,6%,
близко к величине Пепина (20,7%), по не со-
гласуется с величиной, найденной Хоенбергом
п др. (36%) [2]. Отношение Не3/Не4 во фрак-
ции, выделенной при 80° С, ниже, чем отноше-
ние Не3/Не4 для фракции 160° С, явление, так-
же обнаруженное Пепином и др. [3].
Процесс одностадийной диффузии требовал
бы изменения отношенпя Не3/Не4 с коэффици-
ентом (Не3/Не4) — 1,074, п, таким образом,
результаты не могут быть объяснены этой
моделью. Хоенберг и др. [2] предположили
двухстадийный процесс диффузии. Изотопы Не
ударяются о поверхность Луны с одинаковой
скоростью. Из-за различия в массах Не4 про-
никает глубже, чем Не3. Во время ступенчато-
го нагрева слабее связанный Не3 освободится
раньше, чем Не4. Эти величины ниже, чем най-
денные Эберхардтом и др. [4] для тонкого ма-
териала реголита «Аполлотга-11» н зпачеппе,
измеренное Мартп [10] для фракции, выделен-
ной при 1000° С из метеорита Старое Песьяное
(табл. 4). Однако, как было отмечено выше,
несомненно присутствие небольшого количест-
ва компонента, подобного продукту спонтанно-
го деления.
Вклад от расщепления in situ при спонтан-
ном делении U238 (исходя из возраста в
4 • 109 лет для грунта п содержания U в
0,375 г/т [24]) незначителен: Xe13G, образовав-
шийся за счет U238, составляет 7 • 10~12 нем*)?,
что эквивалентно 4 • 10“3% найденного Хе13'1.
Для спонтанного деления было получено
отношение Хе136/Хе132, равное 2,1 ± 0,9, и от-
ношение Хе134/Хе132, равное 1,52 ±0,67 (по гра-
фику Хем/Хе132 — Хе136/Х132, где М = 130, 134,
исправленному па космогенный Хе, который
Рпс. 1. Отношение Ne20/Ne22 и Ne21/Ne22 как функция тем-
пературы выделения. В случае отношения Ne21/Ne22 мы растя-
нули шкалу, включив низкотемпературные точки. Высокотемпе-
ратурные точки постоянно стремятся вверх вследствие домини-
рующей фракции космогенного Ne. В верхней части рисунка —
выделенный космогенный Ne22 (в %) как функция температуры
нормализован к 100%. Низкотемпературный пик представляет
30% всего найденного космогенного Ne22
здесь не приведен). Отсюда следует, что вклад
спонтанного деления согласуется с вкладом
спонтанного деления Ри — U системы [25, 26].
Вопрос, возникающий теперь, состоит в том,
как можно объяснить различие между Хе сол-
нечного ветра, полученным из тонкой фракции
реголита «Аполлона-11» и из грунта «Луны-16».
Мы рассчитали избыток Ne20, Аг40 и Хе136 в ре-
голите «Аполлопа-11» по сравнению с «Луной-
16», используя отношения Ne20/Ne22, Аг40/Агзе
и Хе136/Хе140, полученные Хоенбергом и др. [2],
п количества, найденные в этом исследовании.
396
А. Кайзер
Отношение Ne20/Ne22 было выбрано из-за его вы-
сокого значения во вновь внедренном Ne (14);
отношение Аг40/Аг36 — из-за хорошо извест-
ной аномалии Аг'*0 (27). Следовательно,
уменьшение отношения Не3/Не4 с увеличением
температуры выделения может быть объяснено
как искусственно вызванное при ступенчатом
нагреве.
Мы думаем, что можем объяснить паши ре-
зультаты по-другому, основываясь па данных
по Не, Ne, Аг. Уменьшение отношения Не^Не1
с увеличением температуры выделения глав-
ным образом связано с низкотемпературным
выделением космогенного Не(Нс3). Мы объяс-
ним это утверждение более детально по резуль-
татам Ne.
Неон образует сложную систему. Сущест-
вует по крайней мере пять различных видов
неона (14). Мы различаем: Ne солнечного вет-
ра; «непосредственно» внедренный Ne солнеч-
ного излучения; неон лунной атмосферы, вновь
внедренный; космогенный неон, образованный
галактическими космическими лучамп, и космо-
генный Ne, образованный солнечными косми-
ческими лучами.
Сначала мы обсудим отношение Ne20/Ne22.
Отношения Ne20/Ne22 в целом ниже, чем най-
денные Хоснбсргом и др. [2] и Пепином и др.
[3], но отмечены те же колебания, какие наб-
людали эти авторы для тонкого реголита «Апол-
лона-! 1» (рис. 1). Низкие величины могут быть
объяснены высоким вкладом Ne солнечного
ветра (Ne20/Ne22 = 12,52 + 0,18) [14] и непос-
редственно внедренного Ne солнечного излуче-
ния (Ne20/Ne22 = 10,6 + 0,3) [14] по отноше-
нию к вновь внедренному Ne лунной атмосферы
(Ne20/Ne22 = 14,5 + 1,0) [14]. Такое предполо-
жение кажется правдоподобным, поскольку
радиационный возраст исследованного образца
почти вдвое выше, чем для тонкой фракции
реголита «Аполлона-11» (см. раздел «Радиаци-
онный возраст»). Больший радиационный воз-
раст приведет к обогащению более глубоко вне-
дренным Ne солнечного излучения и солнечного
обр. Г-7, выделенных при ступенчатом нагреве
Таблица 1. Изотопный состав инертных газов
Изотопное отно- Холостой
шение или содержание изо- топа, нем*! г опыт при 1600°С 80° С 160° G 240° С 320° G 400° С 550° G
Не4/Не3 — 1950+120 1960±9 2130±9 2345+10 2498±4 2446±6
[Не4]-10“4 0,0062+0,0004 2,16+0,04 8,15±0,57 345,8±|24 920,6±64 281,0±20 264,0±18
Ne2°/Ne22 — 13,57±0,09 12,74+0,07 11,82±0,02 12,56±0,09 12,13±0,14 12,61±0,12
Ne21/Ne22 — 0,0338+0,0008 0,0352±0,0003 0,0339+0,0002 0,0332±0;0004 0,0317+0,0004 0,0341±0,0005
[Ne22].10-e 0,220+0,005 0,58+0,01 1642±4О 8250±263 15474±350 16120±370 11716+345
Аг38'А г36 — 0,1798+0,0022 0,1850±0,0005 0,1864±0,0005 0,1834±0,0052 0,1860±0,0003 0,1942±0,0008
Аг40/Аг38 — 24,610±0,123 11,352±0,051 4,471±0,013 2,522±0/, 005 1,330+0,003 0,710±0,003
[Аг3,]10-« 0,79±0,05 2,1+0,1 76,7±5,0 374,4±24,3 3630±237 10450±670 42060±860
Кг^/Кг83 — 0,1514+0,1396 0,0966±0,0061 0,0627±0,0046 0,0404±0,0048 0,0331±0,0002 0,0308±0,0003
Кг80/Кг83 — 0,3797+0,0350 0,3215+0,0095 0,2707±0,0173 0,2239±0,0051 0,2063+0,0024 0,1991+0,0013
Кг82 Кг83 — 1,0807+0,035 1,0239±0,0295 1,0019±0,0222 1,0052+0,0185 1,0047±0,0057 1,0058±0,0049
Кг^/Кг83 — 4,866±0,104 4,841±0,078 4,958±0,090 4,810±0,069 4,858±0,022 4,891±0,018
Кг’в/Кг83 — 1,5119+0,053 1,509±0,052 1,544±0,033 1,460±0,022 1,464±0,008 1,495±0,009
[Кгю].10-« 22,85±1,05 10,5±0,6 44,1±1,3 71,9±2 482± 10,8 2336±47 20889±374
Хе124/Хе,3° — — — — 0,0348+0,0020 0,0330±0,0013 0,0312±0,0006
Хе,28/Хе130 — — — — 0,0353±0,0032 0,0337±0,0009 0,0296±0,0006
Хе128/Хе130 — 0,412+0,025 0,525±0,023 0,549±0,027 0,524±0,015 0,517±0,014 0,515±0,003
Хе129/Хе130 — 5,961±0,435 6,388+0,205 6,679±0,201 6,259+0,173 6,486±0.119 6,284±0,038
Хе131/Хе130 — 4,843±0,286 5,069±0,123 5,283±0,139 4,999±0,143 5,122±0,081 4,924±0,032
Хе132/Хе130 — 6,083±0,361 6,314±0,139 6,439±0,158 6,167±О,136 6,244±0,093 5,981 ±0,033
Хе134/Хе130 — 2,258±0,168 2,440±0,080 2,466±0,068 2,271+0,058 2,297±0,038 2,195±0,019
Хе*38 Хе130 — 1,914±0,125 2,125±0,051 2,049±0,059 1,855±0,065 1,856+0,029 1,756±0,020
[Хе130]-10“12 2,8±0,2 1,3±0,1 3,4±0,2 4,1±0,3 17,7±0,4 66,2±3,7 1412±76
* Абсолютный холостой опыт = 0,01623 х приведенный холостой опыт. 2* Результаты по анализу метеорита Брудерхейм на BMS4.
Изучение редких газов в образце реголита «Луны,-16ъ методом ступенчатого нагревания
397
ветра по сравнению с Ne низких энергий лун-
ной атмосферы. Это демонстрируется также
результатами по трекам, полученными Факеем
и Прайсом [15], которые нашли гораздо более
высокую степень радиационных нарушений в
образце «Луны-16», чем в образце «Аполлопа-
11». Фракция 80° С показывает наиболее высо-
кое отношение Ne20/Ne22 = 13,57 ± 0,9. Затем
отношение уменьшается вплоть до 240е С, где
оно достигает минимума—11,82 ± 0,02. Затем
оно колеблется вплоть до 550° С, после чего мо-
нотонно снижается вследствие вклада космо-
генной составляющей. Интересно отметить, что
отношение Ne20/Ne22 в температурных фракци-
ях, выделенных выше 160° С, никогда пе превы-
шает величины Ne солнечного ветра. Блэк [16]
предположил, что отношение Ne солнечного
ветра к Ne солнечного излучения, возможно,
зависит от размера зерен. В этом случае коле-
бания Ne20/Ne22 были бы отражением прогрес-
сивного обезгажпванпя различного размера зе-
рен. Действительно, весь неон солнечного ветра
дегазируется, а оставшийся неон образует двух-
компонентную систему, состоящую из неопа
солнечного излучения и космогенного пеона.
Космогенный пеон постепенно все более доми-
нирует при высоких температурах. Это и наб-
людается для нашего образца. Прямая, прове-
денная от точки чисто космогенного неона
(Ne20/Ne22 = 0,9; Ne2,/Ne22 = 0,85 [17]) через
точки фракций > 1000° С, экстраполируется к
Ne20/Ne22 = 10,710 ± 0,3 при Ne2,/Ne22 = 0,042
(Ne21/Ne22 лунной атмосферы [14]) (график
Ne20/Ne22 — Ne2,/Ne22 не приведен). Отноше-
ние Ne2,/Ne22 образует пик в низкотемпера-
турной области с максимумом при 160° С. От
этой точки оно снижается и имеет наимень-
шую величину при 400° С. Монотонное умень-
шение в низкотемпературной области уже наб-
людалось Пепином и др. [3] при исследовании
топкой фракции реголита «Аполлона-11» и яв-
ляется хорошо установленным низкотемпера-
турным эффектом. Отношение Ne21/Ne22 фрак-
ции при 160° С на 10% выше, чем отношение
700° G 850° G 1000° G 1150° G 1300° G 1500° G Образец в целом Холостой опыт * при 1600° G Брудерхейм 2v, 1450°С
2929±7 2951±17 2420±6 1103±5 2750±30 735±11 2351±5 — —
39,1±2,7 23,4±1,6 3,48±0,24 0,067±0,007 0,027±0,002 0,014±0,001 1887,8±73 0,0072±0,0005 0,0533+0,0016
12,54+0,12 12,12±0,10 11.19±0,06 9,27±0,04 9,52±0,13 8,16±0,11 12,30±0,05 — —
:.0348±0,0004 0,0385±0,0005 0,0623+0,0004 0,1638±0,0022 0,1292+0,0023 0,2097+0,0080 0,0342±0,0002 — —
2002±44 4890±112 907±18 81±1,6 28,4±0,63 1,0±0,03 61112±681 0,20±0,02 9,64±0,92
С, 1952±0,0015 0,1991±0,0Э14 0,1993+0,0006 0,2022±0,0020 0,2110±0,0004 О,2О64±О,ООЗЗ 0,1940±0,0005 — —
0.822±0,002 1,006±0,008 1,130±0,002 1,280±0,008 1,662±0,008 11,947±0,145 1,003+0,001 — —
6570±426 10405±682 10860±718 1348±88 534±34 22,3±1,4 86332,5±155О 0,62+0,04 1,70±0,13
2.0323+0,0009 0,0347±0,0003 0,0353+0,0006 0,0392±0,0006 0,0404±0,0008 0,0665±0,0041 0,0339+0,0002 — —
19'19+0,0021 0,2070±0,0039 0,2249+0,0021 0,2206±0,0016 0,2212±0,005 0,2373±0,009 0,2109+0,0011 — —
. -916±0,011 0,9947±0,0051 0,9935±0,0071 0,9864±0,005 9 0,9695±0,0189 1,0052±0,027 0,9963±0,0030 — —
4 ,8£6±0,035 4,848±0,018 4,749±0,022 4,667±0,018 4,636±0,053 4,966±0,102 4,812±0,010 — —
1,5оЗ±0,018 1,469+0,009 1,448±0,013 1,403+0,008 1,400±0,028 1,559±0,035 1,471±0,005 — —
1"151+203 1637О±416 16998±590 2726±48 3026±67 85±3,8 73189,5±834 14,4±н,7и 19,6±1,0
"326+0,0003 0,0424±0,0002 0,0425±0,0004 0,0487±0,0017 0,0498+0.0017 0,0412±0,0023 0,0400±0,0002 — —
',"333+0,0002 0,0525±0,0003 0,0520±0,0003 0,0636+0,0016 0,0670±0,0018 0,0446±0,0017 0,0475±0,0002 — —
,514+0,002 0,533±0,002 0,534±0,003 0,548±0,008 0,548+0,008 0,509±0,021 0,529±0,001 — —
<337±0,027 6,247±0,015 6,247±0,019 6,192±0,069 6,101+0,087 6,394±0,128 6,258±0,010 — —
4.966+0,023 4,992±0,013 4,975±0,015 5,029±0,021 5,012±0,037 5,309±0,098 4,978±0,008 — —
5.997+0,024 5,938+0,011 5,930±0,017 5,944±0,021 5,903±0,026 6,449±0,116 5,952±0,008 — —
2,193+0,017 2,188+0,019 2,189±0,016 2,178±0,011 2,186±0,012 2,461±0,063 2,191±0,009 — —
1,751+0,019 1,763±0,025 1,775±0,016 1,766±0,014 1,777±0,008 2,082±0,043 1,767±0,011 — —
1128+60 3325±180 2770±146 459±24 316±17 20,8±1,1 9523,5±253 2,6±0,2 13,16±0,84
398
Л. Кайзер
Ne21/Ne22 фракции при 400° С. Причиной такого
отчетливого поведения отношения Ne21/Ne22 яв-
ляется исключительная чувствительность его к
космогенному вкладу (космогенное Ne21/Ne22 —
~ 0,85, а «захваченного» пеона — Ne21/Ne22 ~
~ 0,03).Использование наименьшего определен-
ного в этой работе отношения Ne21/Ne22 и кос-
могенного отношения Ne2i/Ne22 = 0,85 приводит
нас к тому, что 30% (57-10“8 нем31г) космоген-
ного Ne22 выделилось ниже 400° С (Блэк [14]
также нашел относительно высокий вклад Ne22
в низкотемпературной области — ± 400° С — в
хондритах, обогащенных газом, например, И %
в Kapoeta). Процент космогенного Ne, образо-
ванного протонами солнечного излучения, мог
также быть выше в этом образце относительно
топкого материала реголита «Аполлона-! 1»
вследствие в общем более тонкого размера зерен
чем приведенное Хоенбергом н др. [2], Пепи-
ном и др. [3] и Марти и др. [5]. Температура
также значительно ниже (550° С по сравнению
с 800° С). Стоит упомянуть, что даже самая низ-
котемпературная фракция (80° С) показывает
)чень низкое отношение Аг40/Аг36 (24,6 ± 0,12)
но сравнению с воздухом (296). Это свидетель-
ствует о насыщенном состоянии материала, осо-
бенно если вспомнить, что образец находился
на воздухе до исследования и количество Агзь
в этой первой фракции очень мало (it 3 раза
превышает холостой опыт). Избыток Аг40 был
получен после снятия «захваченного» Аг40, ис-
пользуя минимальное отношение Лг40/Аг36
(0,710 при 550° С). К-А г возраст, вычисленный
по «избыточному» Аг40 и содержанию К =
= 880 ч. п. млн. [9], приводит к необъяснимо
высокому значению в 6,73 • 109 лет, в протпворе-
Таблица 2. Изотопный состав космогенного
криптона
Kr’’/Кг” Кг80/Кг8а Кг82/Кг8а Кг84/Кг83
0,17+0,06 0,68+0,30 0,67 ±0,25 1,04 Е0,7О
(<1 125 мкм по сравнению с < 1 мм для «Апол-
лона-11») [16]. Более того, как было отмече-
но Прайсом [15], радиационные нарушения в
тонкой фракции образца «Луны-16» были так
сильны, что даже в кристаллах размером
3 мкм в диаметре решетка иногда полностью
была разрушена. Такие «кристаллы» выделят
газ при очень низких температурах, внося, та-
ким образом, вклад в низкотемпературное осво-
бождение космогенного Ne.
Было бы интересно измерить газы, выделен-
ные при ступенчатом нагревании зереп различ-
ного размера вещества «Лупы-16», что было
предложено Прайсом [18]. Количество кос-
могенного Ne, высвобождаемого в низкотемпе-
ратурной области, должно быть функцией раз-
мера зерен.
Отношение Аг38/Аг40 показывает ту же за-
кономерность, что л отношение Ne2l/Ne22, хо-
тя и не так отчетливо. Основные результаты
определений Аг могут быть видны па рпс. 2.
Кривая отношения Лг38/Аг36 как функции тем-
пературы выделения имеет инк в низкотемпе-
ратурной области, упоминавшийся ранее. Отно-
шение Аг40/Аг36 уменьшается с 24,6 ±0,12 до
0,710 ± 0,003 при 550° С. Содержание Л г36
имеет при этой температуре свой максимум. От-
ношение Аг40/Аг36, равное 0,710 ± 0,003, ниже,
I» и с. 2. Отношения А г40/А г30 и А г38/А г38 как функция темпе-
ратуры выделения. В верхней части показано выделение V*
н «избыточного» Аг4" как функция температуры выделения.
Аг"* максимально выделяется при 550° С, температуре, соответ-
ствующей самому низкому отношению Аг"’/Аг,в. « Избыточны и »
Аг40 имеет максимум ври температурах 320—400° и 1000° С.
Высокотемпературный ник, который грубо соответствует Аги
представляет 38% общего количества «избыточного» Аге
Изучение редких, газов <; образце реголита иЛуны-16ъ мепидо.ч ступенчатого нагревания
399
чии с данными для «Аполлона-11», для которого
Марти и др. [5] получили вполне реальный воз-
раст в 4,67 • 109 лет, рассчитанный также по «из-
бытку» Аг40. Мы также определили К-Ar возраст,
основанный на измерении высокотемпературного
«избыточного» Аг40, который все же оказался
завышенным (5,03 • 109 лет). Это не может быть
объяснено простым повторным внедрением.
Манка [19] указал, что диффузионные процес-
сы могли явиться причиной того, что первона-
чально слабо связанные атомы Аг40 достигли
более устойчивого состояния. Следовательно,
они выделяются в высокотемпературной фазе.
Криптоновые данные удовлетворяют прос-
той двухкомпонентпой системе «захваченного»
Кг солнечного ветра и космогенного криптона.
Разделение космогенного и «захваченного»
криптона было сделано с использованием гра-
фика Кг86/83 — Кг84/Кг83 (рис. 3). Предположив,
что космогенный Кг80 = 0 и что вклад крипто-
на распада незначителен, можно получить космо-
генное отношение Кг80/Кг83 (табл. 2) при пересе-
чении оси Кг84/Кг83 линией наименьших квад-
ратов [20]. Точки, отвечающие 80, 160,
240 и 1500° С, были исключены из-за неопреде-
ленности поправки на холостой опыт. К тому
же количество Кг83 в четырех фракциях было
меньше 0,3% от общего количества Кг83
или меньше 3-10-2 нем3 абсолютного. Получен-
ная величина была равна 1,04 ± 0,70, принимая
во внимание большую ошибку, вызванную экс-
траполяцией в широком пределе. Эта величина
находится в согласии с величинами, получен-
ными при лунных исследованиях. Космогеиный,
а также захваченный Кг, отвечающий Кг78,
Кг80, Кг82, получен из графика Кгм/Кг83 — Кг84/
КтвукгвЗ S>°
Р н с. 3. Корреляционный график Кг8в/Кг83 — Кг84/Кг83 для
получения отношений «захваченного» Кг88/Кг83 и космогенного
Ki,84/Kr83 п фракций «захваченного» и космогенного Кг83воб-
р ыце. Отношение Кг84/Кгаз основано на данных но размеру зерен
Эберхардта и др. [4]. Космогенное отношение Kr84/Ki,8-‘ получено
ври пересечении линии, определенной но методу наименьших
квадратов [20], с осью Кг84/Кг83, содержание космогенного
Кг88 = 0. Числа у точек — температуры выделения газа
/Кг83 подобно описанному выше (табл.2 и 3).
Космогенные величины Кгм/Кг83 определялись
при величине Кг84/Кг83, равной 1,04 ±0,70.
Захваченный Кгм/Кг83 определялся при вели-
чине Кг84/Кг83 = 4,964 ± 0,036. Мы получали
эти величины с использованием данных по раз-
меру зерен, полученных Эберхардтом и др. [4],
при предпосылках, принятых в этот! статье, п
используя программу Йорка [20] для расчета
прямых по методу наименьших квадратов —
400
Л. К a lie ер
метод, применявшийся во всей этой работе для
расчета экспериментальных прямых. Для срав-
нения мы включили в табл. 3 спектр захвачен-
ного солнечного Кг, по Эберхардту и др. [4].
Кроме того, в табл. 3 включены афмосферный
Кг [11, 21] и криптон AVCC [22] (среднее для
углистых хондритов). Наши данные ниже для
Кг78, Кг80, Кг86 и выше для Кг82, однако нахо-
дятся в пределах ошибок в согласии с величи-
нами Эберхардта. Космогенное количество
Кг88 было установлено равным 2990 + 900-
• 10“12 Кг83 нсм3/г [ (4,10 ± 1,2) % от общего
Кг83], основываясь на величине отношения
Кг84/Кг83 (общее), равной 4,812 ± 0,010.
Ксенон был представлен трехкомпопепт-
noii системой: захваченный Хе солнечного вет-
ра, небольшой вклад космогенного Хе и Хе рас-
пада. Не был обнаружен радиогенный Хе129. Хе
солнечного ветра в обр. Г-7 отличается от най-
денного для тонкого материала реголита «Апол-
лона-11» (табл. 4). Ксенон обр. Г-7 содержит
меньше изотопов распада. Поскольку мы прово-
дили эксперименты только по ступенчатому на-
греву, мы не могли непосредственно получить
отношения Хем/Хе130 в солнечном ветре, поэтому
мы пользовались данными по размеру зерен
Эберхардта и др. [4] при условиях, указанных
в их работе, и вычислили чистое отношение
Хе126/Хе130 солнечного ветра (0,0278 ± 0,009),
используя программу Йорка [20]. В этом слу-
чае отношения Хем/Хе130 для М = 124,128 и
129 были получены из графика Хем/Хе130—
Хе126/Хе130, где через точки проводилась пря-
мая методом наименьших квадратов. Величины,
отношений Хем/Хе130 для М = 124, 128 и 129
брались при Хе126/Хе130 = 0,0278 + 0,0009.
Температурные фракции с содержанием Хе130
в образце ниже 1 • 10“12 нем* (320, 400, 1500° С)
опущены из-за неопределенности поправки в
этих пределах. К тому же количество накопив-
Таблица 3. Изотопный состав криптона солнечного ветра, воздуха и AVCC
Источник криптона и литературная Кг-/Кг- Кг-’/Кг83 Кг82/Кг83 Кг84/Кг83 Кг-/Кг«
Солнечный ветер, данная работа 0,0295+0,0020 0,1920+0,0086 1,0087+0,0073 4,964±0,036* 1,512+0,025
Солнечный ветер, Эберхардт и др. [4] 0,0304+0,0005 0,1962+0,0032 1,0038+0,0065 4,964+0,036 1,520+0,007
Атмосферный криптон [И, 21] 0,0302±0,0001 0,1964±0,007 1,0026±0,0032 4,964±0,015 1,520±0,003
Средний состав криптона углистых 0,02959+0,0002 0,1943+0,0015 0,9989+0,0043 4,958+0,019 1,536±0,0047
хондритов (AVCC), Эйгстер и др.
• Эти величины основаны на данных по размеру зерен, полученных Эберхардтом и др. [4Ъ но вычислены по программе
Йорка [20].
Таблица 4. Изотопный состав ксенона различного происхождения
Объект Хе124 Хе128 Хе128 Хе128 Хе131 Хе132 Хе134 Хс13< Хе130 Литера- турная ссылка
Хе130 Хе130 Хе130 Хе130 Хе13® Хе130 Хе13®
Солнечный ветер 0.U299 + 0,0278*± 0,51о1± 6,338-Ь 4,947± 6,006± 2,201± 1,760± Данная
±0,0012 ±0,0009 ±0,0055 ±0,065 ±0,030 ±0,030 ±0,018 ±0,020 работа
» 0,0299 ± 0,0267± 0,5»»45 -Ь 6,345 Ь 4,955 Р 6,о7о t 2,258 t 1.842 + [4]
±0,018 ±0,0020 ±0,0020 ±0,035 ±о,030 ±0,050 ±0,035 ±о,030
Солнечный ветер, метеорит Старое Песьяное, фракция 1000° _ — — 6,331 +- ±0,095 4,950 4- ±0,о65 6,08о -t ±0,о7о 2,222 -Ь ±0,032 1,796-Ь ±0,028 [О']
Среднее для углистых хондритов 0,02854-Ь 0,0255 t 0,5100 — 5,081t 6,219t 2,376 t 1,996-Ь [22]
(AVCC) ±0,00065 ±О,О()03 ±0,0о45 ±0,039 ±0,042 ±0,020 ±0,018
Углистый хондрит Муррей 0,0285 t 0,0256 Ь о,5о60 Ь 6,440± 5,о55± 6,16(1 Ь 2,346 4; 1,970 ± [30]
±0,0( 102 ±о,о0о2 ±о,о02 ±0,о2о ±о,о15 ±о,о2о ±0,008 ±0,009
Атмосферный ксенон 0,0236 -К о,о2199 Ь 0,4711 Ь 6,490 ± 5,199 t 6,601 Ь 2,562 b 2,177 Ь [11]
±0,00013 ±0,00012 ±0,0021 ±0,031 ±0,024 ±0,022 ±0,О11 ±о,о09
* Величина основана на данных по размеру зерен, полученных Эберхардтом и др. [4], но вычислена по программе Йорка [20J.
Изучение редких газов в образце реголита «Луны-16» методом ступенчатого нагревания
401
шегося Хе130 было ниже 1% общего количества
Хе130 (Хе130общ = 9523 ± 250 • 10"12 нем2/г =
= 155 ± 4 • 10~12 нсмЧобр). Для изотопов 124,
128, 129 было найдено хорошее совпадение с со-
ставом солнечного ветра, сообщенным Эберхард-
том п др. [4]. График Хе124/Хе130 — Хе126/Хе130
использовался также для установления количе-
ства Хе130 космогенного происхождения (рис. 4).
Графики Хе3//Хе130 — Хе126/Хе130 для М = 128,
129 не включены в эту статью, но действительно
являются двухкомпонетными системами (захва-
ченный Хе солнечного ветра и космогенный Хе).
Этот факт особенно интересен дляМ = 129, по-
скольку он исключает возможность существо-
вания Хе129 за счет распада I129.
Спектр космогенного ксенона не может
быть получен только из измерений из-за вкла-
да Хе136— продукта спонтанного деления. Если
бы не было вклада в образец Хе спонтанного
деления, то прямая линия, проведенная через
точки на графике Хе136/Хе130 — Хе126/Хе130, дала
бы непосредственно космогенное отношение
Хе126/Хе130, поскольку содержание космогенного
Хе136 незначительно. Однако имеется достаточ-
ное количество измерений лунного вещества
[2—8], чтобы установить космогенное отноше-
ние Хе126/Хе130 в нашем образце. Мы выбрали чи-
сто космогенное отношение Хе126/Хе130 = 1,11,
найденное для образца 10044, в котором близ-
кое тому же для обр. Г-7 отношенпе Се/Ва
Хе1М
Хе130
0,05
Z?Z77
1000
Общий--
Хе126/хе130
0,03 0,05
---------1--------!--------1--
(Xe126/xe13D) ^=0,0275*0,0009
- (1г'гУхеп°)^=0,0299± 0,00/2
- 0,5
СолнечнЬ/и
ветер
(Хе’гв/хе’3%см
-///±0,15
0,5 , й
Xe126/xe130
0,03
С С Муррей
|ж
(барн,'^967^
О
Чисто космоген-
нв/й, порода WOkk~n~
Рис. 4. Корреляционный график Хе124/Хе130 — Хе12в/Хе130
для получения отношений «захваченного» и космогенного
Хе124/Хе130 и фракции «захваченного» и космогенного Хе13э
в образце. Отношение Хе12в/Хепо получено с использованием
данных по размеру зерен Эберхардта и др. [4], космогенное
отношенпе взято для породы 10044 [2]. Прямая линия рассчитана
по методу наименьших квадратов по способу Йорка [20]
Точка «СС Муррей» — соответствует углистому хондриту
Муррей, определено в Пасадене в 1971 г.; точка СС — соответ-
ствует среднему для углистых хондритов, по данным, получен-
ным в Берне в 1967 г.; данные для породы 10044 получены в
Беркли в 1970 г.
Рпс. 5. величина для атмосферы [11] относительно сол-
нечного ветра, найденная в настоящем исследовании. Прямая
линия построена методом наименьших квадратов по способу
jf *
Йорка [20] и основана только на ц{30 для Af = 124, 126, 128,
130. Фракционирование составляет 4,12 4:9»6% на единицу
атомной массы
п М
Рис. 6. И130 величина для среднего по углистым хондритам
(1) [21] п для углистого хондрита Муррей (2) [29] относительно
солнечного ветра. Прямые построены также по методу наимень-
ших квадратов и неразличимы. Они основаны на величинах
yf
р.{30для М = 124, 126, 128, 130. Фракционирование составляет
1,02 + 0,6% на единицу атомной массы для среднего по угли-
стым хондритам [21] и 1,04 -Ь 0,5% на единицу атомной массы
для углистого хондрита Муррей [29]
Хе124
Хе130
(Се — 33,5 ч. н. млн., Ва = 172 ч. н. млн.) [9].
Образец 10044 также провел большую часть
своего радиационного времени на поверхности
Луны, что следует из низкого космогенного от-
ношения Хе131/Хе126 = 3,85 [2]. Однако космо-
генное отношение Хе124/Хе130 для образца «Лу-
ны-16» при Хе126/Хе130 = 1,11 ± 0,03 ниже,
чем эта величина для породы 10044 (0,58 dz
± 0,02 по сравнению с 0,69 ± 0,03; см. рпс. 4).
Это, возможно, связано с большим вкладом кос-
могенного Хе, образованного протонами сол-
нечного излучения, как отмечалось Пепином
и др. [3]. Данные протоны имеют более низкую
среднюю энергию по сравнению с протонами
галактических космических лучей. Следова-
тельно, как следует пз систематики распада
[23], образование легких изотопов занижено
(в нашем случае по отношению к Хе130), а об-
разование более тяжелых изотопов завышено.
Вследствие неопределенностей в отношениях
космогенного ксенона мы приняли для отноше-
26 Лунный грунт
402
А. Кайзер
нпя космогенных Хе126/Хе!30 ошибку в ±0,15.
Количество космогенного Хе130 (173 ± 26) •
• 10-12 нем3!г основано на общем отношении
Хе126/Хе130, равном 0,0475 ± 0,0002 (космоген-
ный Хе126 = 1,11 ± 0,15) • (173 ± 26) • Ю’12
нсм3/г. Отношения Хем/Хе солнечного ветра
для >= 131, 132, 134, 136, выведенные в этой
статье, являются средними величинами (исправ-
ленными на космогенный ксенон) для двух
температурных фракций — 550 и 700° С. При
этих температурах наблюдается наименьший
вклад космогенного Хе130 (0,17% для 550°С и
0,50% для 700°С), поэтому он ближе всего к
чистому Хе солнечного ветра. Нами использо-
ваны для поправки следующие космогенные
отношения:
(Хе131/Хе130)косм 4,5 + 2,5;
(Хе137Хе130)Косм1 ± 1;
(Хе137Хе130)КОсмО,2±0,2.
Эти величины покрывают разброс, найден-
ный при лунных исследованиях. Отношение
Хе131/Хе130 не включает исключительно высокие
величины, найденные для глубоко захороненных
лунных образцов. Результирующие величины,
исправленные на космогенный ксенон, равны:
Хе131/Хе130 = 4,947 ± 0,030;
Хе137Хе130 = 6,006 ± 0,030;
Хе134/Хе130 = 2,201 ± 0,018;
Хе137Хе130 = 1,760 ± 0,020.
Окончательные величины равны:
Ne20E = [ (Ne27Ne22)o6nx. А - (Ne27Ne22) общ.л] •
• [Хе22общ.л], где А — тонкий реголит «Аполло-
на-11», по Хоенбергу и др. [2], Л —тонкий ре-
голит «Луны-16», данная работа.
Ne20E = (12,85 ± 0,04-12,30 ± 0,05) (61112 ±
+ 681)-Ю"8 = (33 600 + 4000)-10-8 нем3/ г.
Ar'*°E = [ (Аг40/Аг36)пбщ.л - (Аг40/Аг36)(,бщ.л] •
• [Аг36]ооЩ. Л, АгЕ40= (1,125+0,003-1,003+0,001) •
•(86 332 + 1550)- Ю"8 = (10 500 + 250)-
• 10"8 нем3/г.
(Вклад радиогенного Аг40 в обоих случаях
одинаков из-за близкого содержания К.)
Хе136Е = [ (Хе,37Хе130)общ.А — (Хе137Хе130)общ.л] •
•[Хе13С]ог.щл = (1,814 + 0,006-1,780 + 0,012) •
• (9523+253) • 10-12 - (0,033+0,012) -Ю’8 нем3/г.
Оба отношения исправлены на присутствие
космогенного Хе па основе только Хе126/Хе130.
Отношение Хе126/Хе130 солнечного ветра было
0,0278+0,0009. Космогенное отношение Хе126/
/Хе130 = 1,11+0,15. Различие в количестве Хе136
в «Аполлоне-11» относительно тонкого реголи-
та «Луны-16» не может быть отнесено только
за счет Хе136, образованного in situ за счет
спонтанного распада (сп. р.) U238. Это связано
с тем, что содержание U в реголите «Аполло-
на-11» — 0,55 ч. н. млн. [28,29] (эквивалентно
1,20 • 10“12 нем31г Хе136сп.Р. (принимая возраст
4 • 109 лет) по отношению к 0, 375 ч. н. млн. U
[24] (эквивалентно 7-10-12 нем3/г Хе|36сп Р. в
«Луне-16»), следовательно, на порядок ниже,
чем наблюдалось в действительности. Мы пред-
положили, что скорость повторного внедрения
редких газов в «Луне-16» ниже, чем и вызваны
более низкие отношения Ne20/Ne22, Аг40/Аг36 и
Хе136/Хе130, поскольку Хе «лунной атмосферы »
должен был бы быть обогащен изотопами деле-
ния пз-за спонтанного распада U238 п изотопами
Аг40 — пз-за радиоактивного распада К40.
Полученный спектр Хе солнечного ветра был
затем использован для вычисления
ц 130=[ (Хе-'7Хе130]о.,р./(ХемХе130) ,,ли в -1 ]
(рис. 5 и 6) для образцов воздуха [И], AVCC
[22] и метеорита Murray [30]. Мы рассчитали
методом наименьших квадратов прямую, осно-
вываясь на т]ш для #=124, 126, 128 и 130.
чтобы выяснить, какой впд деления Хе необхо-
дим для объяснения системы. Величины трзи
всегда исключались из-за возможности радиоген-
ного вклада в этот изотоп. Результаты показыва-
ют, что воздушный Хе может быть интерпрети-
рован как фракционированный Хе солнечного
ветра того состава, который п был найден в дан-
ном исследовании. Фракционирование составля-
ет (4,10 ±0,6) % на единицу атомной массы. Из-
мерения AVCC, по Эйгстеру и др. [22], и метео-
рита Murray, по Подосеку и др. [30], могут быть
интерпретированы в отношении Хе как несколь-
ко фракционированный Хе солнечного ветра.
Фракционирование составляет (1,02+0,6) % на
единицу атомной массы для AVCC и (1,04 +
+ 0,5) % на единицу атомной массы для Murray
[29]. Хе деления в углистых хондритах, следова-
тельно, является типом Renazzo, как было уста-
новлено Рейнольдсом п Тарпером [31] (табл. 5.
6). В последнее время этот тип Хе связывается
со спонтанным делением сверхтяжелых элемен-
тов [32—35].
Радиационный возраст. На основе космоген-
ных Кг83 и Хе126 был установлен радиационный
возраст. Радиационный возраст по Кг83=2100+
+900-106 лет при использовании хпмпческпх
распространенностей элемептов-мпшепей Sr. Y.
Zr по [9] для обр. Г-4 (Sr = 272 ч. н. млп., Y =
= 227 ч. п. млн., Zr = 65 ч. п. млп.) и концен-
трации космогенного Хе, равной (2990±90) •
• 10”12 нсм3!г. Использованная скорость образо-
вания основана на радиационном возрасте Nuevo
Laredo [36] п вычислениях Рудстама, которые
были оформлены Хоенбергом и др. [37], для
Изучение редких газов в образце реголита <<Луны-16» методом ступенчатого нагревания
403
Pasamonte. Ошибка в скорости образования свя-
зана с ±30% ошибкой в концентрации Кг83 в
Nuevo Laredo [36].
Радиационный возраст по Хе126 равен (900 ±
±300)-106 лет, значительно ниже, чем радиа-
ционный возраст по Кг83. Эта величина была по-
лучена с использованием космогенной кон-
центрации Хе126, равной (193±38) • 10-12 нем* 1г,
п величин химических распространенностей эле-
ментов-мпшеней Ва и Са по Шнетлеру [9]
(Ва=172 ч. н. млн.^ Се = 33,5 ч. н. млн.). Ис-
пользуемые скорости образования также основа-
ны на вычислениях по Nuevo Laredo и вычисле-
ниях Рудстама для Pasamonte. Ошибка в ско-
рости образования также равна 30%. Несогласие
этих двух радиационных возрастов значительно.
Мы больше доверяем значению радиационного
возраста, полученному по Хе126, поскольку в
Таблица 5. Изотопный состав космогенного
ксенона
Хе,24/Хе,2< Хе,2’/Хе,2в Хе12в/Хе12’ Хе130/Хе12*
0,52+0,08 1,39+0,25 2,23 + 1,03 0,90+0,12
Таблица 6. Ксенон спонтанного деления в метео-
ритах
Лите-
Объект Хе,31/Хе13* Хе,32/Хе13в Хе,34/Хе13в Рная₽’
ссылка
Углистый
хондрит
Murray 0,23±0,22 <0,36 <1,00 [30]
AVCC 0,24±0,20 0,22±0,21 <0,64 [22]
Метеорит 0,13±0,10 0,16±0,10 0,72±0,04 [31]
Renazzo
этом случае восстановление возраста проще.
Результирующий возраст не изменился бы зна-
чительно, если основывать возрастное определе-
ние только па Ва и Хе126. Этот метод избегает
использования каких-либо теоретических сооб-
ражений, касающихся скоростей образования,
что не может быть сделано для криптона. Все
три элемепта-мишенп — Sr, Y, Се вносят боль-
шой вклад в образование космогенного криптона.
Несмотря на все указанные проблемы, свя-
занные с получением радиационного возраста
для обр. Г-7, можно сказать, что тонкий рего-
лит «Луны-16» имеет отчетливо более высокий
радиационный возраст, чем образец тонкого ре-
голита «Аполлона-11» 10084,59 [2].
Радиационный возраст по Хе130, опублико-
ванный Хоенбергом и др. [2], неправилен из-за
ошибки в вычислениях. Исправленный радиа-
ционный возраст по Хе126 для 10084,59 [2] ра-
вен 450 ± 150 • 106 лет. Таким образом, мы можем
сказать что место посадки «Лупы-16 — менее
нарушенная область, чем место посадки «Апол-
лона-11».
Выводы. Результаты по Не, Ne, Аг, особен-
но для низкотемпературных фракций, хорошо
согласуются с результатами, полученными Хоен-
бергом и др. [2] и Пепином и др. [3] для тон-
кой фракции реголита «Аполлона-11». Отноше-
ния Не3/Не4 уменьшаются с уменьшением тем-
пературы выделения газов. Отношение Ne20/
/Ne22 в целом ниже, чем найдено Хоенбергом
п др. [2] и Пепином и др. [3], но колеблется
так же, как п для «Аполлона-11». Наблюдения
Пепина и др. [3], касающиеся отношений Ne21/
/Ne 22 подтверждаются и подкрепляются данны-
ми по отношениям Аг38/Аг36, что позволяет
предполагать тем самым низкотемпературное
выделение космогенного компонента. Избыточ-
ный Аг40 после удаления «захваченного» Аг40
с отношением Аг40/Аг36 = 0,710 ± 0,003 (на-
именьшая величина этого отношения, обнару-
женная в данном исследовании) приводит к
неразумно высокому К-Ar возрасту в 6,73 • 109
лет (К = 880 ч. н. млн. [9]). Выделение «из-
быточного» Аг40 имеет максимум в пределах
температур 320 и 1000° С. Использование толь-
ко высокотемпературного «избыточного» Аг40
приводит ко все еще высокому К-Аг возрасту в
5,03 • 109 лет.
Не было обнаружено Хе 129 от распада in situ.
Содержание Хе солнечного ветра среди изото-
пов спонтанного деления ниже, чем в тонком
реголите «Аполлопа-11» и во фракции 1000° С
Pesyanoe, по определению Марти [10].
Воздушный ксенон, по данным этого иссле-
дования, интерпретируется как претерпевший
фракционирование Хе состава солнечного ветра.
Радиационный возраст по Хе126 для образца
«Лупы-16» равен 900 ±320 -106 лет, что выше,
чем радиационный возраст тонкой фракции ре-
голпта «Апполона-11».
Я хочу поблагодарить проф. Дж. Н. Рей-
нольдса за его критические замечания; моих кол-
лег Е. С. Александера и Р. С. Люиса за пх цен-
ный вклад в подготовку статьп; Г. М. Мак-Кро-
ру за помощь в конструировании приборов и
II. К. Девиса за помощь в составлении вычис-
лительной программы. Исследование финансиро-
валось НАСА по субсидии NGL-05-003-409.
26*
404
А. Кайзер
Литература
1. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar groud
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
2. Hohenberg С. M., Davis P. K., Kaiser W. A.,
Lewis R. S., Reynolds J. H. Trapped and cosmogenic
rare gases from stepwise heating of Apollo 11 samp-
les.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2, 1283.
3. Pepin R. 0., Nyquist L. E., Phinney D., Black C. Rare
cases in Apollo 11 lunar material.—Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., 1970. 2> 1135.
4. Eberhardt P., Geiss J., Graf H., Grogler N.f Krdhen-
buhl U., Schwaller H., Schwarzmuller J., Stettler A.
Trapped solar wind noble gases, exposure age and
К/Ar age in Apollo 11 lunar fine material.—Proc.
Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2, 1037.
5. Marti K., Lugmair G. W., Urey H. C. Solar wind gases,
cosmic ray spallation products and the irradiation
history of a Apollo 11 samples.—Proc. Apollo 11 Lu-
nar Sci. Conf., 1970, 2, 1357.
6. Funkhouser J. G., Schaeffer O. A., Bogard D. D., Zdh-
ringer J. Gas analysis of the lunar surface.— Science,
1970, 167, 561.
7. Heymann D., Yaniv A. Inert gases in the fines from
the Sea of Tranquillity.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., 1970, 2, 1247.
8. Hintenberger H., Weber H. W., Voshage H., Wanke H.,
Begemann F., Wlotzka F. Concentrations and isoto-
pic abundances of the rare gases, hydrogen, and nit-
rogen in lunar matter.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., 1970, 2, 1269.
9. Schnetzler E. C. Private communication, 1971.
10. Marti K. Solar type xenon: A new isotopic compositi-
on of xenon in the Pesvanoe Meteorite.— Science,
1969, 166, 1263.
11. Nier A. O. A redetermination of the relative abundan-
ces of the isotopes of neon, krypton, rubidium, xenon,
and mercury.— Phys. Rev., 1950, 79, 450.
12. Calio A. J. Sample description and preparation histo-
ry of Luna 16 G-7. Written communication.
13. Kirsten T.t Muller O., Steinbrunn F., Zdhringer J. Stu-
dy of distribution and variations of rare gases in lu-
nar material by a microprobe technique.— Proc. Apol-
lo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2, 1331.
14. Black D. C. On the origin of trapped helium, neon,
and argon isotopic variations in meteorites.— I. Gas.
Rich Meteorites, Lunar Soil and Breccia (Submitted
to Geochim. Cosmochim. Acta), 1971.
15. Phakey P. P., Price P. B. Extreme radiation damage in
soil from Mare Fecunditatis. Preprint, 1971.
16. Black D. C. Privated communication, 1971.
17. Kaiser W. A. Rare gas measurements in three mineral
separates of rock 12013. 10, 31.— Proc. Second Lunar
Sci. Conf., 1971, 2, 1627.
18. Price P. B. Private communication, 1971.
19. Manka R. H. Private communication, 1971.
20. York D. Least squares fitting of a straight line.— Can.
J. Phys., 1966, 44, 1079.
21. Eugster O., Eberhardt P., Geiss J. Kr81 in meteorites
and Ki’31 radiation ages.— Earth Planet. Sci. Letter-.
1969, 2, 77.
22. Eugster O., Eberhardt P., Geiss J. Isotopic analyses of
krypton and xenon in fourteen stone meteorites.—
J. Geophys. Res., 1967. 74, 3874.
23. Rudstam G. Systematics of spallation yields.—Z. Na-
turforschung, 1966, 21a, 1027.
24. Gast P. W. Private communication, 1971.
25. Wetherill G. W. Spontaneous fission yields from ura-
nium and thorium.— Phys. Rev., 1963, 92, 907.
26. Alexander E. C., Jr., Lewis R. S., Reynolds J. H., Mic-
hel M. C. Plutonium-244: Confirmation as an extinct
radioactivity.— Science, 1971, 172, 837.
27. Heymann D., Yaniv A. Ar40-anomaly in lunar samples
from Apollo 11.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf..
1970, 2, 1261.
28. Tatsumoto M. Age of the Moon: An isotopic study of
U — Th — Pb systematics of Apollo 11 lunar samp-
les.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2, 1595.
29. Silver L. T. Uranium-thorium-lead isotopes in some
Tranquility Base samples and their implications for
lunar history.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf..
1970, 2, 1533.
30. Podosek F. A., Huneke J. G., Burnett D. S., Wasser-
burg G. J. Isotopic composition of xenon and krypton
in the lunar soil and in the solar wind.— Earth Pla-
net. Sci. Letters, 1971, 10, 159.
31. Reynolds J. H., Turner G. Rare gases in the chondrite
Renazzo.— J. Geophys. Res., 1964, 69, 3263.
32. Anders E., Heymann D. Elements 112 to 119: Were
they present in meteorites.—Science, 1969, 164, 821.
33. Dakowski M. The possibility of extinct superheavy
elements occurring in meteorites.— Earth Planet.
Sci. Letters, 1969, 6, 152.
34. Srinivasan B., Alexander E. C., Jr., Manuel О. K. Xe-
non and krypton from spontaneous fission of cali-
fornium-252.—Phys. Rev., 1969, 179, 1166.
35. Rao M. N. On the existence of super-heavy elements
near Z-114 and N-184 in meteorites.— Nuc. Phvs..
1970, A140, 69.
36. Munk M. N. Argon, krypton, and xenon in Angra
Reis, Nuevo Laredo, and Norton County achondri-
tes.— Earth Planet. Sci. Letters, 1967, 3, 457.
37. Hohenberg С. M., Munk M. N., Reynolds J. H. Spal-
lation and fissiogenic xenon and krypton from step-
wise heating of the Pasamonte achondrite; the case
of extinct plutonium 244 in meteorites; relative ages
of chondrites and achondrites.— J. Geophys. Res..
1967, 72, 3139.
Отделение физики, Калифорнийский университет,
Беркли, США
Л. К. Левский
К ВОПРОСУ О ПРИРОДЕ
ИНЕРТНЫХ ГАЗОВ
В ЛУННОМ ГРУНТЕ
Происхождение изотопов инертных газов в лун-
ном грунте исследуется с точки зрения изотопной
двухкомпонентности инертных газов в Солнечной
системе.
Отклонение кривой атомной распространенности
изотопов инертных газов в лунном грунте от кривой
космической распространенности следует приписать
либо преимущественному удержанию изотопов тяже-
лых газов (криптон, ксенон) веществом реголита, либо
различному генезису тяжелых и легких газов. Послед-
няя возможность поддерживается экспериментальным
изучением изотопного состава инертных газов в рего-
лите.
Гелий и неон представляют компоненту солнечно-
го ветра (нефракционированные газы типа В), в то
время как криптон и ксенон являются планетарными
газами (фракционированные газы типа А).
Газы типа А захвачены веществом реголита в ран-
ние этапы существования Солнечной системы и при-
несены вместе с пылью на поверхность Луны. Веще-
ство реголита поэтому не может рассматриваться как
продукт эрозии кристаллических пород Луны и в этом
смысле является экстралунным. Вещество реголита,
содержащее газы типа А, следует идентифицировать
с высокотемпературными минералами углистых хон-
дритов.
В настоящей работе обсуждается справед-
ливость на первый взгляд бесспорного факта:
происхождение изотопов инертных газов в лун-
ном грунте (реголите) за счет солнечного
ветра.
Высокая концентрация газов в реголите и
атомная распространенность отдельных газов,
близкая к космической, поддерживают указан-
ный факт. В то же время надо заметить, что во
всех случаях наблюдается или дефицит легких
газов (гелий, неон), или избыток тяжелых
(криптон, ксенон) относительно космической
распространенности. Конечно, эту аномалию
можно отнести на счет неудовлетворительного
удержания вбитых атомов легких газов поверх-
ностью частиц реголпта. Однако она наблюдает-
ся даже в случае ильменитовых частиц, как буд-
то вполне удовлетворительно сохраняющих сол-
нечные газы [1].
Учитывая указанную аномалию п обращая
особое внимание на изотопный состав инертных
газов, мы рассмотрим газы, содержащиеся в
реголите, в порядке увеличения атомного
веса1.
А. Неон. Изотопная структура неона (но не
ее происхождение) представляется в настоящее
время достаточно надежно установленной на
основе изучения метеоритов [2,3]. Она харак-
теризуется высоким отношением NeВ * * * * * * * * * * * 20 */Ne22 для
ахондритов (до 13—13,5). Это «солнечный» неон,
или неон типа В. Для углистых хондритов (во
всяком случае для отдельных температурных
фракций) характерно низкое отношение Ne20/
/Ne22 ~ 3—4. Это «планетарный» неон, пли не-
он типа А. Неон земной атмосферы с Ne20/
/Ne22 = 9,8 занимает промежуточное положение.
Сказанное выше иллюстрируется рпс.1.
Неон лунного грунта, бесспорно, соответству-
ет типу В. В частности, некоторые данные для
ступенчатого отжига реголита в районе посад-
ки «Луны-16» приведены в табл. 1. Здесь же
приведены данные для отношения Аг 38/Аг 36.
Судя по атомной распространенности, гелий в
лунном реголите можно отнести к типу В.
Захват газов типа В веществом лунной по-
верхности произошел сравнительно недавно.
Это косвенно подтверждается близостью вели-
чины отношения Ne20/Ne22 в реголите и алю-
миниевой фольге — непосредственном приемни-
ке солнечного ветра [4,5]. По-впдпмому. в боль-
Гелий исключается из рассмотрения пз-за недоста-
точно надежных данных относительно изотопного
состава солнечного и планетарного гелия.
406
Л. К, Леескиа
Таблица 1. Результаты ступенчатого отжига
реголита из района посадки «Луны-16»
Темпера- тура, °C Ne20/Ne22 Ne21/Ne22 Аг38/Агзв
500 — — 0,189±0,003
600 12,86±0,12 0,030± 0,003 0,177±0,009
700 12,20+0,09 0,039±0,002 0,196±0,002
800 13,70±0 40 — 0,195±0,003
900 13,10+0,21 • — 0,193±0,008
1000 12,05+0,09 — 0,200± 0,004
1100 11,15±0,21 — 0,199+0,003
шинстве ахондритов газы тппа В также срав-
нительно «молодые».
Б. Аргон. Как известно [3, 6, 7], вариации в
изотопном составе первичного аргона не столь
Рис. 1. Идентификация планетарного (Л) и солнечного (В)
неона; С — спаллогенный неон
1 — неон земной атмосферы; 2 — ахондрит Хор Темики. Тем-
пературные фракции неона в} метеоритах: 3 — хондрит Файет-
вилл, 4 — Старое Песьяное, 5 — Мигеи (С2), 6 — Каинзас (С3);
7 —среднее значение для пеона в лунном грунте
Р п с. 2. Идентификация планетарного и солнечного (В) крип-
тона
1 — криптон земной атмосферы; 2 — криптон углистых хонд-
ритов; X. Т.— ахондрит Хор Темики; М — хондрит Моке; 3 —
температурные фракции криптона в лунном грунте, числа —
температуры выделения газа в 100°-ной шкале (5 = 500°,
7 = 700° и т. д.); Кг^ — к спаллогенному криптону (ахондрит
Штаннерн)
Р п с. 3. Идентификация планетарного (Л) и солнечного (В)
ксенона
1 — ксенон земной атмосферы; 2 —ксенон углистых хондритов;
Хе^— к спаллогенному ксенону (ахондрит Штаннерн); 3 —'хон-
дрит (знак с прямыми интервалов вариаций — фракция 400° С);
4 — старое Песьяное; 5 — ахондрит Шеллоуотер (фракции
400° С и 600° С); 6 — ахондрит Шалк; Е — мезосидерит Эстер-
вилл; X. Т.— ахондрит Хор Темики
значительны, как у неона. Тем не мепее для ар-
гона тппа В характерно преобладание Аг36:
( Аг33 \ / Аг38 \
\ Аг36 /А\ Аг3,} /в о 05
/ Аг33 \
\ Ar3G JA
Лунный аргон не обладает отмеченной осо-
бенностью. Судя по данным табл. 1, лишь для
температуры 600° С можно отметить уменьше-
ние Аг38/Аг36 (относительно земного аргона и ар-
гона углистых хондритов). Минимальное значе-
ние Аг38/Аг36 в реголите отмечено ранее Хоеп-
бергом в месте посадки «Аполлона-11»
0,1784 ± 0,0016 [8]. Оно характерно для низ-
котемпературных фракций выделенного аргона.
Этим фракциям, по-видимому, соответствует сол-
нечный аргон. В то же время основная масса
аргона лунного грунта обладает высоким значе-
нием Аг38/Аг36, которое лишь в малой степени
можно объяснить примесью спаллогеиного ар-
гона с высоким отношением Аг38/Аг36 (1,5—1,7).
Относительную долю аргона А и В можно оце-
нить по следующему равенству:
£•0,1784 + у-1,600 + 2*0,1900 = 0,1925,
где х — доля аргона В и 0,1784 значение
Аг38/Аг36 в аргоне тппа В [3, 8]; у — доля спал-
логенпого аргона п 1,600 — среднее значение
Аг38/Аг36 для спаллогеиного аргона; z — доля
аргона тппа А и 0,1900 — среднее значение
Аг 38/Аг 36 для аргона тппа А [3].
Величину у/х можно оценить по соответ-
ствующему спаллогенному избытку Ne21, так
как Ne 21/Ne22 = 0,0332 по сравнению с
К вопросу о природе инертных газов в лунном грунте
407
Ne 21/Ne 22 = 0,0300 для первичного неона ти-
па В. Считая что1/Лгдля неона и аргона пример-
но одинаковы, получим: у/х = 0,1. Окончатель-
но, после несложного расчета получим: х = 0,05z.
Таким образом, аргон в лунном грунте на
~95% является планетарным аргоном. Этот
факт, вообще говоря, не противоречит гипоте-
зе о накоплении Аг40 в лунном грунте за счет
ионизации нейтральных атомов лунной атмос-
феры с последующим внедрением пх в реголит
[9], так как в лунной атмосфере могут присут-
ствовать и Аг36 и Аг38.
В. Крпптон. На рпс. 2 показана структура
изотопного состава криптона. Для криптона ти-
па В значения изотопных отношении определя-
ются точкой пересечения прямой, соответству-
ющей экспериментальным данным для ахондри-
та Хор Темпки [10] (инертные газы в этом ме-
Рассмотренпе данных по температурным
фракциям лунного криптона [11] показывает,
что часть лунного криптона — крпптон типа А
(температурные точки 600, 900, 1200° распола-
гаются на прямой: криптон углистых хондрптов
— спаллогенный криптон), часть имеет при-
месь криптона В (температурные точки 500,
800, 1000, 1100° расположены на прямой: крпп-
тон земной атмосферы — спаллогенный крпп-
тон, а точки 700 и 1300° несколько выше этой
прямой). Однако, поскольку примесь криптона
типа В в атмосферном криптоне невелика, до-
ля солнечного криптона в криптоне лунной поч-
вы также незначительна и составляет с учетом
абсолютного содержания изотопов в температур-
ных фракциях около 5% от общего содержания
криптона. Таким образом, крпптон в лунном
грунте — в основном крпптон типа А.
Рис. 4. Изотопный состав ксенона в лунном грунте по дан-
ным различных авторов
1— ксенон углистых хондритов; 2 — ксенон земной атмосферы;
3 — фракция 500° С [8], Хе^ — к спаллогеиному ксенону. Про-
чие значки — данные различных исследователей
Ри с. 5. Схематическая композиция инертных газов в реголите
Кружки — экспериментальные значения распространенности
инертных газов; К — кривая космической распространенности
(по Зюссу—Юри); В — кривая, соответствующая солнечным
газам (проведена через точки Не4, Ne20—параллельно кривой К);
А — кривая, соответствующая планетарным газам (отвечает
атомной распространенности инертных газов в углистых хондри-
тах)
теорию наплучшпм образом представляют сол-
нечные газы), и прямой, проведенной через точ-
ки, соответствующие криптону углистых хонд-
ритов п земной атмосферы. В качестве спалло-
генпого криптона выбран крпптон в ахондрите
Штаннерн [10].
Г. Ксенон. В большинстве метеоритов он име-
ет началом ксенон углистых хондрптов, эволюци-
онируя от этой точки к спаллогеиному ксенону
(характерному для ахондрпта Штаннерн). Для
изотопного состава спаллогенпого ксенона ь
лунном грунте наблюдаются незначительные
вариации, которые, однако, несущественны для
настоящей работы.
Отдельные экспериментальные значения
опускаются ниже прямой, ксенон углистых хон-
дрптов — спалогеппый ксенон и даже ниже пря-
мой атмосфера — спаллогенный ксенон. Харак-
терно, что ксенон в ахондрите Хор Темпки
(уникальность этого метеорита отмечена выше)
принадлежит именно к последней группе
(рис. 3). Совершенно естественно считать, что
координаты точки В на рис. 3 определяют изо-
топный состав солнечного ксенона.
408
Л, К, Левский
Из рис. 3, в частности, следует, что иден-
тификация ксенона в ахондрите Старое Песь-
яное как солнечного ксенона [12] неправильна.
Данные для лунного ксенона отдельно пред-
ставлены на рис. 4. В настоящее время число
экспериментальных точек на рис. 4 можно зна-
чительно увеличить, и все они подтверждают тот
факт, что ксенон лунного грунта практически
весь является газом типа А.
Точка, обозначенная на рис. 4 кружком с
точкой в центре, отвечает 500° фракции лунного
ксенона [8], которая по изотопному составу со-
ответствует ксенону типа В. Одпако содержание
ксенона в этой фракции незначительно (0,01%
от общего содержания).
В табл. 2 представлены резюмирующие све-
дения об инертных газах в лунном грунте.
Таблица 2. Композиция газов типа А и В в ре-
голите
Газ А. % в. %
Не — 100
Ne — 100
Аг 95 5
Кг 95 5
Хе 100 —
Подтверждение развиваемых соображений
относительно сложной композиции газов лунно-
го грунта можно найти и в атомной распрост-
раненности пнертных газов.
Атомная распространенность газов типа В
близка к космической, и, напротив, распростра-
ненность газов типа А характеризуется острым
дефицитом легких инертных газов (гелий, не-
он) и преобладанием тяжелых (криптон, ксе-
нон).
Остается сделать следующий шаг и пред-
ставить газы лунного грунта, исходя из атом-
ной распространенности, как состоящие из га-
зов типа В (гелий, неон) и газов тппа А (ар-
гон, криптон, ксенон). Кривая В на иллюстра-
тивном рпс. 5 проведена через точки, соответст-
вующие гелию и неону, параллельно крпвой
космической распространенности (К). Очевид-
но, в развиваемой концепции относительный
избыток тяжелых газов объясняется значитель-
ным вкладом газов типа А, а не преимущест-
венной потерей гелия и неона.
Если «зарядка» лунного вещества газами
типа В происходила в недавнее время, то в ка-
кой момент произошло накопление газов типа
А? Очевидно, это произошло в ранние этапы
существования Солнечной системы при солидп-
фикации и кристаллизации первичного веще-
ства *.
Так как кристаллические породы Луны пер-
вичных газов тппа А не содержат, то следу-
ет вывод об экстралунном происхождении ос-
новной части реголита. Эрозия кристалличе-
ских пород приводит к измельчению материала,
увеличению удельной поверхности и, как след-
ствие, к накоплению газов тппа В за счет сол-
нечного ветра. Накопление газов типа А подоб-
ным образом произойти не может.
Экстралунное происхождение лунной пыли
поддерживается и другими соображениями,
в частности, исследованием треков [13] и со-
держанием редких земель [14].
Как известно [15], установление идентично-
сти вещества лунного грунта с какпм-лпбо из-
вестным нам веществом затруднено. Наиболее
вероятной, с точки зрения изотопного состава
тяжелых инертных газов, является близость ве-
щества лунного грунта и вещества углистых
хондритов. С другой стороны, по содержанию
летучих элементов в лунной почве примесь по-
следних оценивается невысоко (1—2%) и не
может объяснить обнаруженную композицию
ппертных газов.
Нам кажется, однако, что не следует искать
прямых генетических связей между содержа-
нием летучих п концентрацией пнертных газов
в веществе углистых хондритов. Инертные га-
зы связаны, по-впдимому, с высокотемператур-
ной фракцией вещества углистых хондрптов и
были захвачены в момент ее кристаллизации.
Вещество лунного грунта должно иденти-
фицироваться именно с этой фракцией.
В настоящей работе мы не рассматриваем причин,
которые могли привести к образованию столь различ-
ных по изотопному составу типов ппертных газов.
К вопросу о природе инертных газов в лунном грунте
409
Литература
1. Eberhardt Р., Geiss J., Graf Н., Grogier N., Krdhen-
biihl V., Schwaller H., Schwarzmiiller J., Stettler A.
Trapped solar wind noble gases, Kr81/Kr exposure
ages and К/Ar ages in Apollo 11 lunar material.—
Science, 1970, 167, № 3918.
2. Pepin R. 0. Trapped neaon in meteorites.— Earth
Planet. Sci. Letters, 1967, 2, № 1.
3. Левский Л. К. Изотопный состав первичного арго-
на.— Геохимия, 1970 (в печати).
4. Buhler F., Eberhardt Р., Geiss J., Schwarzmiiller J.
Trapped solar wind, helium and neon in Surveyor
3 material.—Earth Planet Sci. Letters, 1971, 10,
№ 3.
5. Geiss J., Eberhardt P., Buhler F., Meister J., Signer P.
Apollo 11 and 12 solar wind composition experi-
ments: fluxes of He and Ne isotopes.— J. Geophys.
Res., 1970, 75, № 31.
6. Black D. C. Trapped neon-argon isotopic correlations
in gas rich meteorites and carbonaceous chondri-
tes.— Geochim. Cosmochim. Acta, 1971, 35, № 2.
7. Mazor E., Heymann D., Anders E. Nobles agses in
carbonaceous chonodrites.— Geochim. Cosmochim.
Acta, 1970, 34. № 7.
8. Hohenberg С. M., Davis P. K., Kaiser W. A., Le-
wis R. S., Reynolds J. H. Trapped and cosmogenic
rare gases from step-wise heating of Apollo 11 samp-
les.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2.
9. Manka R. H., Michel F. C. Lunar atmosphere as a
source of Ar40 and other lunar surface elements.—
Science, 1970, 169, № 3942.
10. Eugster O., Eberhardt P., Geiss J. Isotopic analyses
of krypton and xenon in fourteen stone meteori-
tes.— J. Geophys. Res., 1969, 74, № 15.
11. Pepin R. O., Nyquist L. E., Phinney D., Black D. Ra-
re gases in Apollo 11 lunar material.—Proc. Apol-
lo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2.
12. Marti K. Solar-type xenon: a new isotopic compositi-
on of xenon in the Pesyanoe meteorite.— Science,
1969. 166, № 3910.
13. Barber D. J., Hutcheon J., Price P. B. Extralunar
dust in Apollo cores?
14. Gast P. И7., Hubbard N. J. Rare earth abundances in
soil and rocks from the Ocean of Storms.— Earth
Planet. Sci. Letters, 1910, 10, № 1.
15. Ganapathy R., Keys R. R., Laul I. C., Anders E. Tra-
ce elements in Apollo 11 lunar rocks: implications
for meteorite influx and origin of Moon.— Proc.
Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2.
Ленинградский государственный университет
им. А. А. Жданова, химический факультет, Ленинград
А. П. Виноградов,
А. К. Лаврухина,
В. Д. Горин,
Г. К. Устинова
КОСМОГЕННЫЕ А126 и Na22
В ЛУННОМ РЕГОЛИТЕ,
ДОСТАВЛЕННОМ
«ЛУНОЙ-16»
Измерена активность космогенных изотопов А126 и
Ха22 в двух пробах, взятых с разной глубины колонки
лунного реголита, доставленного автоматической стан-
цией «Луна-16». Измерения проводились на низкофо-
новом сцинтилляционном гамма-спектрометре в режи-
ме гамма-гамма-совпадений. Измеренные активности
в пересчете на момент забора лунного грунта состав-
ляют (в pacn-MUH~L кг~1): Al2Q—62±8 и 54±9;
Иа22 — 42 ± 8 и 48 ±9. Рассчитаны глубинные распре-
деления активности рассматриваемых изотопов в лун-
ных породах разных типов, которые свидетельствуют
о наличии значительного глубинного градиента актив-
ности вблизи поверхности, обусловленного спадом по-
токов первичного и вторичного космического излуче-
ния. Отсутствие такого градиента в измеренных про-
бах, наряду с данными по трекам и содержанию
инертных газов, а также гранулометрическими харак-
теристиками реголита, свидетельствует о том, что по-
верхностный слой реголита в месте забора пробы испы-
тал перемешивание. Сравнение с данными по изучению
реголитов из других областей лунной поверхности дает
основания ожидать превалирования в эволюции лун-
ного реголита процессов послойного изменения его в
результате выбросов при бомбардировке поверхности
метеоритами и космическими частицами.
Лишенная атмосферы и магнитного поля
Луна является бесценным объектом для изуче-
ния ядерных реакций, вызванных космически-
ми лучами. Но лунная поверхность не является
стабильной. В результате непрерывного процес-
са кратерообразованпя под ударами метеорит-
ных тел поверхность эволюционирует: слои
лунпой пыли перемешиваются, обломки твер-
дых пород перекатываются, меняя свою ориен-
тацию на поверхности, некоторые пз них ока-
зываются засыпанными, другие, напротив, об’
нажаются, будучи выброшенными на поверх-
ность пз более глубоких слоев. Измерение ак-
тивостп космогенных пзотопов, образованных
космическими лучами на разной глубине в лун-
ных породах разных типов, может раскрыть
характер процессов эволюции лунпой поверхно-
сти, в частности, историю накопления реголи-
та — лунной пыли [ 1 ].
В настоящее время образцы пород четырех
обширных областей на видимой стороне Луны
исследуются в земных лабораториях: Моря
Спокойствия (образцы «Аполлона-11»), Океана
Бурь (сборы «Аполлона-12»), Моря Изобилия
(образцы «Луны-16») п района кратера Фра-
Мауро (сборы «Аполлона-14»), Это магматиче-
ские породы по крайней мере двух типов, брек-
чии и реголит. Породы не сильно различаются
по химическому составу [1—3], но кристалли-
ческие породы и реголит имеют разную плот-
ность (1,2 г/см3— реголит, 3,1 г/см3— кристал-
лические породы). Нами рассчитаны глубин-
ные распределения А126 и Na22 в лунных поро-
дах типов: А (10057,40), В (10017,33) (вулка-
нические породы), С (10018,22) (брекчии) и
D (10084,18) (реголит) пз сбора «Аполло-
на-11», в реголите типа (12070) пз образцов
«Аполлона-12» (D') и в реголите, доставлен-
ном «Луной-16» (D"). Расчет производился по
ранее предложенному и развитому аналитиче-
скому методу, который позволяет рассчитывать
глубинное распределение первичного косми-
ческого излучения и вторичных ядерно-актив-
ных частиц, а также космогенных пзотопов в
комических телах сферической формы разного
размера и состава [4—8]. Эффективность ме-
тода подтверждена многочисленными расчета-
ми радиоактивности в метеоритах [9]. На
рис. 1, а, б представлены расчетные кривые глу-
бинного распределения Na22 и А126 в лунных по-
родах разных типов. Из рисунка следует, что
разница в распределении и того и другого изото-
па в твердых породах, имеющих примерно оди-
наковую плотность и слегка различающихся по
химическому составу, незначительна. Но плот-
ность пылевых пород почти в три раза ниже.
Космогенные Al26 и Na22 в лунном реголите, доставленном «Луной-16»
411
Поскольку понпзацпопные потери п потери на
ядерное взаимодействие сильно зависят именно
от плотности, то спад потоков космического из-
лучения с глубиной в породах с малой плот-
ностью будет меньше, поэтому активность обра-
зованных ими космогенных изотопов будет
больше на больших глубинах (активность А126
в породах D в 2,2 раза выше, чем в породах А
на глубине 50 см от поверхности). Напротив,
разница между активностью в реголптах D, D',
D", определяемая только химическим составом,
снова невелика. В реголите Моря Изобилия не-
сколько больше алюминия, который является
одним пз основных вкладчиков в образование
активности А]26 (15,33% против 13 и 14% в ре-
голптах Моря Спокойствия и Океана Бурь), по-
этому в образцах «Луны-16» активность Al2fi
несколько выше. В образование же Na22 основ-
Рис. 1. Глубинное распределение активности Na22 (а) и
А12в (б) в лунных породах разных типов (d — расстояние от по-
верхности Луны)
Р и с. 2. Схематическая колонка лунного грунта
пой вклад вносят магний и кремний, содержа-
ние которых в реголите Моря Изобилия ниже,
чем в реголите других областей Лупы, поэтому
и активность Na22 в образцах «Луны-16» ниже.
В целом глубинные распределения обоих кос-
могенных изотопов характеризуются резким
спадом активности до глубпны 5—6 см от по-
верхности, обусловленным резким спадом нпз-
коэнергетичного потока солнечных протонов,
быстро теряющих свою энергию из-за сильных
ионизационных потерь, и затем плавным
уменьшением с глубиной, соответствующим из-
менению потока вторичных ядерно-активных
частиц галактической компоненты космических
лучей.
Реголит Моря Изобилия был взят при помо-
щи бура, который углубплся в породу до 35 см.
Глубже он коснулся твердой породы или от-
дельных крупных фрагментов горпой породы.
Таким образом, мощность реголпта в Море
Изобилия в точке забора пробы небольшая и,
возможно, достигает 0,5—1 м пли несколько бо-
лее метра, напоминая мощность реголита
в Океане Бурь (порядка 1—3 л/), тогда как
для Моря Спокойствия она допускается до 6 м.
Величина истинной средней мощности реголпта
еще неизвестна.
Для анализа активности А126 и Na22 былп
взяты две пробы: проба 1 весом 18,87 г пз ко-
лонки от поверхностного слоя до глубины 13 см
и проба 2 весом 10,396 г с глубпны 15—18 см
(рис. 2). Следует отметить, что до настоящего
времени пе производилось измерений глубин-
ного градиента активности космогенных изото-
пов в образцах лунной пыли. Это связано с
применяемой техникой измерений, позволяю-
щей измерять активности только в пробах боль-
ших объемов (порядка 50—100 г), что при ма-
лом диаметре бура, которым берется грунт,
приводит к определению лишь некоторой сред-
ней активности в больших глубинных интерва-
лах, т. е. к смазыванию глубпнного эффекта и,
следовательно, к потере ценной информации
и в отношении интенсивности космических лу-
чей, и в отношении псторпп исследуемых образ-
цов. Нами была создана специальная аппара-
тура для измерения радиоактивности в малых
навесках (10—20 г) без разрушения образца.
Измерения проводились на низкофоновом сцпн-
412
А. П. Виноградов, А. К, Лаврухина, В. Д. Горин, Г. К. Устинова
тилляционном гамма-спектрометре в режиме
гамма-совпадений [10]. Исследуемое вещество
герметически упаковывалось в плексигласовые
чашечки с внутренними размерами 40 X10
(проба 1) и 40 X 5 мм (проба 2) и помещалось
между двумя спектрометрическими датчиками
с низкофоновыми сцинтилляторами Nal (Т1)
размером 120 X 100 мм. Для снижения фона
датчики вводились в осевой канал защитного
датчика антисовпадений на основе пластмассо-
вого сцинтиллятора размером 500 X 650 мм. Вся
система датчиков размещалась внутри массив-
ной защитной камеры из стали с толщиной сте-
нок 300—400 мм. Для подавления нейтронной
компоненты фона в стенках камеры проложен
слой толщиной 100—150 мм из смеси 75% па-
рафина с 25% борной кислоты. Применение
указанной пассивной и активной защиты по-
изводилась проверка работоспособности систе-
мы по контрольному источнику Na22 в стан-
дартной геометрии, а также коррекция дрейфа
усилительного тракта; смещение фотопика Na22
в течение 5-часового цикла не превышало
± 0,5%. Для фоновых измерений брались об-
разцы порошкообразного дунпта в таких же
количествах и в такой же упаковке, как и лун-
ные пробы 1 и 2. Были проведены сравнитель-
ные фоновые измерения с пустой плексигласо-
вой чашечкой таких же размеров. Результаты
в пределах статистической точности измерений
оказались одинаковыми, что свидетельствует
о том, что использованные образцы дунита не
дают добавки к собственному фону спектромет-
ра. Суммарное время измерения пробы 1
200 час, пробы 2 — 250 час и, соответственно,
столько же для фона. Результирующие спек-
650
f<00
о
§
§
300
$
I
1
20
Номер Ианала
4/7 60 80 100
Рис. 3. Спектрограмма лунной пробы 1 (сплошная линия,
суммарное время измерения 20 час) и соответствующая спек-
трограмма фона (пунктир)
Р и с. 4. Спектрограммы муляжей для пробы 1 с А12в (сплош
пая кривая) и с Na22 (пунктир)
зволпло снизить интегральный фон спектромет-
рических датчиков в диапазоне 0,1—3,0 Мэв
более чем в 200 раз [11].
Измерения проводились циклами по 5 час,
циклы измерения лунных проб чередовались с
циклами измерения фона. Между циклами про-
трограммы лунного грунта и фона для пробы 1
показаны на рис. 3 (соответствующие спектро-
граммы для пробы 2 имеют аналогичный вид).
Предварительные результаты этих исследова-
ний опубликованы в [12]. В настоящей работе
сообщаются уточненные данные, полученные
после проведения более тщательных калибро-
вок и более точного учета вклада U и Th. Рас-
чет активности А126 проводился по суммарному
фотопику с Еу = (511 + 1830) Кэв (каналы
73—79 спектрограммы) с фоном 0,35 имп/час
и 0,38 имп/час и эффективностью 1,4 и 1,6%,
Космогенные Al26 и Na22 в лунном реголите, доставленном «Луной-16»
413
соответственно, для проб 1 и 2. Соответствую-
щие превышения эффекта над фоном составля-
ли 1,17 имп/час и 0.62 имп/час. Превышение
над фоном в каналах 80—89 обязано присутст-
вию U и Th в лунном грунте. Для учета вклада
U и Th в фотопикп А126 и Na22 были произведе-
ны дополнительные измерения земного базаль-
та в подобных условиях. Определенные таким
образом вклады U и Th в фотоппк А126 состави-
ли 12 и 7%, соответственно, для проб 1 и 2.
Расчет активности Na22 проводился по суммар-
ному фотопику с Е = (511 + 1275) Кэв (кана-
лы 55—62 спектрограммы) с фоном 0,84
п 0,95 имп/час и эффективностью 2,3 и 2,85%,
соответственно, для проб 1 и 2. Соответствую-
щие превышения над фоном составляли 1,53 и
1,08 имп/час, а вклады U и Th — 5 и 3%.
Для калибровки спектрометра были изго-
Результаты измерения активностей лунного грунта
пробам 1 и 2, вносились известные количества
радиоактивных растворов А126С13 или Na22Cl;
после тщательного перемешивания калибровоч-
ная смесь герметически упаковывалась в та-
кие же плексигласовые чашечки, что и про-
бы 1 и 2. Калибровка растворов А126С13 И
Na22Cl производилась на нпзкофоновом проточ-
ном 4 л — [3-счетчике с точностью не менее
±5%. Муляжи промерялись в том же режиме
и в тех же условиях, что и лунные пробы.
Спектрограммы муляжей для пробы 1 показа-
ны на рис. 4. Результаты измерений приведены
в таблице.
Измеренные активности в пересчете на
момент взятия лунного грунта аппаратом
«Луна-16» составляют (в расп-мин~' -кг-1):
А126 - 62 ± 8 и 54 ± 9, Na22 - 42 ± 8 и 48 ± 9,
соответственно, для проб 1 и 2 (рпс. 5, а, б,
№ пробы
Проба 1
Проба 2
Вес пробы, г Положение в колонке лунного грунта, в см от поверхности Время измерения, час 18,87 0—13 200 10,396 15—18 250
Измеряемый изотоп А12« Na22 А12* Na22
Расчетный фотопик, Кэв 511+1830 511+1275 511+1830 511+1275
Фон в фотонике, имп-час~1 0,35 0,84 0,38 0,95
Чистый эффект над фоном, имп'час"1 1,17 1,53 0,62 1,08
Вклад U и Th, % 12 5 7 3
Эффективность регистрации, % Активность на момент взятия грунта 1,4 2,3 1,6 2,85
0 сентября 1970 г. расп* мин~1 • кг"1) 62±8 42±8 54±9 48±9
товлены специальные муляжи проб 1 и 2. В ка-
честве муляжной смеси была выбрана смесь
кварцевого порошка SiO2 (66% по весу) и по-
рошка закпси-окпсп железа Fe3O4 • 4Н2О (34%
по весу). При таком соотношении компонентов
параметры муляжа St-MZi, ^NiZ/ и StAiZi5 бы-
ли равны соответствующим параметрам иссле-
дуемых образцов лунного грунта, где Ni —
количество атомов z-ro элемента в муляже или
лунной пробе, a Zi — порядковый номер со-
ответствующего элемента. Этим достигалась
одинаковость условий рассеяния и поглоще-
ния гамма-квантов в лунпой пробе и муляже.
В порции муляжной смеси, равные по весу
сплошные кресты 1 и 2). На этих же рисунках
наряду с расчетными кривыми отмечены соот-
ветствующие им активности, которые долж-
ны бы наблюдаться в выбранных для измере-
ния пробах (кресты пунктиром). Ожидаемые
и измеренные значения активностей в пробе 1
(которая представляет собой смесь грунта в
слое от 0 до 13 см от поверхности) совпадают
в пределах ошибок, но измеренные значения
активностей в пробе 2 выше ожидаемых в 1,2
раза для А126 и в 1,6 раза для Na22 и близки
к соответствующим активностям в пробе 1. Это
позволяет допустить, что грунт в пробе 2 яв-
ляется тоже смесью, аналогичной смеси грунта
414
А. П. Виноградов, А. К. Лаврухина, В. Д. Горин, Г. К. Устинова
разных слоев в пробе 1, т. е. поверхностный
слой лунного реголита испытал перемешива-
ние по крайней мере до глубины 18 см за вре-
мя порядка 4 лет (для Na22 1,5 7Т1/2 4 года).
Этот вывод соответствует результатам по из-
Р и с. 5. Распределение активности Na22 (а) и А12в (б) в лун-
ном реголите, доставленном «Луной-16»
Сплошные кресты — измеренные значения, а пунктирные —
ожидаемые значения в пробах 1 и 2
Р и с. 6. Распределение активности Na22 (а) и А12в (б) в об-
разце 10017, если камень лежит
j — в плоскости лунной поверхности того же состава, 2 —
в плоскости окружающего реголита, 3 — на плоскости поверх-
ности
Рис. 7. Схематическое изображение разных условий облуче-
ния образца 10017
а — в плоскости, б — на плоскости окружающей поверхности
мерению инертных газов, содержание которых
не зависит от глубины реголита [1]. Грануло-
метрические характеристики реголита, достав-
ленного «Луной-16», и величина дисперсии
гранулометрических кривых, снятых для раз-
личных глубин [13], также указывают на то,
что, по-видимому, исследуемая колонка взята
с поверхности, которая была образована в
результате неоднократного (но еще и не мно-
гократного) выброса лунной пыли с сосед-
них участков. Перемешивание слоя толщиной
~15 см может вызвать даже микрометеорит
диаметром 2 мм. О перемешивании свидетель-
ствуют и данные Л. Л. Кашкарова по исследо-
ванию треков, который на глубине ~ 13 см
обнаружил частицы, на поверхности которых
наблюдается высокий градиент плотности тре-
ков от нпзкоэнергетичных ядер элементов труп-
Космогенные АГ26 и Na22 в лунном реголите, доставленном «Луной-16»
415
пы железа, входящих в состав солнечных кос-
мических лучей.
Иные характеристики получены для рего-
лптов Моря Спокойствия и Океана Бурь. В ко-
лонке реголпта 10004-26 длиной 13,2 см
наблюдались резкий градиент плотности тре-
ков на поверхности кристаллов, взятых с
различной глубины, и отсутствие градиента
плотности треков по глубине кристаллов [14].
В колонке реголита 12025-28 длиной 60 см
обнаружено скачкообразное изменение от слоя
к слою плотности треков [15] и содержания
Не4 и Ne20 солнечного происхождения [16].
Таким образом, имеется пример неперемешан-
ного слоя реголпта 10004-26, свидетельствую-
щий о долгом отсутствии выбросов с соседних
участков поверхности; пример перемешанного
слоя (реголит «Луны-16»), причем перемеши-
рения Na22, Al26, Мп53, Мп54 и Fe55 в пробе Т-4
с глубпны 0—3 см от облучавшейся поверхно-
сти и в пробе Т-3 с глубпны 6 см [17]. На
рис. 6, а, б представлены расчетные кривые и
данные измерений [17] для Na22 и А128. Наб-
людаемые активности радиоизотопов в услови-
ях равновесия накапливаются за время, равное
1,5 71/2 этих изотопов перед изъятием их из
облучения. Таким образом, по Na22 и А126 мож-
но сравнивать процессы, происходящие в тече-
ние последнего миллиона лет и последних ~4
лет. Ранее путем анализа расчетных и изме-
ренных данных для Na22 и А126 на поверхности
пробы Т-4 в обр. 10017 было доказано постоян-
ство потока солнечных протонов в течение
последнего миллиона лет [18]. Подобный же
анализ в глубинной пробе Т-3 позволяет про-
следить историю обр. 10017. Сплошные и
ванне происходило за период времени меньше
4 лет перед взятием пробы; и пример чередо-
вания перемешанных и неперемешанных слоев
в реголите Океана Бурь с самыми разными
радиационными возрастами для разных слоев
(от 0 до 100 млн. лет [15]).
Все эти данпые свидетельствуют по крайней
мере о превалировании процессов послойной
эволюции реголпта в результате выбросов при
постоянной бомбардировке лупной поверхности
теламп и частицами пз космоса над постоян-
ными процессами изменения реголпта в ре-
зультате эрозии, скорость которой меньше
10~7 см/год [16], или за счет выпадения веще-
ства из космоса. Этот вывод подтверждается
и нашпмп расчетами активности космогенных
изотопов в обр. 10017 (кристаллическая порода
типа В), для которого были выполнены изме-
штрпховые кривые на рис. 6, а, б описывают
распределение активности в обр. 10017, еелп
тот целиком лежит в плоскости луппой по-
верхности такого же состава, и в луппой пы-
ли, соответственно, так что облучается только
верхняя его поверхность (рис. 7, а). Штрпх-
пунктпрные же кривые описывают распределе-
ние активности в образце, если оп лежал на
поверхности, возвышаясь пад пей и облучаясь,
следовательно, со всех сторон, кроме ппжней
(см. рис. 7,6). Из анализа рисунка следует,
что в течение последних 4 лет вокруг кампя
был насыпан слой луппой пыли, в то время
как большую часть последнего миллиона лет
он лежал на открытой поверхности. Точно та-
кие же данные получены по Fe55, Мп54 и Мп’3.
Таким образом, к уже известной истории образ-
ца 10017 (возраст затвердевания 3,6 млрд, лет
416
-4. П. Виноградов, А. К. Лаврухина, В. Д. Горин, Г. К. Устинова
[19], космический возраст по Кг81—Кг83 450—
500 млн. лет [20], возраст по трековым данным
9—10 млн. лет [14]) можно добавить, что
около 500 млн. лет назад камень был выдвинут
пз более глубоких слоев па уровень 15—50 см
от поверхности, а около 10 млп. лет назад был
выброшен на поверхность [14], помимо этого
можно сказать, что в течение последнего мил-
лиона лет камень все еще лежал на открытой
поверхности, причем постоянные процесссы в
окружающем реголите были настолько незна-
Литература
1. Виноградов А. П. Геохимия. 1971, № 3, 261.
2. Wanke И., Begemann F., Vilcsek Е., Rieder В., Tes-
chke F., Born W., Quijano-Rico M., Vochage H.:
Wlotrka F. Science. 1970. 167, 523.
3. Preliminary examination of lunar samples from
Apollo 12.— Science, 1970, 167, 1325.
4. Лаврухина А. К., Устинова Г. К. Астрой, ж., 1967,
44, 1081.
5. Лаврухина А. К., Устинова Г. К., Ибраев Т, А, В
сб. «Космические лучи», № И. Изд-во «Наука»,
1969, 100.
6. Лаврухина А. К., Устинова Г. К. Докл. АН СССР,
1968, 179, 1448.
7. Lavrukhina А. К., Ustinova G. К., Ibraev Т. A., Kuz-
netsova R. I. Meteorite Research. Dordrecht — Hol-
land, p. 227, 1969.
8. Лаврухина А. К., Устинова Г. К. Астрой, вестник,
1971, 5, № 3, 144.
9. Лаврухина А. К., Устинова Г. К. Геохимия, 1972,
№ 9, 1083.
10. Горин В. Д. Тезисы докладов XXII Совещания по
ядерной спектроскопии и структуре атомного яд-
ра, ч. 2, стр. 91, Киев, 1972.
чительны, что не сказались на условиях его
облучения космическими лучами, но за время
> 4 лет перед изъятием камня с лунной по-
верхности в течение одного пли нескольких
событий вокруг него был насыпан слой лунной
пыли толщиной 6 см. В дополнение к данным,
полученным с помощью аппарата «Луна-16»,
это еще раз свидетельствует о том, что решаю-
щим фактором в эволюции лунного реголпта
является послойное изменение его в результате
выбросов прп бомбардировке пз космоса.
И. Горин В. Д. Доклад на VI Всес. конф, по синтезу,
производству и использованию сцинтилляторов.
Харьков, 1971.
12. Виноградов А. П., Лаврухина А. К., Горин В. Д.,
Устинова Г. К. Докл. АН СССР, 1972, 202, 193.
13. Флоренский К. II., Иванов А. В., Стахеев Ю. И.,
Тарасов Л. С. Space Research, XII. Berlin, 1972,123.
14. Lal D., Macdougall D., Wilkening L., Arrhenius G.
Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 3, 2295.
15. Bhandari N., Bhat S., Lal D., Rajagopalan G., Tamha-
ne A. S., Venkatavaradan V. S. Report on Second
Lunar Sci. Conf., Houston, 1971.
16. Funkhouser J., Bogard D., Schaeffer D. Report on
Second Lunar Sci. Conf.. Houston, 1971.
17. Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2, p. 1503.
18. Lavrukhina A. K., Ustinova G. K. Nature, 1971, 232,
462.
19. Albee A. L., Burnett D. S., Chodos A. A., Eugster O. J..
Huneke J. C., Papanastassiou D. A., Podosek F. A.,
Russ II G. P., Sanz H. G., Tera F., Wasserburg G. I.
Science, 1970, 167, 463.
20. Marti K., Lugmair G. W., Urey H. C. Science, 1970,
167, 548.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
Ю. А. Сурков,
Г. А. Федосеев,
О. П. Соборнов,
Г. Б. Назаркпна,
Л. П. Бачина
ГАММА-
СПЕКТРОМЕТРИЧЕСКИЙ
АНАЛИЗ ОБРАЗЦА
ЛУННОГО ГРУНТА,
ДОСТАВЛЕННОГО
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
С помощью низкофонового сцинтилляционного
гамма-спектрометра с защитой на антисовпадениях
определено содержание естественных радиоэлементов
(К, U, Th) и долгоживущих космогенных радиоизотопов
(Л/26, TVa22, Л/n54) в образце реголита Моря Изобилия:
К =0,095*0015%,
U = (2,50*037) • %,
Th = (0,80*0,36) • 70"4%,
Л/26 = 63 * 27 расп/мин -кг,
Na22 = 45 ± ц расп/мин • кг,
Мп^ = 41*15 расп/мин • кг.
Анализу подвергся образец весом 10 г (разнозер-
нистый материал с включениями обломков пород и
других частиц), взятый из средней части колонки лун-
ного грунта, доставленного автоматической станцией
«Луна-16».
По данным содержаний естественных радиоэле-
ментов делается попытка классифицировать исследуе-
мый образец в шкале петрохимических типов земных
горных пород, расположенных в соответствии с их
кремнекислотностью и щелочностью. В рамках калие-
во-урановой систематики лунных образцов проведено
сравнение К/U отношения, полученного для образца
из Моря Изобилия, с аналогичными данными по дру-
гим районам Луны. Рассмотрены также вопросы, свя-
занные с глубинным распределением космогенных ра-
диоизотопов по профилю реголита.
Как известно, первые непосредственные
определения радиоактивности лунной поверх-
ности были проведены в 1966 г. автоматически-
ми станциями «Луна-10» и «Луна-12». На ос-
нове информации, поступавшей непосредствен-
но из космоса, был впервые определен тип
пород, покрывающих поверхность Луны. Ана-
лиз данных гамма-спектрометрической съемки
позволил, в частности, сделать вывод о соответ-
ствии лунных пород земным толеитовым ба-
зальтом [1].
Лабораторные исследования радиоактив-
ности лунных образцов, доставленных на
27 Лунный грунт
Землю космическими аппаратами, позволили
существенно расширить круг вопросов, свя-
занных с излучением Луны, в частности с ее
эволюцией, особенностями формирования по-
род, историей накопления реголита, радиацион-
ной обстановкой на Луне в прошлом и т. д.
Для решения этих вопросов необходимы
дальнейшие исследования радиоактивности
лунной породы в разных районах п на разных
глубинах. Вместе с тем уже та информация о
радиоактивности лунных пород, которая полу-
чена в последнее время, дает возможность рас-
смотреть ее в плане современных представле-
ний о радиоактивности земных пород (естест-
венная радиоактивность) и метеоритов (радио-
активность, наведенная космическими лучами).
Исследования естественной радиоактивнос-
ти земных пород, лунного реголита и камен-
ных метеоритов дали возможность установить
ряд закономерностей в распределении радио-
элементов, что в свою очередь позволяет в нас-
тоящее время решать и обратную задачу —
давать характеристику породы по содержанию в
ней радиоэлементов.
Так, например, в работе [2] приближенная
диагностика горных пород с помощью гамма-
спектрометрической съемки была проведена на
основе выявленных закономерностей в распре-
делении радиоэлементов в земных магматичес-
ких породах в зависимости от их минералоги-
ческого и химического состава
В последнее время в ряде работ [3, 4], ана-
лизирующих данные по содержанию радиоак-
тивных элементов в лунных породах, весьма
полезной оказалась калиево-урановая (K/U)
систематика исследуемых образцов. Предло-
женная Вассербургом и др. [5] для сравнения
данных по радиоактивности хондритов и
земных пород, эта систематика основывается
на различиях в поведении калия и урана в
процессах магматической дифференциации и
418
Ю. А. Сурков, Г. А. Федосеев, О. П. Соборное, Г. Б. Назаркина, Л. П. Бачина
позволяет сделать ряд выводов по истории фор-
мирования и эволюции планет и метеоритов.
Наконец, особый характер информации вы-
текает из анализа радиоактивности, наведен-
ной космическими лучами. Эта информация
касается главным образом истории формиро-
вания реголита, а также роли космических лу-
чей и солнечного ветра в этом процессе.
В настоящей работе рассматриваются ре-
зультаты анализа радиоактивности образца
грунта, доставленного <<Луной-16» из района
Моря Изобилия, и проводится обсуждение по-
лученных данных в отмеченном выше плане.
Измерения радиоактивности лунного образ-
ца. Определение содержания естественных ра-
диоэлементов и космогенных радиоизотопов в
10-граммовом образце реголита, взятого из
зоны В колонки лунного грунта [6], было про-
ведено методом низкофоновой сцинтилляцион-
ной гамма-спектрометрии. Описание гамма-спек-
трометрической установки с защитой на анти-
совпадениях, предназначенной для измерения
низких активностей в образцах относительно
малого веса и объема и использованной в нас-
тоящем исследовании, дано в работах [7, 8].
При измерении лунного вещества в качест-
ве основного детектора использовался спектро-
метрический кристалл Nal/Tl цилиндрической
формы 0 100 X 100 мм с колодцем 0 30 X
X 60 мм, имеющий в паре с ФЭУ-82 разреше-
ние по линии Cs137 10,5%.
Специфика измерения образцов в геомет-
рии 4л заключается в том, что за счет сумми-
рования каскадных гамма-квантов происходит
перераспределение информации в наблюда-
емом спектре в область более высоких энергий.
Поэтому применение анализирующего кристал-
ла большого объема позволяет достаточно эф-
фективно определять активность ряда изотопов
по площадям суммарных пиков на более низ-
ком фоне жесткой области спектра.
Предварительные исследования, выполнен-
ные с модельными образцами, позволили не
только остановиться на наиболее выгодной
геометрии измерения (крпстал 0 100 X 100 мм
с колодцем), но и для каждого определяемого
изотопа выбрать в спектре оптимальный энер-
гетический интервал с максимальным превы-
шением эффекта над фоном. Модельный образец
с содержаниями естественных и долгоживущих
космогенных радиоизотопов, пропорциональны-
ми величинам, найденным при предваритель-
ных исследованиях [8—11], был изготовлен пу-
тем добавления соответствующих радиоактив-
ных солей в ралиапиопио-чистую соль ХазРО..
С его помощью была отработана методика одно-
временного измерения лунного образца как в ре-
жиме с защитным сцинтиллятором на антисов-
паденпях, так и в обычном режиме однокри-
стального спектрометра. Все препараты (лун-
ный и модельный образцы, эталонные источни-
ки, фоновый имитатор — радиационно-чистое ве-
щество с аналогичной лунному электронной и
физической плотностью) помещались в герме-
тичные фторопластовые стаканы и измерялись
в одинаковой геометрии. Содержание радио-
изотопов в эталонных источниках было опре-
делено различными методами с точностью от
2 до 5%. Для сравнения использовался также
международный стандарт BCR-1 [12]. Методика
проведения длительных измерений радиоактив-
ности лунного образца изложена в [8].
Анализ экспериментальных гамма-спектров
проводился на ЭВМ с помощью метода, описан-
ного в работе [13]. Было определено содержа-
ние трех естественных (К40, U238, Th232) и
трех космогенных радиоизотопов (Na22, Al26,
Мп54). Остальные космогенные радиоизотопы
ко времени измерения лунного образца либо
распались, либо пх содержание находилось за
пределами чувствительности аппаратуры. В ре-
зультате непрерывных измерений в течение
месяца статистическая ошибка определения
радиоактивности указанных радиоизотопов в
лунном образце составила от 15 до 45%.
Содержание естественных радиоэлементов
в реголите Моря Изобилия. В результате про-
веденного гамма-спектрометрического анализа
образца реголпта, взятого с глубины 15—18 см
от поверхности Луны (разнозернистый мате-
риал с включениями обломков пород и других
частиц размером не более 3 мм [6]), были полу-
чены следующие содержания естественных ра-
диоэлементов (результаты дапы со статисти-
ческими ошибками):
К = 0,095 ±0,015%;
U= (2,50 ± 0,37) • 10-5%;
Th = (0,80 ± 0,36) -10-4%.
Приведенные результаты по содержанию К
совпадают с данными рентгеновского анализа
[6], а по содержанию U и Th занимают проме-
жуточное положение между соответствующими
данными предварительного анализа, получен-
ными методами масс-спектрометрии [6] и
гамма-спектрометрии [8].
В табл. 1 приведены данные по содержанию
К, U, Th в образцах реголпта, отобранных в
четырех районах Луны. Из таблицы следует,
что реголит Моря Изобилия по содержанию
естественных радиоэлементов отличается от
реголпта Моря Спокойствия, Океана Бурь и
Гамма-спектрометрический анализ образца лунного грунта
419
Фра-Мауро и имеет более низкие концентрации
калия, урана и тория. Если отношения Th/U
для всех четырех случаев в пределах ошибок
совпадают, то К/U отношения различаются и
могут служить, как показано в работе [4], осно-
ванием для систематики лунных образцов.
Фенели и Нэш, рассматривая диаграмму
отношений К/U для хондритов, лунных образ-
цов п земных пород, отметили, что эти три
типа семейств различаются своими корреля-
ционными наклонными линиями, связывающи-
ми отдельные точки каждой серии образцов.
По мнению авторов, большое расстояние меж-
ду наклонными линиями семейства хондритов
(K/U~105), лунных и земных образцов (K/U~
~ 103—104), по-видимому, отражает существен-
ное различие в ранней истории вещества хондри-
тов Земли и Луны.
Таблица 1. Содержание естественных радиоэле-
ментов в образцах реголита из разных районов Луны
Элемент Море Изобилия Море Спокой- ствия [9] Океан Бурь [Н'] Фра-Мауро [111
к, % 0,095 0,11 0,206—0,44 0,40-0,48
и, 1(Г4% 0,25 0,59 1,5-3,4 3,8-4,1
Th, 10~4% 0,80 2,24 6,0-13,2 13,4-14,9
Th/U 3,2 3,8 4,0 3,6
K/U 3800 2000 1400-1500 1100
В то же время, не отрицая в принципе воз-
можности образования Луны и Земли пз ве-
щества с одинаковым начальным К/U отноше-
нием, авторы акцентируют внимание на сис-
тематическом занижении этого отношения для
семейств образцов пз Моря Спокойствия и
Океана Бурь (K/U ~ 103) по сравнению с зем-
ными образцами (K/U ~ 104).
Отметим, однако, что отношение K/U =
= 3,8 • 103, полученное для образца реголпта
Моря Изобилия, сравнимо с соответствующими
данными по земным породам. Так, пз работы
[14] следует, что ряд земных пород (дуниты,
перидотитовые включения в базальтах и ким-
берлитах и т. д.) имеют такие же, как и для
лунных образцов, отношения (К/U ~ 3 • 103).
С другой стороны, новые данные по K/U
отношениям для реголпта Моря Изобилия и
образцов пород Фра-Мауро, пополняя набор
корреляционных наклонных линий для извест-
ных семейств образцов пород Моря Спокойст-
вия и Океана Бурь, свидетельствуют о различи-
ях в характере магматической дифференциа-
ции и, в частности, подтверждают вывод о ло-
кальном характере образования реголпта в
разных районах Лупы [4].
Как уже отмечалось, значения содержаний
радиоэлементов в лунной породе можно исполь-
зовать в качестве индикатора петрохимичес-
кого типа изверженных пород. С этой целью
целесообразно воспользоваться классифика-
ционной ключ-диаграммой [2], позволяющей
проводить в координатах двух основных петро-
химических характеристик — кремнекпслотно-
сти и щелочности — приближенную диагнос-
тику магматических пород. Нагрузка этой
диаграммы гамма-спектрометрической инфор-
мацией [2], помогает отделять прп диагностике
известково-щелочной ряд дифференциации от
щелочного, а также разделять основные предста-
вители пород этих рядов.
Анализ, проведенный с помощью классифи-
кационной ключ-диаграммы, позволил сделать
следующий вывод. Исходный материал рего-
лита Моря Изобилия по своему составу явля-
ется. по-впдпмому, продуктом застывания рас-
плавов известково-щелочной серии, который с
вероятностью ~ 60% может быть квалифици-
рован как базальт и с вероятностью ~ 40% —
как андезито-базальт (па ключ-диаграмме ис-
следуемый образец реголита расположен близ
границ полей петрохимических параметров ба-
зальтов и андезито-базальтов). Это заключение
не противоречит данным прямого петрохими-
ческого анализа, представленным в работе [6].
Космогенные радиоизотопы в реголите Моря
Изобилия. Прп гамма-спектрометрическом ана-
лизе образца реголита были получены следу-
ющие данные по содержанию долгоживущих
космогенных радиоизотопов (в пересчете на
момент взятия грунта «Луной-16»):
А126 = 63 ± 27 расп/мин-кг\
Na22 = 45 ± 11 расп/мин-кг\
Мп54 = 41 ± 15 расп/мин-кг.
Для сравнения в табл. 2 приведены данные
по радиоактивности Al26, Na22, Мп°4 в образцах,
взятых пз других районов Луны.
Приведенные в работах [9—11] данные по
средним содержаниям космогенных радиоизо-
топов в образцах реголпта Моря Спокойствия,
Океана Бурь и Фра-Мауро лежат в довольно
широких пределах и в среднем имеют несколь-
ко более высокие значения, чем в образце пз
Моря Изобилия. Частично это объясняется тем.
что использованный в наших измерениях
образец был взят с глубины 15—18 см (зона
В колонки лунного грунта [6]), и, таким обра-
зом, не содержал в себе наиболее радиоактив-
ный поверхностный слой.
Уже предварительные исследования пока-
зали, что весь реголит па 35 см в глубину не-
27*
240
Ю. А. Сурков, Г. А. Федосеев, О. П. Соборное, Г. В. Назаркина, Л. П. Бачина
сет признаки влияния солнечного ветра. Это
заключение было сделано после обнаружения
большого количества солнечных нейтральных
газов по всему объему колонки вплоть до зоны
Г, а также па основе анализа структуры ин-
фракрасного спектра реголита [6]. Дополни-
тельная информация по этому вопросу может
быть получена при обсуждении данных по на-
веденной радиоактивности.
Таблица 2. Содержание космогенных радиоизото-
пов в образцах реголита из разных районов Луны
(расп!мгт кг)
Изотоп Море Изобилия Море Спокой- ствия [9] Океан Бурь [10] Фра-Мауро [11]
А126 63 86-137 58-140 78-220
Na22 45 51-61 27-80 45-84
Мп54 41 29 40 —
Как известно, образование космогенных
радиоизотопов в поверхностном слое Луны, с
одной стороны, зависит от интенсивности по-
тока и пространственно-временных вариации
солнечного корпускулярного и галактического
космического излучения (СКИ и ГКИ), с
другой — от химического состава лунного ве-
щества. В ряде работ [15, 16] проведены расче-
ты глубинных распределений космогенных изо-
топов в лунных породах. В этих расчетах, учи-
тывающих все детали нуклон-мезонного каскада,
который сопровождает взаимодействие косми-
ческих лучей с ядрами породообразующих эле-
ментов, были использованы данные по реаль-
ному химическому составу и плотности рего-
лита Моря Спокойствия, а также соответству-
Литература
1. Виноградов А. П., Сурков Ю. А., Чернов Г. М., Кир-
нозов Ф. Ф., Назаркина Г. Б. Геохимия, 1966, № 8,
891.
2. Сурков Ю. А., Ермолаев Н. П., Соборное О. П. Ме-
ждународный геохимический конгресс, СССР, Мо-
сква, июль 1971 г. Тезисы докладов, стр. 171.
3. Tera F., Eugster О., Burnett D. S., Wasserburg G. I.
Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970, 2, 1637.
4. Fanale F. P., Nash D. B. Science, 1971, 171, 282.
5. Wasserburg G. I., MacDonald G. I. F., Hoyle F., Fow-
ler W. A. Science, 1964, 143, 465.
6. Виноградов А. П. Геохимия, 1971, № 3, 261.
7. Соборное О. IL, Федосеев Г. А. Всесоюзная конфе-
ренция по синтезу, производству и использованию
сцинтиллятов. Харьков, 1971 г. Тезисы докладов.
8. Сурков Ю. А., Штань А. С., Кирнозов Ф. Ф., Ива-
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР. Москва
ющпе данные по вкладу ГКИ и СКИ в суммар-
ную интенсивность потока частиц. Получен-
ные распределения (для Al26; Na22; Мп54)
характеризуются резким спадом активности
вблизи лунной поверхности, что связано с силь-
ным поглощением низкоэнергетпческой ком-
поненты СКИ в верхнем слое реголита (0 —
5 см) и затем плавным спадом активности иа
больших глубинах за счет поглощения
высокоэнергетпческой компоненты СКИ и ГКИ,
сопровождаемой вторичными активными части-
цами. Согласно расчетам, иа глубине ~ 15 г/см2
удельная активность слоя для А126 п Na22 равна
25—40 расп/мин-кг, а для Мп54—около 5 —
20 расп/мин-кг.
В связи с тем, что состав основных породо-
образующих элементов в лунных образцах пз
Моря Спокойствия и Моря Изобилия пример-
но одинаков, в частности, для обоих случае]’,
близки содержания Na, Mg, Al, Si, Mn, Fe, ко-
торые в основном ответственны за образование
рассматриваемых нами радиоизотопов в ядер-
ных реакциях типа (р, рп), (р, 2рп), (п, 2п),
можно сравнить полученные эксперименталь-
ные данные с результатами расчета.
Проведенное сравнение показывает, что
экспериментальные данные по содержанию
Al26, Na22 и Мп54 несколько превышают теоре-
тические оценки. Очевидно, что наиболее пол-
ную картину, дающую представление об исто-
рии формирования реголита, можпо получить
лишь при изучении послойного распределения
продуктов ядерных реакций. Однако уже ре-
зультаты измерения активности космогенных
изотопов, образовавшихся в слое реголита на
глубине 15—18 см, свидетельствуют о необхо-
димости учета процесса перемешивания рего-
лита под действием внешних факторов.
нов И. Н., Москалева Л. П. Труды XIV сессии
КОСПАР, США, Сиэтл, 1971.
9. Preliminary Examination of Lunar Samples from
Apollo 11.— Science, 1970, 165, 1211.
10. Preliminary Examination of Lunar Samples from
Apollo 12.— Science, 1970, 167, 1325.
11. Preliminary Examination of Lunar Samples from
Apollo 14.— Science, 1971, 173, 681.
12. Flanagan F. I. Geochim. Cosmoch. Acta, 1969, 33, 81.
13. ludtlevich D., Martin P. I. Appl. Rad. Isot., 1963, 14.
№ 11-12.
14. Fisher D. E. Science, 1971, 172, 1166.
15. Armstrong T. W., Alsmiller R. G. Proc. Apollo 12
Lunar Sci. Conf., 1971.
16. Лаврухина А. К., Устинова Г. К. Астрой, вест-
ник, 1971, 5, № 3, 144.
Л. Л. Кашкаров,
А. К. Лаврухина,
Л. И. Генаева
НЕКОТОРЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ
ИССЛЕДОВАНИЯ
ТРЕКОВЫМ МЕТОДОМ
ЛУННОГО ВЕЩЕСТВА,
ДОСТАВЛЕННОГО
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Сообщаются предварительные данные по исследо-
ванию треков в кристаллах оливина, выделенных из
пяти зон колонки лунного грунта. С помощью оптиче-
ского микроскопа измерены градиенты плотностей
треков, их длины и угловое распределение. По всей
глубине колонки (35 см) обнаружены кристаллы, но-
сящие следы воздействия низкоэнергичных солнечных
космических лучей, что указывает на наличие процес-
сов перемешивания в поверхностном слое лунного
грунта. Рассчитанный по плотности треков возраст на-
хождения исследованных образцов на поверхности
Луны лежит в интервале 0,7—16 млн. лет.
Образец лунного грунта, или реголита,
доставленного автоматической станцией «Лу-
на-16»,как указывалось в работе [1], представ-
ляет собой рыхлый сыпучий порошок, зерни-
стость которого увеличивается от поверхности
в глубь колонки. В той же работе отмечалось,
что основным процессом формирования рего-
лита является дробление исходной породы,
происходящее под действием падающих метео-
ритов. Вместе с тем вещество реголита постоян-
но подвергается воздействию солнечного ветра,
а также солнечных и галактических космиче-
ских лучей. Протоны солнечного ветра, обла-
дающие энергией до нескольких килоэлектрон-
вольт [2], могут явиться причиной разрушения
и эрозии только тончайших верхних слоев ве-
щества. Частицы космических лучей, обладая
большей энергией, воздействуют на вещество,
находящееся на некоторой глубине от поверхно-
сти. Из типичного глубинного распределения
активности космогенных изотопов, закономер-
ности которых были рассмотрены в работе [3],
следует, что вблизи поверхности (на глубине
до 5 см) интенсивность низкоэпергичных (до
100 Мэв) протонов солнечных космических
лучей уменьшается в сотни раз. Интенсивность
более высокоэнергичных галактических косми-
ческих лучей уменьшается лишь в несколько
раз после прохождения верхнего слоя вещества
толщиной около 50 см. Кроме того, если учесть,
что в состав космических лучей входят ядра
более тяжелых элементов и что под действием
протонов первичных космических лучей в ве-
ществе образуется вторичное ядерно-актпвное
излучение, то становится очевидной сложность
всего комплекса факторов, в различной степе-
ни влияющих на процесс формирования веще-
ства реголита.
С целью выяснения некоторых вопросов
истории образования реголпта в месте взятия
пробы автоматической станцией «Луна-16» нами
проводятся исследования треков в кристаллах
оливина, выделенных с различной глубпны ко-
лонки. В настоящей работе представлены не-
которые предварительиные результаты этих
исследований.
Силикатные минералы, находящиеся на
поверхности Луны, в течение всего геологиче-
ского времени их существования являются ин-
тегральными детекторами, регистрирующими в
виде следов ионизационных нарушений кри-
сталлической решетки тяжелые ядра солнечно-
го и галактического излучения. В частности,
оливин способен отмечать таким образом ядра
с зарядом Z > 23 [4]. С дальнейшим увеличе-
нием заряда длина треков растет, что дает воз-
можность по распределению длин треков иссле-
довать химический состав образующих треки
элементов [5, 6].
Основными источниками треков в силикат-
ных минералах, находящихся на поверхности
Луны, являются: а) ядра группы железа (VH-
группа) солнечных космических лучей с энер-
гией в интервале от единиц до нескольких
мегаэлектрон-вольт на нуклон; б) VTZ-группа
ядер галактических космических лучен, энер-
гия которых превышает сотни мегаэлектрон-
вольт на нуклон; в) ядра отдачи — продукты
взаимодействия высокоэнергичных протонов и
422
Л. Л. Кашкаров, А. К. Лаврухину Л. И. Генаева
альфа-частиц космических лучей с веществом
облучаемых кристаллов; г) осколки спонтанно-
ю и индуцированного деления урана и тория, а
также вымерших к настоящему времени транс-
урановых элементов. Идентификация треков,
принадлежащих к той или иной группе источ-
ников, осуществляется с помощью ряда харак-
теристик, основными из которых являются:
длина треков; изменение плотности треков с
увеличением глубины от поверхности к центру
исследуемых кристаллов, а также в зависимо-
сти от глубины залегания образца в колонке
лунного грунта; пространственная ориентация
треков в отдельных кристаллах. Основной зада-
чей данного исследования является изучение
истории формирования поверхностного слоя
лунного вещества и, в частности, выяснение
роли таких возможных процессов, как после-
довательное насыпание отдельных слоев раз-
дробленного лунного вещества и его перемеши-
вание.
Исследуемые образцы — кристаллы оливи-
на размером 200—400 мкм — были выделены из
всех пяти зон [ 1 ] колонки лунного грунта глу-
биной до 35 см. С помощью специального при-
способления кристаллы раскалывались на
несколько частей, представляющих собой проз-
рачные тонкие осколки, удобные для дальней-
ших трековых исследований. Для протравлива-
ния треков кусочки оливина помещались при
комнатной температуре на 45 сек в раствор:
2 части HF: 1 часть H2SO4:4 части Н2О. Под-
счет и измерение протравленных таким обра-
зом треков проводился с помощью оптического
микроскопа при 1000-кратном увеличении в
проходящем свете. На рис. 1, 2 и 4 приведены
Рис. 1. Микрофотографии треков на поверхности кристалла
оливина (R <2 5 мкм)
Плотность треков: а — р > 710т см~2, б — р ~ 10т см~2
микрофотографии треков, наблюдаемых в раз-
личных кристаллах оливина.
Всего к настоящему времени изучено 25
отдельных образцов оливина, для которых изме-
рялись следующие величины: а) плотность (р)
коротких треков в интервале длин 2 < Я
^5 мкм на поверхности каждого кристалла;
б) изменение плотности этих треков при пере-
ходе от поверхности в глубь кристалла; в) рас-
пределение длин и плотность более длинных
треков с Я 5 мкм-, г) угловое распределение
треков. Результаты измерений приведены в
таблице.
Некоторые результаты исследования трековым методом лунного вещества
423
Почти во всех изученных образцах плот-
ность треков на поверхности кристалла (рпов)
была близка или превышала максимальную
величину, которую можно подсчитать в оптиче-
ский микроскоп. В наших условиях Рмакс—(5—
7) • 107 тр!см2 и определялась геометрическими
размерами протравливаемых треков. Измене-
ние плотности коротких треков (2? < 5 мкм)
с глубиной погружения (О) в кристаллах обна-
руживает некоторые характерные особенности.
Можно выделить три области: а) область вбли-
зи поверхности кристалла (D 10 мкм) с
максимальной плотностью треков, лежащей
для разных образцов в интервале (2—7) •
• 107 г/см2; б) следующая за ней область
Ю—70 мкм), в которой плотность треков
уменьшается в 2—3 раза; в) область с прак-
тически постоянной плотностью треков, разли-
чающейся для различных образцов в десятки
раз.
На рис 3 приведены градиенты плотности
треков в нескольких образцах. Для сравнения
на график нанесены данные Флейшера [7] для
кристалла авгита, доставленного «Аполло-
ном-11».
Из калибровочных данных [5, 6] известно,
что максимальная протравливаемая длина тре-
ков, образуемых ядрами железа с энергией
е^2 Мэв/нуклон, 7—8 мкм в оливине и отве-
чает длине пробега ядер около 10 мкм. Средняя
длина треков, наблюдаемых нами в поверхност-
ном слое (область а), лежит в интервале 2—
5 мкм, что соответствует низкоэнергпчным
ядрам группы железа солнечных космических
лучей с е 2 Мэв/нуклон. При удалении от
поверхности кристаллов (области бив) встре-
чаются треки длиной до 10—14 мкм, которые
могли быть образованы ядрами группы железа
с энергией е 2 Мэв/нуклон. Отличительной
особенностью длинных треков является резко
выраженная пространственная асимметрия
направления треков внутри кристаллов (рис. 5).
Это дополнительное свидетельство в пользу то-
го, что наблюдаемые треки образованы низко-
энергичными ядрами группы железа, проникаю-
щими на данную глубину со стороны ближай-
шей поверхности. Абсолютная величина плотно-
сти треков, наблюдаемой в поверхностном слое
(до 100-мкл*) каждого кристалла, характеризует
время (Г), в течение которого данный образец
Рис. 2. Микрофотографии треков, плотность которых умень-
шается с глубиной погружения в кристалле оливина
а — градиент простирается приблизительно до 70 «мк.м; б — гра-
диент простирается приблизительно до 30 л1км
421
Л. Л. Кагикаров, А. К. Лаврухина, Л. И. Генаева
Р и с. 3. Изменение плотности треков от поверхности к центру
кристаллов. Результаты настоящей работы для оливина из зон
А и -Б
1 — обр. 1-Б; 2 — обр. 3-А; 3 — обр. 3-Б; 4 — данные Флейше-
ра [7] для авгита («Аполлон-11»)
Рис. 4. Треки длиной более 5 мкм, наблюдаемые при 1000-
кратном увеличении в оптический микроскоп в кристаллах оли-
вина
Рис. 5. Угловое распределение треков длиной > 5 мкм
в отдельных кристаллах оливина «Луны-16»
Р и с. 6. Относительное изменение с глубиной погружения в
колонке лунного грунта «Луны-16»
I — числа кристаллов оливина, имеющих градиент плотности
треков; II — средневзвешенной плотности треков, наблюдаемой
внутри кристаллов, взятых с данной глубины колонки грунта
3.
4.
Некоторые результаты исследования трековым методом лунного вещества
425
6. Глубина, см
Результаты измерения треков в кристаллах оливина из лунного грунта, доставленного АЛС «Луна-16»
Глубина *, cat ( Образец Треки 2 < С. R Ь Л1КЛ1 Треки R > ► 5 лог.ч Т, млн. . с R лет пи трекам 5 лгьчм
Рпов. 10" г/С.м2 градиент р. 107 гусл(2 р, 10е г, см R, мкм D ~ 10 лог и D > 1о0 мкм
rl-A ^>7 (7-1,9) — — >2 10
2-А >7 (7-2,3) 3,5 5,8-9,3 >2 11,5
3-А >7 — (14-5) 5-7,2 >2 —
0—7,5 4-А >/ (7-2,3) — — >2 12,5
5-А >7 (7-3,2) — — >2 16
1-Б / (7-5) — — >9 —
2-Е >5 (7-2,8) — 5-9,1 >1,6 14
3-Б -3,5 (3,5-2,3) 5-7 5,2-5,8 ~1,2 12
7,5-15 4-Б -7 (7-2,8) 5 6,8 >2 14
15-Б 4,3 (4,3-3,2) — — 1,4 16
1-В ~7 (7-2) 7,6 8-11 -2 9
2-В —' / (7-0,5) 2,1 7-14 ~2 2,6-9
з-в 5 (5-0,01) — — 1,7 0,05-15
15-27 4-В — 7 (5-2,8) — 5,6 ~2 15
5-В -7 (7-0,9) (14-0,8) 5-9 ~2 11,5
'1-Г ^>7 — — — >- —
2-Г >7 (7-1,4) — — >2 10,5
3-Г >7 (7-2) — — >2 9
27-33 4-Г >7 (7-2) — 5,5-7,3 >2 10,5
5-Г -2 (2-0,01) (15-3,5) 6-10,2 — 0,7 —
Гб-Г ~6 (6-1,4) — 7,5-10,2 -2 7-9
1-Д —3 (6-2,1) — 5,4 -2 11-13
2-Д 5,2 (5-2,1) 3,5 5,9-9,1 1,7 3.5—8
33—35 з-д 4,8 (4,8-1,8) — — 1,6 9-11,5
4-Д -6 (6-3,2) — — 2 15
* Указана глубина от поверхности лунного грунта.
426
Л. Л. Кашка рое, А. К. Лаврухина, Л. И. Генаева
находился на поверхности Луны и подвергал-
ся непосредственному воздействию низкоэнер-
гичных солнечных космических лучей. Исходя
пз средней величины потока ядер группы же-
леза, определенной независимыми методами для
различных интервалов энергии, можно оценить
время накопления измеренной плотности тре-
ков.
В таблице приведены значения возраста, по-
лученные для оливина, исходя пз плотности
треков на поверхности кристаллов и на глуби-
не ~ 100 мкм. Так как в большинстве случаев
плотность треков при D — 10 мкм была значи-
тельно выше максимальной плотности, кото-
рую можно подсчитать в оптическом микроско-
пе, то оценка времени облучения на поверхно-
сти Луны при использовании значений рПОв
дает лишь нижний предел возраста. Исходя из
плотности треков, наблюдаемой на глубине око-
ло 100 мкм, были получены величины возраста,
лежащие в пределах 2—16 млн. лет (хотя для
одного пз образцов, 3-В, получено более низкое
значение возраста — 0,05 млн. лет). Для опре-
деления возраста Т использовались теоретиче-
ские расчеты [8] скорости образования треков
ядрами группы железа. Отметим, что вклад от
осколков деления тяжелых элементов для оли-
вина с содержанием урана ~ 10“9— 10“10 г/г
пренебрежимо мал. Плотность треков от спон-
танного деления U238, накопленная за 4,6-
• 109 лет, ~ 102 тр!см2.
Данные о распределении длины п плотности
треков в отдельных кристаллах оливина из-за
Литература
1. Виноградов Л. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической станци-
ей «Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3.
2. Солнечный ветер. «Мир», 1968.
3. Лаврухина А. К., Устинова Г. К. Закономерности
глубинного распределения космогенных изотопов
в лунных породах.— Астрон. вестник, 1971, 5,
№ 3.
4. Fleischer R. L., Price Р. В., Walker R. J/. Solid-state
track detectors: applications to nuclear science and
geophysics.—Ann. Rev. Xucl. Sci., 1965. 15, 1.
5. Price P. B., Fleischer R. L., Moak C. D. Identificati-
on of very heavy cosmic-ray tracks in meteorites.—
Phys. Rev., 1968, 167, 2. 277.
небольшой статистики не позволяют пока де-
лать каких-либо количественных выводов, одна-
ко некоторые предварительные заключения
могут быть сделаны.
Как видно из таблицы, во всех пяти зонах
колонки есть кристаллы с максимальной по-
верхностной плотностью треков (рис. 6). Заме-
чена некоторая тенденция к снижению отно-
сительного числа таких кристаллов с увеличе-
нием глубины в колонке, что может указывать
на уменьшение среднего времени облучения
кристаллов на поверхности Луны для зон Г и
Д по сравнению с вышележащими слоями.
Обнаружение по всей глубине колонки отдель-
ных кристаллов, носящих следы воздействия
нпзкоэнергпчных солнечных космических лу-
чей, указывает на нахождение их в течение
нескольких миллионов лет на поверхности
лунного грунта. Время облучения колеблется
в широких пределах (от десятков тысяч до
нескольких миллионов лет). На основании это-
го можно предположить, что в формировании
поверхностного слоя Луны одновременно с воз-
можным процессом последовательного наслое-
ния мелкокристаллического вещества большое
значение имело также постоянное перемешива-
ние этого вещества, происходящее под дейст-
вием соударений микрометеоритов с поверх-
ностью Луны.
Авторы выражают благодарность А. В. Ива-
нову и Л. С. Тарасову за большую помощь в
подборе и идентификации исследуемых мине-
ралов лунного грунта «Луны-16».
6. Kashkarov L. L., Genaeva L. I., Malishev V. V., Sa-
tarova L. M., Lavrukhina A. K. Investigation of cos-
mic ray induced tracks in meteoritic minerals.— Ac-
ta Phvs. Acad. Sci. Hungarical, 1970, 29, suppl. 1.
449.
7. Fleischer R. L., Haines E. L., Hart H. R., ir..
Woods R. T., Comstock G. M. The particle track re-
cord of the Sea Tranquillity.—Proc. Apollo 11 Lu-
nar Sci. Conf., 1970, 3, 2103.
8. Bhandari N., Bhat S., Lal D., Rajagopalan G., Tam-
hane A. S., Venkatavaradan V. S. Fossil track studi-
es in Lunar Materials.— Rep. Second Lunar Sci.
Conf., 1971.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. II. Вернадского АН СССР. Москва
Дж. П. Расс III
ЗАХВАТ НЕЙТРОНОВ
ГАДОЛИНИЕМ И САМАРИЕМ
В ОБРАЗЦЕ ГРУНТА,
ДОСТАВЛЕННОМ
«ЛУНОЙ-16»
Изотопный состав Gd и Sm был измерен в образце
грунта Г-2, доставленном «Луной-16». Этот образец ха-
рактеризуется наибольшим потоком нейтронов низ-
ких энергий [гр = 5,9 • 1016 нейтрон/см2(Е < 0,18 эв)],
установленным до сих пор для лунных образцов. От-
ношение числа нейтронов, захваченных атомами
Smii9, к их числу, захваченному Gdi51, равно 0,76, что
отличается от значения 0,86, установленного для мест
посадки «Аполлона-11», «Аполлона-12» и «Аполлона-14».
Это указывает на более мягкий энергетический спектр
нейтронов в Море Изобилия.
Было показано, что и Gd и Sm в лунных об-
разцах обнаруживают вариации изотопного сос-
тава, связанные, несомненно, с нейтронным зах-
ватом [1—4]. Масштаб этих вариаций в случае
Gd был использован для оценки потоков нейт-
ронов низких энергий, которые устанавливают
пределы вероятных моделей процессов переме-
шивания лунного грунта и истории облучения
лунных пород [2—4]. Отношение изотопных
вариаций Sm к таковым Gd является индикато-
ром вида энергетического спектра нейтронов,
который зависит от химического состава и тем-
пературы лунных грунтов.
Образец грунта Г-2 весом 35 мг пз нижней
части колонки, доставленной «Луной-16», был
передан в распоряжение нашей лаборатории
для определения изотопного состава Sm и Gd.
Химическая подготовка, масс-спектрометрпче-
скпе исследования и обработка данных былп
выполнены по методикам, описанным в [1] и
[5].
В табл. 1 приведены изотопный состав Gd об-
разца Г-2 и вычисленные нами средние значе-
ния изотопного состава Gd для Земли. Пос-
ледние былп выведены путем усреднения дан-
ных, полученных в результате шести серий
масс-спектрометрических измерений, и включа-
ют данные Эйгстера, Тера, Бернета и Вассер-
бурга [5]. Ясно видно, что образец «Луны-16»
характеризуется более высоким значением
отношения Gd158/Gd160 и более низким
Qji57,i55yQji6o точки, соответствующие этим от-
ношениям, ложатся на линии корреляции, ожи-
даемые для нейтронного захвата на Gd155 и Gd157
(сравните [4]). Эти вариации являются наи-
большими из установленных до сих пор для
лунных образцов.
Изотопный состав Sm в образце «Луны-16»
Г-2 и средний для Земли [1] приведены в
табл. 2. Очевидно увеличение отношения
Sm150/Sm154 и соответствующее уменьшение от-
ношения Sm149/Sm154. Эти значения также удов-
летворяют линии корреляции, ожидаемой для
нейтронного захвата (сравните [1]).
В табл. 3 приведены изотопные отношения
Sm150/Sm149 и Gd158/Gd157, наиболее чувствитель-
ные к нейтронному захвату. Обозначим изме-
ренное количество
_ (Sml5f7Sml49)H3M - (Sm150/Sm149)3eM
Ssin - t + (Sm1..0/Sml49)ii3M
и аналогично для Gd [1]. Отношение esm/eGd
равно соотношению количества нейтронов, за-
хваченных атомом Sm149, к количеству нейтро-
нов, захваченных атомом Gd 157, т. е. отношению
средних поперечных сечений нейтронного захва-
та для лунного энергетического спектра нейтро-
нов. Так как Gd157 имеет высокий резонанс вбли-
зи 0,03 эв, a Sm149 имеет таковой около 0,1 эв, ю
более высокое отношение eSm/eGd указывает на
более жесткий (т. е. более высокоэнергетиче-
ский) спектр излучения.
Как видно из табл. 3, для обр. Г-2 «Луны-16»
esm/ec.d = 0,76. Это значение явно ниже, чем
значения отношения esm/eGd, измеренные для
грунта в районах посадки «Аполлона-11»,
«Аполлона-12» и «Аполлона-14», которые в
пределах точности наших анализов идентичны
(0,83—0,89). Такой результат лучше всего объ-
428
Дж. П. Расс III
яснить тем, что энергетический спектр нейтро-
нов мягче в материале с химическим составом,
отвечающим тому же для пород пз района Мо-
ря Изобилия, чем в материале с составом, обна-
руженным в трех местах посадки кораблей
«Аполлон». Такое истолкование качественно
верно, поскольку вклад в среднее макроскопи-
ческое поперечное сечение захвата со стороны
нерезонансных поглотителей (т. е. главных
элементов) аналогичен в месте посадки «Апол-
лона-12» и «Луны-16», тогда как вклад со сто-
роны редких земель в грунте «Луны-16» ниже
[6-8].
В табл. 3 показано также, что отношение
Ssm/cGd в обр. Г-2 «Луны-16» близко к значе-
нию 0,68, полученному Лингенфелтером, Кан-
филдом и Хэмпелом (LCH) [9] на основании
расчетов энергетического спектра нейтронов в
Таблица 1. Изотопный состав гадолиния *
материале, имеющем состав грунта «Луны-16»
при температуре 200° К. Такое совпадение с рас-
четными данными может быть случайным, по-
скольку, например, для трех мест посадки ко-
раблей «Аполлон» было теоретически предска-
зано eSm/eGd = 0,72 для «Аполлопа-11» и 0,68
для «Аполлона-12», «Аполлона-14», тогда как
все измеренные значения попали в интервал от
0,83 до 0,89.
Для химического состава грунта пз слоя Г
энергетический спектр LCH дает среднее попе-
речное сечение захвата 9,5 • 104 барн для Gd в
области ниже 0,18 эв, где происходит 95% всех
нейтронных захватов Gd157. Такое поперечное
сечение дает нейтронный поток 5,9 • 1016 ней
трон!см2, который на ~25% выше, чем ранее
установленный в любом пз лунных образцов, и
до трех раз превышает поток для грунтов «Апол-
Объект
Gd158/Gdlfl0
Gd157/Gdlfl0
Gd155/Gdlfl0
Gd154, Gdlfl0
Gd152/Gd160
Г-2, «Луна-16» 2* Среднее для Земли * Нормализовано по Ошибка излучения рг потоками нейтронов бочную поправку н Gd,5e. Эти эффекты с 2* Данные получены и; отношений. 1,13926+16 1,13582±5 отношению Gd15e/Gd 1впа 2оср. Для образцов с процедура нормализации [а дискриминацию из-за •Осуждались Эйгстсром и л j шестнадцати серий изме] 0,71133±14 0,71588±4 160 = 0,9361. 3* измеримыми вносит оши- обогащения [р. [5]. рений десяти 0,67514±16 0,67687 ±5 Если отношения ошибочной поправ рой нормализации, ции Eu151 (hy) Eu шение Gd1S4/Gdieo : нием для Земли в п 0,09960±53* 0,09974±3 Gd152» 154/Gdieo скорректи] ки на дискриминацию, bhi мешающего влияния Sm 152 (3) Gd152, то скоррект! = 0,09967 и согласуется с( ределах ошибок эксперимс 0,009435 ±28 0,009285 ±8 ровать с учетов осимой процеду- (ср. [4]) и реак- 1рованное отнп- ) средним значе- шта.
Т а б л и ц а 2. Изотопный состав самария *
Объект Sin152/Sinir4 Srn150/Sm154 Sm149/Sin154 Sin148 Sin154 Sm144/Sm154
Г-2, «Луна-16»2* Среднее для Земли 1,17531±8 1,17540+6 0,32698±4 0,32442 ±3 0,60485±6 0,60750+4 0,49418±5 0,49423±4 0,13518±4 0,13514±3
* Нормализовано по отношению Sin147/Sin154 = 0,6 5 9 1 8. Ошибка измерения равна 2 2’ Данные получены из шестнадцати серий измерений десяти отношений. оСр.
Таблица 3. Суммарный эффект нейтронного захвата
Объект ES'"/£Gd Sml5°/Sni149 Gd158/Gd157 измеренное рассчитанное (Е < 0,18 э-?)
Среднее для Земли * Г-2, «Луна-16»* «Аполлон-11», «Аполлон-12» «Аполлон-14» 0,53403+5 1,58660±11 _ _ _ 0,54059±6 1,60121+38 2* 0,76+0,01 0,68 5,9 ч — — 0,86±0,033* 0,68±0,723* 2,0±2,84*
♦ Ошибки измерения равны 2acp. «♦ Скорректировано на ошибочную дискриминацию (см. прим, к табл. 1). ’♦ Из [1].
4* Из [2] и неопубликованных данных.
Захват нейтронов гадолинием и самарием в образце грунта, доставленном «Луной-16»
429
лона-11», «Аполлона-12» и «Аполлона-14», ко-
торые все группируются между 2,0 и 2,8 • 1016
нейтрон!см2. Расчеты LCH указывают, что ско-
рость образования Gd158 в грунте «Луны-16» па
~ 40% выше, чем в трех местах посадки кора-
блей «Аполлон». Поэтому более высокий поток
нейтронов не может быть отнесен за счет раз-
личий в химическом составе. Одним пз объяс-
нений более интенсивного потока нейтронов в
грунте «Лупы-16» является то, что степень пере-
мешивания (грунта) в этом месте была значи-
тельно меньше. Образец грунта 15221 (кратер
St. George) также свидетельствует об интенсив-
ном потоке (Ч1* « 4 • 1016 нейтрон!см2) [10].
Хотя район St. George и не является типичным
для лунных морей, данные, полученные для
этих участков указывают, что процессы переме-
шивания грунтов, возможно, не былп столь од-
нообразными, как это было предположено па
основании измерения грунтов пз первых трех
мест посадки кораблей «Аполлон». Если слой Г
является представительным скорее для равно-
Литература
1. Russ III G. Р.. Burnett D. S., Lingenfelter R. E., Was-
serburg G. J. Neutron capture on Sm149 in lunar samp-
les.—Earth Planet. Sci. Letters, 1971, in press.
2. Burnett D. S., Huneke J. C., Podosek F. A., Russ III
G. P., Wasserburg G. P. The irradiation history of lu-
nar samples.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971,
2, 1671.
3. Marti K., Lugmair G. W. Kr81-Kr and К-Ar40 ages, cos-
mic-ray spallation products and neutron effects in lu-
nar samples from Oceanus Procellarium.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., 1971, 2. 1591.
4. Eugster 0., Tera F., Burnett D. S., Wasserburg G. J.
The isotopic composition of Gd and neutron capture
effects in samples from Apollo 11.— Earth Planet. Sci.
Letters, 1970, 8, 20.
5. Eugster O., Tera F., Burnett D. S., Wasserburg G. I.
IsoUpic composition of gadolinium and neutron cao-
мерно перемешанного грунта [4] (как это пред-
ставляется в случае с двойной колонкой «Апол-
лона-12»), чем для слоя, расположенного на по-
стоянной глубине, тогда для полного времени
облучения 3,45 • 109 лет можно рассчитать сред-
нюю глубину перемешивания ~ 1200 г! см2
(~6 м) [11]. Это втрое меньше, чем глубины
перемешивания, рассчитанные для мест посад-
ки «Аполлона-11» и «Аполлона-12» [2, 4], п со-
гласуется с предположением о более тонком
слое реголпта в данном участке [8].
Я благодарен Академии наук СССР и НАСА
за организацию обмена лунными образцами и
Группе по анализу и распределению лунных об-
разцов (LSAPT) за передачу Lunatic Asylum
этого образца. Я признателен Дж. Дж. Вассер-
бургу и Д. С. Бернету за постоянную поддерж-
ку, внимание и консультации. Эта работа финан-
сировалась по контракту НАСА HGL-05-002-188
и была поддержана субсидией Нацпонального
научного фонда GP-28027.
ture effects in some meteorites.— J. Geophys. Res.,
1970, 75, 2753.
6. Schmitt R. A. Personal communication.
7. Nyquist L. E. Personal communication.
8. Vinogradov A. P. Preliminary data on luna ground bro-
ught to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
9. Lingenfelter R. E., Canfield E. H., Hampel V. H. The
lunar neutron flux revisited.— Earth Planet. Sci. Let-
ters (in press).
10. Unpublished date.
11. Huneke J. C., Podosek F. A., Wasserburg G. I. Gas re-
tention and cosmic-ray exposure ages of a basalt frag-
ment from Mare Feconditatis.— Earth Planet. Sci.
Letters, 1972, 13, № 2; Papanastassiou D. A., Wasser-
burg G. J. Rb — Sr age of a Luna 16 basalt and the
model age of lunar soils.— Ibid.
Lunatic Asylum,
Отдел геологических и планетарных наук,
Калифорнийский технологический институт,
Пасадена, Калифорния, США
Л. Дюрро, РАДИАЦИОННЫЕ
К. Журе, НАРУШЕНИЯ
Ж. Р.Бибринг, И СТРУКТУРА,
Р. Менье, РЕГИСТРИРУЕМЫЕ
м. Моретг1 С ВЫСОКИМ РАЗРЕШЕНИЕМ
В ЗЕРНАХ
ИЗ ТОНКИХ ФРАКЦИЙ
ГРУНТА «ЛУНЫ-16»
В самых мелких частицах образца (общим весом
около 1 мг) из пробы, доставленной на Землю «Лу-
ной-16», были изучены их ультрамикроскопические
особенности при помощи высоковольтного электронно-
го микроскопа. Исследования проводились в Институте
электронной оптики Национального центра научных
исследований Франции, а затем результаты были срав-
нены с теми, которые аналогичными методами были
получены на частицах пыли «Аполлона-11», «Аполло-
на-12» и «Аполлона-14». В частицах грунта, достав-
ленных всеми лунными рейсами, отмечались следую-
щие поразительные черты: очень большая плотность
треков ядерных частиц, ультратонкие аморфные оболоч-
ки, сильно округлые формы и поразительно хорошее
упорядочение кристаллической решетки. Эти особен-
ности используют в связи с калибровочными экс-
периментами при решении следующих задач: 1) опре-
делении энергетического спектра и, возможно, хими-
ческих распространенностей очень тяжелых ядер
в солнечном ветре и в солнечных космических лучах
с малой энергией (Е < 1 Мэв/аем)2; 2) изучении ак-
тивности Солнца в прошлом; 3) получении данных о
лунных динамических процессах, влияющих на части-
цы пылщ 4) анализе суммарных эффектов, вызванных
внедрением солнечного ветра в прошлом в лунный
грунт; 5) установлении существования «древней» лун-
ной атмосферы и магнитного поля.
Введение. Образцы с поверхности безатмо-
сферных и лишенных магнитного поля планет,
подобных Лупе, облучались галактическими и
солнечными космическими лучами, частицами
солнечного ветра, а также подвергались различ-
ного тппа лунным динамическим процессам, та-
ким как удары метеоритов, тепловые циклы,
распыление вещества солнечным ветром. В ре-
зультате в зернах лунного грунта должны суще-
1 Статья подготовлена М. Мореттом.
2 Е < 1 Мэв/аем - энергия частоты в 1 Мэв, приходя-
щаяся па атомную единицу массы нуклона.— Прим,
ред.
ствовать треки ядерных частиц и другие виды
нарушении кристаллической решетки, и их
структура и форма должны отражать их слож-
ную историю, включающую ударные и тепло-
вые эффекты и эрозию в лунном реголите.
В настоящей статье мы попытаемся проил-
люстрировать правильность этих предположе-
ний сначала путем описания радиационных
нарушений и структуры, регистрируемых с вы-
сокой разрешающей способностью. Их мы на-
блюдали с помощью 1 Мэв электронного микро-
скопа в зернах микронной величины, извлечен-
ных пз 1 мг образца Л-16-19 из грунта, достав-
ленного «Луной-16». Эта работа проводилась на
приборах Института электронной оптики Нацио-
нального центра научных исследований в Тулу-
зе. Затем мы обсудим возможные первоначаль-
ные факторы, создавшие эту сложную картину,
путем сравнения ее с картинами и факторами,
отмеченными или в пылевых зернах « Аполлона-
11», «Аполлона-12» и «Аполлона-14», или в об-
ломках микронной величины, полученных прп
раздроблении лунных и метеоритных пород, ко-
торые затем были подвергнуты искусственному
облучению и тепловым воздействиям. Наконец,
мы рассмотрим некоторые новые методы, кото-
рые мы разрабатывали для выполнения различ-
ных задач в космофизике.
Эти новые методы специально развивались
нами с целью пх успешного использования при
работе с очень малыми количествами (< 1
топких фракций образца. Поэтому опи особен-
но будут пригодны для предварительных иссле-
дований, например, очень малых количеств об-
разцов марсианского грунта. Кроме того, при пх
использовании мы получаем хорошую информа-
цию для лунных исследовании, в частности
при изучении тонких фракций грунта из разных
мест Луны или с различной глубины лунной ко-
лонки. Поэтому мы будем представлять или об-
суждать результаты но «Луне-16» в сопостав-
Радиационные нарушения, регистрируемые с высоким разрешением в зернах из тонких фракций
431
лении с уже полученными нами данными для
«Аполлона-11», «Аполлона-12» и «Аполлона-14».
Эксперимент. Из самых мелких фракций
проб лунного грунта, доставленных «Луной-16»,
«Аполлоном-11», «Аполлоном-12» и «Аполло-
ном-14», были извлечены и затем перенесены
платиновой проволокой на подложки типа Фу-
ками-Адачп зерна размером в микрон. Перед из-
мельчением некоторые из зерен протравлива-
лись химически или прогревались до 900° С, как
это было описано в работе [2].
Затем препараты изучались на 1 Мэв и 100
Кэв электронных микроскопах в Институте элек-
тронной оптики. В результате изучения одних и
тех же препаратов «Луны-16» на двух микроско-
пах мы пришли в выводу, что необходимо поль-
зоваться высоковольтным электронным микро-
скопом. Причем для изучения межзернового це-
«Аполлонов». Предварительные измерения тол-
щины покрытий показывают, что она находится
в пределах от минимальной величины примерно
200 А для зерен, извлеченных пз образцов Л-16-
19 и «Аполлона-11» — 10084 до примерно 1000 А
для зерен пз обр. 12070 «Аполлона-12». Про-
порция покрытых зерен заметно колеблется от
одного образца к другому, причем наибольшие
величины наблюдались для образцов Л-16-19,
10084 и 14259. Покрытые зерна обнаруживали
весьма округлые формы.
2. Большая часть ( ~ 90%) зерен в образ-
цах Л-16-19 и 10084 показала высокую плот-
ность скрытых треков ядерных частиц, которые
видны на рис. 3 как контрастные линии. Эти
треки есть в зернах и «Луны-16» и «Аполлонов».
Во всех этих образцах после недолгого про-
травливания в зернах появляются треки в виде
Сравнительное ультрамикроскопическое изучение самых мелких зерен, извлеченных из фракции различных
образцов лунной пыли мельче 400 меш
Автоматическая станция Зерна, покрытые пленкой . , п. Доля частиц с плотностью
Номер оор. или корабль полностью, % Аморфные зерна, % треков 1010 тпрек/сл2, %
Л-16-19 «Луна-16» 90 13 20
10084 «Аполлон-11» 90 И 20
12070 «Аполлон-12» 63 23 22
12032 » 24 — —
14259 «Аполлон-14» 80 19 8
14141 » 6 И 1
мента и очень слабо контрастных структур в
кристаллических зернах, как, например, аморф-
ных оболочек (рис. 1) п не протравленных пли
«скрытых» треков ядерных частиц (рис. 3), на-
блюдения проводились в условиях затемнен-
ного поля. Электронный микроскоп в 100 Кэв
использовался лишь для изучения внешнего
вида зерен и распределения пх по размеру, на-
блюдения очень слабо протравленных треков и
определения соотношения между аморфными и
кристаллическими зернами.
Результаты. Для «Лупы-16» и некоторых
образцов «Аполлона-11», «Аполлона-12» и
«Аполлопа-14» наблюдались следующие особен-
ности, частично отраженные в таблице.
1. На микрофотографиях, снятых в затем-
ненном поле па 1 Мэв электронном микроскопе
(рпс. 1 и 2), видно, что значительная часть зе-
рен окружена поверхностным покрытием пз
аморфпого вещества, которое выглядит как тем-
ная оболочка вокруг зерен. Зерна с покрытием
представляют собой весьма обычное явление.
Так, примеры, приведенные в таблице, относятся
к зернам, извлеченным пз проб «Лупы-16» п
узких каналов травления, которые наблюдались
с помощью 100 Кэв электронного микроскопа.
3. Доля полностью аморфных зерен (стек-
ло?), найденных нами в самой мелкой фракции
(меньше 400 меш) пз всех образцов грунта, бы-
ла в общем много меньше, чем в более крупных
фракциях, изученных другими авторами [3].
4. Картина электронной дифракции кристал-
лических зерен под аморфными оболочками от-
ражала хорошее упорядочение кристаллической
решетки и показывала, что доля зерен с высо-
кой неупорядоченностью была необыкновенно
мала ( ~ 1%) во всех образцах топких фрак-
ций грунта.
5. Только зерна «Луны-16» содержали до
искусственного нагрева включения, сходные с
наблюдаемыми пли в искусственно нагретых
зернах грунта, пли в обломках микронного
размера, извлеченных из лунных брекчий 10046,
и 10059 «Аполлопа-11». Поэтому образец «Лу-
ны-16» относится к подгруппе, включающей об-
разцы 10084 и 14259 «Аполлона» п обнаружи-
вающей самую большую пропорцию покрытых
аморфным слоем зерен, самые высокие плотно-
432
Л. Дюррэ, К. Журе, Ж. Р. Биб ринг, Р. Менъе, М. Моретпг
стп скрытых треков ядерных частиц и самые
округлые, как бы «эродированные» формы. Но
зерна «Луны-16» определенно отличались от
зерен «Аполлона-11», «Аполлона-12» и «Аполло-
на-14» тем. что содержали «thermal-like» вклю-
чения, наложенные на треки.
Обсуждение результатов. Сверхтонкие обо-
лочки, скрытые треки и активность Солнца в
прошлом. Амор ф н ы е обо л о ч к и. Для
установления происхождения топких аморфных
оболочек, обнаруженных па поверхности частиц,
мы провели серию калибровочных опытов.
Сначала осколок из внутренней части образ-
ца лунной изверженной породы 12021, достав-
ленной «Аполлоном-12», измельчался до мик-
ронной величины. Эти мелкие осколки, пол-
ностью защищенные от ипзкоэнергетпчпых сол-
в 1 Кэв/аем с помощью сепаратора тяжелых
изотопов в нашем Институте [4] привело одно-
временно к образованию ясно выраженной ок-
руглости микрокристаллов и аморфной оболочки
на зернах, очень сходных с наблюдаемыми в
зернах естественной пыли (рис. 1).
Затем мы изучали тепловую устойчивость
естественных оболочек и скрытых треков, на-
блюдаемых в тех же зернах, нагревая пылевые
зерна в течение 2 час при различных темпера-
турах. Было обнаружено, что оболочки и треки
исчезали почти одновременно примерно при
800° С, превращаясь во включения (см. рис. 3).
очень сходные с наблюдавшимися Прайсом и
Уолкером [5] в слюде, искусственно облучен-
ной осколками деления и затем нагретой. Мы
считаем, что этот опыт с отжигом совершенно
Рис. 1. Пылевые зерна величиной 1 .пк из колонки лун-
ного грунта, доставленного «Луной-16» . Микрофотография,
выполненная с помощью электронного микроскопа (1 Мэв) в ус-
ловиях затемненного поля
Рис. 2. Высокая О 1010 шр/с.м3) плотность древних треков
в виде контрастных линий от наблюдаемых ядерных частиц в пы-
левом зерне из колонки лунного грунта «Луны-16» . Микрофо-
тография снята на электронном микроскопе (1 Мэв) в условиях
затемненного поля
Р и с. 3. Микрофотография в условиях затемненного поля на
электронном микроскопе (1 Мэв) зерна пыли из колонки «Луны-
16» . Видны включения, которые скорее всего представляют со-
бой фазовые превращения, наведенные радиацией
печных ядерных частиц, как и следовало ожи-
дать, имеют очень угловатые формы и не обна-
руживают ни аморфных оболочек, ни скрытых
треков. Облучение этого препарата большой до-
зой (~ 1016 ион!см2} ионов ксенона с энергией
убедительно показывает, что материал оболочек
кристаллов по природе сходен с тем, который
составляет поврежденное облучением ядро тре-
ков. Наконец, путем измерения распределения
толщины оболочек мы определили, что она
вполне согласуется с ожидаемой глубиной про-
никновения (примерно 500 А) тяжелых ионов
типа солнечного ветра с энергией примерно в
1 Кэв/аем [6].
Исходя пз этих наблюдений, мы заключили,
что сверхтонкие оболочки являются поверхно-
стными слоями, разрушенными радиацией, «ме-
тампктизироваиными» во время древнего внедре-
ния иоиов типа солнечного ветра в пылевые зер-
на во время нахождения пх на самой поверхно-
сти лунного реголита. То, что эти ионы, вероят-
нее всего, являются ионами солнечного ветра,
а не продуктами а-распада гипотетической ра-
Радиационные нарушения, регистрируемые с высоким разрешением е зернах из тонких фракций 433
доповой атмосферы, оседающей вниз [7], пока-
зывают следующие данные.
1. Циркон метамиктпзироваи в природе а-
частицамп отдачи. весьма сходными с получа-
ющимися во время сс-распада радона атмосфе-
ры, и минимальная метамиктизирующая доза
составляет около 1013 отдачам2 [8]. Если пред-
положить, что такая «минимальная» доза так-
же вызвала поверхностную метамиктизацию
зерен лунной пыли, то мы получаем современ-
ную Ро210 активность лунного грунта —4 расп)
/см*-, что примерно в 103 раз выше недавно
определенной Линдстромом и др. [7]. Поэтому
кажется неправдоподобным, чтобы радоновая
атмосфера была причиной образования аморф-
ных оболочек зерен.
2. Имеется строгая корреляция между долей
покрытых аморфной оболочкой зерен и содер-
жанием редких газов солнечного ветра в образ-
щине оболочек зерен в зависимости от глубины
залегания их в хорошо стратифицированных
лунных колонках. Однако следовало бы произ-
вести искусственное понпое облучение для то-
го, чтобы проверить, зависит ли толщина оболо-
чек от энергии ионов. Кроме того, необходимо
удостовериться в том, что глубина в кернах
действительно дает шкалу времени облучения
зерен на самой поверхности лунного реголита.
Треки я д е р н ы х частиц. Мы уже вы-
сказывали предположение [10], что частицами,
образующими треки, могли быть очень тяжелые
«сверхтепловые» ионы (Z > 20) солнечного
происхождения с энергиями, лежащими в интер-
вале между энергиями ядер солнечного ветра
(Е ~ 1 Кэв/аем) и более высоко энергетичны-
ми солнечными космическими лучами (£
Мэв!аем). Эта гипотеза опирается на сле-
дующие аргументы.
цах лунного грунта [9]. В то же время мы не
наблюдали никакой корреляции с содержанием
элементов-прогениторов радона (U и Th), грунт
«Аполлона-14» содержит примерно в 10 раз
больше U и Th, чем грунт «Луны-16», но доля
покрытых зерен в первом обычно меньше [9].
Толщина оболочек зерен «Луны-16» при-
мерно в 2 раза меньше, чем у оболочек зерен в
обр. 12070 пз материала «Аполлона-12». Это
могло отразить изменение в эффективном ра-
диусе действия ионов солнечного ветра и, сле-
довательно, их энергии ко времени внедрения.
Если это так, то, очевидно, можно изучать ак-
тивность солнечных процессов, сопровождав-
шихся выбрасыванием ядер солнечного ветра в
космическое пространство в прошлом, с по-
мощью обнаружения четких изменений в тол-
1. Наши предварительные измерения пока-
зывают, что распределение полных длин пробе-
га частиц Ro), где N — число треков
с длиной, большей, чем 7?о, лучше всего описы-
вается выбором импульсоподобного дифферен-
циального энергетического спектра для частиц
с энергией в пределах 10 Кэв/аем Е
100 Кэв/аем. Этот спектр согласуется с тем,
о котором недавно сообщил Франк [11] для
«сверхтепловых» протонов в тех же пределах
энергии, и совершенно отличается от спектра
степенной зависимости кинетической энергии
Е~\ о котором обычно сообщается для высоко-
энергетпчных солнечных космических лучей. Ис-
ходя пз сказанного, можно заключить, что ча-
стицы, образующие треки, могли быть «сверх-
тепловыми» тяжелыми ионами.
28 Лунный грунт
434
Л. Дюрро, К. Журе, Ж. Р. Бибринг, Р. Менъе, М. Морепмп
2. Так как эти ионы низкой энергии прони-
кают в твердые тела на небольшую глубину
1 мкм), то они должны отмечаться в по-
верхностном одномикронном слое более крупных
зерен грунта. При изучении пылевых зерен
«Луны-16» мы действительно наблюдали пора-
зительное влияние размеров зерен, которое про-
явилось в резком уменьшении количества (у)
зерен с треками при переходе от самых мел-
ких зерен пыли (у ~ 90%) к небольшим об-
ломкам, полученным в результате дробления зе-
рен с диаметром около 100 мкм (у ~ 5 %).
Если эта гипотеза будет подтверждена в
дальнейшем, включая искусственные облучения
низкоэнергетичными ионами Ni, полученными
в камере упругого рассеяния в нашем институ-
те, то мы надеемся: а) получить спектр энергии
потока солнечных ионов, которые в космиче-
ском пространстве не могут быть обнаружены
обычными методами; б) изучить активность
солнечных процессов, сопровождавшихся вы-
брасыванием «сверхтепловых» ядер в космос
в прошлом, путем измерения распределения
длин треков, которое отражает спектр энергии
случайных частиц как функцию глубины залега-
ния зерен в хорошо стратифицированном керне
лунного грунта. Это изучение дополнило бы дан-
ные об активности в прошлом, полученные путем
измерения распределения толщины оболочек
зерен, расположенных на одинаковых глубинах.
Другие выводы из настоящих результатов,
относящиеся к космофизике. Лунные ди-
намические процессы. Из поразитель-
ного сходства между округлой формой пылевых
зерен «Луны-16», «Аполлона-11» и искусствен-
но облученных обломков из реголита мы при-
ходим к выводу, что распыление вещества сол-
нечным ветром было главным эрозионным про-
цессом, действовавшим на зерна пыли в лунном
реголите морей Изобилия и Спокойствия. Изме-
ряя относительное число покрытых зерен и тол-
щину оболочек, а также характеристики распре-
деления скрытых треков в зернах, извлеченных
с разных глубин двойной трубки, доставленной
на Землю «Аполлоном-12», мы получили деталь-
ные стратиграфические профили. Мы постоян-
но развиваем методы счета, чтобы использовать
эти профили для выбора различных моделей
смешения лунного грунта. Нам бы очень хоте-
лось сравнить такие модели на местах прилуне-
ния «Луны-16» и «Аполлона-12», так как эти
места по оценкам различаются между собой
плотностью кратеров, являющейся важным ис-
ходным параметром в теории.
Кристаллические включения в
зернах «Луны-16». Пылевые зерна «Лу-
ны-16» отличаются от доставленных на Землю
экспедициями «Аполлонов» тем, что они очень
часто обнаруживают высокую плотность очень
малых кристаллических включений. Эти вклю-
чения весьма сходны с наблюденными либо в
искусственно нагретых пылевых зернах грун-
та, либо в зернах брекчий 10046 и 10059 пз
сборов экспедиции «Аполлон-11». Поэтому, так
как лунное брекчирование, весьма вероятно,
включает и тепловой метаморфизм [13], то воз-
можно, что «древние» включения в зернах «Лу-
ны-16» представляют собой «остаток» треков
ядерных частиц, который частично подвергся
отжигу во время метаморфизма, вызвавшего
умеренный нагрев зерен.
Из наших исследований вытекает, что исто-
рия пылевых зерен реголита «Луны-16» как
будто бы более сложная, чем история пылевых
зерен «Аполлонов». В настоящее время у нас
нет хорошей модели, которую можно было бы
предложить для такой сложной истории. Она
могла быть следующей: 1) пылевые зерна сна-
чала высвободились из лунных изверженных по-
род под действием ударов микрометеоритов об
их поверхности, а затем в них образовалась вы-
сокая плотность «солнечных» треков; 2) затем
«индивидуально» облученные пылевые зерна
уплотнились в брекчии под действием процесса,
включающего метаморфизм, сопровождающийся
умеренным нагреванием и превращением тре-
ков во включения; 3) наконец, метаморфизо-
ванные зерна по мере эрозии брекчий были вы-
свобождены во второй раз.
Альбедо реголпта. Основная часть
нашей работы заключается в корреляции
ультрамикроскопических характеристик мель-
чайших зерен реголита с различными свойства-
ми лунного грунта в целом. Ранее уже были
представлены различные аспекты этих исследо-
ваний [14]. Здесь мы только обсудим некоторые
новые, в нашем понимании, аспекты про-
исхождения специфичных особенностей лунного
альбедо, основанные на выполненных недавно
А. Доллфусом измерениях для тех же образцов
лунного грунта, включая и образцы «Луны-16»,
которые изучали и мы.
Альбедо образца лунного грунта a prion
является функцией четырех параметров: 1) про-
порции стекла [15]; 2) содержания таких силь-
но абсорбирующих ионов, как титан [15]; 3) су-
ществования оболочек на поверхностях зерен
[16]; 4) минералогического состава образцов,
так как пироксены больше абсорбируют, чем
полевые шпаты [15]. В сотрудничестве с д-ром
О. Эйгстером [17] мы измерили в нашей лабо-
ратории влияние первых трех параметров и об-
Радиационные нарушения, регистрируемые с высоким разрешением в зернах из тонких фракций 435
наружили только очень четкое уменьшение аль-
бедо в различных образцах грунта, доставлен-
ных «Аполлонами» и «Луной-16» с увеличением
доли зерен, покрытых оболочками. В этой работе
мы также рассчитали отражательную способ-
ность кристаллических зерен с показателем пре-
ломления п\, покрытых слоем, разрушенным
облучением, с показателем преломления п2. Ра-
боты Хайнеса и Арнда [18] по искусственно
облученным кристаллам и Пелласа [8] по ес-
тественно метамиктизированным цирконам по-
казывают, что в такой мультидиэлектрической
структуре п\ > п2. Мы показали, что такая
структура может быть эффективна при погло-
щении падающего излучения вследствие внут-
реннего отражения, что приводит к уменьшению
отражательной способности и соответственно
альбедо в видимом диапазоне. Поэтому альбедо
образцов грунта, взятых в четырех различных
местах прилунения, как будто коррелируется с
историей облучения составляющих их зерен
солнечным ветром, как это впервые предполо-
жил Голд [16]. Это важно для телескопных
наблюдений безатмосферных, не имеющих маг-
нитного поля планет, подобных Луне.
Дре вняя лунная атмосфера п
магнитное поле. Если предположить,
что «минимальная» (около 200 А) толщина обо-
лочек, наблюдавшаяся в зернах грунта, достав-
ленного «Луной-16», характеризует собой
уменьшение эффективного пробега ионов сол-
нечного ветра благодаря их замедлению в «тон-
кой» лунной атмосфере, то мы получаем верх-
ний предел в ~ 10-9 торр для средней лунной
атмосферы в течение времени, когда зерна под-
вергались воздействию солнечного ветра на по-
верхности Луны в месте посадки «Луны-16».
Верхний предел среднего магнитного поля
(около 100 у), активного в течение того же вре-
мени облучения зерен па поверхности Луны,
может быть получен, если считать, что самые
толстые оболочки (примерно 800 А) на некото-
рых зернах грунта «Луны-16» возникли под
действием ионов солнечного ветра высокой энер-
гии (~ 3 Кэв!аем), прошедших сквозь возмож-
ное лунное магнитное поле.
Мы подчеркиваем, чго эти методы для изу-
чения «древней» лунной, атмосферы и магнитно-
го поля находятся в самой предварительной
стадии разработки, так Как они базируются на
гипотезе о том, что сверхтонкие оболочки на
пылевых зернах являются слоями, метамиктизи-
рованными под воздействием солнечного ветра,
и что толщина покрытия зависит от энергии
ионов солнечного ветра во время их внедрения.
Мы рассказали о них только для того, чтобы
показать их большие возможности при изучении
«древней» окружающей среды Луны или Марса,
применяя необычайно малые образцы — весом
приблизительно 1 мг.
Литература
1. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
2. Borg J., Durrieu L., Jouret C., Maurette M. Geochim.
Cosmochim. Acta, 1971.
3. LSPET (Lunar Sample Preliminary Examination Te-
am).—Science, 1970,165,1211; Science, 1970,167, 1325.
4. Alexandre K., Campion J., Ligonniere M., Meunier R.,
Sarrouy J. L., Smith H. J., Vassent B. Orsay, Nucl.
Inst. Meth., 1970, 84, 45.
5. Price P. B„ Walker R. M. J. Appl. Phys., 1962, 33, 3400.
6. Winterbon К. B., Sigmund P., Sanders J. P. Mat. Fys.
Medd. Dan. Vid. Selsk., 1970, 37, № 14.
7. Kroner H. W., Schroeder G. L., Davidson G., Carpen-
ter J. W. Science, 1966, 152. 1235; T arkevich A. L.,
Patterson J. H., Franzgrote E. J., Sowinski К. P., Eco-
nomou T. E. Science, 1970, 167, 1722; Lindstrom R. M.,
Evans J. C., Finkel R. C., Arnold J. R. Earth Planet.
Sci. Letters, 1971, 11, 254.
8. Pellas P. Mem. Museum Nat. Hist. Nat., 1965, 12, 227.
9. Durrieu L., Jouret C., Maurette M. Symposium on phy-
sics, chemistry and shape of the Moon, Communica-
tion № 13. Unpublished Proceedings, 1971.
Центр спектрометрии масс, Орсе
Национальный центр научных исследований и
Институт электронной оптики, Тулуза
Национальный центр научных исследований, Франция
10. Borg J., Durrieu L., Jouret C., Maurette M. Earth Pla-
net. Sci. Letters, 1970, 8, 379.
11. Frank L. A. J. Geophys. Res., 1970, 75, 707.
12. Stone E. Caltech preprint, 1971.
13. Mason B., Melson W. The Lunar Rocks. Wiley-Inter-
science Pub., 1970; Dran J. C., Durand J. P., Mauret-
te M. Proceedings of the IAU Symposium № 47 on
«The Moon», 1971.
14. Borg J., Durrieu L., Jouret C., Maurette M. Geochim.
Cosmochim. Acta, in press, 1971; Durrieu L., Jou-
ret C., Leroulley J. C., Maurette M. Jernkont. Ann.,
1971, 155, 65; Bibring J. P., Duraud J. P., Durrieu L.,
Jouret C., Maurette M. Submitted to Science, 1971.
15. Conel J., Nash D. Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 3; A dams J.
B., McCord T. B. Geochim. Cosmochim. Acta, 1971.
16. Gold T., Campbell M. J., O'Leary В. T. Proc. Apollo 11
Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl.
1. 1970, 3, 2149; Hapke B. W., Cohen Л. 7., Cassi-
dy W. A., Wells E. N. Ibid., 2199; see also reference
[2].
17. Bibring J. P., Durrieu L., Eugster O., Jouret C., Mau-
rette M. Submitted to Earth Planet. Sci. Letters, 1971.
18. Hines R. L., Arndt R. Phys. Rev., 1960, 119, 623.
28*
Ж. Пупо,
Ж. Шетри,
П. Пеллас
ИЗУЧЕНИЕ
МЕТОДОМ ТРЕКОВ
ОБРАЗЦА
ЛУННОГО ГРУНТА
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Были изучены треки в кристаллах полевых шпа-
тов, оливинов, пироксенов и в отдельных фрагментах
базальтов из образца лунного грунта «Луны-16». Уста-
новлена высокая плотность треков* превышающая
108 см~2. Треки возникли в основном за счет ядер
группы железа космических галактических и солнеч-
ных лучей.
Введение. Было изучено меньше 5 мг об-
ломков кристаллов и пород из образца рего-
лита Л-16-19 № 118. Материал отобран из слоя,
расположенного на глубине 20—22 см (зона В)
колонки лунного грунта станции «Луна-16».
Размер частиц, выбранных для исследова-
ния, ограничен интервалом 100—500 мкм.
Объектами исследования были сначала поле-
вые шпаты, которые из минеральных фаз-инди-
каторов как будто бы являются самыми лучши-
ми регистраторами треков. Впоследствии изу-
чались другие минералы, особенно оливины и
некоторые пироксены. Трековый метод может
применяться только к кристаллическим индика-
торам, решетка которых еще не повреждена
ударными воздействиями или отжигом. Так, по-
левые шпаты, отличающиеся оптическими ано-
малиями, характерными для ударного метамор-
физма (с волокнистой или более или менее стек-
ловатой структурой), не являются индикаторами
треков. Кроме того, такие же наблюдения были
сделаны на некоторых кристаллах и породах,
доставленных «Аполлоном-14». Следует подчерк-
нуть, что и в случае выбора «хороших» индика-
торов полученные результаты не являются по-
казательными для образца в целом. Это первое
ограничение. Второе ограничение — максималь-
ная плотность треков (сл-2), которую мы можем
инструментально разрешить. Она достигает
5 • 109 см~2 при использовании электронного ска-
нирующего микроскопа.
Результаты. Индивидуальные кристаллы
полевых шпатов. Для изучения было подобра-
но около сотни кристаллов. Из этого числа 20—
30% не могли быть индикаторами из-за дефек-
тов, полученных в результате ударов. Все ос-
тальные кристаллы показали плотности треков
больше 108 см~2 (см. рис.). Эта высокая плот-
ность была измерена во внутренних зонах кри-
сталлов (после шлифования). В самом деле,
большинство кристаллов показывают плотности
треков от 0,5 • 109 до 2 • 109 см~2. Кроме того,
мы наблюдали различия в эффективности вы-
явления треков при одинаковом времени трав-
ления, которые выражались в изменении плот-
ностей треков в зависимости от положения кри-
сталлографических плоскостей на одной и
той же ориентированной поверхности. Это наб-
людение как будто бы указывает на то, что пло-
скости двойникования, часто встречающиеся
в полевых шпатах, должны проверяться в отно-
шении эффективности регистрации ими треков.
Кристаллы пироксена и оливина. На неко-
торых кристаллах клинопироксена (вероятно,
авгита) и оливина получены такие же резуль-
таты, как и на полевых шпатах. Действи-
тельно, плотности треков для них постоянно
превышают 108 см~2. Самая большая частота
(поскольку мы об этом могли судить по не-
большому количеству наблюдений) кристаллов,
отражающих градиенты плотности следов, мог-
ла быть вызвана зональностью химического со-
става этих минералов, которая могла изменить
локально условия образования треков и обна-
ружения их в этих индикаторах.
Обломки пород. Для того, чтобы сравнить
коэффициенты облучения отдельных кристал-
лов и обломков пород из одной и той же гра-
нулометрической фракции, треки изучали в 34
обломках базальтовых пород. Некоторые из
этих обломков выбрали, потому что они имели
угловатую форму. Индикаторами, использован-
ными во всех этих породах, были полевые шпа-
ты, которые в противоположность взятым из
грунта в виде индивидуальных зерен оказались
очень хорошими кристаллами-индикаторами.
Треки изучались в обломках базальтов либо
на внутреннем срезе (после шлифовки), либо
Изучение методом треков образца лунного грунта из Моря Изобилия
437
во всем фрагменте после измельчения породы.
Так же как для полевых шпатов, взятых из
грунта, плотность треков не снижается ниже
108 см~2 (в самых центральных зонах облом-
ков) и в большинстве случаев примерно по-
стоянна внутри одного и того же обломка.
Между тем в некоторых обломках наблюдали
изменения плотностей от 108 до 3 • 109 см~2.
Особенно для одного обломка базальта (500-мил*
в диаметре) была установлена плотность тре-
ков, превышающая 3 • 109 см~2 (на наружной
грани), но травление, хотя и очень короткое,
слишком повредило плоскости наблюдений,
чтобы можно было получить хорошую оценку.
Заключение. Из-за очень малых содержаний
урана (< 1 ч. н. млрд.) в изученных минераль-
ных фазах: полевом шпате, оливине, пироксе-
не, большая часть наблюденных треков должна
быть отнесена за счет ионов группы железа
космических галактических и солнечных лу-
чей. Однако нельзя оставить без внимания от-
нюдь не ничтожный вклад спонтанного распада
и вследствие длительного облучения космиче-
скими лучами, наведенной радиоактивности,
следы которых наблюдали в трещинах кристал-
лов. Мы также замечали, что градиенты плот-
ностей следов, очень легко определяемые в ме-
теоритах, обогащенных редкими солнечными га-
зами, наоборот, очень трудно обнаружить в силь-
но облученных лунных обломках.
С другой стороны, тот факт, что каждый
изученный кристалл или обломок имеет плот-
ность, превосходящую или равную 108 см~2,
заставляет предположить, что все эти зерна
подвергались облучению на небольшой глуби-
не (меньше 1 см) в лунном грунте. Следова-
тельно, изученный образец грунта мог быть
одним из наиболее облученных реголитов, если
его сравнить с реголитамп, полученными из
других изученных до сих пор лунных районов.
Действительно, среди многочисленных образ-
цов грунта, взятых «Аполлоном-12», только
два: 12028,51 [1] и 12042,43 [2] имеют та-
кое же содержание кристаллов с плотностью
треков 108 см~2.
Наши наблюдения совпадают с наблюденпя-
Литература
1. Arrhenius G. et al. Proc. Apollo 12 Lunar Sci. Conf.
Preprint, 1971.
2. Crozaz G., Walker R. M., Wolum D. Ibid.
3. Maurette M, The high resolution irradiation record of
the finest Luna 16 dust grain. Preprint, 1971.
4. Allegre C. J., Birck J. L., Loubet M., Provost A. Age
87Rb—87Sr et teneurs en K, Rb, Sr, Ba et terres rares
Национальный центр научных исследований
и Минералогическая лаборатория музея, Париж, Франция
ми Моретта [3], который, исходя из изучения
самых мелких зерен (^10 мкм) того же образ-
ца «Луны-16», заключает, что он должен быть
одним из самых облученных. С этой точки зре-
ния интересно отметить географическое поло-
жение посадки «Луны-16». В противополож-
ность «Аполлону-11», прилунившемуся далеко
от континентов, или даже участку «Аполло-
на-12», который гораздо ближе к континенталь-
ным территориям, место посадки «Луны-16»
находится в заливе Моря Изобилия, окружен-
ном континентальной местностью. Следователь-
но, на месте посадки «Луны-16» континенталь-
ные привносы должны быть более значительны-
ми. Результаты, полученные на обр. № 118
«Луны-16» Аллегре и др. [4], показывают, что
большая часть мелкого грунта могла быть «экзо-
тического происхождения». Наконец, содержа-
Следы космических лучей в кристалле полевого шпата из об-
ломка базальта в колонке «Луны-16»
ния элементов в грунтах, проанализированных
А. П. Виноградовым [5], Аллегре и др. [4] и
Эйгстером [6], характерны для основных пород
и, как будто, отражают основной характер кон-
тинентальных пород, вблизи места посадки
«Луны-16».
du sol de la Mer de la Fecondite (Lune) rapporte par
la mission sovietique Luna 16.— C. R. Acad. Sci.. Pa-
ris, 1971, 273 D, 779.
5. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic prohe Lune 16. Prep-
rint, Proc. Apollo 12 Lunar Sci. Conf., 1971.
6. Eugster O. Concentrations of Li, Be and Ti and isoto-
pic composition of Li, В and Mg. Preprint, 1971.
Р. Уолкер,
Д. Циммерман
ИЗУЧЕНИЕ
ДРЕВНИХ ТРЕКОВ
И ТЕРМОЛЮМИНЕСЦЕНЦИИ
НА МАТЕРИАЛЕ
«ЛУНЫ-16»
Плотности треков в кристаллах полевого шпата из
проб Л-16-А-14 и Л-16-Г-11 (с глубины 6-8 и 29-
31 см) изменяются в пределах от 2,5 • 10ь см~2 до бо-
лее чем 2 • 109 см~2. Никакой существенной разницы
между этими двумя пробами не найдено. Плотности
треков сходны с наблюденными в сильно облученных
образцах «Аполлона-11», <• Аполлона-12» и «Аполло-
на-14» и показывают, что эти две пробы состоят из
хорошо перемешанного материала, поступившего из
ряда источников. Эти данные противоположны данным
по ряду образцов грунта «Аполлона-12» и «Аполло-
на-14», которые менее облучены и представляют собой
сравнительно недавние добавки к материалу лунной
поверхности. Измерения термолюминесценции (ТЛ)
показывают в пределах 75% одинаковую естественную
ТЛ (нормализованную по бета-чувствительности) на
двух указанных глубинах колонки. Это сходно с ре-
зультами по колонке «Аполлона-12» на тех же глуби-
нах. Чувствительность термолюминесценции колонки
«Луны-16» очень низкая (примерно в 50 раз меньше,
чем для колонки «Аполлона-12»). Показано, что чув-
ствительность ряда лунных образцов коррелируется со
средним содержанием в них урана, что заставляет
предположить, что ТЛ может быть вызвана редким
минералом, богатым ураном, или связана с фазой, бо-
гатой ураном. Последующие опыты показывают, что
лишь небольшая доля зерен дает вклад в общую тер-
молюминесценцию.
Мы произвели измерение древних треков и
термолюминесценции на двух образцах по
5 лгг — Л-16-А-14 (6-8 см) и Л-16-Г-14 (29-
31 см} — из керпа колонки «Луны-16».
Для работы с первичными треками отдель-
ные кристаллы полевого шпата были сначала
отобраны ручным способом, а затем вмонтиро-
ваны в эпокспдную смолу и протравлены, как
описано раньше [1]. Затем были изготовлены
пластические реплики и последовательно изме-
рены под растровым электронным микроскопом.
Данные по плотностям треков соответствуют
подсчету всего потока по реплике > 0,2 Lyvv;?,
где ЛмаЬс является максимальной длиной потока.
Метод реплик для измерения плотностей отли-
чается от ранее сообщенного нами для пород,
где плотности треков 5-107 елг"2 основыва-
лись на суммарном счете ямок в образцах, рас-
сматриваемых на экране растрового электронно-
го микроскопа. При этом последнем методе плот-
ности треков могут содержать вклад от очень
коротких треков, возникших при отдаче оскол-
ков расщепления от взаимодействия протонов с
высокой энергией. Независимые опыты над не-
которыми породами показали, что плотности
треков от расщепления сильно меняются от од-
ного кристалла к другому даже в одной породе.
Опыты с кристаллами породы, подвергнутыми
отжигу и облученными протонами, показали,
что отдача при распаде создает короткие треки
(< 2 мкм) по сравнению с замедленными иона-
ми группы VH, которые эффективно разделя-
ются при применении критерия подсчета тре-
ков, использованного выше. По этой причине
мы теперь предпочитаем применять метод реп-
лик, хотя какая-то доля от отдачи расщепления
все еще может присутствовать. Мы думаем,
что главная масса треков вызвана затормо-
женными ионами группы VH (20 Z 30),
возникающими в солнечных вспышках или
галактических космических лучах.
Результаты экспериментов показаны на
рис. 1 вместе со сравнительными подсчетами
треков в кристаллах из отдельных слоев двой-
ной колонки «Аполлона-12». Видно, что плотно-
сти треков колеблются от 2,5-108 см~2 до
2-109 см~2. В 30% случаев плотности лежат вы-
ше предела разрешения. Материал колонки
«Луны-16» явно сходен по истории облучения
с наиболее сильно облученными порциями двой-
ной колонки «Аполлона-12». Как мы показали
раньше [2], это в свою очередь похоже на не-
сколько других образцов грунта, привезенных
Изучение древних треков и термолюминесценции на материале «Луны-16»
439
«Аполлоном-12» (12042 и 12044), а также на
образцы реголпта пз колонки «Аполлона-11».
Наши неопубликованные измерения материа-
лов «Аполлона-14» показывают такое же при-
близительное сходство с образцами 14163, 14256,
14148 п 14156. Во всех образцах размер зерен
лежал в интервале между 50 и 150 мкм.
Необычайно высокие плотности треков, най-
денные в кристаллах, взятых на глубинах, по-
казывают, что эти кристаллы когда-то были у
поверхности илп очень близки к ней и подвер-
гались действию сравнительно интенсивных
солнечных космических лучей. Например, кри-
сталл с самой низкой плотностью треков, взятый
с глубины 6—8 см, должен был бы облучаться
в течение 6-109 лет, если бы он всегда оставал-
ся в сфере действия лучей. Большое расхожде-
ние в плотности треков между зернами, взяты-
ми с данной глубины, показывает, что у отдель-
ных зерен были совершенно различные и
(вероятно) весьма сложные истории облучения.
Мы рассматриваем эти сильно облученные образ-
цы как древнее, хорошо перемешанное вещество,
которое было частью реголпта в течение продол-
жительного времени. Маловероятно, чтобы это
вещество происходило пз единого источника.
Вероятно, это смесь материала многих источни-
ков, как местных, так и отдаленных.
В некоторых пробах грунта картина распре-
деления треков иная. Мы показали раньше
[2], что грубозернистый слой из трубки колон-
ки «Аполлона-12», так же как и образцы мел-
кого грунта 12033 (образец из канавки пз Head
Crater) и 12030 (между LEM л Head Crater),
имели ненормально низкие плотности треков.
То же относится и к образцам 14149 (дно кана-
вы) и 14141 (Con Crater). Все они являются об-
разцами, которые сравнительно недавно были
привнесены на лунную поверхность из немного-
численных отдельных источников.
Другие исследователи сообщали о сходном
распределении треков в различных образцах
мелкого грунта пз заборника и кернов [3—6].
Эти авторы согласны только с тем, что в картине
треков для различных образцов имеются разли-
чия, по в ее интерпретации не имеется согласо-
ванности.
Как Крозац и др. [2], так и Комсток и др.
[5] придают особое значение процессу экска-
вации, и последние дают подробную модель для
этого процесса. Присутствие отдельных несме-
шанных слоев также совместимо с этой моделью.
В противоположность этому Аррениус и др. [6]
считают более важным накопление отдельных
слоев через большие промежутки времени и
придают меньшее значение процессу перемеши-
вания даже на небольших расстояниях. Из рас-
смотрения всех этих данных мы вывели, что
имеют место как дискретная слоистость, так и
перемешивание и что проблема состоит в том,
чтобы установить масштабы времени и расстоя-
ния для этих процессов. Наши данные по «Лу-
не-16» содержат очень мало сведений по этому
вопросу, и мы ждем образцов пз более длинных
колонок «Аполлона-14» и «Аполлона-15».
Прп измерении термолюминесценции образ-
цы нагревали до 650° С в аргоне прп 6° С/сек,
пользуясь ранее описанным прибором [7].
На рпс. 2 показаны две кривые нагрева образца
Л-16-А-14 (0,3 мг): одна отражает естествен-
ную термолюминесценцию образца прп его по-
ступлении, а другая — термолюминесценцию,
впоследствии наведенную бета-облучением в
лаборатории. Кривые нагрева Г-14 очень сходны.
Рис. 1. Распределение плотностей треков в полевых шпатах
колонки «Луны-16» по сравнению с распределениями пх в по-
левых шпатах из отдельных слоев колонки «Аполлона-12» .
Эти распределения соответствуют хорошо облученному мелкому
реголиту и имеют гораздо большую долю кристаллов с плот-
ностями >108 см2, чем другие образцы более молодого мелкого
реголита, такие как 12033
Для сравнения показаны также кривые нагрева
образца из колонки«Аполлона-12». Мы устано-
вили для колонки «Аполлона-12», что естествен-
ная термолюминесценция прп температурах
кривой слабого нагрева (т. е. 200° С) сильно ме-
нялась с глубиной, отражая температурный
градиент в колонке [8]. График естественной
термолюминесценции (нормализованной к чув-
ствительности по радиации) в зависимости от
глубины показал быстрое нарастание ТЛ от по-
440
Р. Уолкер., Д. Циммерман
верхности примерно до 8—12 см, за которым
последовало очень медленное ее уменьшение.
Быстрое нарастание приписали проникновению
суточной тепловой волны. Для колонки «Лу-
ны-16» температурный градиент нельзя увидеть
сколько-нибудь детально на образцах лишь с
двух глубин (6—8 и 29—31 см). Оба образца
имели одинаковую нормализованную естествен-
ную термолюминесценцию в пределах 15%; то
же самое относится к образцам колонки «Апол-
лона-12» с тех же глубин. Это указывает на то,
что суточная тепловая волна не проникает боль-
ше чем на 8—12 см в колонке «Луны-16». Об-
разцы «Луны-16» оказали ценную помощь при
выяснении основной природы лунной термолю-
минесценции. Наиболее поразительной харак-
терной чертой термолюминесценции двух образ-
цов «Луны-16» является слабая чувствитель-
Стечение (линейная шкала)
Р я с. 2. Кривые нагрева
А—образца «Луны-16» Л-16-А-14 (глубина 6—8 см), показываю-
щие естественную термолюминесценцию (кривая 1) и термолю-
минесценцию, наблюденную после последовательного нагрева-
ния, следующего за бета-облучением в —20 крад (кривая 2)\
вычтено излучение абсолютно черного тела; Б — образцов ко-
лонки «Аполлона-12» с той же глубины (7—8 см). Кривые на-
грева образца Л-16-Г-14 очень похожи на кривые Л-16-А-14
Р и с. 3. График чувствительности термолюминесценции в за-
висимости от содержания урана для ряда лунных мелких облом-
ков пород. Чувствительность принята как термолюминесцен-
ция, полученная при 325° С в кривой для образца 1 мг после
бета-дозы в 20 крад. Содержания урана взяты из опублико-
ванных данных
ность пх термолюминесценции, т. е. слабая
светоотдача на единицу облучения. Например,
они дают приблизительно в 50 раз меньше света,
чем образцы колонки «Аполлона-12» для той же
дозы. С другой стороны, формы их кривых на-
грева (см. рис. 2) почти тождественны формам
кривых накала образцов колонки «Аполлона-12»
и других лунных пород.
Материал «Луны-16» имеет также самое
меньшее содержание урана из сообщенных до
сих пор для какого-либо лунного образца [9] и
это заставляет предположить, что чувствитель-
ность термолюминесценции может быть связана
с содержанием урана. На рис. 3 мы показываем
график чувствительности термолюминесценции
в зависимости от содержания урана, который,
по-видимому, показывает такую корреляцшо.
Очевидная корреляция подразумевает, что либо
имеется редкий минерал, который сам по себе
связан с ураном и ответствен за всю термолю-
минесценцию, либо количество активационных
центров термолюминесценции в главных мине-
ралах каким-то образом связано с концентра-
цией урана. Для разрешения этого вопроса мы
недавно предприняли широкое изучение термо-
люминесценции отдельных зерен лунных образ-
цов.
Детали этой работы, о которых сообщено
в другом месте [10], показывают, что термолю-
минесценция преимущественно обусловлена
лишь небольшой долей зерен. Такие зерна часто
содержат калий и фосфорсодержащие минера-
лы. Мы раньше вместе с другими [И] думали,
что термолюминесценция обеспечивалась неиз-
менно главной фракцией плагиоклаза. Теперь
мы понимаем, что это не так.
Мы благодарим П. Свена за неоценимую
помощь в работе с электронным микроскопом.
Эта работа была поддержана субсидией НАСА
NGL 26-008-065.
аучение древних треков и термолюминесценции на материале «Луны-16»
441
Литература
1. Crozaz G., Haack U., Hair M., Maurette M., Walker R.,
Woolum D. Nuclear track studies of ancient solar ra-
diations and dynamic lunar surface processes.— Proc.
Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Ac-
ta, Suppl. 1, 1970, 3, 2051—2080.
2. Crozaz G., Walker R., Woolum D. Nuclear track stu-
dies of dynamic surface processes on the Moon and
the constancy of solar activity.— Proc. Second Lunar
Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971,
3, 2543.
3. Fleischer R. L., Haines E. L., Hart H. R., Jr., Wo-
ods R. T., Comstock G. M. The particle track record
of the Sea of Tranquillity.—Proc. Apollo 11 Lunar
Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970,
3, 2103.
4. Lal D., McDougall D., Wilkening L., Arrhenius G. Mi-
xing of the lunar regolith and cosmic ray spectra:
evidence from particle-track studies.— Proc. Apollo
11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl.
1, 1970, 3, 2295.
5. Comstock G. M., Evwaraye A. O., Fleischer R. L.,
Hart H. R., Jr. The particle track record of lunar so-
il.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmo-
chim. Acta, Suppl. 2, 1971, 3, 2543.
6. Arrhenius G., Liang S., MacDougall D., Wilkening L.,
Bhandari N., Bhat S., Lal D., Rajagopalan G., Tamha-
ne A. S.. Venkatavaradan Г. S. The exposure history
of the Apollo 12 regolith.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., Geochim. Cosmochim. Acta. Suppl. 2. 1971, 3,
2583.
7. Hoyt H. P.. Kardos J. L., Miyaiima M.. Seitz M. G.,
Sun S. S., Walker R. M., Wittels M. C. Thermolumis-
cence, x-ray and stored energy measurement^ of Apol-
lo 11 samples.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. ConL. Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 3. 2209.
8. Hoyt H. P., Miyajima M., Walker R. M.. Zimmer-
man D.. Zimmerman J. Thermoluminescence and DTA
of Apollo 12 samples.— Proc. Second Lunar Sci. Conf..
Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971. 3. 2245.
9. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta.
Suppl. 2, 1971, 1, 1.
10. Zimmerman D. W., Zimmerman J., Walker R. M.
Thermoluminescence of lunar samples: measurement
of temperature gradients in core material.— Lunar Sci-
ence Institute on Lunar Geophysics, 1971, to be pub-
lished.
11. Dalrymple G. B., Doell R. R. Thermoluminescence of
lunar samples from Apollo 11.—Proc. Apollo 11 Lu-
nar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1,
1970, 3, 2081.
Лаборатория космической физики Вашингтонского универси-
тета, Сент-Луис, Миссури
Г. М. Комсток,
Р. Л. Флейшер,
X. Р. Харт
РЕГИСТРАЦИЯ ТРЕКОВ
В ЧАСТИЦАХ ГРУНТА
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Мы определили плотности треков частиц в 36 зер-
нах. взятых с двух уровней колонки грунта, достав-
ленного «Луной-16» из Моря Изобилия. Один образец
из близповерхностного участка, другой — с глубины
примерно 30 см. Все, кроме одного кристалла, имели
очень высокую плотности треков >10s см~-. Мы при-
шли к заключению, что весь грунт «Луны-16» облучал-
ся очень близко к поверхности и что «современное»
примешивание ранее экранированного материала с
глубины более 30 см либо было очень незначитель-
ным. либо полностью отсутствовало, слой реголита не-
обыкновенно тонкий, а место посадки «Луны-16» ис-
ключительно древнее ( ~ 3 млрд, лет или более).
Введение. Изучение образцов лунного грун-
та «Аполлопа-11» и «Аполлона-12» установило,
что древние треки ядерных частиц дают по-
лезную информацию о сложной истории смеше-
ния и облучения грунта [1—3]. Колонка грунта
«Луны-16» является ценной пробои пз еще одно-
го лунного участка [4]. Мы определили плот-
ность треков энергетических частиц в зернах
пироксена, оливина и полевого шпата с первого
и четвертого уровней колонки «Луны-16». Наши
анализы еще не закончены, но важность резуль-
татов уже очевидна.
Наблюдения. Нам было предоставлено два
образца грунта по 5 мг с глубин: 0—8 см (Л-16-
17-А с уровня 1, или из зоныЛ [4])и28—32 см
(Л-16-17-Г с уровня 4, пли из зоны Г). Мы про-
травили все пригодные зерна диаметром
>100 мкм. Все, кроме одной, пз нескольких бес-
цветных прозрачных частиц были больше похо-
жи на стекло, чем на полевой шпат: фигуры
травления представляли собой мелкие углубле-
ния с очень низкой плотностью от 2 • 104 до 3-
• 1(Р см~2. Пригодные для изучения образцы, не
похожие па стекло, отмечены в табл. 1. При ис-
следовании кристаллов оливина мы использо-
вали новый раствор для травления [5], для
остальных образцов методика была та же, что и
раньше [6].
Ни один пз образцов, приведенных в табл. 1,
пе мог быть точно просчитан под оптическим
микроскопом. До сих пор только 11 из них бы-
ли сдублированы и просчитаны с использова-
нием трансмиссионного электронного микро-
скопа; для всех ппх была определена плотность
треков р > 108 см~2 за исключением одного
образца (р ~ 4 • 107 см~2). В трех образцах
наблюдался заметный градиент плотности тре-
ков; в этом случае здесь приводится наимень-
шая плотность. Остальным 25 протравленным
кристаллическим образцам приписывался пред-
варительный наименьший предел плотности
треков, основанный на оптическом счете, все
они имели р > 108 см~2. Наблюдаемое распре-
деление плотностей треков показано на рисунке
и в табл. 2.
Обсуждение. На основе нашей ограничен-
ной статпстпки не наблюдается значительного
Таблица 1. Травление кристаллических зерен
диаметром >100 мкм
Уровень 1 Уровень 4 „
Минерал Сумма
Пироксен
Полевой шпат
Оливин
14 13 27
0 1 1
9 * 5 * 8 протр.
36
• Шесть оливинов еще достаточно не протравлены.
Таблица 2. Общая распространенность плотности
треков (в °6)
Плотность треков, см~2 Уровень 1 (А) Уровень 4 (Г)
107
>108
100 (19)
>42 (8)
100 (17)
94 (16)
>41 (7)
Регистрация треков в частицах грунта из Моря Изобилия
443
различия между уровнями 1 и 4. Мы пашлп,
что оба слоя состоят преимущественно из зе-
рен с высокой плотностью треков. Это нахо-
дится в резком противоречии с данными по
грунтам «Аполлопа-11» и «Аполлона-12»
[1—3, 6], которые содержат во всех слоях
большое количество кристаллов с р < 108 см-2.
Л. Л. Кашкаров [7] определил плотность
треков в кристаллах оливина пз всех 5 глу-
бинных интервалов колонки грунта «Луны-16»
и нашел, что процент зерен с р > 5 • 107 см~2
близок к 100% Для самого верхнего уровня 1,
по уменьшается па глубину. Нужно отметить,
что Л. Л. Кашкаров применял менее эффектив-
ный раствор для травления олпвпна, что могло
отразиться на результатах. Однако он нашел
также, что 22 пз 25 кристаллов (88% ) с
р <z 5 • 107 см~2 имели градиент плотности
треков. Это значительно выше, чем величина
около 20% для грунта «Аполлона-12» [1, 2].
Очень высокая плотность треков (р >
> 108 см~г) и значительные ее градиенты внут-
ри кристаллов размером 100 мкм говорят в поль-
зу облучения либо на лунной поверхности, либо
в пределах нескольких миллиметров от нее
[1]. Кристаллы диаметром 100 мкм приобре-
тут наблюденную нами среднюю (медианную)
плотность (1 — 2) • 109 см~г за 106 лет на лун-
ной поверхности, но на глубине 1 мм для этого
же потребуется уже 109 лет. Поскольку в ко-
лонке глубиной 30 см (глубина 4 уровня) со-
держится 3000 слоев по 100 мкм, общее время,
необходимое для того, чтобы каждый пз них
провел ~ 106 лет на поверхности, составит
~ 3 • 10у лет, что приблизительно соответст-
вует возрасту этой морской поверхности.
Выводы. По существу все кристаллы «Лу-
ны-16» были облучены в пределах поверхност-
ного миллиметрового слоя лунной поверх-
ности. Более того, для изученных образцов
грунта нэ наблюдалось совсем или наблюдалось
в незначительной степенп «современное» при-
мешивание ранее экранированного материала
с глубины намного больше 30 см, что было бы
обнаружено по пх низкой плотности треков.
Действительно в общем «экспозиционном
бюджете» нет достаточного времени для того,
чтобы материал с уровней гораздо глубже 30 см
в месте посадки «Луны-16» был бы облучен в
приповерхностных условиях так же полно, как
изученные образцы грунта.
Эти свойства позволяют предположить, что
грунт не был смешан либо «экскавпрован» с
глубины намного больше 30 см, это говорит
о том, что реголит в месте посадки «Луны-16 >
является относительно близповерхностным. Это
согласуется с наблюдениями, что грунт в колон-
ке становится более грубозернистым на глуби-
не [4].
Ллптнастд /npekoff; см~2
Распределение плотности треков с уровня 1 (0—8 еле) и уров-
ня 4 (28—32 с.н). Все определенные величины были измерены
с помощью электронного микроскопа. Цифры слева от значков
со стрелками показывают число кристаллов, для которых
приведены низшие пределы, определенные оптически
Мы рады поблагодарить В. Р. Жиярда,
М. Д. Макдонелла и Дж. Э. Николса за по-
мощь при эксперименте. Эта работа финанси-
ровалась НАСА по контракту NAS 9-11583.
Литература
1. Comstock G. М. The particle track record of the lunar
surface.— Proc. I. A. U. Symposium N 47, the Moon,
Newcastle upon Tyne, England, 1971, in press.
2. Comstock G. M.. Evwaraye A. O., Fleischer R. L.,
Hart H. R., Jr. The particle track record of lunar so-
il.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 2569.
3. Arrhenius G., Liang S., MacDougall D.. Wikening L.,
Bhandar N., Bhat S., Lal D., Rajagopalan G., Tamha-
ne A. S., Venkatavaradan V. S. The exposure history
of the Apollo 12 regolith.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf.. 1971, 3, 2583.
4. Vinogradov A. P. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
5. Krishnaswami S., Lal D., Prabhu N., Tamhane A. S.
Olivines: revelation of track of charged particles.— Sci-
ence, 1971, 174, 287.
6. Fieischer R. L., Haines E. L., Hart H. R., Jr.. Wo-
ods R. T., Comstock G. M. The particle track record of
the Sea of Tranquility.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf, 1970, 3, 2103.
7. Кашкаров Л. Л., Лаврухина А. К., Генаева Л. II.
Некоторые результаты исследований трековым мето-
дом лунного вещества, доставленного автоматической
станцией «Луна-16».— Наст, сборник, стр. 421.
Исследовательский центр Джеперал электрик
Ж. Борг,
Л. Дюрро,
К. Журе,
Л. Л. Кашкаров,
М. Моретт,
П. Морис
ИССЛЕДОВАНИЕ
РАДИАЦИОННЫХ
НАРУШЕНИЙ
И СТРУКТУРЫ ЧАСТИЦ
ОБРАЗЦА «ЛУНЫ-16»
С ПОМОЩЬЮ
ВЫСОКОРАЗРЕШАЮЩИХ
ЭЛЕКТРОННЫХ
МИКРОСКОПОВ
С помощью электронного сканирующего и высоко-
вольтного микроскопов изучены радиационные нару-
шения и особенности структуры микронных и выделен-
ных из фракции 200 меш зерен из образца грунта
Л-16-19. Затем эти особенности были сопоставлены с
таковыми, изученными теми же методами в зернах,
извлеченных из 20 различных образцов лунной пыли
из сборов «Аполлона-11», «Аполлона-12», «Аполлона-14»
и «Аполлона-15».
Образец Л-16-19 похож на наиболее облу-
ченные образцы, доставленные на Землю кораб-
лями «Аполлон», поскольку он содержит:
1) очень округлые зерна пыли микронного
размера с очень высокой плотностью треков
(рис. 1), покрытые сверхтонкими слоями амор-
фного вещества (рис. 2), скорее всего образо-
ванного под влиянием «древнего» солнечного
ветра на эти зерна;
2) большое количество (~70%) полевошпа-
товых зерен во фракции 200 меш, характери-
зующихся плотностью протравленных треков
более 109 трекам2 на внутренних поверхно-
стях, получаемых после полировки; эти треки
наблюдались либо непосредственно прп иссле-
довании на сканирующем электронном микро-
скопе, либо путем изготовления поверхностных
реплик п пх изучения на 100 Кэв электронном
микроскопе (рпс. 3).
За исключением этих черт сходства зерпа
образца Л-16-19, по-видимому, совершенно
отличаются от таковых, извлеченных из образ-
цов пыли «Аполлонов». Характерными осо-
бенностями при этом являются:
1) большая доля зерен микронного размера,
либо содержащих небольшие кристаллиты ве-
личиной от ~ 50 до ~ 1000 А, либо дающих
картины дифракции электронов, характеризу-
ющиеся небольшим количеством центров диф-
ракции (рпс. 4);
2) большая доля (~5О°/о) зерен во фрак-
ции 200 меш, проявляющих аморфные свой-
ства при наблюдении в поляризованном свете.
Тем пе менее исследования на сканирующем
электронном микроскопе показывают, что та-
кие зерна в действительности являются агре-
гатами небольших кристаллов и обломков
стекла (рис. 5), а наблюдения в высоковольт-
ном электронном микроскопе обломков микрон-
ного размера, образующихся при дроблении
этих зерен пз фракции 200 меш, часто показы-
вают очень большие плотности треков (^ 1010
трекам2) во всем объеме зерен.
Калибровочные эксперименты показывают,
что кристаллиты в самой тонкозернистой фрак-
ции грунта Л-16-19 скорее всего являются
термально метаморфизованными треками, а
искусственное облучение высокими дозами
(> 1016 ион! см2} а-частиц низких энергий
(Z? 30 Кэв1аем} и ионов аргона показывает,
что четко выраженные нарушения решетки,
наблюдаемые в зернах микронного размера из
образцов Л-16-19 и «Аполлон-14» — 14249.
могли быть обусловлены их более интенсивным
облучением потоками ядерных частиц низких
энергий. Наконец, качественный анализ, про-
веденный с помощью электронной микроанали-
Р и с. 1. Микрофотографии микронных зерен лунной пыли,
сделанные при 1 Мэв методом темного поля. Зерна на
рис. 1, а — г были выделены из образцов 10084, 12070, 14259
и Л-16-19 соответственно. Эти зерна характеризуются высо-
кой плотностью треков ядерных частиц, часто превышающей
10й трек см2, и выглядят как резкие линии
Р и с. 2. Микрофотография углеродных реплик с выщелочен-
ного участка полевошпатового зерна из фракции 200 мет об-
разца лунной пыли Л-16-19, сделанная при 100 Кэв методом свет-
лого поля. Выщелоченные треки выглядят как тонкие отверстия
с входящими черными стрелками. Изучение зависимости плот-
ности треков в зерне от глубины показывает заметное ее падение
на глубине около 2 мкм. Такое падение скорее всего указывает
на существование в космическом пространстве ядер с низкой
энергией (Е < 300 Кэв аем), имеющих очень короткую длину
пробега в силикатах
Исследование радиационных нарушений и структуры частиц образца «Луны-16»
445
446
Ж. Борг, Л. Дюрро, К. Журе, Л. Л. Кашкарое, М. Моретт, П. Морис
Исследование радиационных нарушений и структуры частиц образца «Луны-16»
447
Р и с. 3. Микрофотографии микронных зерен лунной пыли, по»
крытых очень тонким слоем аморфного вещества, [представлен-
ным темными каемками вокруг зерен, сделанные при 1 Мэв ме-
тодом темного поля. Частицы пыли на рис. 2, а — г были выде-
лены иа образцов 10084, 12070, 14259 и Л-16-19 соответственно
Рис. 4. Картина дифракции электронов, полученная для пы-
левого зерна образца «Луны-16» при 1 Мэв. Эта картина указы-
вает на серьезные нарушения кристаллической решетки зерна,
приводящие как к резкому уменьшению общего числа центров
дифракции электронов, так и’к обширному разбросу диффунди-
рующих электронов, наложенному на центры дифракции
Рис. 5. Полированный участок «аморфного» зерна из фракции
200 меш обр. Л-16-19, наблюдаемый в сканирующем электрон
ном микроскопе после слабого химического травления зерна.
Это зерно, безусловно, является агрегатом небольших кристал-
лов и обломков стекла, а составляющие его зерна характери-
зуются очень высокими плотностями треков ядерных частиц
тической приставки к нашему сканирующему
электронному микроскопу, позволяет предполо-
жить, что зерна, составляющие «аморфные» аг-
регаты во фракции 200 меш, имеют аналогичный
состав, указывая тем самым, что такие агрега-
ты скорее всего являются девитрифицирован-
ными стеклами, а не «лунными микробрекчия-
ми», образующимися в результате спекания ча-
стиц лунной пыли.
Таким образом, представляется возможным,
что пыль обр. Л-16-19 состоит из двух компо-
нентов грунта: «обычного» компонента, состав-
ляющего около 50% зерен, очень похожего на
наиболее облученные и эродированные образцы
грунта, доставленные к настоящему времени
на Землю кораблями «Аполлон», и «экзотичес-
кого» компонента, состоящего из зерен, харак-
теризующихся и более высокой концентрацией
радиационных нарушений, и более сложной ис-
торией термального метаморфизма. Наши
предварительные наблюдения, за исключением
образца «Аполлона-14» 14259, выявили, что
такой компонент обычно значительно менее
распространен в образцах грунта из мест по-
садок «Аполлонов».
Эти различные характеристики пыли, соб-
ранной в районе Моря Изобилия, следует
прежде всего подтвердить, исследуя образцы,
взятые на различных глубинах в колонке грун-
та «Луны-16», и попытавшись более тщательно
отыскать возможный «экзотический» компо-
нент в образцах «Аполлона», так же как и удо-
стоверившись, что «аморфные» агрегаты пз
фракции 200 меш являются действительно
девитрифпцированнымп стеклами. Затем эти
особенности следует применить, чтобы расшиф-
ровать очень сложную историю реголита на
основании изучения зерен «Луны-16». Для
них, вероятно, характерно значительно более
длительное время нахождения в поверхностных
слоях реголита, так же как и более широкое
преобразование зерен в лунную брекчию. Пос-
ледняя была впоследствии эродирована при
бомбардировке поверхности микрометеоритамп
или при «перемалывании» в процессе переме-
шивания.
Необходимо найти новые доказательства
существования в космическом пространстве
частиц низких энергий, т. е. частиц с энергия-
ми, промежуточными между Е = 1 Кэв!аем (ха-
рактерными для ионов солнечного ветра) и
Е ~300 Кэв/аем (характерными для наиболее
низкоэнергетичных ядерных частиц космичес-
ких лучей). Частицы последнего типа обнару-
жены до настоящего времени в космических
лучах во время современных вспышек на Солн-
це приборами, установленными на спутниках.
Центр спектрометрии масс, Орсе, и
Институт электронной оптики, Тулуза,
Национальный центр научных исследований,
Франция
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
Институт физической химии Комитета по атомной энергии,
Сакле, Франция
П. П. Факей,
П. Б. Прайс
ЭКСТРЕМАЛЬНЫЕ
РАДИАЦИОННЫЕ
ПРЕВРАЩЕНИЯ ВЕЩЕСТВА
ЛУННОГО ГРУНТА
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Для сравнения воздействия радиации на зерна
лунного грунта размером 1 мкм, взятые в месте по-
садки <<Луны-16», с данными по четырем точкам по-
садки кораблей «Аполлон» использован метод высоко-
вольтной электронной микроскопии. Радиационные
превращения под воздействием тяжелых космических
частиц в образце «Луны-16» намного значительнее, чем
в остальных четырех образцах. Предполагается, что в
Море Изобилия происходила более слабая миграция
грунта, возможно, вследствие близости района к лун-
ному лимбу. Поэтому бомбардировка электронами вы-
соких энергий в «хвосте» магнитосферы Земли, спо-
собная вызывать электростатическое возбуждение мел-
ких частиц грунта, занимала меньший промежуток
времени.
Введение. Используя методы просвечива-
ющей электронной микроскопии и электронной
дифракции, авторы показали, что образцы лун-
ного грунта «Луны-16» подвергались гораздо
более интенсивным радиационным превраще-
ниям, чем лунный грунт, доставленный при
полетах «Аполлонов» (М. Моретт информиро-
вал авторов о том, что он пришел к аналогич-
ному выводу, используя те же методики). Ре-
зультаты исследований авторов совпадают с
данными Пупо и др. [1], которые изучали
треки в центральной части крупных кристаллов
с помощью сканирующего электронного микро-
скопа, Л. Л. Кашкарова [2], исследовавшего
треки методами оптической микроскопии, л
Кайзера [3], изучавшего изотопы редких
газов.
Наблюдения. Из имевшихся в распоряже-
нии 5 мг грунта, доставленного «Луной-16» с
глубины 7 и 30 см. мы исследовали несколько
сотен зерен размером в пределах одного микро-
на, общий вес которых около 1 нг. Для сравне-
ния изучались зерна тех же размеров из образ-
цов керна 10084 и 12028 и сходных образцов
лунного грунта 14259,82 и 15501,55, доставлен-
ных соответственно при полетах «Аполлонов».
С помощью 650 Ков электронного микроскопа в
Беркли можно изучать треки и другие дефекты
в образцах толщиной примерно до 2 мкм. Мы
умышленно избегали дробления более крупных
частиц, поскольку было нежелательно разбав-
лять образец, составленный из зерен в 1 мкм. ве-
ществом внутренних зон зерен, которые были до
некоторой степени защищены от воздействия тя-
Таблица 1. Степень радиационных превращений в зернах лунного грунта размером 1 мкм (доля частиц
данной категории, в %)
Дифракционная картина «Аполлон- 11», 10084 «Аполлон- 12», 12028 «Аполлон- 14», 14259 «Аполлон- 15», 15501 «Луна-16», слой А «Луна-16», слой Г
1. Стеклянные шарики, картины нет <2 <2 6 7,5 10 12
2. Много интенсивных пятен на дифрак- тограмме, некоторые из них расчле- нены 54 43 27 60 6 8
3. Слабые пятна (от 2 до — 6) на размы- том фоне 29 38 42 22,5 30 20
4. Пятна отсутствуют, зерна аморфные, но угловатые 16 18 25 10 54 60
Альбедо Луны 0,09 до 0,102 0,1 0,102 0,065 —
Радиационный возраст [3], млн. лет 450 — — — 930 —
Экстремальные радиационные превращения вещества лунного грунта из Моря Изобилия
449
желых попов низких энергии. Исследование
проводили по описанной ранее методике [4]: по-
мещали образцы ныли иа чистый лоток микро-
скопа, устраняли все частицы, которые могли
быть удалены при его качании, и проводили на-
пыление угольной пленки на оставшиеся зерна.
Эту пленку можно исследовать непосредственно
под электронным микроскопом или предвари-
тельно протравить в течение 30 сек в растворе,
составленном пз 2HF : IH2SO4: 280НгО. В табл. 1
приведена упрощенная классификация наших
наблюдении по четырем категориям: 1) стеклян-
ные шарики ударного происхождения, которые
в дальнейшем не рассматриваются, поскольку та-
кие дефекты, как треки и подобные им формы
проявления радиационных эффектов, нельзя изу-
чать в стеклах, используя принцип дифракци-
онных контрастов; 2) зерна, дпфрактограммы
~ 3 • 10исэ/“2) или же имеется весьма высо-
кая контрастность и пятнисты й вид вслед-
ствие наложения участков не разрешимых ио
плотности треков: 3) зерна, дпфрактограммы
которых имеют слишком слабую контрастность,
обусловленную утратой дальних порядков,
вследствие чего дефектные структуры не про-
являются; при этом па дпфрактограммах видны
два пли несколько бледных пятен, расположен-
ных па размытом фоне; 4) зерна аморфной
структуры, имеющие только размытые дпфрак-
тограммы, не содержащие пятен. Авторы пола-
гают, что зерна 2, 3 и 4 категорий представляют
различные стадии возрастания разрушения
структуры кристаллов с увеличением времени
воздействия радиации.
Внутри категории 2 средняя плотность
треков увеличивается лишь от ~ 109 см~2 в
Рис. 1. Микрофотографии кристалла клинопироксена (обра-
зец лунного грунта «Луны-16» ). Зерно протравлено в течение
30 сек в растворе состава 2HF : 1H2SO4 : 280Н2О. Плотность
треков чрезвычайно высока, вблизи предела оценки (> 3-
• (О11 трек см-). увел. 75 000
Микрофотографии выполнены: а — методом светлого поля,
б — методом темного ноля
которых напоминают дпфрактограммы облом-
ков монокристаллов и в которых либо обнару-
живается разрешимая плотность треков (до
обр. 15501 до > 1011 см~2 в образцах «Лупы-16>>.
На рпс. 1 представлен типичный пример
зерна пз материала «Луны-16», где плотность
треков все еще поддается оценке, несмотря на
их интенсивность. Показаны микрофотографии,
сделанные в освещенном и темпом поле, чтобы
отметить, что не все треки являются видимыми
при каких-либо одних условиях наблюдения.
На рпс. 2 показана фотография еще более облу-
ченного зерна «Луны-16», где треки уже не
поддаются оценке.
29 Лунный грунт
450
П. П. Факей, П. Б. Прайс
Внутри категории 3 (пример показан ла
рис. 3) основными показателями кристалли-
ческой природы зерна являются его угловатая
форма и присутствие слабых пятен, присущих
монокристаллам, параметры d которых соот-
ветствуют определенному лунному минера-
лу. На оригинале дпфрактограммы при-
сутствуют четыре слабых пятна на одной вер-
тикали; пз них лишь самое верхнее и самое
нижнее пятно проявлены на репродукции.
Детальное изучение зерна не обнаруживает
присутствия включений монокристаллов, что
приводит пас к предположению о потере кри-
сталлом большей части дальних порядков. Дру-
гой пример приведен па рис. 4.
Категория 4 не может быть однозначно оп-
ределена как возникшая за счет радиационного
превращения. Нельзя исключить возможности
Р и с. 2. Микрофотография, полученная методом темного поля-,
на которой показаны типичные черные и белые точки, указы-
вающие на радиационные превращения в кристалле протравлен-
ного пироксена. Отдельные треки совсем неразличимы. Размы-
кание точек на дифрактограмме показывает разрушение кри-
сталлической структуры при значительных радиационных пре-
вращениях, увел. 75 000
образования угловатых обломков стекла разме-
ром 1 мкм путем дробления более крупных
частиц стекла, образованного при быстром ос-
тывании расплавленного вещества. Кроме того,
существует возможность происхождения неко-
торых зерен категорий 3 и 4 вследствие удар-
ных деформации при падении метеоритов. От-
сутствие в каких-либо изученных зернах таких
типичных ударных структур, как микроскопи-
ческое двойникование, приводит к предположе-
нию о маловероятности подобного объяснения.
Используя отношение числа зерен катего-
рии 3 к категории 4 в качестве меры радиаци-
онного превращения, авторы приходят к выво-
ду о возрастании уровня радиационного прев-
ращения в последовательности: «Аполлон-15»,
«Аполлон-11», «Аполлон-12», «Аполлон-14»,
«Луна-16».
Радиационное превращение в кристаллах.
В табл. 2 в качестве основы для оценки плот-
ностей треков в зернах лунного грунта, подверг-
шихся максимальному облучению, мы сопоста-
вили влияние различных видов радиации ла
дифракционные картины силикатных мине-
ралов.
Быстрые нейтроны обусловливают радиа-
ционные превращения посредством случайных
прямых столкновений с ядрами атомов, кото-
рые покидают свое местоположение в кристал-
лической структуре и сталкиваются с большим
числом атомов, прежде чем перейдут в состоя-
ние покоя. В условиях бомбардировки быстры-
ми нейтронами в реакторе одни нейтрон вызы-
вает смещение 102 атомов [5]. Радиационные
превращения в кварце, изученные с помощью
электронной микроскопии, представляются в
виде темных пятен, структура которых не под-
дается расшифровке [6]. При дозе облучения
быстрыми нейтронами. составляющей ~ 5 •
• 1019 см~2 плотность пятен столь велика, что
они начинают сливаться, дифракционные пятна
дробятся, а при возрастании дозы облучения
плотность пятен уменьшается, так же как п пх
количество. Уровень облучения, при котором
дпфрактограмма показывает широкое развитие
процесса разупорядопивания кристаллической
структуры, варьирует примерно от 1 до ~ 3 •
• 1020 нейтрон!см2, что зависит от таких фак-
торов, как дальний порядок и содержание при-
месей. При таких дозах облучения рентгенов-
ская дпфрактограмма. с помощью которой ана-
лизируется больший объем вещества, чем при
электронографии, напоминает по виду рентге-
нограмму стекла. Термин «метамиктное состоя-
ние» относится к минералам, испытавшим столь
интенсивные радиационные превращения, что
при получении рентгеновских дпфрактограмм
они кажутся аморфными.
Данные в третьей колонке табл. 2 запмство-
Экетремалъные радиационные превращения вещества лунного грунта из Моря Изобилия
451
вапы из великолепной работы Холланда и Готт-
фрпда [7], доказавших, что природа радиа-
ционных превращений в цирконах связана с
альфа-распадом урана, тория и пх дочерних
продуктов. Эти авторы ясно показали, что глав-
ная причина радиационных превращений за-
ключена в распаде дочерних атомов, сопутству-
ющих a-излучению, и определили, что эмиссия
каждой «-частицы в цепи радпактивиого распа-
да приводит к смещению около 500 атомов.
Хотя спонтанный распад происходит крайне
редко (одно деление на 3,5 • 107 а-частиц при
отношении Th/U около 4) и его вклад в общее
радиационное превращение сравнительно не-
велик, знание возрастного датирования треков
распада стало возможным вследствие интен-
сивной концентрации химически активных
радиационных превращений вдоль направления
наблюдать в виде коротких следов пробега.
Радиационные превращения в цирконах [10],
вызванные «-распадом, при пх изучении мето-
дом просвечивающей электронной микроскопии
(без химического травления) проявлены в
форме темных пятен, аналогичных наблюдае-
мым прп бомбардировке быстрыми нейтронами.
Уровень радиационного превращения при
«-распаде, который, по данным Холланда и
Готтфрида [7], указывает на полную неупо-
рядоченность структуры или метамиктное состо-
яние в цирконах, составляет ~ 5-10 19 и-рас-
nadlcM2. Эта доза облучения сопровождается
примерно ~ 1,6 • 1012 делений)см\ что соот-
ветствует поверхностной плотности треков при-
мерно ~ 1,6 • 109 см~2. Важно отметить, что
вряд ли возможно изучение треков де-
ления урана, плотность которых достигает
Рис. 3. Электронная дифрактограмма показывает, что кри-
сталлическая структура чрезвычайно близка к аморфному со-
стоянию, что, вероятно, обусловлено экстремальным радиаци-
онным превращением. Микрофотография этого зерна не обна-
руживает дифракционного контраста, увел. 100 000
Рис. 4. Микрофотография ненротравленного кристалла кли-
нопироксена, выполненная методом темного поля. Виден внеш-
ний аморфный слой около 500 А, обусловленный радиацией
солнечным ветром; черные и белые точки радиационных превра-
щений ниже аморфного слоя; довольно удовлетворительно раз-
личимы треки во внутренней зоне кристалла. Дифрактограмма
снята на материале из внутренних зон кристалла, увел. 167 000
движения частиц. Намного позднее открытия
треков распада [8] Хуан и Уокер [9] показа-
ли, что следы радиационных превращений, вы-
званных «-распадом в некоторых благоприят-
ных средах, можно подвергать травлению и
~109 см~2, поскольку сказывается наложе-
ние аккумулированного фона превращений,
вызванных «-распадом. (Этот предел может
быть гораздо ниже в минералах, менее воспри-
имчивых к разупорядоченпю структуры при
радиации по сравнению с цирконом.) Отсюда
следует, что если треки, плотность которых
превышает 109 см~2, можно наблюдать с по-
мощью просвечивающей электронной мпкро-
29*
452
П. IT. Факей, И. Б. Прайс
скопни, то их происхождение следует связы-
вать либо с воздействием тяжелых попов, либо,
возможно, с делением Ра244 (поскольку отноше-
ние числа распавшихся а-частпц к числу деле-
ний для Рп244 в 105 раз ниже, чем для U238), ио
не с делением U238. В самом деле, при приме-
нении просвечивающей электронной микроско-
пии можно показать возможность отличать тре-
ки тяжелых ионов от треков распада Рп244 и
U238 путем определения отношения темных пя-
тен и треков.
Как для быстрых нейтронов, так и для пре-
вращении вследствие а-расиада интервал доз
облучения, при которых дифракционная кар-
тина изменяется от слегка расширенной до
резко ослабленной, охватывает величины, разли-
чающиеся в 10 раз. Если применить тот же
порядок величин для изучения треков ионов
личины показаны в скобках в табл. 2. Для
первых двух видов радиации число смещен-
ных атомов составляет величину от 12 до 30%.
Это должно соответствовать дозе радиации
ионами железа примерно от 10 до 25 • 1012 см~2
при допущении 40 смещений па единицу про-
бега атома, пересеченного ионом железа с низ-
кой энергией. При этом имеется в виду, что
радиационные превращения, вызванные более
легкими попами, сопутствующими ионам же-
леза, не превышают приведенную величину бо-
лее чем в два раза.
Таким образом, оказалось, что в образце
грунта, доставленного из Моря Изобилия «Лу-
ной-16», примерно 80% кристаллического ве-
щества с диаметром частиц, не превышающим
приблизительно ~ 2 мкм, подвергалось бомбар-
дировке ионами, интенсивность которой более
Таблица 2. Влияние радиации на структуры кристаллов *
Быстрые нейтроны в двуокиси
Дифракционная картина кремнезема [6] (доля
смешенных атомов)
Распад урана и тория
в цирконе [7] (доля
смещенных атомов)
Треки ионов железа в лунных
силикатах (доля смещенных атомов)
Фиксируемое расширение -5-Ю11 п^/см2, (^2%)
дифракционных точек
Слабая дифракция, или «ме- —3-1020 rijlcM2 (—12%)
тамиктность»
• Для вычисления доли смещенных атомов авторы допускают
500 смещений на а-частицу в цирконе [7], 40 смещений на
энергий.
—4* 1018 a/cjt3 (-3%) —5-1011 слГ2 (^0,6%)
—5-Ю19 а/см3 (—30%) Интенсивное радиационное
превращение; плотность тре-
ков не поддается оценке
следующие величины: 120 смещений на быстрый нейтрон [5],
длину сдвига атома, пересеченного ионами железа низких
железа в силикатах (табл. 2, колонка 4), мож-
но прийти к выводу, что дифрактограмма, на
которой пятна отсутствуют или встречаются
лишь несколько слабых пятен, указывает на
плотность треков 5 • 1012 см~2. Точность это-
го числа невысока, поскольку дифрактограмма
не указывает на наличие радиационных прев-
ращений до тех пор. пока плотность треков
ионов железа не достигнет столь высокой ве-
личины, что опа почти не поддается оценке.
Приводимая нами оценка порога расширения
дифракционных точек, составляющая 5 •
• 10й см~2, вполне может отличаться от истин-
ной вдвое вследствие трудностей, возникаю-
щих при подсчете перекрывающихся треков.
В случае, если электронография указывает
на весьма неупорядоченную структуру, или ме-
тамиктизацию, то соответствующую ей плот-
ность треков можно определить независимым
путем при сравнении доли смещенных атомов
для трех видов радиации: воздействия быстрых
нейтронов, ионов железа и a-распада. Эти ве-
~ 5 • 1012 ионов Fe/см2. С позиций рентгенов-
ской кристаллографии можно считать, что боль-
шая часть наиболее мелкой фракции лунного
грунта находится в метамиктном состоянии.
Применение полученных данных к пробле-
мам Луны. Пупо и др. [1] и Л. Л. Кашкаров
[2], применявшие методики с более низкой
разрешающей способностью, обнаружили, что
кристаллы диаметром более 100 мкм также
подвергались интенсивной радиации. Как пра-
вило, плотность треков в центральной части
крупных зерен ~5- 108 см~2, и лишь в самой
нижней части колонки керна (па глубине 35 см}
найдено несколько кристаллов [2], плотность
треков в которых менее 108 см~2. Данные [11 —
13] изучения спектра плотностей треков в стек-
лах по программе «Сервейор» (недавно усовер-
шенствовано авторами на материале из района
с максимальной плотностью треков) позволили
заключить, что как крупные зерна лунного
грунта, так и зерна из фракции 1 мкм находи-
лись на поверхности Луны в течение сопоста-
Экстремальные радиационные превращения вещества лунного грунта из Моря Изобилия
453
впмых промежутков времени. Таким образом,
изученная нами мелкая фракция лунного грунта
подвергалась радиации в течение сравнительно
длительного интервала времени.
Кайзер [3] определил радиационный воз-
раст грунта «Лупы-16» в 930 ± 300 млн. лет
по сравнению с аналогичной величиной 450 ±
± 150 млн. лет по образцам «Аполлона-11».
Кроме того, значительный избыток Аг40, по
данным того же автора, указывает на длитель-
ный период воздействия солнечного ветра. Эти
данные показывают, что образцы «Луны-16»
находились на глубине 1—2 м от поверхности
Луны в течение срока, примерно вдвое превы-
шающего зафиксированный для «Аполлона-11».
Это указывает на то, что скорость отложения
илп перемешивания лунного грунта в первом
случае была вдвое меньше. Действительный
геологический возраст обоих сравниваемых об-
разцов, вероятно, укладывается в интервале
3—4 млрд, лет и не имеет такого отношения к
данному обсуждению, как радиационный воз-
раст. Однако интересно отметить, что на осно-
вании данных по морфологии и частоте встре-
чаемости ударных кратеров Ронка [14] пришел
к выводу о том, что Море Изобилия — это древ-
нейший участок поверхности лунных морей.
Альбедо поверхности в точке прилунения
«Луны-16» составляет значительно более низ-
кую величину по сравнению с данными, по-
лученными в других местах посадок лунных
космических кораблей (табл. 1, строчка 4),
что согласуется с выводом об обратной корре-
ляции дозы радиации и величины альбедо па
поверхности лунных морей [15, 16].
Весьма интересное наблюдение сделал Голд
[17], установивший, что в течение четырех
дней каждого месяца во время прохождения
Луной «хвоста» магнитосферы Земли поверх-
ность видимой стороны подвергается бомбарди-
ровке электронами с энергией в несколько со-
тен электрон-вольт. В то же время на обрат-
ной стороне Луны такой процесс не происхо-
дит. Такой порядок величин энергий приводит
к образованию ряда вторичных электронов при
столкновении первичного электрона с зернами
лунного грунта, причем последние приобретают
положительный заряд. В то же время вторич-
ные электроны с низкой энергией фиксиру-
ются в близлежащих зернах и сообщают им
отрицательный заряд. В лабораторных усло-
виях при бомбардировке электронами с энер-
гией в несколько киловатт было воспроизведено
значительное по масштабам передвижение мел-
кораздроблепиого вещества [17]. Попы и
электроны солнечного ветра, которые равномер-
но бомбардируют обе стороны поверхности
Луны, имеют слишком низкую скорость, вслед-
ствие чего вторичные электропы пе образу-
ются в значительных количествах, а солнечный
ветер пе приводит к электростатическому воз-
буждению лунного грунта.
Голд предполагает, что бомбардировка лун-
ной поверхности электронами «хвоста» магни-
тосферы Земли может являться причиной пе-
ремещения заряженных мелких частиц лунно-
го грунта па значительные расстояния; это
справедливо лишь для поверхности видимой
стороны Луны. Миграция лунного грунта, вы-
званная электростатической индукцией может
играть значительную роль в объяснении вто-
ростепенных элементов лунной морфологии,
даже если не считать, что огромные различия
в облике видимой и обратной сторон Лу-
ны обусловлены исключительно благоприят-
ными условиями формирования лунного грунта
в морях ее видимой стороны. Место прилуне-
ния «Луны-16» (56° 18х в.д.) находится гораздо
ближе к лунному лимбу, чем места посадок
американских космических кораблей. Исклю-
чительно благодаря эффекту косинуса грунт
«Луны-16» не подвергался такой прямой бом-
бардировке электронами «хвоста» магнитосфе-
ры Земли, как образцы «Аполлонов». Таким
образом, скорость перемешивания грунта «Лу-
ны-16» в процессе его поверхностной миграции,
вероятно, была меньше, а аккумулированная
доза радиации солнечными и галактически-
ми тяжелыми ионами выше по сравнению с
зафиксированными для образцов с «Апол-
лонов».
Если поверхностная миграция грунта, обу-
словленная электростатической индукцией, иг-
рает важную роль, то дальнейшее исследова-
ние видимой стороны Лупы должно привести
к выявлению зависимости миграции от глуби-
ны взятия образцов и пх географического по-
ложения. Наименее подвижные, а потому под-
вергшиеся максимальной радиации лунные
грунты должны быть обнаружены в районах
долгот, близких к лимбу. Одпако в этих участ-
ках наиболее облученный материал концентри-
руется па меньших глубинах по сравнению
с грунтом, бомбардируемым электронами «хво-
ста» магнитосферы Земли. Грунты, подверг-
шиеся максимальному облучению, должны
быть обнаружены па обратной стороне Луны.
Авторы пе установили заметных различий в ве-
личине доли сильно облученного лунного грунта
па глубине 7 и 30 см в образцах «Лупы-16». Ве-
роятно, для наблюдения четкой зависимости
дозы радиации от глубины взятия грунта потре-
454
П. П. Факей, П. Б. Прайс
буется отбор проб с большей глубины. В этом
аспекте большой интерес представляют образцы,
взятые астронавтами «Аполлопа-15» при буре-
нии до глубины 250 см.
Большую пользу принесли обсуждения с
Н. Траском и Т. Голдом. Данное исследование
финансировалось субсидией НАСА NGL 05-
003-410.
Литература
1. Poupeau G., Chetrit G. С., Pellas Р. Private commu-
nication.
2. Kashkarov L. L. Private communication to R. L. Flei-
scher.
3. Kaiser W. A. Rare gas studies in Luna 16 fines by
stepwise heating technique; a low fission solar wind
Xe.— Earth Planet. Sci. Letters, 1971. 13, 387.
4. Barber D. J., Hutcheon I., Price P. B. Extralunar dust
in Apollo cores? — Science, 1971, 171, 372.
5. Billington D. S., Grawford J. H. Radiation damage in
solids.—Princeton Univ. Press, 1971, 36.
6. Wittels M. C. Structural behavior of neutron irradia-
ted quartz.— Phil. Mag., 1957, 2, 1445; P. P. Phakey.
Unpublished results, 1969.
7. Holland H. D., Gottfried D. The effect of nuclear ra-
diation on the structure of zircon.— Acta Cryst., 1955,
9, 291.
8. Price P. B., Walker R. M. Observation of fossil partic-
le tracks in natural micas.— Nature, 1962, 169, 732.
9. Huang W. H., Walker R. M. Fossil alpha-particle re-
coil tracks: A new method of age determination.—
Science, 1967, 155, 1103.
10. Barber D. J., Price P. B. Unpublished results, 1964;
Bursill L. A. McLaren A. C. Transmission electron
microscope study of natural radiation damage in zir-
con.— Phys. Stat. Solidi, 1966, 13, 331.
11. Crozaz G., Walker R. M. Solar particle tracks in glass
from the Surveyor 3 spacecraft.— Science, 1971, 171.
1237.
12. Fleischer R. L., Hart II. R., Comstock G. M. Very
heavy cosmic rays: Energy spectrum and implications
for solar erosion.—Science, 1971, 171, 1240.
13. Price P. B., Hutcheon I., Cowsik R., Barbey D. J.
Enhanced emission of iron nuclei in solar flares.—
Phys. Rev. Letters, 1971, 26, 916.
14. Ronca L. B. Age of lunar mare surfaces.— Geol. Soc.
Amer. Bull., 1971, 82, 1743.
15. Gold T., Cambell M. J., O'Leary В. T. Optical and
high-frequency electrical properties of the lunar samp-
les.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cos-
mochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 3, 2149.
16. Borg J., Maurette M., Durrieu L., Jouret C. Ultra-mic-
roscopic features in micron-sized lunar dust grains
and cosmophysics.— Proc. Second Lunar Sci. Conf..
Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 3, 2027.
17. Gold T. Evolution of mare surfaces.— Proc. Second
Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2,
1971, 3, 2675.
Отделение физики, Калифорнийский университет, Беркли,
США
А. П. Виноградов,
Ю. М. Артемов
АБСОЛЮТНЫЙ
ВОЗРАСТ МАТЕРИАЛА
ЛУННОГО РЕГОЛИТА
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
В результате определения абсолютного возраста
материалов лунного реголита из Моря Изобилия для
тонкой фракции реголита (мельче 0,083 мм) из зоны В
колонки было получено значение возраста 4,65-108 ±
±0,4-108 лет (2о) с использованием в качестве
первичного отношения Sr81/Sr8Q значения 0,69884
(ADOR). К этому значению возраста близка также воз-
растная оценка по отношению Pb2Q1 /РЬ2>)6. Использо-
вание в качестве первичного отношения Sr81 /Sr86 зна-
чения 0,69898 (BABI) уменьшает расчетное значение
возраста тонкой фракции реголита до 4,25 • 109 лет.
Тонкая фракция лунного реголита из Моря Изобилия
характеризуется также минимальной величиной до-
бавки радиогенного Sr81, минимальным значением
Rb/Sr отношения и максимальным значением K/Rb от-
ношения по сравнению с аналогичным лунным ма-
териалом из других точек.
Для фракции разнозернистого габбро и выделенной
из этой же фракции более полевошпатовой части мате-
риала Rb—Sr изохронным (по породе и минералу из
породы) методом получено значение возраста 3,5-1(Р±
±0,6 108 лет (2в) с первичным значением отношения
Sr81/Sr8Q 0,6991 (0). Этот возраст соответствует времени
кристаллизации отдельных минеральных фаз породы.
На основании проведенных исследований делается зак-
лючение, что значение возраста 4,4 • 10Q — 4,7 • IO3 лет
соответствует времени дифференциации первичного
вещества Луны и значение возраста около 3,5 • 109 лет
соответствует возрасту максимального выплавления ос-
новных пород морской лунной коры. Реголит морских
территорий, как, очевидно, и реголит континентальных
областей, образовался в основном из местных пород, на
которых* он залегает.
Из лунных материалов, доставленных авто-
матической станцией «Луна-16», нами были
исследованы несколько отдельных образцов.
Образец тонкой фракции реголита был отобран
из зоны В буровой колонки (фракция мельче
0,083 мм) [1, 2]. Фракция габбро (сборное раз-
нозернпстое) была собрана из различных уча-
стков колонки. Из нее без дробления были
визуально с помощью бинокулярного микро-
скопа. отобраны более светлые, преимуще-
ственно полевошпатовые частицы с включени-
ями темного цвета, общим весом около 10 мг.
Химическая обработка образцов произво-
дилась по обычно применяемой схеме [3—6].
Образцы разлагались смесью кислот HF и
НСЮ4, в одном случае было сделано также па-
раллельное разложение одной из навесок тон-
кого реголита смесью кислот HF и НС1 с соот-
ветствующими мерами предосторожности [7],
которое дало, по оценке результатов, идентич-
ную полноту разложения. Все операции разло-
жения производились в тефлоновой аппарату-
ре. Обогащенные изотопные индикаторы Sr84,
Rb87 и К41 были применены для определения
количеств Sr, Rb и К методом изотопного раз-
бавления, индикаторы обычно добавлялись пе-
ред разложением образцов. Индикаторы не до-
бавлялись в аликвотные навески образцов в тех
случаях, когда из них выделялся стронций для
измерения изотопного отношения Sr87/Sr86 в це-
лях максимально возможного обеспечения чи-
стоты эксперимента.
Для ионообменно-хроматографического вы-
деления анализируемых элементов использова-
лась ионнообменная смола «Дауэкс 50ВХ8»
200—400 меш. Общая длина системы колонок
около 50 см. Элюирование производилось рас-
творами НС1 различной нормальностп при
домывке фракций на отдельных колонках, для
разных случаев использовались 0.6 н. раствор
HNO3 и 1,0 н. раствор НС1. Реактивы, исполь-
зовавшиеся для аналитических целей, были
предварительно очищены.
Средняя величина холостого опыта для
полного объема аналитических процедур в рас-
чете на навеску образца 100 мг была для
Sr — 1,5 • 10“8 г, для Rb — 4 • 10"9 г и для К —
2 • 10-6 г.
456
A. JI. Виноградов, Ю. M. Артемов
Измерение изотопных отношении Sr87/Sr86
производилось на масс-спектрометре типа МИ-
1311 с радиусом центральной траектории
300 мм одно лучевым методом с последующей
интерполяцией измеренных величин ионных то-
ков [8, 9]. Использовалась непрерывная раз-
вертка магнитного поля с меняющейся ско-
ростью, время регистрации области максимума
(плато) ионного тока больше 9 т во всех слу-
чаях. Выходная щель источника ионов 0,05 мм.
Ионизация стронция производилась с предва-
рительно тренированной центральной тантало-
вой ленты. Для измерения ионного тока ис-
пользовался усилитель постоянного тока с
входным сопротивлением 5-10llQ. Имеренпя
производились на фиксированном уровне ион-
ного тока Sr87—(6—5) • 10-13 а ±10%. Для
регистрации был применен цифровой вольт-
метр типа ЭЦПВ-3. Наличие в приборе парал-
лельного канала усиления с входным сопротив-
лением 1 • 1012Q позволяло дополнительно конт-
ролировать во время опыта спектр по Rb на
уровне 1 :4000 относительно Rb85/Sr87. В рабо-
чем режиме измерения Sr ионный пучок был
практически чистым от других ионов. Вакуум-
ные условия в рабочем режиме не хуже 3 •
•10-8 мм рт. ст. по показаниям калиброванных
магнитно-ионизационных датчиков; в устано-
вившемся рабочем режиме на вакуумные пока-
затели не влияла работа источника ионов или
прогрев отдельных участков системы прибора.
Уровень разрешения, относительно возможно-
сти наложения дополнительного сигнала на
Sr87, был проверен путем измерения уровня
ионного тока в приготовленном препарате изо-
топов Sr86 и Sr84, выведенных на уровень рабо-
чих интенсивностей, и отношения Sr88/Sr86
в обычном стронции в районе массы 85. Этот
уровень при рабочих условиях измерения луч-
ше чем 1 :9900 по отношению возможного
уровня ионного тока на массе 85 к полусумме
интенсивностей соседних пиков. Линейность
конечного результата для отношения Sr87/Sr86.
нормализованного к значению отношения Sr86/
/Sr88, равному 0,1194, была проверена методом
добавок (сравнением значений Sr87/Sr86, рассчи-
танных по весовым величинам смешения,
с измеренными значениями Sr87/Sr86) для диа-
пазона значений от 0,7032 до 0,7144. Эта про-
верка показала, что линейность в этой области
не хуже, чем воспроизводимость результатов
измерений. Результат прямой проверки линей-
ности смешением аликвотного образца топкой
фракции реголпта с весовым количеством рас-
твора, содержащего стронций, стандарта «Эй-
мер и Аменд», показан на рис. 1. Оценка вос-
производимости наших измерений отношения
Sr87/Sr86 (нормализованного) может быть про-
изведена по 6 независимым измерениям этого
стандарта, выполненным в течение этой работы.
Она находится на уровне ± 0,0002 (2о) в еди-
ницах величины отношения Sr87/Sr86 для от-
дельного независимого измерения. Среднее при-
нятое нами значение отношения Sr 87/Sr86. нор-
мализованное для стандарта «Эймер и Аменд»,
равно 0,70800 ± 0,00007 (2о) с 95 % -пой довери-
тельностью, причем наше некоррелированное
инструментальное значение несколько меньше,
но практически находится в пределах ука-
занной ошибки. Для отношения Sr86/Sr88 наша
средняя инструментальная величина близка к
принимаемому значению 0,1194 (^0.11945
соответственно). Для Sr, выделенного из ко-
ралла (Марианские острова), значение Sr87/Sr8<?
0,7080-
0>70№=
07000х---±-
' 0,0%
±0,00012) 1
I I ! I I .
00% 700%
Полученное
значение
СмесЬ °'7ОЩ°)±0№М
Ожидаемое ।
значение |
О,7ОМ(5)Ц<00020
Содержание стандарта „3 и Я” д смеси
Рис. 1. График проверки линейности измерения отношения
Sr87, Sr86_Днормализованного)
Рис. 2. График корреляционной зависимости отношения
K/Rb от величины измеренного отношения Sr87 Sr8C для топкой
фракции реголпта из различных территорий Луны ( «Луна-16» ,
«Аполлон-11, 12, 14 и 15» )
Р и с. 3. Изохронный Rb—Sr график для тонкой фракции
лунного реголита из различных территорий Луны ( «Луна-16» ,
«Аполлон-11, 12, 14 и 15»)
равно 0,7090 ± 0,0001. Дополнительно следует
отметить, что экспериментальная проверка по-
казала в нашем случае, что изменение парамет-
ров измерительного комплекса в направлении
дальнейшего увеличения чувствительности ска-
зывается на воспроизводимости результатов.
В масс-спектрометр МИ-13Г1, на котором про-
изводилось измерение изотопного состава Sr,
Абсолютный возраст материала лунного реголита из Моря Изобилия
457
никогда не заносились препараты, которые
могли бы содержать Rb смещенного изотопного
состава, и измерения производились только
при не отличимом от нулевого уровня сигнале
на массе 85. Масс-спектрометр в период, пред-
шествующий измерениям, был проверен по
всем параметрам, дополнительно съюстирован,
п были внесены некоторые изменения в отдель-
ные узлы с целью оптимизации аналитических
характеристик. Юстировка источника ионов
производилась по последовательной схеме с
экспериментальным подбором оптимальных ус-
ловий фокусировки по геометрии ионного пуч-
ка, осевой фокусировке и т. д. [9].
Для измерения изотопных отношений К,
Rb и Sr в методе изотопного разбавления на-
ми использовался модернизированный масс-
спектрометр тппа МС-4 (с радиусом 200 мм),
Принятые нами величины изотопных отно-
шений в расчетах для метода изотопного раз-
бавленпя, на которые сделана корректировка,
следующие К39/К41 = 13,53; Rb85/Rb87 = 2,591;
Sr84/Sr88 = 0,006748. Прямое инструментальное
значение отношения К41/К40 для реактивов
561 ± 11 (2о). Образец стандарта «Эймер и
Аменд» был получен нами из лаборатории Гео-
логической сулжбы Канады через В. А. Гри-
ненко.
Содержание К, Rb, K/Rb отношение и пер-
вичное отношение Sr87/Sr86. Рассмотрение ряда
вопросов, связанных с вариацией К/Rb отно-
шения и содержаний К и Rb в различных лун-
ных материалах, важно для понимания про-
цессов, приведших к образованию реголпта и
пород, встреченных на поверхности Лупы. Со-
держание Rb в образцах тонкой фракции рего-
понпзация Sr производилась с центральной
танталовой лепты, а К и Rb — с вольфрамо-
вой. Источники попов с установленными леп-
тами предварительно тренировались и прове-
рялись затем на чистоту по этим элементам
в масс-спектрометре. Наша воспроизводимость
измерении количеств К, Rb и Sr методом изо-
топного разбавления 1,5—2,5% для Sr и Rb
и 2—3,5% для К в пределах 95 %-пой довери-
тельности. Для анализа образца существенно по-
левошпатовой фракции (табл. 1) точность
определения Rb и Sr хуже, так как измерение
производилось из минимального количества
материала (основная часть образца была ис-
пользована в аликвоте, откуда измерялось от-
ношение Sr87/Sr86) в условиях сокращенных
химических процедур и заметной неполноты
разделения.
лита, как правило, выше, чем в образцах ба-
зальтов и габбро, доставленных пз этих же
районов. Исключением из этого являются ба-
зальты высококалпевой группы («Аполлон-11»)
п образцы пород, условно обозначаемых крипо-
вымп, отличающиеся высоким относительным
содержанием К, TR и Р [6, 10—13].
Из различных возможных корреляционных
построений нами па графике (рис. 2) пока-
зано изменение отпошеппя K/Rb относительно
измеренного отношения Sr87/Sr86 в образцах
тонкой фракции луппого реголпта пз различ-
ных ситуаций («Лупы-16» и «Аполлоны >) по
результатам обобщения соответствующих дан-
пых [12—18]. Корреляция между этими ве-
личинами достаточно заметная. Общий диа-
пазон отношений K/Rb в тонкой фракция ре-
голпта находится в пределах 260—470. Дна-
458
А. П. Виноградов, Ю. М. Артемов
Т аблпца 1. Результаты измерения образцов, доставленных автоматической станцией «Луна-16»*
Образец
Содержания
в частях на
миллион 2* K/Rb Rb/Sr Sr84/Sr88 Rb86/Rb87 К41 К40 Rb87 Sr88 Sr87/Sr88 з* Sr87/Sr88, Возраст,
------------ первичное млрд, лет
К Rb Sr
1. Тонкая фракция
а) реголита (слой В) б) то же 1Г| 15 993 2,08 278 .283 46"±2о 475+12 0,0079 О,Оп73 0,00678± ±0, OUU10 2,59±0,02 550+18 0,02310+ ±0,00090 - - 0,02154± ±9,00060 (0,7004± ±и,0002) 0,7003 0,7002 0,70i i3 0,69884 0,69898 4,65±0,40 4,25±0,40
Ср. 0,7002(7) ±И,00ОГ2
2. Сборная фракция разнозернистого габбро 1250 1,65 315 800+811 О,ЬО52 0,00680± ±0,00010 — - 0,015Ю± +0,00060 0,6999 0,6998 0,6998 0,6991(0) 3,5±0,6
Ср. 0,6998(5) ±0,оООГ2 0,6991(0) 3,5
3. Светлая, преиму- щественно полево- — 1,01 750 — 0,0013 _ _ 0,00400 +0,00060 0,6993(0) ±0,00015
шпатовая часть, вы-
деленная из фрак-
ции разнозерни-
стого габбро
* Все ошибки даны с 95%-ным доверительным уровнем. Воз-
даст рассчитан, исходя из значения Хррв? = 1,39-10-11 лет-1.
2* Ошибки определения содержаний элементов суммированы и
приведены к величинам ошибок соответствующих отношений
по K/Rb и Rb87/Sr88. Содержание К для фракции
габбро взято из предыдущей работы [1], K,Rb отношение для
этой фракции рассчитано в соответствии с 10%-ным содержа-
нием светлой части в неразделеннсй фракции габбро.
• * Значения отношений Sr87/Sr88 нормализованы к отношению
Sr88/Sr88 = 0,1194. Значение Sr87/Sr88 отношения для стандарта
«Эймер и Аменд» = 0,7080(0). Для светлой части фракции
габбро значение ошибки отношения Sr87/Sr88 статистическое.
Примечание. Настоящая работа представлена к опубли-
кованию в сборнике 10 марта 1972 г.
Таблица 2. Содержание некоторых элементов в различных образцах тонкой фракции «Луны-16»
(по данным разных авторов)
Автор Слой, образец Содержание, ч. н. млн. Отношение Rb-Sr TBABI. млрд, лет
К Rb Sr Pb и K/Rb т> И -^• 1002 Sr87/Sr88 * Sr
1. 2. 3. 4. 5. Папанастасиу и Вассербург, Тера и др. [12, 21, 32] Аллегре и др. [23] Виноградов и Артемов (эта работа), Виноградов [1, 2] Найквист и др. [31], Хаббард и др. [13, 31] Филпотте и др. [14] А-2, А2-3 А-39 Г-2, Г-50 В В А-3, А-37 Г-3, Г-47 А-4 Г-4 844 1047 1015 993 976 865 1077 850 880 1,79 1,89 2,45 2,2 2,08 1,82 1,87 1,90 1,94 1,85 1,90 271 272 294 278 283 280 296 304 244 271 о о II! 1 1 1-л. СП 0,34 0,24 0,25 0,31 0,38 0,39 470 440 460 475 520 460 66,1 69,5 83,3 79,4 73,2 65,1 75,8 70,1 0,70009 0,70015 0,70016 0,70042 0,70027 0,70011 0,70015 4,17 4,20 4,25 4,33
* Средние оценки 950 2,0 280 Отношения Sr87/Sr88 скорректированы согласно оценкам авторов к : сравнимым 0,32 475 значениям. 72,0 0,70020 4,25
Абсолютный возраст материала лунного реголита из Моря Изобилия
459
пазоп отношении K/Rb для исследованных
лунных пород дает интервал значений 260—
900, в том числе для группы лунных базаль-
тов и габбро, среди которых, как известно,
имеются два типа пород с отношением около
750—900 (морские базальты «Луны-16» и
«Аполлонов») п со значением около 400—500
(пеморские базальты «Аполлона-14» и «Апол-
лона-12» и высоко-К базальты «Аполлопа-11»)
[6, 10, 12, 14, 19]. Более низкие значения отно-
шения K/Rb имеют некоторые другие породы,
например типа крипа.
Рассмотрение вопросов о возрастных Rb-
Sr оценках для тонкой фракции реголита и
в общем виде для возрастных аспектов лунной
петрологии связано с предварительным прин-
ципиальным решением об исходной (первич-
ной) величине отношения Sr87/Sr86, используе-
мого в расчетах для одностадийной модели.
Как известно, на основе прецизионной ра-
боты по определению возраста Rb—Sr методом
семи ахондритов [20] была найдена величина
первичного отношения Sr87/Sr86, равная
0,69898 ± 0,00003 (уточненные оценки авто-
ров), получившая сокращенное условное обо-
значение BABI. Эта величина используется в
настоящее время как исходная, по существу
универсальная точка при расчете Rb—Sr воз-
растных характеристик лунного реголпта во
многих работах [6, 10, 17, 21—23]. Следует
указать, что первичное отношение Sr87/Sr86
определялось также для ряда других метеорит-
ных материалов [24], причем были найдены
значения, отличающиеся от величины BABI.
В этой связи необходимо хотя бы кратко рас-
смотреть наше отношение к этому вопросу.
Для оценки обоснованности принятия BABI
(или, альтернативно, возможности принятия
другого какого-то конкретного значения, полу-
ченного из данных по пнькм метеоритам)
в качестве первичного значения, отвечающего
времени аккреции протоплаиетного материала,
существенно:
а) изохронное значение возраста для семи
ахондритов с первичным отношением BABI
равно 4,39 ± 0,26 (2о) млрд, лет [20]. Это зна-
чение согласуется со значением возраста 4,6—
4,7 млрд, лет, как современной оценки времени
аккреции, на пределе достоверности;
б) в зависимости от выборочной группиров-
ки данных по семи ахондритам могут быть по-
лучены значения первичного отношения
Sr87/Sr86 как совпадающие с BABI, так и отлич-
ные от него. Например, для трех ахондритов
с максимальным содержанием Rb это значение
больше BABI;
в) в несогласии с величиной BABI нахо-
дится значение первичного отношения Sr87/Sr86
для редкого ахондрита Ангра дос Рейс (сокра-
щенно ADOR), отличающегося также тем, что
несмотря на крайне низкие содержания К
и Rb отношение K/Rb для пего ближе к хонд-
ритовому [25, 26];
г) анализы изотопных отношений по кис-
лороду для ахондритов не согласуются с пред-
ставлением об их типовом первичном уровне
[27, 28];
д) следует также отметить, что использова-
ние в рассмотренных целях метеоритных дан-
ных связано с допущением отсутствия какого-
либо эффекта при контакте их с нашей плане-
той, который мог бы сказаться на исследуемых
параметрах, что в общем случае не очевидно.
Из рассмотренного скорее следует, что нет
достаточных оснований для преимущественно-
го принятия величины первичного отношения
Sr87/Sr86 равным BABI, даже если оно нахо-
дится в интервале значений, удовлетворитель-
но согласующемся с оценками по определенной
фактической ситуации.
Также необходимо поставить вопрос о том,
имеются ли основания для принятия некоторой
величины отношения Sr87/Sr86 как исходной для
всех дальнейших процессов и единой, характе-
ризующей систему (Солнечную) или часть ее,
с возможностью сведения к ней соответствую-
щих данных. Иначе говоря, имеются ли основа-
ния для принятия величины, по существу по-
нимаемой как универсальная постоянная для
указанного выше объема, причем не важно
по следствиям, делается ли это допущение в
явном виде или вводится расчетным путем.
Мы полагаем, не вдаваясь здесь далее в под-
робности, существенно гипотетические, а огра-
ничившись указанием на возможную длитель-
ность этапа — стадия протоплаиетного обла-
ка — аккреция, что существование единого от-
ношения как функции соответствующей хими-
ческой однородности в последней точке, скорее,
маловероятно. Что касается этого вопроса на
уровне части системы, например метеориты —
Земля — Луна, или, в пределе, отдельного тела,
то это вопрос открытый, и только в перспекти-
ве дальнейших исследований его может быть
получено соответствующее решение. Интерес-
ным следствием пз неоднородной модели для
отдельного тела с учетом его массы было бы
возможно очаговое первоначальное развитие
процесса выплавления. Для тела массы Луны
сохранение реликтов такой неоднородности
может быть возможным в определенной мере.
В количественном отношении все проведен-
460
А. П. Виноградов, Ю. М. Артемов
ное рассмотрение затрагивает уровень вариа-
ции величины отношения Sr87/Sr86, скорее все-
го не больший трех единиц в четвертом знаке,
т. е. уровень 0,3—О,5°/оо и меньше.
Возрастные данные. Переходя к рассмотре-
нию полученных результатов, мы в свете изло-
женного хотели бы заметить, что, употребляя в
дальнейшем для расчета в качестве первичного
(в общем плане) значения отношения Sr87/Sr86
величины BABI и ADOR, имеем в виду главным
образом альтернативный характер возрастных
оценок в зависимости от принятых для расчета
первичных значений Sr87/Sr86, уже широко ис-
пользуемых в литературе, но в общем случае не
считаем любое нз этих конкретных использу-
емых отношений определенно предварительно
установленным в качестве первичного.
Из данных, приведенных в табл. 1 для тон-
кой фракции реголита «Луны-16» п нанесенных
также на сводный график (рис. 3), можно сде-
лать вывод о том, что этот материал имеет на-
иболее низкую величину радиогенной добавки
Sr87, минимальные величины содержаний К и
Rb, максимальное отношение K/Rb и макси-
мальную для тонкого реголита величину содер-
жания Sr. Эти обстоятельства делают материал
тонкой фракции реголита «Лупы-16» критиче-
ским для оценок лунного реголита в системе
возраст — первичное отношение Sr87/Sr86. Дей-
ствительно, для тонкого реголпта из данных по
материалам «Аполлонов» изменение величины
первичного отношения Sr87/Sr86 в пределах
0,6990 — 0,6988 не меняет существенно значтгмо
возрастных оценок. В то же время принятие ве-
личины BABI или ADOR для топкого реголпта
«Луны-16» отражается на расчетной величине
возраста значимым образом, особенно если
учесть, что возрастные альтернативные оценки
для такого сравнения будут обладать меныпей
величиной ошибки, чем табличные, так как сами
величины BABI и ADOR могут использоваться
как точечные. Нельзя не отметить также хоро-
шую согласованность результатов определения
возраста при измерении тонкого реголпта «Лу-
пы-16» (рис. 3) по независимым данным четы-
рех лаборатории. Наши данные для тонкого ре-
голпта, обсуждаемые сейчас более подробно, уже
сообщались одним пз авторов [1, 2], где оценка
возраста 4,25 • 109 лет сделана для случая при-
нятия первичной величиной BABI, а значение
4,85 • 109 лет — максимальное зпачеппе из рас-
чета по ADOR в предположении, что паши ре-
зультаты для Sr87/Sr86 по измерению стандарта
«Эймер и Амеид» могли быть занижены па
О,1°/оо по сравнению с некоторыми другими
лабораториями [29, 30]. Следует также указать,
что недавно высказанное соображение [21] о
возможных несоответствиях межлабораторных
сравнений, в целом, несомненно, верное, в рас-
сматриваемой ситуации, однако, вряд ли суще-
ственно ввиду практической идентичности воз-
растных характеристик, полученных разными
лабораториями, причем для материала с изме-
няющимися величинами содержаний Rb, Sr и
некоторых других элементов на различных
участках опробования [1,2,21,23, 31]. Из этого
вытекает несводпмость результатов, полученных
для тонкого реголпта «Луны-16» по значениям
возраста, основанным на первичном отношении
Sr87/Sr86, равном BABI, как с возрастными Rb —
Sr оценками по топкому реголиту «Аполлонов»,
так и с данными U — Th — РЬ метода для топ-
кого реголпта «Луны-16», в том числе с дан-
ными нашей лаборатории по возрасту для от-
ношения РЬ207/РЬ206. Последнее было получено
на основании анализа фильтратов того же ма-
териала, откуда определялись Rb — Sr пара-
метры. Оно близко к 4,5 • 109 лет [1, 2] и ха-
рактеризуется низким, несколько меньшим 60,
коррелированным отношением РЬ206/РЬ2 '4.
Еще более высокие возрастные оценки в преде-
лах (4,7 — 4,8) • 109 лет получены в другой, пре-
цизионной работе [32].
Данные, собранные в табл. 2, показывают,
что различия ио содержаниям отдельных эле-
ментов в тонком реголите «Луны-16» имеются
как между слоями, так и между образцами в
одном слое, причем в том числе и по данным,
полученным в одной и той же лаборатории, т. е.
наблюдаемые отличия в содержаниях элементов,
представленных в таблице, не могут быть объяс-
нены расхождением только в методическом пла-
не. Вариации но отношению Rb/Sr для образцов
топкого реголпта «Луны-16» определенно боль-
ше, чем, например, для образца 12070 («Апол-
лоп-12»), где пз 6 исследовавших образец рего-
лпта лабораторий только результаты одной
(Папанастаспу п Вассербург) отличались от
остальных [10, 19, 22, 33—35]. Следует также
специально отметить высокий уровень сходимо-
сти результатов расчетных определений возра-
ста Rb — Sr методом, имеющих разброс по зна-
чениям в пределах 4% со средней величиной
Т ваш = 4,25 • 109 лет. Все это указывает ско-
рее всего па то, что реголпт «Лупы-16» представ-
ляет собой смешанную в химическом отношении
систему, по обладающую довольно однородной
возрастной характеристикой.
Произведенные памп определения возраста
по Rb — Sr методу в породе (разнозернпстом
габбро) п рассматриваемой как минеральная
фракция преимущественно полевошпатовой ча-
Абсолютный возраст материала лунного реголита из Моря Изобилия
461
стп. выделенной пз той же фракции габбро, дали
изохронное возрастное значение (3,5 ± 0,6) •
• 109 лет. Фракция габбро разнозернпстое была
собрана из различных участков колонки и в
этом смысле является до некоторой степени
усредненным материалом. Более светлые, суще-
ственно полевошпатовые, по с темпоцветными
включениями фрагменты общим весом около
10 л/г были выделены из фракции габбро ручной
отборкой, без дробления, и, учитывая это обстоя-
тельство, фракцию габбро можно считать в опре-
деленной мере, несмотря на сделанную выборку,
представительной (матричной) для интерпрета-
ции ее как породы в целом. Естественно, что по-
добранный таким путем материал может допу-
скать различные толкования о взаимосвязанно-
сти отдельных составных частей, однако суще-
ственным образом это обстоятельство проверя-
0,6988
Р и с. 4. Изохронный Rb —Sr график для тонкой фракции ре-
голита, фракции габбро и полевошпатовой фракции габбро (ма-
териалы станции «Луна-16»). На графике указаны квадратич-
ные ошибки измерений
Р и с. 5. Изохронный Rb—Sr график для исследованных ма-
териалов станции «Луна-16» по различным данным
1 — тонкий реголит «Луны-16» [23]; 2 — тонкий реголит
«Луны-16» (эта работа); 3 — тонкий реголит «Луны-16» [21];
4 — тонкий реголит «Луны-16» [31]; 5 — габбро «Луны-16» (эта
работа); 6 — базальт «Луны-16» [21]; 7 — базальтынизкокалие-
вой группы «Аполлона-11» [26, 29], среднее из 4: S — базальты
«Аполлона-12» с K/Rb отношением^ 480 [22, 35], среднее из 6
ется самими аналитическими данными, а воз-
можная усредпенность материала в определен-
ной мере может оказаться полезной для интер-
претации. При нахождении первичной величи-
ны отношения Sr87/Sr86 в этом случае нами
были использованы как вспомогательные оцен-
ки этого отношения, сделанные для низкокали-
евой группы базальтов «Аполлопа-11», близкой
по ситуации и ряду других параметров [29,
35,36].
Это позволило с меньшей ошибкой оценить
возможную флуктуацию величины найденного
первичного отношения Sr87/Sr86 (0,69910 ±
±0,00006). Из сравнения найденной нами вели-
чины возраста с данными, полученными други-
ми авторами К — Аг и Rb — Sr изохронным
методом по минералам (3,45 • 109 и 3,42-
• 109 лет соответственно), можно сделать за-
ключение об удовлетворительном уровне согла-
сия этих данных [21, 37]. Также достаточно
близки оценки первичного отношения Sr87/Sr86
(0,69910 и 0,69906). Эти данные для пород по-
казаны на рис. 4 и 5. Расчет возраста для пород
0,7005
0,7000
0,6995 ~
0,6990 F
0,020
0,010
0,030
«Луны-16» по первичному значению BABI дает
оценки возраста (4,0 — 4,1) • 109 лет. Эти опен-
ки ниже, чем подобные для ситуации «Аполло-
на-12» и «Аполлопа-14», и скорее сравнимы с
оценками для некоторых базальтов «Аполло-
па-11». В то же время, как видно пз рпс. 5. на-
блюдается согласие относительно изохроны, с
первичным отношением Sr87/Sr86, близким
к ADOR, и возрастом около 4,6 млрд, лет, между
данными по тонкому реголптуп породам «Лу-
ны-16», а также по нпзкокалиевым базальтам
«Аполлона-11» и его топкому реголиту (послед-
ний за пределом графика) > Рпс. 5 построен по
данным различных авторов с соответствующими
коррективами [10, 15, 22, 23, 26, 29, 31, 33—35].
Интерпретация всех этих фактических данных
приводит к следующему. Если реголпт образовал-
462
А. П, Виноградов, Ю. М. Артемов
ся в ходе местных процессов выплавления, син-
генетичных образованию пород, то полученные
для него возрастные оценки должны находиться
в согласии с такими же данными по породам.
Ввиду различия в данных [32, 45, 50] по U —
Th — Pb методу для пород и тонкого реголита,
а также данных возраста по минералам пород
относительно реголита имеет смысл привлече-
ние для объяснения этого избирательной лету-
чести отдельных элементов (например, Rb и
РЬ) [38—41] в направлении порода — реголит.
Но она должна в случае Rb привести к умень-
шению возрастных Rb — Sr оценок для реголи-
та (если Rb накапливается в нем) по сравнению
с сингенетичными породами. Условие преиму-
щественной летучести свинца [38—40] нужно
главным образом для того, чтобы объяснить низ-
кий U — Th — РЬ возраст для пород в целом
относительно реголита, например в ситуации
«Аполлона-11», но для реголита это условие не
обязательно, так как Rb — Sr изохрона для си-
стемы реголит — порода с первичным отношени-
ем Sr87/Sr86, близким к ADOR, может свидетель-
ствовать в пользу очень раннего отделения от
субстрата матриц соответствующих материалов с
возрастом, отвечающим этому событию (это не
равнозначно существованию с указанного мо-
мента отдельных компонентов как физических
субстанций, имеющихся в настоящее время).
Если использовать в этой же системе рассужде-
ний первичное значение BABI, полагая, что от-
клонения точек от соответствующей изохроны
связаны с труднокоррелируемымп событиями, то
тогда время разделения субстрата может быть
более поздним, а возрастное значение легколе-
тучей добавки РЬ в реголит возрастет.
В порядке общего замечания следует отме-
тить также, что в случае процессов типа Рэлеев-
ского испарения для свинца должно иметь ме-
сто изотопное фракционирование, трудно оце-
ниваемое но величине, в то время как для отно-
шения Sr87/Sr86 (но не в связи с Rb), благодаря
приему нормализации результатов, этот эффект
будет устранен [41]. Если тонкий реголит пред-
ставляет смешанную, неоднородную совокуп-
ность, где присутствует как местный материал
(с матрицей, соответствующей в отдельных си-
туациях исследованным породам), так и привне-
сенный компонент, причем последний, по-види-
мому, должен снабжать реголит основной частью
Rb и радиогенных Sr87 и РЬ, то результиру-
ющий возрастной эффект для реголита мог бы
выразиться в удревпенпп возраста, а парал-
лельная возможная конденсация легколетучего
свинца из пород также работала бы в этом на-
правлении.
В общем логический смысл действия такой
добавки (однородной ио возрасту) был бы про-
явлен в выравнивании возрастных оценок для
топкого реголита, с предельным случаем прида-
ния ему возрастных и некоторых других (напри-
мер, K/Rb отношение) параметров, свойствен-
ных веществу добавки. Однако определенные
ограничения в интерпретации, в смысле прида-
ния добавке ряда свойств, связаны с тем, что в
этом варианте, ио-видпмому, во всех ситуациях
привносится в реголит существенное количество
Rb (добавка обогащена им в сравнении с соот-
ветствующими средними матрицами для мест-
ных пород), но не К и Sr (добавка может содер-
жать различные количества этих элементов в
сравнении со средней матрицей в каждой си-
туации).
Если реголит является в существенной мере
древнейшим материалом (например, древней-
шим покрытием поверхности планеты), по су-
ществу слабо или вообще недифференцирован-
ным и отвечающим по составу какому-то, глав-
ным образом первичному уровню неоднородно-
сти, то возрастные характеристики носили бы
для него согласующийся характер (Rb — Sr дан-
ные, рассчитанные по ADOR, и U — Th — РЬ
данные). Для пород как фаз, испытавших в раз-
ной мере и, возможно, в разное время диффе-
ренциацию и выплавление, могут наблюдаться
как видимое удовлетворительное согласие, так и
определенные отклонения относительно Rb — Sr
изохроны для реголита, с первичным отношени-
ем ADOR. В дополнение мы хотели бы также об-
ратить внимание па то, что оценка возраста по
данным Rb — Sr минеральных изохрон и К —
Аг датировкам может быть не всегда вполне
однозначна, так как нельзя полностью исклю-
чить возможность влияния процессов, опреде-
ляемых как метаморфические, хотя уровень
возможности их влияния, по-видимому, невелик.
Дискуссия. Модельное построение (рабочая
гипотеза) в отношении возраста, происхожде-
ния и систематики лунных образований свя-
зано для тонкого реголита с необходимостью
принятия альтернативного решения: является
ли действительный возраст реголита пли неко-
торой материальной составляющей его таким,
как это получается пз оценок Rb — Sr и U —
Th — Pb возрастных данных, пли же эти значе-
ния суть мнимые, являющиеся результатом
событий, искажающих возраст, например,
потери более летучих веществ при нагревании
в вакууме пли влияния космических излучений.
В последнем случае может быть проведена ана-
логия с аномальными значениями по К — Аг
данным [59, 60].
Абсолютный возраст материала лунного реголита из Моря Изобилия
463
Рассматривая эту альтернативу, мы должны
отметить, что U — Th — РЬ расчетные возрасты
морского реголпта находятся ц интервале зна-
чении 4,4—4,85 млрд, лет [32, 43, 45,
50, 54] со средней величиной 4,65 млрд, лет,
Rb — Sr данные (первичное отношение ADOR
как согласующееся лучшим образом для всех
ситуаций) определяют возрастной интервал
4,4—4,75 млрд, лет со средней величиной
4,6 млрд. лет. Уровень совпадения возрастных
оценок вполне удовлетворителен. В дополнение
к проведенному ранее обсуждению этой альтер-
нативной ситуации можно добавить, что сред-
няя оценка U — Th — РЬ возраста по лунным
породам в целом близка к величине 4,2 —
4,4 млрд, лет (среднее ~ 4,3 • 109). Исключе-
нием являются высококалиевые породы «Апол-
лона-11», для которых этот возраст будет мень-
ше, но интересно то, что для них можно полу-
чить близкое совпадение возраста по РЬ206/РЬ207
с Rb — Sr возрастом пород в целом, если по-
следний считать от времени отделения высоко-
калпевого дпфферепцпата от ипзкокалиевой
матрицы. Подобное же совпадение можно по-
лучить для указанных условий с возрастом
— 4,3 • 109 лет путем интерпретации Rb — Sr
данных для некоторых фрагментов обр. 12013.
Наличие древнего свинца устанавливается так-
же для образцов двух базальтов «Аполлопа-
14» [32]. Эти случаи до определенной степени
могут ставить под сомнение эффективность
осуществления общей возгонки свинца пз пород
перед пх стабилизацией, так как возраст сущест-
вующей твердой фазы этих образцов (по Rb —
Sr минеральной изохроне и по К — Аг данным)
на 0,2—0,3 млрд, лет меньше. Rb — Sr возраст
для пород в целом, отсчитанный от значения
ADOR, дает среднюю оценку 4,6 • 109 млрд, лет
в согласии с Rb — Sr возрастом тонкого рего-
лита.
Мы отмечаем также, что если материальная
составляющая реголпта, ответственная за его
возрастные характеристики и имевшая опреде-
ленные химические характеристики, возникла,
например, па ранней стадии в сформировав-
шемся планетном теле, то впоследствии в ре-
голит был добавлен местный материал (кото-
рый в объемном отношении должен был бы
составлять большую часть реголпта). Причем
в общем-то принципиально не столь важно для
случая морей, была ли эта составляющая при-
внесена пз горных районов пли осталась со
времени, предшествующего последним излия-
ниям морских базальтов. Принцип добавки ме-
стного материала в реголит нужен, чтобы не
входить в противоречие с реальным химизмом
образцов реголита и пород в отдельных ситуа-
циях. Однако есть определенная трудность в
сведении возрастного баланса в рассматрива-
емой системе. Она связана с недостаточностью
величины возраста лунных пород (не реголпта)
по U — Th — РЬ данным (средняя наша оценка
для них ~ 4,3—4,4 млрд, лет, табл. 3) по отно-
шению к согласующемуся Rb — Sr и С — Th —
РЬ возрасту реголита, так как необходимо отве-
тить на вопрос о том, где, если не в реголите,
фиксируется РЬ, который накопился в течение
интервала 4,7—4,3 млрд. лет. т. е. необходимо
указать приемник для хранения избытка радио-
генного РЬ. потерянного породами, но тем не
менее не фиксируемого существенно в реголи-
те. В качестве такого приемника уже указывал-
ся материал крипового типа пли типа анортози-
тов из горных районов Луны [31, 32], откуда он
мог даже поступать в каком-то количестве в ре-
голит морей, вызывая соответствующие возраст-
ные эффекты. В предельном случае, если
U — Th — РЬ возраст реголпта, с колебаниями
в указанных выше пределах, будет целиком оп-
ределяться неким механизмом «относительно
точного порционпрованпя» добавки этого мате-
риала, хранящего избыток радиогенного РЬ, в
реголпты пз различных ситуаций, то можно от-
казаться от соответствия действительного возра-
ста реголпта или любой его составляющей ча-
сти возрасту 4,6—4,7 млрд. лет. Это следует пз
того, что максимальный действительный воз-
раст любой составляющей реголита должен
быть ^4.3-109 лет в соответствии с U —
Th — РЬ схемой. Многие варианты промежу-
точных построений, смысл которых в том. что-
бы сохранить соответствие возраста какой-то
части материала реголпта возрасту 4,6—4,7 млрд,
лет, уже рассматривались [32, 53]; некоторые
положения из такого типа построений кажутся
и нам по ряду признаков удовлетворительными.
Однако ввиду важности следствий для модель-
ного построения необходимо все-таки обсудить
возможность принципиально другого решения,
сохраняя при этом соответствие с имеющи-
мися данными. Можно, в дискуссионном поряд-
ке, предположить, что составляющая часть ре-
голпта. несущая основную возрастную п опре-
деленную химическую нагрузку, представляет
собой (в смысле вещественной фазы) резуль-
тат несколько более позднего события, чем вре-
мя аккреции планеты. Это может быть не впол-
не идентично метеоритному происхождению,
так как облако космического вещества могло
быть в поле тяготения образующегося тела пла-
неты, и соприкосновение вещества с поверх-
ностью тела могло быть не «метеоритного» типа.
464
Л. П. Виноградов, Ю. М. Артемов
В предлагаемом случае материал этот может
нести информацию о какой-то стадии протопла-
нетного состояния (относительно планеты Лу-
ны) . По химизму этот материал логично пола-
тать более однородным (что важно), чем в дру-
гих случаях, и он может отличаться от мате-
риала, активно участвовавшего в аккреции, на-
пример, по K/Rb отношению, необходимо близ-
кому к хондритовому (^ 300). Самое важное
это то, что в этом варианте могут быть разделе-
ны по времени события, соответствующие рас-
четному возрасту этой «древнейшей составля-
ющей реголита» и возрасту аккреции планеты
Луны, в процессе которой был либо утерян, ли-
бо не захвачен (из газовой фазы?) почти весь
РЬ. накопившийся в протостадпп. Возможно
также, что имела место потеря некоторого, от-
носительно небольшого количества РЬ в этом
процессе.
будут соответствовать возрасту начала отсчета
для Луны, а возможные флуктуации, связанные
с действием различных механизмов, в том чис-
ле возгонки РЬ, станут достаточно приемлемы-
ми величинами относительно малого порядка.
Во-вторых, некоторая потеря Rb незначительно
в общем повлияет на картину возрастов по по-
родам в целом, также и ввиду низкого для лун-
ных пород отношения Rb/Sr (не для случая по-
род тппа крипа), причем накопление радиоген-
ного Sr87 для материала пород планеты может
идти от уровня первичного отношения Sr87/Sr86,
как раз уже близкого в это время к BABI, воз-
можно, с некоторым разбросом (эффект неодно-
родности остаточного тппа, если имелся).
В-третьих, именно в этом варианте обретает но-
вую значимость возраст 7 базальтических ахон-
дритов с первичным отношением Sr87/Sr86, рав-
ным BABI (или варианты построения его),най-
Таблица 3. Данные о возрасте лунных пород по различным участкам Луны (в млрд, лет)
Участок, образец
Изохронный Rb—Sr
возраст по минера- К — Аг возраст
лам пород
U — Th — Pb *
возраст по породам
Литература
1. «Аполлон-11», морские ба-
зальты
а) высококалиевая группа ба- 3,6-3,7 3,6-3,7 3,9 [6. 26, 29, 35, 43, 44, 45,
зальтов 46]
б) низкокалпевая группа ба- 3,6-3,7 3,6-3,7 4,2
зальтов
2. «Аполлон-12» а) обр. 12013 (с гранптопо- 4,0-4,1 4,0-4,1 4,35 [10, 22, 33, 34, 35, 47, 48,
добным материалом) (4,3-4,5) 49, 50, 51, 52, 57]
б) базальты, главным образом 3,2-3.4 3,2-3,3 4,0-4,2
с K/Rb - 480
3. «Аполлон-14» а) базальты неморского типа 4,0-4.2 3,9-4,1 4,1-4,4 [15, 17, 31, 52, 53, 54, 55,
б) криповый материал 4,0; 4,5; (5,0) 3,77 56, 57]
4. «Аполлон-15» а) базальты морского типа 3,2-3,5 3,2-3,4 Отмечено наличие избыт- [15, 17, 32, 52, 55, 57, 58]
б) анортозит 3,92; 4,09 ка радиогенного РЬ относительно Rb — Sr
5. «Луна-16» Базальт и габбро морского 3,4-3,5 3,4-3,5 и К — Аг данных [21, 23, 31, 32, 37]
тппа
♦ В случаях дпскордантных возрастов преимущество отдается при оценке возрастным данным по отношению РЬ20в/РЬ207.
Все сказанное, а также ряд других близких
построений будут находиться в согласии с воз-
растными данными, если возраст аккреции Лу-
пы отвечает уровню 4,4 млрд. лет. Этот вы-
вод, пожалуй, не столько неприемлемый, сколько
непривычный и, конечно, гипотетический, но эн
мог бы устранить многие трудности. Во-первых,
устраняются трудности в отношении свинца.
U — Th — РЬ возрасты лунных пород в общем
ценный в работе Папанастасиу и Вассербурга
[20].
В целом гипотеза в изложенном виде должна
предполагать отсутствие датировок для пород
Луны по Rb — Sr и U — Th — Pb минеральным
изохронам и по К — Аг значениям, определенно
большим, чем 4,4-109 лет. Важно, что это может
быть проверено. В итоге всего сказанного мы
приходим к выводу о том, что в этой ра-
Абсолютный возраст материала лунного реголита из Моря Изобилия
465
боте нельзя дать корректного ответа на вопрос
о процессах, создавших реголит, а можно лишь
указать на несомненно смешанный характер
вещества реголита, и что аккреция планеты
закончилась не позже 4,4 млрд, лет назад.
Есть еще специфический вопрос, существен-
ный для модельных построений, о некоторых
исходных сторонах химизма лунных пород (ба-
зальтов) морского и неморского типа, и мы
считаем важным пх различия в K/Rb отноше-
нии, так как K/Rb отношение — хороший инди-
катор для ряда процессов, и предполагать для
него меняющуюся направленность в различных
ситуациях много труднее, чем в случаях пар та-
ких, например, как Rb и Sr, К и U. Характер
рассмотренных нами данных по лунным мате-
риалам весьма сложный и неоднозначный, и,
по-видимому, сейчас можно только заключить,
что на разных временных этапах развития ве-
щества лунной коры (неморские образования
старше морских) процессы дифференциации до-
стигали различного уровня.
Удовлетворительное согласие Rb — Sr мине-
ральных изохронных возрастов с К — Аг дан-
ными (и с данными по ряду минеральных изох-
рон для U — Th — Pb метода) дает основания
оценивать эти параметры как отвечающие ре-
альным событиям в лунной истории.
Заключение. В результате рассмотрения дан-
ных по определению возраста Rb — Sr и U —
Th — Pb методами тонкой фракции реголита
Луны пз Моря Изобилия, а также из сопоставле-
ния пх с данными для других морей лунной по-
верхности можно заключить, что они хорошо
совпадают в довольно узком диапазоне значе-
ний (4,4—4,7) млрд, лет по Rb — Sr методу и
в том же интервале (4,4 — 4,8) млрд, лет по
U — Th — Pb методу. С другой стороны, опре-
деления возраста монолитных пород, габбро-
базальтов Луны, по Rb — Sr изохронному ме-
тоду, по породам в целом, также за некоторым
исключением дают тот же расчетный, модельный
возраст в пределах 4,3—4,7 млрд, лет, a U —
Th — Pb метод в этом случае дает несколько
меньшие, но близкие для ряда случаев оценки
4,3—4,4 млрд. лет. Таким образом данные, по-
лученные для лунных пород, в целом как моно-
литных пород, так и тонкой фракции реголпта,
близки к значению 4,4—4,6 млрд. лет. Этот воз-
раст, по нашему представлению, отвечает вре-
мени дифференциации первичного вещества Лу-
ны (путем выплавления) и образования коры
Луны [1, 2, 61]. Возраст в среднем около 3,5
млрд, лет, полученный для габбро-базальтов
морского тппа как Rb — Sr изохронным мето-
дом по минералам пород, так п К — Аг мето-
30 Лунный грунт
дом, отвечает времени кристаллизации отдель-
ных минеральных фаз пород. Вместе с тем мы
полагаем, что возраст около 3,5 млрд, лет явля-
ется возрастом максимального развития выплав-
ления отдельных пород морской лунной коры.
Реголит морских территорий, как, очевидно,
и реголит континентальных областей, образо-
вался главным образом пз местных пород, на ко-
торых он залегает. В лунных морях это габбро-
базальты той или иной провинции.
Это следует из соответствующих сопостав-
лений состава базальтов и реголпта. Однако
состав тонкой фракции морского лунного рего-
лита отличается заметно меньшим содержанием
фемических элементов по сравнению с габбро-
базальтамп. Процесс, который создал морской
реголит, нам точно не известен. В этом процессе
в веществе реголита было нарушено распределе-
ние и соотношение ряда элементов по сравнению
с их содержанием и соотношением в монолитных
породах соответствующей территории того пли
иного моря без значительных изменений вало-
вого состава. Это нарушение также, в частности,
могло происходить из-за смешения с небольшим
количеством континентального материала и ме-
теоритного вещества. Однако это смешение
сколько-нибудь повлиять на состав реголпта, в
системе возможного изменения возраста (его
увеличения), скорее всего, не могло, так как для
этого потребовалось бы 3/з соответствующего
вещества реголпта привнести из других источни-
ков, не свойственных данной морской провинции.
Но это не имело места, как указывает сравни-
тельный минералогический и химический ана-
лиз реголпта морских областей. Нам также труд-
но представить возможность регулярного и се-
лективного характера потери Rb и прпвноса
радиогенного РЬ как причину высокого значе-
ния возраста тонкой фракции реголпта. Хотя нет
сомнений в такой возможности, что мы, как и
многие другие исследователи, отлично знаем и
не раз проверяли экспериментальным путем
преимущественную по сравнению со Sr потерю
Rb прп нагревании пород в вакууме, а также
значительную потерю РЬ прп этом пз пород.
Наконец, остается известная неопределен-
ность прп всех определениях по Rb — Sr методу
возраста пород (в целом) и реголпта Луны в
связи со значением первичного отношения
Sr87/Sr86 и вопросом об универсальности этого
отношения, значения которого мы. как и другие
исследователи, использовали прп расчете возра-
ста. Однако нужно обратить внимание, что при
этом данные, полученные по Rb — Sr методу,
не находятся в противоречии с данными
U — Th — РЬ метода для реголпта морей.
466
А. П. Виноградов, Ю, М. Артемов
Литература
1. Виноградов А. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической стан-
цией «Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3.
2. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 1.
3. Герлинг Э. К., Артемов Ю. М. Абсолютная геохро-
нология южных и центральных районов Енисейско-
го кряжа.— Геохимия, 1964, № 7.
4. Burnett D. S., Wasserburg G. J. Evidence for the for-
mation of an iron meteorite at 3,8 • 109 yr.— Earth
Planet. Sci. Letters, 1967, 2, № 3.
5. Гамильтон Э. И. Прикладная геохронология. Л.,
изд-во «Недра», 1968.
6. Gast Р. W., Hubbard N. J., Wiesman Н. Chemical
composition and petrogenesis of basalts from Tran-
quillity Base.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2.
7. Долежал Я., Повондра H., Шульцек 3. Методы раз-
ложения горных пород и минералов. Изд-во «Мир»,
1968.
8. Рафальсон А. Э., Шерешевсий А. М. Масс-спектро-
метрические приборы. «Атомиздат», 1968.
9. Артемов Ю. М. Масс-спектрометрическое определе-
ние изотопного состава стронция и условия опти-
мизации результатов измерения.— Второй Всесоюз-
ный симпозиум по применению стабильных изото-
пов в геохимии. Тезисы докладов. М., 1968.
10. Hubbard N. J., Gast Р. W. Chemical composition and
origin nonmare lunar basalts.— Proc. Second Lu-
nar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2,
1971, 2.
11. Urey H. C., Marti K., Hawkins J. W., Lin M. K. Model
history of the lunar surface.— Proc. Second Lu-
nar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2,
1971, 2.
12. Albee A. L., Chodos A. A., Gancarz A. J., Haines E. L.,
Papanastassiou D. A., Hay L., Tera F., Wasser-
burg G. J., Wen T. Mineralogy, petrology and che-
mistry of a Luna 16 basaltic fragment sample B-l.—
Earth Planet. Sci. Letters, 1972, 13. № 2.
13. Hubbard N. J., Nyquist L. E., Rhodes J. M., Ban-
sal В. M., Wiesman H.f Church S. E. Chemical featu-
res of the Luna 16 regolith sample.— Earth Planet.
Sci. Letters, 1972, 13, № 2.
14. Philpotts J. A., Schnetzler С. C., Bottino M. L., Schu-
man S., Thomas H. H. Luna 16: Some Li, K, Rb, Sr,
Ba, rare earth, Zr and Hf concentrations.— Earth Pla-
net. Sci. Letters, 1972, 13, № 2.
15. Cliff A, Lee-Hu C., Wetherill G. W. K, Rb, Sr mea-
surements in Apollo 14 and 15 materials.—3 Lunar
Sci. Conf., Abstracts, Houston, 1972.
16. Mason B., Henderson E. P., Jarosewich E.. Mel-
son W. G., Nelen J. Composition of Luna 16—G52 and
Apollo 14—Apollo 15 fines.— 3 Lunar Sci. Conf., Abst-
racts, Houston, 1972.
17. Murthy Rama V., Evensen N. M., Jahn Bor-ming, Cos-
cio M. R. Rb—Sr ages, trace elements and specula-
tions on lunar differentiation.— 3 Lunar Sci. Conf.,
Abstracts, Houston, 1972.
18. Morgan J. W., Krahenbuhl H., Ganapathy R., An-
ders E. Volatile and siderophile elements in Apollo 14
and 15 rocks.— 3 Lunar Sci. Conf., Abstracts, Hous-
ton, 1972.
19. Schnetzler С. C., Philpotts J. A. Alkali, alkaline earth,
rare-earth element concentrations in some Apollo 12
soils, rocks and separated phases.— Proc. Second Lu-
nar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl.
2, 1971, 2.
20. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J. Initial stron-
tium isotopic abundances and the resolution of small
time differences in the formation of planetary ob-
jects.— Earth Planet. Sci. Letters, 1969, 5, № 6.
21. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J. Rb—Sr age
of Luna 16 basalt and the model age of lunar soils.—
Earth Planet. Sci. Letters, 1972, 13, № 2.
22. Compston W., Berry H., Vernon M. J, Chappell B. W.,
Kaye M. J. Rubidium-strontium chronology and che-
mistry of lunar material from the Ocean of Storms.—
Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim.
Acta, Suppl. 2, 1971, 2.
23. Allegre C. J., Birck J. L., Loubet M., Provost A. «Age»
Rb87—Sr87 et teneurs en K, Rb, Sr, Ba et Terres Ba-
res du sol de la Mer de la Fecondite (Lune) rapporte
par la mission sovietique Luna 16.— C. R. Acad. Sci.
Paris, 1971, 273 — D, 779.
24. Sanz H. G., Burnett D. S.. Wasserburg G. J. A precise
Rb87/Sr87 age and initial Sr87/Sr86 for the Colomera
iron meteorite.—Geochim. Cosmochim. Acta, 1970, 34,
№ 6, 1227.
25. Tera F., Eugster 0., Burnett D. S., Wasserburg G. J.
Comparative study of Li, Na, K, Rb, Cs, Ca, Sr and
Ba abundances in achondrites and in Apollo 11 lunar
samples.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2.
26. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J., Burnett D. S.
Rb—Sr ages of lunar rocks from the Sea of Tranquil-
lity.— Earth Planet. Sci. Letters, 1970, 8, № 1.
27. Ahrens L. H., Danchin R. V. The chemical com-
position of the basaltic achondrites.— Phys. Earth,
1970, 8.
28. Taylor H. P.. Jr., Epstein S. O18/O16 ratios of Apollo
11 lunar rocks and minerals.—Proc. Apollo 11 Lu-
nar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1,
1970, 2.
29. Compston W., Arriens P. A., Vernon M. J., Chap-
pel B. W. Rb—Sr chronology and chemistry of lunar
material.— Science, 1970, 167, № 3918.
30. Gast P. W., Hubbard N. J. Abundance of alkali me-
tals, alkaline and rare earth and Sr87/Sr86 ratios in
lunar samples.— Science, 1970, 167, № 3918.
31. Nyquist L. E., Hubbard N. J., Gast P. W. Rb—Sr re-
lationship for some chemically defined lunar mate-
rials.— 3 Lunar Sci. Conf.. Abstracts, Houston, 1972.
32. Tera F., Wasserburg G. J. U—Th—Pb analyses of soil
from the Sea of Fertility.— Earth Planet. Sci. Letters,
1972, 13, № 2.
33. Cliff R. A., Lee-Hu C., Wetherill G. W. Rb-Sr and U,
Th — Pb measurements on Apollo 12 materials.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2. 1971, 2.
34. Murthy Rama V., Evensen N. M., Jahn Bor-ming. Cos-
cio M. R. Jr. Rb—Sr isotopic relations and elemental
abundances of K, Rb, Sr and Ba in Apollo 11 and 12
samples.— Lunar Sci. Conf. Thesis. Houston, 1971.
35. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J. Lunar chro-
nology and evolution from Rb—Sr studies of Apollo
11 and 12 samples.— Earth Planet. Sci. Letters, 1971,
11, № 1.
36. Albee A. L., Burnett D. S., Chodos A. 4., Eugster O. J..
Heneke J. C., Papanastassiou D. A.. Podosek F. A.,
Russe Price G., Sanz H. G., Tera F., Wasserburg G. J.
Ages irradiation history and Chemical composition of
lunar rocks from the Sea of Tranquillity.— Science,
1970, 167, № 3918.
Абсолютный возраст материала лунного реголита из Моря Изобилия
467
37. Нипеке J. С., Podosek F. A., Wasserburg G. J. Gas re-
tention and cosmic-ray exposure ages of basalt frag-
ment from Mare Fecunditatis.— Earth Planet. Sci. Let-
ters, 1972, 13, № 2.
38. Huey J. M., Ihochi H., Black L. P., Ostic R. G., Koh-
man T. P. Lead isotopes and volatile transfer in the
lunar soil.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl., 2, 1971, 2.
39. Silver L. T. Lead volatilization and volatile transfer
process on the moon.— 3 Lunar Sci. Conf., Abstracts,
Houston, 1972.
40. Doe B. R., Tatsumoto M. Volatilized lead from Apol-
lo 12 and 14 soils.— 3 Lunar Sci. Conf., Abstracts,
Houston, 1972.
41. Gibson E. K., Hubbard N. J. Volatile element deple-
tion investigations on Apollo 11 and 12 lunar basalts
via thermal volatalization.— 3 Lunar Sci. Conf., Abst-
racts, Houston, 1972.
42. Артемов Ю. M. О некоторых возможностях интер-
претации данных по изотопному составу свинцов.—
Геохимия, 1970, № 10.
43. Silver L. Т. Uranium thorium-lead isotopes in some
Tranquillity Base samples and their implications for
lunar history.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2.
44. Tatsumoto M., Rosholt J. Age of the Moon: An iso-
topic study of U—Th—Ph systematics of lunar samp-
les.— Science, 1970, 167, № 3918.
45. Tatsumoto M, Age of the moon: An isotopic study of
U—Ph—Pb systematics of Apollo 11 lunar samples
II.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cos-
mochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2.
46. Turner G. Agron-40/Agron-39 dating of lunar rock
samples.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2.
47. Lunatic Asylum. Mineralogic and isotopic investiga-
tions on lunar rock 12013.— Earth Planet. Sci. Letters,
1970, 9, № 2.
48. Turner G. Ar40—Ar39 age determination of lunar rock
1213.— Earth Planet. Sci. Letters, 1970, 9, № 2.
49. Tatsumoto M. U—Th—Pb age of Apollo 12 rock
12013.— Earth Planet. Sci. Letters, 1970, 9, № 2.
50. Tatsumoto M., Knight R. J., Doe B. R. U—Th—Pb
systematics of Apollo 12 lunar samples.—Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 2.
51. Turner G. кт^—кт™ ages from tjie iunar maria.—
Earth Planet. Sci. Letters. 1971. 11. № 2.
52. Wasserburg G. J., Turner G.. Tera F., Podosek F. A.,
Papanastassiou D. A., Huneke J. C. Comparison of
Rb—Sr, К—Ar und U—Th—Pb ages.— 3 Lunar Sci.
Conf., Abstracts, Houston, 1972.
53. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J. Rb—Sr ages
of igneous rocks from the Apollo 14 mission and the
age of the Fra Mauro formation.— Earth Planet. Sci.
Letters, 1971, 12, № 1.
54. Tatsumoto M., Hedge C. E., Doe B. R., Unruch D.
U—Th—Pb and Rb—Sr measurements on some Apol-
lo 14 lunar samples.— 3 Lunar Sci. Conf., Abstracts,
Houston, 1972.
55. Huneke J. C., Podosek F. A., Turner G., Wasser-
burg G. J. Ar40—Ar39 systematics in lunar rocks
and separated minerals of lunar rocks from Apollo 14
and 15.— 3 Lunar Sci. Conf., Abstracts. Houston,
1972.
56. Silver L. T. U—Th—Pb abundances and isotopic cha-
racteristics in some Apollo 14 rocks and soils and an
Apollo 15 soil.— 3 Lunar Sci. Conf., Abstracts, Hous-
ton, 1972.
57. Stettler A., Eberhardt P.f Geiss J., Grogler 2V. Ar39/Ar10
ages of Apollo 11, 12, 14 and 15 rocks.—3 Lunar Sci.
Conf., Abstracts, Houston, 1972.
58. Wasserburg G. J., Papanastassiou D. A. Age of an
Apollo 15 mare basalt; lunar crust and mantle evo-
lution.— Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 13, № 1.
59. Kaiser W. A. Rare gas studies in Luna 16-G-7 fines
by stepwise heating technique.— Earth Planet. Sci.
Letters, 1972, 13, № 2.
60. Heymann D., Yaniv A. Ar40 anomaly in lunar samp-
les from Apollo 11.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf.,
Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2.
61. Виноградов А. П. К происхождению лунных по-
род.— Геохимия, 1970, № 1.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
30*
К. Ж. Аллегре, ВОЗРАСТ ПО Rb—Sr МЕТОДУ
Ж. Л. Бирк, И СОДЕРЖАНИЕ КАЛИЯ,
М. Лубэ, РУБИДИЯ, СТРОНЦИЯ,
А. Прово БАРИЯ И РЕДКИХ ЗЕМЕЛЬ
В ГРУНТЕ
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Автоматическая станция «Луна-16» доставила из
Моря Изобилия колонку лунного грунта длиной 35 см.
Согласно франко-советскому плану космических ис-
следований 1 г лунного грунта «Луна-16», взятого на
глубине 22 см, был передан группе французских ис-
следователей, работающих в этой области. Как уже
указывалось советскими исследователями [1], этот об-
разец состоит из мелкого материала: грунт и мелкие
обломки пород диаметром от 1 до 4 мм. Настоящая
статья посвящена анализам, сделанным на 17 мг мел-
кого лунного грунта, из которых были отобраны все
обломки пород (но без рассеивания).
Комплексные методы, которые нам приш-
лось применить, будут подробно описаны в двух
специальных статьях [2, 3]. Трассеры К, Rb,
Sr84, Ва и редких земель были добавлены до
растворения. Разложение производилось 1 см3
HF и 0,5 см3 HNO3 в бомбе из тефлона прп 150°.
После добавления НС1 раствор элюировали на
смоле «Dowex X 8200 400 меш». Таким обра-
зом, мы последовательно получали фракции,
соответствующие К, Rb, Sr, Ва, (La, Се, Nd),
(Sm, Eu, Gd, Dy), (Er, Yb, Lu). Вся химическая
обработка производилась в посуде пз тефлона в
особо чистом помещении [2] с бпдистпллпро-
вапнымп реактивами, приготовленными пз осо-
бо чистых продуктов марки «Мерк». Опре-
деление содержаний К, Rb, Ва и редких земель
было выполнено шестью сериями измерении на
модифицированном масс-спектрометре 206 К
THN [3] методом изотопного разбавления.
Прп этом холостая поправка для элементов бы-
ла следующая К—0,1 мкг; Rb—0,1 нг; Ва—2 нг;
редкие земли — меньше 0,1 нг. Точность опреде-
ления для К и Rb — 1,5 %, для Ва и TR от 2 до 5 %.
Измерение соотношения Sr87/Sr86 и содержания
Sr производилось на масс-спектрометре с запро-
граммированной магнитной разверткой скани-
рования, цифровой регистрацией и автоматиче-
ским суммированием по ординате (206 THN
модифицированный). Точность, полученная на
стандарте М IT,— 0,708023 ± 0,000035. В этом
эксперименте холостая поправка для Sr была
равна 1 нг из-за недостаточной чистоты трас-
сера редких земель. Она была в десять раз
больше нашей обычной поправки.
Результаты, полученные по грунту «Лу-
ны-16», нанесены на диаграмму изотопной эво-
люции стронция (рис. 1) и показывают, что
этот грунт беднее всего радиогенным Sr87 из всех
известных лунных грунтов и что точка, харак-
теризующая «Луну-16», находится немного
правее от линии, соответствующей возрасту
в 4,6 млрд, лет, который был определен Па-
танастасиу и Вассербургом по другим грун-
там [4].
Rb87Sr” Sr87 Sr”
0,02407 0,700442±0,000063 (1)
0,700384 + 0,000150 (2)
Хотя возраст пород Моря Изобилия еще не
определен, вероятно, это будет сделано.
Известно, что «видимые возрасты», определен-
ные по лунным грунтам, намного больше воз-
растов пород морей, которые их подстилают
[4, 5]. Это обстоятельство позволило допустить,
что лунный грунт представляет собой смесь с
преобладанием по меньшей мере одного «экзо-
тического» компонента с возрастом в
4,6 млрд, лет, богатого К, Rb и редкими земля-
ми [4]. Как будто бы грунт Моря Изобилия не
будет исключением пз этого правила. Различ-
ные авторы допускали, что этот экзотический
компонент должен быть богат К, Rb и редкими
землями. Можно отметить, что, если грунт бо-
гат К, Rb и редкими землями, как реголит
«Аполлона-12», то соответствующие ему точки
Возраст по Rb—Sr методу и содержание калия, рубидия, стронция, бария и редких земель
469
ложатся ниже изохроны в 4,6 млрд. лет. Экзо-
тический компонент, богатый К, имеет, по на-
шему мнению, возраст меньше 4,6 млрд, лет, но,
несомненно, существует экзотический компо-
нент, бедный К, Rb п богатый Sr, который
преобладает в грунте «Луны-16» п, навер-
ное, «Аполлона-11» и имеет возраст 4,6 млрд,
лет.
Сравнивая наши результаты (в ч. н. млн.)
с полученными для реголпта «Аполлона-11» и
«Аполлона-12» [6, 7], можно подчеркнуть, что
грунт «Луны-16» самый бедный по содержанию
К, Rb и редких земель и самый богатый по со-
держанию Sr:
К Rb Sr Ва
1047 2,4478 294,2 266
Базалвтичесвий ахондрит Ювинас
Во La Се Nd Sm Eu Cd Dy Er YbLu
Рис. 1. График Sr87,Sr8«—Rb87/Sr8e для лунного грунта
Рис. 2. Распределение редкоземельных элементов в лунном
грунте
Рис. 3. Аномалия европиевого отношения в лунном грунте
(Eu. =
Рис. 4. K/Rb отношение в лунном грунте
Диаграмма распространенности редких земель
„log [ (распространенность в грунте) / (распро-
страненность в хондритах) ] — атомный номер’*
позволяет сопоставить грунт «Луны-16» с грун-
тами «Аполлона-11» и «Аполлона-12» [6, 7], с
базальтическим ахондритом Ювинас, который
был также проанализирован в нашей лаборато-
рии (рис. 2). Результаты всех этих анализов
приведены также ниже (в ч. н. млн.):
Се Nd Sm Eu Gd Dy Er Yb Lu
«Луна-16» 46 42,2 10,5 2,4 13,5 12,7 8,62 6,20 0,92
Ювинас 7,12 6,72 2,14 0,62 2,39 2,62 1,79 1,80 —
Различные хондриты 0,787 0,652 0,208 0,071 0,256 0,303 0,182 0,188 0,031
470
К. Ж. Аллегре, Ж. Л. Бирк, М. Лубэ, А. Прово
Аномалия европия уменьшается линейно по
мере убывания среднего содержания (Sm —
Gd). Это уменьшение, по Гасту [7], нахо-
дится в антикорреляции с увеличением содер-
жания Sr (рис. 3). Содержания К и Rb изме-
няются одинаково, а отношенпе K/Rb непосто-
янно (рис. 4). Эти отношения, как будто бы,
указывают на единые генетические и магмати-
ческие связи между различными лунными
реголитами.
Лупные породы, доставленные «Аполло-
ном-11» и «Аполлоном-12», не размещаются
на выше определенных прямых. Эти факты
легко истолковать, если допустить, что грунты
являются смесями экзотических составных ча-
стей, дифференцированных в одну эпоху и в хо-
де одинакового процесса. Этот процесс мог быть
первоначальной лунпой дифференциацией, про-
изошедшей 4,6 млрд, лет назад. Содержания
рассеянных элементов здесь также свидетель-
ствуют в пользу экзотического происхождения
для большей части мелкого грунта (и не только
для незначительной его части).
Эта работа могла осуществиться только бла-
Литература
1. Vinogradov А. Р. Preliminary data on Lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., 1971, 1, 1.
2. Allegre C. J., Birck J. L., Provost A., Gilles J. Analyse
de la composition isotopique du strontium dans les
echantillons rocheux a la precision de 5/100 000 (en
preparation).
3. Loubet M., Allegre C. J. Microanalyse des terres rares
par dilution isotopique et spectrometrie de masse (en
preparation).
4. Papanastassiou D.. Wasserburg G. J. Lunar chrono-
logy and evolution from Rb — Sr studies of Apollo
годаря помощи Национального центра научных
исследований и Национального центра изучения
космоса Франции. Организация чистых лабора-
торий п применение новейших методик, ис-
пользованных в настоящей работе, были в боль-
шой мере облегчены благодаря материальной по-
мощи, полученной от Национального центра на-
учных исследований и от Факультета наук Па-
рижского университета. Содействие и постоян-
ная помощь, которые нам оказывали X. Кюрьен,
генеральный директор Национального центра
научных исследований, Г. Жобер, в то время на-
учный директор, и П. Пеллас, руководитель ис-
следованиями того же центра, были для нас
большой поддержкой.
М. Тацумото передал нам крайне сверхчис-
тую фтористоводородную кислоту, а Г. Дж. Вас-
сербург помог своими советами по изотопному
анализу стронция. Мы получили большую поль-
зу от обсуждения работы с Р. Монтиньи и
Г. Манесом и помощи, оказанной ими же.
Р. Даре и А. Лепаж разрешили нам подгото-
вить эту рукопись в трудных условиях универ-
ситетских каникул.
11 and 12 samples.— Earth Planet. Sci. Letters,
1971, 11.
5. Tatsumoto M. Age of the Moon: U—Th—Pb systema-
tics of Apollo 11 lunar sample.—Proc. Apollo 11 Lu-
nar Sci. Conf., 1970, 2.
6. Gast P. W., Hubbard N. J., Wiesmann H. Chemical
composition and petrogenesis of basalts from Tran-
quility Base.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., 1970,
2.
7. Gast P. W., Hubbard N. J. Rare earth abundances in
soil and rocks from Ocean of Storms.— Earth Planet.
Sci. Letters, 1970, 10.
Группа геохимических исследований Луи-Баррабе,
Институт физики Земли, Парижский университет,
Париж, Франция
Д. А. Папанастасиу,
Г. Дж. Вассербург
ВОЗРАСТ БАЗАЛЬТА
«ЛУНЫ-16»
И МОДЕЛЬНЫЙ ВОЗРАСТ
ЛУННОГО ГРУНТА
Rb — Sr изохрона, полученная по отдельным мине-
ралам и породе в целом для базальтовой частички весом
62 мг из материала, доставленного «Луной-16», отвеча-
ет возрасту 3,42 ± 0,18 млрд, лет и имеет низкое пер-
вичное отношение Sr61 /Sr66 0,69906 ±4 (ошибка при
1(5). Общий разброс измеренных Sr81/Sr88 отношений
для отдельных минеральных фракций этого образца
1,3 °/оо. Возраста базальтов из четырех морских райо-
нов определяют узкий возрастной интервал в 0,55 млрд,
лет для образования морей. Первичное отношение Sr81 /
/Sr88 в этих базальтах ограничено очень низкими
величинами, указывающими на возникновение базаль-
тов в областях с низким Rb/Sr отношением.
Грунт «Луны-16» имеет низкое Rb/Sr отношение
(^ 0,007) и отвечает модельным возрастам Tbabi =
= 4,2 ±0,3 млрд, лет и Т в ABi = 4,1 ± 0,3 млрд. лет.
Точки лунного грунта как «Аполлонов», так и «Луны-16»
ложатся близко к изохроне 4,6 млрд, лет, проходящей
через точку BABI. Это, по-видимому, является общей
характеристикой лунного грунта и должно соответство-
вать процессам лунной дифференциации, непосред-
ственно следующим за временем образования Луны.
Введение. Базальтовая частичка и два об-
разца грунта (менее 125 мкм), доставленные
«Луной-16», былп любезно предоставлены нам
для анализа. Петрографическое описание ба-
зальта приводится в [1].
Внешняя поверхность покрыта тонкой плен-
кой. Частицы базальта были отесаны тонкими
стальными зубилами и молоточком после
ультразвуковой очистки. Для образца породы в
целом была взята фракция мелких осколков и
частиц, состоящих почти исключительно пз
внутренних частей и имеющих очень мало
внешних поверхностей, покрытых пленкой. Пос-
ле размельчения она отвечала «общему» образ-
цу породы весом 3,2 мг. Дальнейшее сокраще-
ние материала за счет взятого для шлифов и
К — Аг определений дало остаток 46 мг, кото-
рый был подвергнут минеральной сепарации.
Несмотря на то, что было бы более предпо-
чтительно использовать для анализа только
внутренние части обломков (лишенные поверх-
ностных пленок), мы были вынуждены обра-
батывать всю пробу целиком, чтобы получить
достаточное количество материала. Проба была
раздроблена до частиц менее 65 мкм в новой
ступке из нержавеющей стали. Очевидно, что
более чистые минеральные фракции могли бы
быть получены при дроблении материала до
более мелких размеров зерен. Это не было сде-
лано из-за больших потерь образца, которые
возникли бы при этой операции. Были получе-
ны минеральные фракции с помощью тяжелых
жидкостей и сепаратора Frantz: а) 0,5 мг пла-
гиоклаза достаточно высокой чистоты (плагиок-
лаз А, табл. 1); б) плагиоклаз (В) весом 0,4 мг,
содержащий значительные количества ильмени-
та. Он оказался обогащенным Rb. Лучший кон-
центрат пироксена весом 8 мг содержал немного
ильменпта и меньше плагиоклаза. Фракция
«ильменита» весом 2,5 мг состояла приблизи-
тельно из 50% ильменита и 50% пироксена.
Фракции былп тщательно просмотрены под мик-
роскопом п инородный материал удален.
Затем пробы были промыты в ацетоне и высу-
шены.
Аналитические результаты. Контрольные
образцы. В качестве стандарта нами ранее
применялся базальтический ахондрит Moore
County (по породе целиком). так как измерен-
ное отношение Sr87/SrII3M очень близко к BABI.
Для того, чтобы получить улучшенный стан-
дарт, пз метеорита Moore County было выделе-
но 145 мг плагиоклаза высокой чистоты. Этот
стандарт имеет в два раза более низкое отноше-
ние Rb/Sr, чем порода целиком. Пз-за исклю-
чительно примитивного характера первичного
стронция во многих лунных породах казалось
желательным использовать для контроля этот
образец в дополнение к более радиогенному Sr

Д. А. Папанаетасиу. Г. Дж. Вассербург
морской воды, которую мы чаще всего употреб-
ляли в виде стандарта. Результаты 5 анализов
стандарта морской воды, выполненные после
сводки [2], приведены в табл. 2 п находятся
в исключительном согласии с предыдущими
результатами. Аликвоты Sr раствора плагиок-
лаза Moore County анализировались регулярно
и результаты показаны в табл. 2. Анализы это-
го стандарта выполнялись непосредственно
перед и во время анализа фракций «Луны-16»
и породы В-1. Все 7 анализов плагпоклазового
стандарта Moore County находятся в хорошем
согласии и показывают общие вариации изме-
ренных отношений (Sr87/Sr86) изм в ± 0,000035.
Отношение (Sr87/Sr86)H3M идентично величине
BABI [3].
Первичные отношения (П. О.) (табл. 2),
вычисленные независимо по плагиоклазу
Moore County и метеорпту целиком, исхо-
дя из возраста 4,6 млрд, лет, находятся в хоро-
шем согласии. П. О. для Moore County (образец
в целом) совпадают с величиной BABI только
Таблица 1. Аналитические результаты
в крайних величинах относительных ошибок
±0,00002 и 0,00003, приведенных в табл. 2, в
то время как П. О. для плагиоклаза Moore
County заметно ниже, чем оно же для BABI.
Данные позволяют предположить, что Moore
County, возможно, имеет П. О. несколько ниже,
чем BABI, но заметно больше, чем ADOR
(см. табл. 2). Эти анализы двух стандартов
Moore County совместимы друг с другом, пос-
кольку более высокому отношению (Sr87/Sr86)I13M
соответствует количественно более высокое
(Rb87/Sr86)n3M отношение. Различие в (Sr87/
/Sr86)H3M Для средних величин, приведенных в
табл. 2, равно 0,00010+0,00002 (О,14°/оо). Если
сходимость этих средних так хороша, как пока-
зывают вычисленные ошибки, мы можем полу-
чить значимую изохрону для Moore County. Ре-
зультаты равны Т=5,8 ±1,1 млрд, лет и П. О.=
= 0,69889±2; данный возраст находится в хоро-
шем согласии с гораздо более точными изохро-
нами, полученными по минералам для других
метеоритов.
Образец ♦ Вес, мг Rb «♦ Sr88 2* Rb87/Sr88 з* Sr87/Sr88 4*
10“8 мол /г 10-8 мол/г Х102
«Луна-16»
А. Базальт В-1
Плагиоклаз А [П] 0,5 1,66б* 1021,0 0,379 0,69920±8
Плагиоклаз В [П] 0,4 2,85б* 912,0 0,729 0,69947 ±6
912,0 0,729 0,69941±46*
Порода в целом [М] 1,1 1,855б* 411,5 1,051 0,69965±12
411,3 1,052 0,69952+56*
Пироксен [П] 2,8 0,966б* 197,2 1,143 0,69965±4
Ильменит [П] 2,5 1,711б* 185,9 2,147 0,70008±4
185,8 2,148 0,70015±66*
Б. Грунт
А-2 [М] 2,0 2,09б* 254,8 1,91 0,70015±9
А-2 [М] 3,2 2,09 255,7 1,91 0,70009±1
Г-2 [М] 3,4 2,20 256,9 2,00 0,70016±8
«А п о л л о н - 15» (грунт)
15081,20 [М] 18,4 4,55 117,3 9,05 0,70498±5
15221,46 [М] 18,9 5,40 129,3 9,75 0,70527±5
15601,65 [М] 18,3 3,019 96,7 7,28 0,70379±10
* Получено при чисто механической [М] сепарации либо вследствие фракционирования Rb и включает неопределен-
сепарации по плотности [П]. ность, связанную с холостым < опытом.
»* Содержания Rb вычислены для Rb85/Rb87 = 2,591; содержа- 4* Ошибка отвечает последним приведенным величинам при
ния Sr вычислены, исходя из нормальных распространенно-
стей Sr8e/Sr88 = 0,1194 и Sr84/Sr88 = 0,006748.
3* Ошибка этого отношения равна +1,0% табличной вели-
чины, возрастает главным образом из-за неопределенности
+2оср.
в* Исправлено на холостой опыт.
е* Повторные определения Sr.
Возраст базальта «Луны-16» и модельный созраст лунного грунта
т
Лунные образцы. Образцы были исследова-
ны аналитическими методами, описанными не-
давно [2]. Из-за небольших размеров все образ-
цы переводились в раствор без выпаривания их
досуха на каком-либо этапе работы. Аликвота
в 1% от каждого раствора использовалась для
грубого определения Rb и Sr, чтобы выполнить
правильное разбавление. Исключение составля-
ли порода целиком, пз которой для разбавления
была взята аликвота в 1,1 мг, и пироксен, где
аликвота составила 2,8 мг.
Главные аликвоты были затем, соответст-
венно, подвергнуты изотопному разбавлению и
выпарены досуха. Эти операции уменьшили не-
определенности, возникающие при растворении
образца. Поправка на 2-IO"11 г Rb, измерен-
ного при холостом опыте, вводилась в результа-
ты, как указано в табл. 1. Эти поправки имеют
незначительное влияние на возраст и первичное
отношение Sr87/Sr8e, определенное по этим дан-
ным. Результаты для базальтовых пород при-
ведены в табл. 1. Для всех образцов (включая
контрольные) максимальная поправка в пиках
Sr87/Sr8e из-за Rb87 была меньше 1: 70 000.
Содержание Rb в «целой» породе приблизи-
тельно такое же, как в бедных К породах, до-
ставленных «Аполлоном-12» и «Аполлоном-11».
Содержание Sr в целой породе и во фракциях
плагиоклаза В-1 значительно (в 3—4 раза) вы-
ше, чем содержание Sr в породах и в чистых
фракциях плагиоклаза из всех пород «Аполло-
нов» [2, 4, 8]. Благодаря исключительно мало-
му обогащению (Sr87/Sr8e)H3M, фракция Sr в
большинстве образцов анализировалась дважды
на масс-спектрометре Lunatic I, и по крайней
мере один из анализов для каждого образца
был анализом высокого качества. Средние отно-
шения Sr87/Sr8e для повторных опытов находят-
ся в хорошем согласии, в пределах 2аср, по-
казанном в табл. 1. Два наименее точпых опы-
та (2о±0,00008 и ±0,00012) были следствием
нестабильности сигналов ионного тока в масс-
спектрометре, вызванной плохим прилипанием
образца к ленточке.
Данные для базальтовых частичек приведе-
ны на Rb — Sr эволюционной диаграмме
(рис. 1). Все измеренные отношения (Sr87/
/Sr88) изм исключительно низки и показывают об-
щее обогащение для различных фракций в
0,13%. Этот уровень Sr87/Sr86 обогащения по
сравнению с BABI и общий разброс близки к
результатам, полученным для базальтических
ахондритов [3]. Типичные ошибки, полученные
для Sr87/Sr86 этих образцов, равны 0,007% и со-
ответствуют неопределенности в возрасте при-
мерно в 5% для всего ряда наблюденных отно-
шений (Sr87/Sr86) пзм. Все полученные данные на-
несены на рпс. 1.
Отклонения точек от прямой показаны на
рпс. 2. Все точки строго соответствуют прямой,
в пределах неопределенности в 2о. Данные по
плагиоклазу А находятся в хорошем согласии с
этой прямой, построенной по более точным дан-
ным. Прямая была вычислена с использованием
всех точек и отвечает возрасту Т = 3,42 ± 0,18
млрд, лет и П. О. = 0,69906 ± 4, где оценен-
ные неопределенности в Т и П. О. равны одно-
му стандартному отклонению. Если мы примем
максимальную неопределенность в возрасте как
двойное стандартное отклонение, данные ока-
жутся достаточными для того, чтобы устано-
вить, что возраст этих частиц не моложе 3,06
млрд, лет и не намного древнее, чем 3,78 млрд,
лет, т. е. соответствуют возрасту пород «Апол-
лона-11». Первичное отношенпе для этих ча-
стиц достаточно хорошо определено, исключи-
тельно низко и идентично величине П. О. для
бедных К пород «Аполлона-11» [4].
Таблица 2. Контрольные образцы* Moore County
Плагиоклаз Порода целиком
(Sr^/Sr86)^
0,69897±4 0,69911±4 [12]
0,69896±4 0,69908+5 [4]
0,69897±4 Р, 69900+4 0,69899 ±7 0,69901±5г* 0,69898±42* 0,69906±5 [4]
Среднее 0,69898+1 С р е д н е е 0,69908+2
(Rb87/Sr86)„3M
1,1.10-зз* 2,3-10“34*
। (Sr^/sr^n.o. :
0,69891±1 0,69893+2 5*
BABI = 0,69898±3 ADOR = 0,69884±4
Морская вода 6*
(Sr^/Sr86)^ : 0,70914±4; 0,70909±4; 0,7906±4;
0,70909±4;] 0,70911±4.
* В скобках даны ссылки, кроме данной работы (ошибки в этой
табл, равны 2о).
2* Анализы, выполненные одновременно с пробой В-1
«Луны-16».
3* Концентрации: КЬ = 0,74-10“9люлъ/г; Sr88 = 1,54-10“® моль г.
4* Концентрации: Rb = 0,60-10—® молъ/г\ Sr88 = 0,607-Ю”6
моль]г [3].
6* Вычислено для принятого возраста в 4,6 млрд. лет.
®* Анализы по работе [2].
474
Д. А. Папанаспгасиу, Г. Дж. ВассерЬург
Данные, полученные для образцов грунта
«Луны-16» А и Г, также приведены в табл. 1.
Содержание стронция в этом грунте значитель-
но выше (в 1,5—3 раза) по сравнению с содер-
жанием Sr в грунте всех «Аполлонов», опреде-
ленных ранее (см. рис. 5). Содержание Rb
примерно в 1,5 раза ниже по сравнению с
«Аполлоном-11» [4] п гораздо ниже, чем в
грунте других «Аполлонов» (см. рис. 5). Отно-
шения Rb/Sr и Sr87/Sr86 наиболее низкие пз
всех наблюденных для лунного грунта. Эти
данные приведены на рис. 3. Они отвечают
модельным возрастам Т BABJ 4,2 ± 0,3 и 4,1 ±
± 0,3 млрд, лет, соответственно, и в общем на-
ходятся в согласии с типичным модельным воз-
растом лунного грунта ~ 4,6 млрд. лет. Исклю-
чительно низкие Rb/Sr и Sr87/Sr86 отношения
для грунта «Луны-16» былп найдены и дру-
В дополнение к анализам грунта «Луны-16»
мы приводим новые данные для трех образцов
грунта, доставленных «Аполлоном-15». Резуль-
таты представлены в табл. 1 и на рпс. 3. Мы
получили модельные возраста 77babi=4,62;
4,50; 4,60 млрд, лет для образцов 15081, 15221 и
15601 соответственно. Грунт с «Аполлона-15»
имел промежуточное Rb/Sr отношение между
его значениями для «Аполлона-11» и «Аполло-
на-12» и значительно более низкое, чем для
грунта «Аполлона-14». Грунт 15221 из района
кратера St. George по существу идентичен грун-
ту кратера Elbow (15081) и подобен грунту из
участка рилла (15601, станция 9а). Все анализы
для целого грунта, выполненные в этой лабо-
ратории, представлены на рпс. 3 и показывают
удивительную согласованность и простую зави-
симость.
Рис. 1. Rb—Sr эволюционная диаграмма для базальта В-1.
Изохрона построена методом наименьших квадратов. Ошибки в
(Sr87/Sr88)H3M определяют ошибку в возрасте. Относительное
обогащение по сравнению с BABI в отношении 8г87/3г88дает-
ся как £вАВ1 в частях на 104 на правой оси
Рис. 2. Отклонение измеренных Sr87/Sr88 отношений от пря-
мой в частях па 104. Нанесенные ошибки представляют отно-
сительные ошибки в 2<?Ср для каждого анализа. Штриховые
линии представляют различия в возрасте в 5180 млн. лет
гимн авторами [5]. При таком низком
(Sr87/Sr86) „нм отношении должны быть даны
некоторые разъяснения при вычислении мо-
дельного возраста относительно BABI. Не обя-
зательно, чтобы паше значение BABI могло
быть принято другими лабораториями без не-
обходимого тщательного обоснования.
Обсуждение. Возраст образцов «Луны-16».
По результатам анализа отдельных минералов
была построена изохрона для малепькой части-
цы базальта, доставленной «Луной-16». Она
отвечает возрасту Т = 3,42 ± 0,18 млрд, лет и
П. О. = 0,69906 ± 4 (1о). Согласованность этих
результатов с К — Аг возрастом в 3,45 ±
± 0,04 млрд, лет (1о) для того же образца [6]
указывает па реальность определений, и этот
возраст соответствует времени кристаллизации
пород.
Если бы представилась возможность полу-
чить другой образец базальта пз керна
«Луны-16», можно было бы показать, действи-
тельно ли измеренный возраст характерен для
этих образцов.
Дальнейшая интерпретация этих результа-
тов зависит от уверенности в том, что:
Возраст базальта «Луны-16» и модельный возраст лунного грунта

1) образец базальта В-1 типичен для извер-
женных частиц в данном грунте;
2) базальт представляет излившиеся магма-
тические образования морского бассейна в юго-
восточной части Моря Изобилия.
Сравнение петрографии В-1 [1] с данными,
суммированными А. П. Виноградовым [7], сви-
детельствует о том, что схожие базальтовые
частицы такого же типа обнаружены в пробе
«Луны-16». Опубликованные данные других
авторов убедительно подчеркивают, что В-1
является типичным базальтом этого керна.
Многие химические характеристики грунта и
В-1 очень близкп.
Есть много оснований полагать, что размель-
ченный базальтовый материал, близкий к В-1,
составляет значительную часть грунта образца
«Луны-16».
ших фрагментов пород, в свою очередь предста-
вительных для местных коренных пород. По ана-
логии разумно принимать возраст кристаллиза-
ции В-1 за время эффузивной активности в
Море Изобилия.
Обобщение возраста и первичный Sr. Все
Rb — Sr возраста и первичные отношения
Sr87/Sr86, полученные до настоящего времени в
пашей лаборатории, приведены па рпс. 4. Мы
не включили данные других лабораторий по
причинам, обсужденным ранее [8]. Данные для
четырех лунных проб пз участков лунных мо-
рей показывают, что последний период главных
излияний в морских бассейнах приурочен к
узкому временному интервалу 0,55 млрд. лет.
Прямые данные, по-видимому, ограничивают
интервал главной (эффузивной) магматической
активности 3,1—4,0 млрд. лет. Поскольку пет
Р и с. 3. Диаграмма возраст — первичное отношение для
всех проанализированных в лаборатории сборов «Аполлона-11»,
«Аполлона-12» , «Аполлона-14» , «Аполлона-15» и «Луны-
16» . Bcet морские базальты попадают в ограниченную область
на этой диаграмме. Частицы «Луны-16» имеют сходные Rb/Sr
отношения и первичное отношение с бедными К породами
«Аполлона-11»
Р и с. 4. Rb—Sr эволюционная диаграмма для лунных грун-
тов. Все измеренные грунты соответствуют модельному возра-
сту в 4,6 млрд, лет относительно BABI. Линии с наклоном, соот-
ветствующим = 4,6 + 0,3 млрд, лет показаны по обе
стороны от изохроны 4,6 млрд. лет. Грунт «Луны-16» является
наименее радиогенной точкой. Эти данные растянуты более чем
на порядок ио величине Rb — Sr отношения. Двухзначные и
трехзиачные числа — последние цифры номеров проб «Апол-
лонов»
Мы проанализировали маленькие базальто-
вые частицы пз грунта других лунных проб
(«Аполлон-11» и «Аполлоп-14») п нашли, что
они, по-впдпмому, представительны для боль-
хорошо документированных доказательств су-
ществования каких-либо пород моложе чем
3,1 млрд, лет [2,8], мы считаем, что это указы-
вает на отсутствие значимой активности после
3,1 млрд. лет.
Необходимо еще выяснить, представляет ли
данная эпоха лунной магматической активности
окончание продолжительной и интенсивной
магматической активности с начала образова-
ния Луны илп же это последний толчок после
продолжительного периода спокойствия, ко-
торый начался непосредственно после раннего
лунного магматизма (4,3—4,6 млрд, лет назад).
Величины П. О. для всех морских базальтов
исключительно примитивны (т. е. близки к
BABI) и лежат в достаточно узком интервале.
Это доказывает, что магматические резервуары
для всех разновидностей морскпх базальтов бы-
476
Д, А, Папанастасиу, Г. Дж, Вассербург
ли образованы из областей с исключительно
низким Rb/Sr отношением (~ 0,004) по срав-
нению с хондритовыми (~ 0,25) или солнечны-
ми (~ 0,6) распространенностями. К настоя-
щему времени не обнаружено доказательств
в пользу существования магматических пород
с высокими П. О. для временного периода между
3,88 млрд, лет («Аполлон-14») и 3,16 млрд, лет
(«Аполлон-12» и «Аполлон-15»). Породы с вы-
сокими П. О. образовывались заведомо раньше
этого периода («Аполлон-14», 12013). Магма-
тические породы с низкими П. О. проявляются в
течение всего периода 3,16—4 млрд, лет (пла-
гпоклазовые включения в породе 12013 [9]).
Это должно отчетливо отражать природу и про-
исхождение источников магматической актив-
ности в различном времени.
Рис. 5. Наблюдается относительно хорошая коррекция
Rb87/Sr88 отношения и содержания Rb для лунных грунтов при
вариациях в содержании Rb в 10 раз. Не найдено корреляции от-
ношения Rb87/Sr88 с содержанием Sr. Грунт «Луны-16» имеет
отчетливо высокое содержание Sr. Пунктирная прямая являет-
ся приблизительно средним содержанием Sr в лунных грунтах
Очевидная дисперсия величин П. О., наб-
людаемая в породах пз единого образца и пз
разных образцов, недавно обсуждалась памп с
точки зрения модели коровой контамина-
ции [10].
Лунный грунт. Результаты наших анализов
для грунта «Аполлонов» и «Лупы-16» показаны
на рпс. 3. Все результаты лежат на прямой, от-
вечающей изохроне 4,6 млрд, лет, проходящей
через точку BABI. Очевидно, модельный воз-
раст, равный ~ 4,6 млрд, лет, является общей
характеристикой лунного грунта. Этот факт
был обнаружен для грунта «Аполлона-11» [11,
4] и повторяется для всех лунных грунтов со
всех мест посадок. При вариациях Rb/Sr отно-
шений более чем на порядок наблюдаются неко-
торые отклонения вплоть до 10% для различных
грунтов от модельного возраста 4,6 млрд, лет, так
как прямая не так точна, как изохроны, построен-
ные по минералам. Однако достаточно устойчи-
вый модельный возраст 4,6 млрд, лет для лунно-
го грунта может быть противопоставлен большо-
му разнообразию более молодых изохронных
«минеральных» возрастов, полученных для лун-
ных пород (см. рис. 4). Среди всех лунных грун-
тов (см. рпс. 3) грунт «Луны-16» наименее
радиогенный и служит хорошим приближением
к наиболее крайнему члену ряда этих пород.
Остальные пробы грунта, по-видимому, принад-
лежат этой прямой. Повторяющийся модельный
возраст грунтов является отражением того фак-
та, что большинство лунных пород имеет модель-
ный возраст 4.6 ± 0,3 млрд, лет [2, 8]. Однако
в каждом случае отношенпе Rb/Sr в грунте зна-
чительно выше, чем отношение Rb/Sr в типич-
ных породах пз тех же мест. Из этих данных
следует, что линейная зависимость, наблюдае-
мая для грунтов, является результатом смеше-
ния экзотической составляющей с высоким от-
ношением Rb/Sr и грунта, образовавшегося при
размельчении вмещающих пород. Природа
этой смеси может быть также видна на рпс. 5,
где показано отношение Rb87/Sr86 как функция
Rb и Sr в грунте. Мы не наблюдаем корреляции
между отношениями Rb87/Sr86 и содержанием
Sr при различиях в содержании Sr в три раза.
Из этого графика явно следует значительное
обогащение Sr грунта «Луны-16». Напротив, мы
наблюдаем здесь достаточно хорошую корреля-
цию между Rb87/Sr86 и содержанием Rb. Неболь-
шие отклонения от корреляционной прямой,
показанные на графике Rb87/Sr86 — Rb отража-
ют нескоррелированные и ограниченные вариа-
ции в содержании Sr. Очевидно, что составляю-
щая, обогащенная Rb, примешана в различных
количествах в лунном грунте. Для того, чтобы
сохранить модельный возраст грунта, компонен-
та, обогащенная Rb, должна нести также Sr87,
образованный при радиоактивном распаде со
времени образования Луны.
Данные, полученные при анализе грунта, по
модельным возрастам лунных пород и из ана-
лиза породы 12013, по нашим представлениям,
характеризуют раннее плавление и дифференци-
ацию внешних частей Луны и образование коры,
обогащенной Rb, К, U и Th [8, 9, 2]. Образова-
ние коры является определяющим в даль-
нейшей после 4,6 млрд, лет эволюции Лу-
ны [8].
Существование этой коры допускает простую
интерпретацию (в рамках коровой контамина-
ционной модели) вариаций в наблюденных П. О.
Возраст базальта «Луны-16» и модельный возраст лунного грунта
477
для лунных пород данного возраста и модель-
ных возрастов этих пород [2].
Мы выражаем благодарность Академии наук
СССР п НАСА за организацию обмена лунными
образцами. Возрастные определения по В-1 за-
висели от скрупулезности и аккуратности прове-
Литература
1. Albee A. L., Chodos A. A., Gancarz A. J., Haines Е. L.,
Papanastassiou D. А., Hay L., Tera F., Wasser-
burg G. J., Wen Т. Mineralogy, petrology, and che-
mistry, of Luna 16 samples B-l.—Earth Planet. Sci.
Letters, 1972, 13, № 2.
2. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J. Rb—Sr ages
of igneous rocks from the Apollo 14 mission and the
age of the Fra Mauro formation.— Earth Planet. Sci.
Letters, 1971, 12, 36.
3. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J. Initial stron-
tium isotopic abundances and the resolution of small
time differences in the formation of planetary ob-
jects.—Earth Planet. Sci. Letters, 1969, 5. 361; Papa-
nastassiou D. A. Thesis, California Institute of Tech-
nology, 1970.
4. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J., Burnett D. S.
Rb—Sr ages of lunar rocks from the Sea of Tranquil-
lity.—Earth Planet. Sci. Letters, 1970, 8, 1.
5. Allegre C. J., Birck J-L., Loubet M., Provost A. «Age»
Rb87—Sr87 et teneurs en K, Rb, Sr, Ba et terres rares
du sol de la Mer de la Fecondite (Lune) rapporte par
la mission sovietique Luna 16.— C. R. Acad. Sci. Pa-
ris. 1971, 273 D, 779.
6. Huneke J. C., Podosek F. A., Wasserburg G. J. Gas re-
tention and cosmic-ray exposure ages of a basalt frag-
ment from Mare Fecunditatis.— Earth Planet. Sci. Let-
ters, 1972, 13, № 2, 375.
дения минеральной сепарации Дж. Брауном.
Мы высоко ценим доверие, которое проявили
Комиссия по планированию анализов лунных
образцов и куратор лунных образцов, доверив
нам такой исключительно ценный образец. Рабо-
та поддерживалась НАСА по контракту NAS-9-
8074.
7. Vinogradov А. Р. Preliminary data on lunar ground
brought to Earth by automatic probe Luna 16.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 1, 1971, 1, 1.
8. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J. Lunar chro-
nology and evolution from Rb—Sr studies of Apollo
11 and 12 saples.—Earth Planet. Sci. Letters, 1971,
11, 37.
9. Albee A. L., Burnett D. S., Chodos A. A., Haines E. L.,
Huneke J. C., Papanastassiou D. A., Podosek F. A.,
Russ III G. P., Wasserburg G. J. Mineralogic and iso-
topic investigations of lunar rock 12013.— Earth Pla-
net. Sci. Letters, 1970, 9, 137.
10. Wasserburg G. J., Papanastassiou D. A. Age of an
Apollo 15 mare basalt; lunar crust and mantle evolu-
tion.— Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 13, 97.
11. Albee A. L., Burnett D. S., Chodos A. A., Eugster O. J.,
Huneke J. C., Papanastassiou D. A., Podosek F. A.,
Russ III G. P., Sanz H. G.f Tera F., Wasserburg G. J.
Ages, irradiation history and chemical composition of
lunar rocks from the Sea of Tranquillity.— Science,
1970, 167, 463.
12. Wasserburg G. J., Papanastassiou D. A., Sanz H. G.
Initial strontium for a chondrite and the determina-
tion of a metamorphism or formation interval.— Earth
Planet. Sci. Letters, 1969, 7, 33.
Lunatic Asylum, Лаборатория геологических
и планетарных наук им. Чарльза Армса,
Калифорнийский технологический институт,
Пасадена, Калифорния, США
Ф. Тера,
Г. Дж. Вассербург
U—Th—РЬ АНАЛИЗЫ
ГРУНТА
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Определен изотопный состав свинца в образцах
грунта с двух уровней колонки «Луны-16». Свинец за-
метно радиогенен и отвечает модельному возрасту
4,8 млрд, лет по отношению РЬ201 /РЬ206. Эта дата от-
ражает процессы ранней лунной дифференциации.
Наиболее реальное значение для отношения Pb2Q*/
/РЬ2®1* = 111 показывает, что грунт «Луны-16» значи-
тельно менее радиогенен, чем другие лунные грунты.
Содержания элементов равны (в ч. н. млн.).: РЬ ~ 0,9.
U~0,3, Th~l,2 при ThIU отношении 3,8 Содержа-
ние U наименьшее из всех найденных для лунных
грунтов. Эти данные показывают, что только незна-
чительная часть магматической составляющей крипо-
вого типа попала в грунт «Луны-16».
Методика анализа. В данной статье мы сооб-
щаем результаты анализа свинца, урана и тория
в образцах грунта А н Г пробы «Луны-16» и для
сравнения результаты анализа грунта образцов
14163 и 14259 «Аполлона-14». Образцы грунта
«Луны-16», предоставленные нам, являлись
фракцией реголита мельче 125 мкм.
Использованные методы анализа позволяли
минимизировать количество лунного образца
прп сохранении результатов достаточно высоко-
го качества. Высокая чувствительность масс-
спектралыюго определения свпнца, которая воз-
можна теперь благодаря использованию эмит-
тера [1, 2], так же как легкость измерения U
и Th, позволяет улучшить методы анализа прп
уменьшении как размера образца, так и холо-
стой поправки при химическом выделении. Об-
разец 2• 10-9 г (около 10 пикомолей) свинца
был достаточен для получения хорошего ка-
чества анализа. Химический анализ включал
пять ступеней: а) растворение образца, б) ко-
личественное выщелачивание Pb, U и Th из вы-
паренного остатка (а), в) селективное отделение
Pb + Th ионным обменом, г) селективное отде-
ление U ионным обменом, д) ультраочпстка РЬ
и его отделение от Th на миниатюрной ионооб-
менной колонке. Методы описаны для «половин-
ной химии» (образец меньше 25 мг) и «полной
химии» (образец 100—2Ьмг).
а. Растворение. Образец растворялся в
смеси HF и НСЮ4 (0,01 мл HF и 0,002 мл НС1О4
на 1 мг образца; для образцов меньше 5 мг бра-
ли реактивы, рассчитанные на 5 мг). Использо-
ванная для анализа HF была любезно предос-
тавлена нам М. Тацумото. После переведения
образца в чпстый раствор он упаривался досуха
до полного удаления избытка НС1О4. К остатку
затем добавлялась 1н. HNO3 0,05 мл!мг; для об-
разцов меньше 5 мг использовалось количество,
рассчитанное для 5 мг. Проба снова выпарива-
лась досуха, а затем переводилась в прозрачный
раствор добавлением 0,05 п. HNO3 в количествах,
указанных выше. Раствор затем разделялся на
две равные аликвоты для определения состава и
концентрации и соответственно добавлялись
трассеры.
б. Выщелачивание. Аликвоты выпари-
вались досуха и к ним добавлялся смешанный
растворитель, состоящий пз 94% метанола п 6%
концентрированной ( ~ 16 н.) HNO3 по объему
с образованием эмульсии. Для образцов больше
25 мг добавлялось 2 мл смешанного растворите-
ля (полная химия). Для образцов меньше 25 мг
добавлялся 1 мг (половинная химия). Эмульсия
центрифугировалась и верхний слой, содержа-
щий Pb, U и Th, отделялся и сохранялся. Эта
операция повторялась с использованием 1 мл
смешанного растворителя и верхний слой также
сохранялся. Два верхних слоя в совокупности
давали для лунных образцов выход в 90%.
в. Отделение Pb + Th. Чистая сильно ос-
новная анпоннообменная смола в нитратной
форме (AGL-X8, 100—200 меш) высушива-
лась на воздухе при 45° С для удаления избытка
воды. Часть этой смолы затем смачивалась 2 мл
смешанного растворителя (94% метанол, 6%
HNO3) п переводилась в кварцевую колонку
U—Th—Pb анализы грунта из Моря Изобилия
479
(внутренний диаметр 0,5 см, стеклянный фильтр
средней пористости) до высоты 4 см. Колонка
затем обрабатывалась пропусканием через нее
3 мл смешанного растворителя. Первый экстракт
пз операции б загружался в колонку и пропу-
скался через нее, затем загружался второй экст-
ракт. Элюаты этих двух пропусканий обознача-
ются Ui п U2. Для образцов меньше 25 мг после
того, как проба пропущена через колонку, она
промывалась 1 мл смешанного растворителя
(94% метанола —6% HNO3), затем 7 мл сме-
шанного растворителя 75% метанола — 25%
4 н. HNO3. Элюаты этих двух промывок обозна-
чаются Ъ’з и U4. Элюаты Ui, U2, U3 и U4, содер-
жащие U, объединялись для операции г. Конец
колонки смывался Н2О. РЬ и Th затем элюирова-
лись 10 мл 0,5 н. HNO3.
Для образцов больше 20 мг (полная химия)
элюирование проводилось непосредственно без
промывания. Этот элюат содержал некоторое ко-
личество Fe и других элементов, а также РЬ +
+ Th. Элюат упаривался досуха и снова повто-
рялось выщелачивание б, второй цикл отделе-
ния Pb + Th проводился так же, как для поло-
винной химии в. Для полной химии элюаты,
содержащие U, из обоих (1 и 2) циклов объеди-
нялись.
Роль спирта заключается в увеличении спо-
собности РЬ п Th к образованию отрицательно
заряженных комплексов в среде HNO3, что та-
ким путем приводит к их отделению от боль-
шинства элементов, которые остаются незаком-
плексованными. Однако мы обнаружили, что
вследствие замедленной диссоциации и усиле-
ния рекомбинации ионов в среде смешанного
растворителя некоторые элементы (особенно
Fe) не удерживаются на колонке на уровне кон-
центрации радиоактивного трассера, но частич-
но и почти необратимо удерживаются на колон-
ке в случае высоких их концентраций
(это наблюдается для образцов больше 25 мг).
В этом случае они конкурируют в обмене с РЬ
и Т11 п в более водных средах могут вызвать их
проскок. Чтобы обеспечить полное удержание
РЬ и Th на смоле, операция производится при
очень высоком содержании спирта, что приво-
дит к частичному удержанию Fe. Чтобы десор-
бировать Fe и др., в случае половинной химии
и во втором цикле полной химии колонка
промывается смешанным растворителем с более
низким содержанием спирта. Исключение опера-
ции промывания 75% метанолом в первом цик-
ле для образцов больше 25 мг полностью гаран-
тирует от потери РЬ и (пли) Th вследствие
проскока, вызванного частичной адсорбцией Fe
на смоле. Растворитель, состоящий пз 94% ме-
танола и 6% концентрированной HNO3, перед
использованием его для разделения, очищался
от РЬ. Это проводилось на колонке, подобно той,
которая описана в разделе в. только высота смо-
лы в этом случае составляла 10 см. Смешанный
растворитель очищали порциями по 100 мл на
колонку.
Очищенный 75%-ный МеОН приготовляли
путем смешения 94% МеОН с 1 н. HNO3 в отно-
шении 4 : 1 по объему. Все реактивы хранили в
тефлоновой посуде, а смешанный растворитель
не использовали дольше чем 1 месяц.
г. Отделение U. Объединенный фильтрат
с колонок в, содержащий U, высушивали досуха,
растворяли в 4 н. НС1 и дважды выпаривали до-
суха с обработкой каждый раз 1 мл 4 н. НС1.
Проводилась анионообменная сепарация в 4 и.
НС1 с добавлением 5 г аскорбиновой кислоты на
100 мл НС1. Остаток образца растворяли в 8 мл
раствора НС1—аскорбиновая кислота и остав-
ляли до полного исчезновения желтой окраски
FeCl3 (15 мин).
Для разделения использовали смолу AGL-
Х8, 100—200 меш в хлоридной форме. Смолу,
замоченную в 0,5 н. НС1, переводили в кварце-
вую колонку (внутренний диаметр 0,5 см) до
высоты 5 см. Колонку промывали 20 мл 0.5 н.
НС1, затем приготовляли для разделения про-
пусканием 10 мл раствора 4 н. НС1 — аскор-
биновая кислота. Затем в колонку загружали
раствор образца и полностью пропускали, пос-
ле чего колонку промывалп 10 мл раствора
4 н. НС1 — аскорбиновая кислота для освобож-
дения от железа. Удаления аскорбиновой кис-
лоты добиваются промыванием колонки 20 мл
4 н. НС1, стараясь при добавлении кислоты
обмыть стенки колонки. Кончик колонки спо-
ласкивали 4 н. НС1. U вымывался 10 мл 0,5 н.
НС1. Элюат выпаривали досуха, и все возмож-
ные остатки органики удаляли нагреванпем с
0,02 мл НСЮ4 и высушиванием досуха. Оста-
ток образца растворяли в капле 1 н. HNO3 и
высушивали досуха, затем образец каплей 1 н.
HNO.3 переносили на Та ленточку и выпарива-
ли досуха. На ленточку затем наносили сус-
пензию Та порошка в 0,5 н. Н3РО4 и спекали
при постепенном нагревании. Чистый образец
U в 5-10“9 г, нанесенный таким путем, обес-
печивает устойчивый сигнал в ~ 10-13 а в те-
чение ~ 30 мин.
д. Катионный цикл. Катионная колон-
ка для разделения РЬ и Th представлена ка-
пилляром (внутренний диаметр 0.2 см), содер-
жащим сильнокпслую катпонообменную смолу
(AG 50 W-X8, 100—200 меш) до высоты 2 см.
До использования колонки ее отмывали 10 мл.
480
Ф. Тера, Г. Дж. Вассербург
4 н. НС1, затем 0,3 мл Н2О и, наконец, 0,3 мл
1,5 н. HCL Элюат анионного цикла в высу-
шивали досуха. Микроостаток растворяли в
~0,03 мл 1,5 н. НС1 и выпаривали досуха,
снова растворяли в ~ 0,015 мл 0,5 н. НС1.
Образец загружали в колонку и РЬ элюировали
5 каплями 1,5 н. HCI (0,15 мл всего), выпари-
вали досуха и переносили на V-образную
Re ленточку масс-спектрометра (используя ме-
тод силикатного геля) [1, 2]. Чистый образец
в 10”9 г РЬ208 дает устойчивый сигнал в
5 • 10“12 а в течение 1 час.
Незначительные примеси, захваченные ка-
тионитом, вымывали 0,5 мл 4 н. НС1, а затем
Th элюировали 0,5 мл 4 н. H2SO4. Элюат Th
выпаривали досуха и образец наносили на
Та ленточку с применением нашей методики
(Та — порошок — Н3РО4). Чистый образец в
2 • 10 ~8 г Th давал устойчивый сигнал в 5 •
• 10 -15 а в течение 15 мин.
Результаты холостых анализов для Pb, U
и Th приведены в табл. 1. Холостые для U и
Th равны 0,03 и 0,12 нг, соответственно, они
малы и достаточно воспроизводимы. Типичные
холостые полной химии для образцов весом
25—100 мг составляют 4,8 пикомоля РЬ208, что
соответствует ~ 2 нг РЬ. Типичные холостые
к настоящему времени определены недостаточ-
но точно и меняются за период в несколько
месяцев от 5,4 до 1,8 пикомоля РЬ208 для ана-
лиза полной химии и от 3 до 1 ппкомоля для
сокращенного анализа при образце меньше
25 мг. Причины вариаций в холостых не ясны.
Холостая поправка нанесения на ленточку ма-
ла для РЬ, но уже весьма значительна для Th.
Изотопный состав свинца холостой поправки
достаточно близок к составу современного зем-
ного свинца [3], и значения, принятые в этой
работе, равны: а = 18,5, р = 15,7 и 7 = 38,4.
Аналитические данные. Аналитические дан-
ные сведены в табл. 2—4. В табл. 3 приведен
такой изотопный состав свинца образцов, ка-
ким он был определен,— он не исправлен на
холостой анализ, кроме введения поправки за
счет трассера. Результаты измерения изотопно-
ного состава приведены в виде нескорректиро-
ванных отношений; в результатах с использо-
ванием изотопного разбавления отношения бы-
ли вычислены (SB) по формуле:
/ РЬ2Х, \ I рЬ2Э6 \ Г» рЬ206 [ рЬ2Э4 \
\~РЬ^"/sb “ \ РЬ2оГ~ [_\ рЬ204 /м \ РЬ20» /т ""
! РЬ2Э6 \ П / РБ208 \
\ Pb'-05 /т] ' Pb204 (;
и подобной же формуле для РЬ207. Здесь М —
измеренное, Т — трассер и SB —общий образец
плюс холостой. Величины а, и у, исправлен-
ные на холостую поправку (табл. 4, ряд В),
приведены в последних трех колонках табл. 3.
Две аликвоты «Луны-16» А-39 дают несоизме-
римые исправленные величины и соответству-
ют разнице холостых поправок в 30%, что
близко к наблюдаемым величинам для двух
холостых, приведенных в табл. 1 для поло-
винной химии РЬ. Скорректированные резуль-
таты для образца «Луны-16» А2-3, который
взят пз той же пробы, что и А-39, по-видимому,
должны быть исправлены на 40% за счет холос-
той поправки. Для того, чтобы исправленные ре-
зультаты по образцу «Луны-16» (Г-50) дали те
же отношения, что и А-39, нужно было бы уве-
личить холостую поправку на 60%. Исходя пз
нашего ограниченного опыта по холостым поп-
равкам для половинной химии, мы не могли
ожидать больших увеличений холостых попра-
вок. Как было отмечено раньше, низкие холос-
тые встречались довольно часто. Этот вопрос до
настоящего времени достаточно неясен. Суще-
ствует вероятность, что образцы очень различ-
ны либо контаминация свинца до анализа мо-
жет играть важную роль.
Наиболее предпочтительный способ пред-
ставления данных — привести число молей
каждого изотопа, измеренное в образце. Это
позволяет выполнить быстрый пересчет дан-
ных и непосредственное вычисление неопре-
деленности, возникающей в результате лабо-
раторной контаминации. Наиболее удобными
единицами являются пикомоли (10-12 моля)
изотопа. Для того, чтобы вычислить количество
пикомолей любого изотопа свинца в холостых
поправках в табл. 1, необходимо только умно-
жить холостой РЬ208 на нужное изотопное от-
ношение, приведенное в таблице для холостых
поправок. Оно может быть непосредственно
вычтено пз соответствующих ппкомолей в ря-
ду А табл. 4. Для каждого образца в ряду А
табл. 4 приведено непосредственное измерен-
ное число ппкомолей каждого пзотопа. Эти
данные должны быть лишь исправлены на не-
значительный эффект от трассера. В ряду А
не было сделано поправки на холостой опыт.
Ряд Б дает число ппкомолей каждого пзотопа
после поправки на холостой опыт, приведенный
в табл. 1. Ряд В дает количество радиогенных
РЬ208-207’206, исходя из того, что весь РЬ204 в ря-
ду В обусловлен первичным свинцом. Ряды Д
и Е являются крайними пределами для радио-
генного РЬ208’207> 206, исходя из предположения,
что весь РЬ204 в ряду А либо является резуль-
татом лабораторной контаминации, либо про-
исходит за счет первичного свинца [4, 5].
U—Th—Pb анализы грунта из Моря Изобилия
481
Таблица 1. Холостые анализы (в пикомолях)
Вид анализа РЬ208 и238
Обычная суммарная холостая поправка (полная химия) ♦ 4,8 0,13 0,4
Холостой опыт нанесения на ленточку, «Луна-16», обр. А-39 0,07 <0,03 0.4
(половинная химия для РЬ)2* (полная химия для U — Th)3* 2,8 0,13 0,4
«Луна-16», обр. Г-50 (половинная химия для РЬ)2* (полная химия для U — Th)2* 2,3 (0,08)3* 0,4
Изотопный состав РЬ общей холостой РЬ207/РЬ208 РЬ20в/РЬ208 РЬ204/РЬ208
поправки (состав РЬ холостого анализа на лен- точке неотличим от общего холостого) 0,4113±0,0008 0,4858±0,0021 0,0266±0,0001
* Для образцов больше 25 мг. «♦ для образцов меньше 25 мг. «♦ Установлено.
Таблица 2. U и Th в образцах
Образец Вес, ли U238 Th232 Th232/U238 Содержания, ч. н. млн.
пикомоли в образце и Th
«Луна-16», А-39 18,2 25,68±0,26 96,58±2 3,76±0,10 0,338±0,003 1,23±0,02
«Луна-16», А2-3 2,3 3,22±0,06 — — 0,336±0,007 —
«Луна-16», Г-50 4,8 4,80±0,1 21,8±1,1 4,5±0,3 0,240±0,005 1,05±0,05
14163, 110* 8,55 125,4±1,3 — 3,52±0,04 —
24,25 — 1392 *±27 3,9*±0,1 — 13,3 *±0,3
9,83 140,4±1,4 — — 3,42±0,03 —
14259,97 2* 28,29 400,1 ±2 1543,3±7,7 3,86±0,03 3,39±0,02 12,66±0,06
9,55 138,8±0,4 — — 3,48±0,01 —
* Анализы U и РЬ (см. табл. 4) были сделаны из одного и 2* Анализы U и Th были сделаны из одного и того же
того же раствора, Th—из независимого раствора. раствора. Анализ РЬ был сделан из другой порции образца.
Таблица 3. Изотопный состав РЬ
Образец Данные, не исправленные на холостую поправку Данные, исправленные на холостую поправку
РЬ208/РЬ204 РЬ207/РЬ204 РЬ208/РЬ204 РЬ208/РЬ204 РЬ207/РЬ204 РЬ208/РЬ204
«Луна-16», А-39 (18,2 мг) 80,9 60,6 * 93,7 69,8 —
«Луна-16», А-39 (18,5 мг) 84,7 63,1 98,4 98,1 73,1 110,9
«Луна-16», А2-3 (2,3 мг) 65,1 49,1 ♦ (156,0) (115,4) —
«Луна-16», Г-50 (4,8 мг) 47,0 35,5 * (64,4) (47,9) —
14163, 110 (8,55 мг) 276,6 204,5 * 388,1 286,2 —
14163, НО (10,6 мг) 295,9 226,0 302,9 393,1 289,9 387,0
14259,97 (8,25 мг) 368,6 247,0 * 707,4 471,1 —
14259,97 (25,8 мг) 544,6 363,0 525,9 707,0 470,9 677,0
♦ Образец разбавлялся РЬ208.
Примечание. Приведенные в скобках величины вычислены, исходя из допущения, что у и а лежат на прямой рис. 2.
31 Лунный грунт
Таблица 4. Изотопные характеристики и возраст образцов лунных пород
v Ко Характеристика изотопных D нцент- _ ация Пикомоли РЬ204 Модельный возраст. 1п»лет
О „ F значений ч. РЬ, н. млн. РЬ2 8 РЬ207 р Jj2°6 РЬ207/ РЬ2°е РЬ207 /и238 РЬ207/ U236 РЬ208/ /Th232
«Луна-16», А. Не исправлено — 42,10 27,07 36,15 0,4468 — — — —
А-39 Б. Исправлено на холостую 1,14 39,31 25,92 34,78 0,3713 — — — —
(18,2 мг) поправку Радиогенный РЬ* В. РЬ204 представлен холостой 28,56 22,12 31,31 0 4,81 5,19 4,92 5,19
поправкой и первичным свинцом Г. РЬ204 весь представлен хо- 25,30 20,17 27,95 0 4,84 4,79 4,83 4,66
лостой поправкой д рь204 весь представлен пер- — 29,16 22,50 31,97 0 4,80 5,26 4,94 5,29
вичным свинцом «Луна-16», А. Не исправлено 5,573 3,603 4,759 0,073 — —
А2-3 Б. Исправлено на холостую 0,95 3,793 2,873 3,884 0,025 — — — —
(2,3 мг) поправку Радиогенный РЬ* В. РЬ204 представлен холостой 3,069 2,618 3,650 0 4,83 4,93 4,86
поправкой и первичным свинцом Г. РЬ204 весь представлен хо- 2,829 2,477 3,420 0 4,84 4,71 4,81
лостой поправкой д р 1)204 весь представлен пер- — 3,459 2,857 4,077 0 4,80 5,32 4,95 —
вичным свинцом «Луна-16», А. Не исправлено 8,972 5,805 7,656 0,164 — —
С-50 Б. Исправлено на холостую 0,78 6,672 4,855 6,526 0,101 — — — —
(4,8 мг) поправку Радиогенный РЬ* В. РЬ204 представлен холостой 3,747 3,823 5,582 0 4,77 5,02 4,84 3,18
поправкой и первичным свинцом Г. РЬ204 весь представлен хо- 2,807 3,274 4,648 0 4,80 4,41 4,68 2,43
лостой поправкой Д. РЬ204 весь представлен пер- — 4,223 4,129 6,123 0 4,74 5,35 4,92 3,55
вичным свинцом 14163,110 А. Не исправлено 148,67 109,34 147,86 0,5346
(8,55 мг) Б. Исправлено на холостую — 142,71 106,88 144,92 0,3734 — — — —
поправку 2* Радиогенный РЬ* В. РЬ204 представлен холостой 131,90 103,06 141,43 0 4,86 4,91 4,87 4,77
поправкой и первичным свинцом Г. РЬ204 весь представлен хо- 128,57 101,09 138,06 0 4,86 4,83 4,85 4,67
лостой поправкой Д. РЬ204 весь представлен пер- — 133,19 103,88 142,86 0 4,85 4,95 4,88 4,81
вичным свинцом 14259,97 А. Не исправлено 118,85 81,00 120,87 0,3279
(8,25 мг) Б. Исправлено на холостую 7,76 112,89 78,54 117,93 0,1667 — — — —
поправку 2* Радиогенный РЬ* В. РЬ204 представлен холостой 108,06 76,84 116,37 0 4,71 4,50 4,65 4,31
поправкой и первичным свинцом Г. РЬ204 весь представлен хо- 106,52 75,94 114,86 0 4,72 4,46 4,64 4,26
лостой поправкой д р2)204 весь представлен пер- — 109,35 77,65 117,81 0 4,71 4,54 4,66 4,36
вичным свинцом Хию8 = 1, 5369 • 10~10 лет-i. = 9,7216-10-1° лет“1. XTh232 • Ряд А является общим числом атомов каждого изотопа по = 4,990-10-и Лет-1. U^/U23® = 137,8. остаток PbSM первичного состава, по Оверсби [5].
данным измерения, исправленным на присутствие трассера, Ряды Г и Д являются числом радиогенных РЬ208, РЬ207
когда он есть. Ряд Б вычислен с использованием соответствующей по- и РЬ208, вычисленных из А, исходя из того, что РЬ204 весь представлен, соответственно, либо свинцом холостой поправ-
правки на состав холостого опыта и количеств из табл 1. Ряд В является количеством радиогенных РЬ208, РЬ207, «♦ ки, либо первичным. Поправки холостого опыта были на 25% выше, чем поправ-
РЬ208, вычисленных из В, исходя из предположения, что ки для полной химии, показанные в табл. 1 L
LT—Th—Pb анализы грунта из Моря Изобилия
483
Модельные возраста для простой закрытой
системы приведены для всех трех случаев
(В, Г, Д).
Наиболее хорошо установленными модель-
ными возрастами, конечно, являются величины
ряда В, ошибки в которых вызваны холостыми
поправками и контаминацией при подготовке
образца к работе с ним как в Lunatic Asylum,
так и до получения нами образца.
Неточность в количестве пикомолей каждо-
го изотопа, приведенного в ряду А, ограничена
абсолютной калибровкой изотопного разбавле-
ния (из-за гравиметрии и масс-спектрометрии)
и точностью изотопных отношений. Для образ-
цов с содержанием больше чем 3 пикомоля
данного изотопа общая возможная ошибка
меньше 1 % от величин, приведенных в табл. 4.
Для малораспространенных изотопов, как, на-
Рис. 1. Неисправленные величины аир для четырех анали-
зов грунта, доставленного «Луной-16». Примитивный свинец
железных метеоритов обозначен Р (по Паттерсону [4] иОверсби
[5]). Современный земной свинец — М. Т. Линия, проходящая
через точки Р и М, Т., расположена ниже точек «Луны-16» и
двух точек грунта «Аполлона-14»
Рис. 2. Неисправленные величины у и а для грунта «Луны-
16» (см. рис. 1). Приведены две пары внутренне согласующихся
величин Т и Th/U. Обратим внимание на то, что модельный воз-
раст исключительно чувствителен к изменениям ThU отно-
шения
пример, РЬ204, типичная абсолютная ошибка
меньше 3% для 0,05 пикомолей данного изото-
па. Главная неопределенность в различных
модельных возрастах заключается в природе
примененной поправки на РЬ204. Точность от-
носительных изотопных распространенностей
свинца обычно лучше 0,2% для рь207/РЬ208 и
РЬ206/РЬ208 и 0,4% Для РЬ204 для всех приведен-
ных здесь анализов.
Количества РЬ204, полученные для А-39 и
14163, значительно выше возможного уровня
контаминации при аналитических процедурах.
Это является либо следствием присутствия
действительно лунного РЬ204, лпбо результатом
загрязнения в другой лаборатории. Концентра-
ция лунного РЬ204 представляет исключительную
важность для понимания летучих элементов [6],
и вопрос о ней до сих пор ие решен полностью.
Результаты. Неисправленные данные пз
табл. 3 для образцов «Луны-16» приведены на
рис. 1 и 2. Для сравнения приведены точки,
отвечающие первичному (Р) и современному
земному свинцу (Л/77). Након —— соот-
УМТ ~~ аР
ветствует модельному возрасту 4,6 млрд. лет.
На рис. 1 прямая от Р к любому образцу
«Луны-16» лежит выше «геохроны». Если пред-
положить, что свинец измеренных образцов «Лу-
ны-16» представляет смесь истинно лунного
свинца с современным земным свинцом (ЛМТ),
то отсюда следует, что правильные величины
неконтаминированного лунного свинца (Л) от-
вечают соотношению
$лмт &мт Зл Зр $лмт Зр
улмт умт ал ур алмт ~~ ур ’
Это предъявляет жесткие ограничения к
модельным возрастам РЬ207 — РЬ206. Два ограни-
чения этого неравенства приведены как модель-
ные возраста РЬ207—РЬ206 в табл. 4 (ряды Г п Д).
Очевидно, что образцы «Луны-16» должны иметь
ЗГ
484
Ф. Тера, Г. Дж. Вассербург
модельный возраст заметно больше 4,6 млрд,
лет и что образцы А и Г отличимы один от дру-
гого. Этот эффект был обнаружен нами ранее
для общего образца грунта «Аполлона-14» и мо-
жет быть виден для 14163. Образец 14259 дает
заметно более молодой модельный возраст, ко-
торый находится почти на геохроне. Обнаруже-
ние высоких модельных возрастов для этих «об-
щих» грунтов согласуется с наблюдениями,
впервые сделанными Сильвером при исследова-
ниях выщелачивания й возгонки, что лунные
грунты содержат «parentless» свинец с экстра-
ординарным отношением РЬ207/РЬ206 [7, 8].
Рис. 2 является а — у диаграммой, на кото-
рой нанесены данные только для образца «Лу-
ны-16», для которого мы определили отношение
РЬ208/РЬ204. Образец лежит очень близко к пря-
мой, проходящей через Р и МТ. Для «возраста»
4,6 млрд, лет это будет соответствовать отно-
шению Th232/U238 = 3,67. Наблюденная величи-
на равна 3,76±0,10. Внешне этот результат,
по-видимому, указывает на систему с почти
«нормальным» Th/U отношением, существо-
вавшим 4,6 млрд, лет назад. Непосредственно
измеренные отношения Th232/U238 для образцов
лунного грунта «Аполлонов» и «Луны-16» ле-
жат в очень ограниченной области 3,70—4,0
для всех образцов, кроме обр. Г-50 «Луны-16»
[7—15]. Th/U отношение для обр. Г-50 может
оказаться значительно выше, и анализ необхо-
димо повторить. Образец Г-50 имеет низкие
концентрации U и Th и менее радиогенный
свинец, чем А, и, следовательно, представляет,
видимо, определенную зону.
Отношение радиогенных дочерних к мате-
ринским показано на рис. 3 в совмещенной
Pb — U эволюционной диаграмме. Пределы
ошибок опущены для ясности. Учитывая не-
большие ошибки для данных по РЬ207/РЬ2Э6,
точки для «Луны-16» А и Г разнятся друг от
друга и от двух образцов грунта «Аполло-
на-14». Грунт «Аполлона-11» 10084 (точки S
[18]. Т [11] и Г [13]) лежит в пределах оши-
бок на конкордип. Точка Г, по-видимому, дает не-
сколько отличный РЬ207/РЬ206 возраст и обсуж-
далась ранее [13]. По сравнению с номи-
нальной величиной 4,6 млрд, лет для возра-
ста Солнечной системы мы видим широкий
разброс РЬ207/РЬ206 возрастов для различных
грунтов.
Грунты как «Луны-16», так и «Аполлоиа-14»
дают достаточно древние модельные возраста.
Даппые для образца 14259 не указывают на по-
терю свинца, но характеризуются высоким от-
ношением РЬ207/РЬ206, а для образца 14163 -
позволяют говорить о потере РЬ, но при ано-
мально высоком возрасте. Возможно, что боль-
шие неопределенности в возрастах по отноше-
ниям Pb206/U238, Pb207/U235 и Pb208/Th232 (но не
РЬ207/РЬ206 возраст) для образцов «Луны-16»
связаны с поправками на нерадиогенный РЬ.
Наиболее точные данные получены для боль-
шого, весом 18,2 мг, образца, представленного
точкой С с номинальной поправкой на холостой
и первичный свинец. Возможные крайние вели-
чины (см. ряды Г и Д для этого образца
в табл. 4) D' и Е. Поскольку D' соответствует
РЬ204, обусловленному целиком контаминацией,
это наиболее низкое возможное положение для
этого образца. Это потребовало бы величины
контаминации, более чем в пять раз превышаю-
щей нашу холостую поправку. Точка D' ле-
жит непосредственно под Конкордией, и, следо-
вательно, разумно заключить, что «правильная»
точка находится выше кривой согласованных
значений. Она смещается в направлении потерь
материнского (или добавки дочернего) свинца
с аномально древним возрастом по РЬ207/РЬ2Э6.
Общая картина модельных возрастов грун-
тов очень сложна. Группы данных, полученные
по реголиту, в целом дают цифры возраста,
близкие к наиболее хорошим оценкам возраста
Солнечной системы. Это не может быть приня-
то за случайность, и некоторые ученые полага-
ют, что возраст грунта дает возраст Луны. Сви-
детельства о существовании «parentless» свпн-
цов в грунте были впервые приведены Сильве-
ром [8] и указывают на то, что грунт является
изотонически сложной системой. Анализы для
грунта в целом, представленные здесь и в бо-
лее ранних работах [7—14, 16, 17], подтвер-
ждают точку зрения о том, что грунт не может
быть принят за простую изолированную систе-
му. Действительно, учитывая гораздо более мо-
лодой и различный возраст лунных пород и аг-
регативную совокупную природу грунта, труд-
но, по-видимому, доказать такую точку зрения
на априорной основе [18, 19]. Однако важно
отметить, что образцы общего грунта показыва-
ют удивительно простое поведение в отноше-
нии Rb — Sr эволюции и в первом приближе-
нии и для U — Th — РЬ.
Папанаетасиу и Вассербург [20] продемон-
стрировали, что грунты «Аполлонов» и «Лу-
ны-16» дают удивительную линейную зависи-
мость на Rb — Sr эволюционной диаграмме.
Имеется некоторый разброс результатов, кото-
рый отчетливо указывает на то, что система
грунтов пе является абсолютно закрытой. Эта
зависимость соответствует возрасту 4,6 млрд,
лет. По сравнению с ней U — Th — РЬ системы
для грунта представляются более сложными.
U—Th—РЬ анализы грунта из Моря Изобилия
485
Некоторые эффекты кажутся очень малыми, но
значительные сдвиги в модельных возрастах
имеют ту же величину, что и по результатам
Rb — Sr определений.
В других случаях, таких как 12033 и 12070
[12], эффекты достаточно большие. U — РЬ си-
стема особенно чувствительна к обнаружению
слабых сдвигов в результате короткой жизни
U235 и зависит от точности, с которой может быть
определено отношение РЬ207/РЬ206. Вариации
в 2—4% в РЬ207/РЬ206 модельных возрастах не
рассматриваются как главные несоответствия в
U/РЬ систематике лунных грунтов.
Рассматривая все данные, имеющиеся к на-
стоящему времени, резонно заключить, что мо-
дельные возраста грунта действительно пред-
ставляют приблизительный возраст, соответ-
ствующий возрасту Луны. Несоответствия, о
которых говорилось, в частности, высокие мо-
дельные возраста по РЬ207/РЬ206, должны быть
связаны с ранней лунной дифференциацией и
развитием лунной коры и мантии. Вариации
этих модельных возрастов должны быть объяс-
нены, исходя пз специфики лунных процессов.
Мы представляем себе лунный грунт как
накопленный во времени в результате объеди-
нения пород различного возраста. Он включает
как вклад от различных местных пород, так п
добавку экзотических пород из других местно-
стей Луны. Некоторые летучие элементы также
могли быть включены [8, 17]. Если извержен-
ные породы не содержат первичного радиоген-
ного свинца и если не было химической диффе-
ренциации при процессах лунной эрозии (вклю-
чая транспортировку), тогда все точки лунного
грунта должны лежать (на или ниже Конкор-
дии) в узком сегменте, ограниченном хордами,
идущими между точками 3,1 и 4,6 млрд, лет и
конкордией.
Для случая, если порода содержала значи-
тельное количество первоначально радиогенно-
го свинца, точки грунтов могли лежать либо
выше, либо ниже конкордии. Эти точки были
бы ограничены внизу конкордии прямой, исхо-
дящей из точки 3,1 млрд, лет с наклоном 3,7 •
• 10_3. Образец брекчии 12034, по данным Татсу-
мото, Найта и До [12], определенно лежит ни-
же этой прямой. Это может указывать на суще-
ствование значительной магматической актив-
ности моложе чем 3,1 млрд, лет или же на хи-
мический перенос и фракционирование в грун-
те, что предполагалось другими учеными
[8, 12].
Если предположить, что грунт был подвер-
гнут простому двухстадийному процессу, в ко-
тором изменилась концентрация урана, то от-
сюда следует, что высокие возраста по
РЬ207/РЬ206 потребуют уменьшения отношения
U238/Pb204. Для случая Д^/Да = 0,72 это требо-
вало бы полного удаления урана из системы
приблизительно 1 млрд, лет назад. Если бы
уран был удален раньше этого времени, то не-
которое количество урана могло присутствовать
сейчас.
Лишено основания предположение, что дей-
ствительно происходила потеря урана из грун-
та с течением времени. Более того, если глав-
ное фракционирование имело место между ма-
теринскими и дочерними элементами в лунном
грунте на протяжении истории Луны, тогда мы
могли бы ожидать больших сдвигов в Rb — Sr
и U — Th — Pb систематиках.
Последние результаты по базальтам «Апол-
лона-14» [21, 22] показали, что базальты содер-
Р и с. 3. Совмещенная Pb—U эволюционная диаграмма. Нане-
сена конкордия, соответствующая временному интервалу 4,6—
5,0 млрд. лет. Для сравнения показаны данные для грунта
10084 «Аполлона-11» (G — Gopalan, Kaushal, Lee-Hu and
Wetherill [13]; 5 — Silver [8]; T — Tatsumoto [11]). Точки для
грунта «Аполлона-14» — 14259 и 14163 нанесены с пределами
ошибок. Последний образец лежит на конкордии. Показаны
точки для грунта «Луны-16» — А и Г. Для каждого из этих
образцов приведена номинально исправленная точка С и две
возможные крайние величины D иЕ(см. табл. 4). Образцы А и Г
отчетливо различаются между собой и лежат заметно выше кон-
кордии. Они определенно отвечают древним РЬ20Т РЬ-06 возра-
стам так же, как грунт «Аполлона-14»
жали значительное количество радиогенного
свинца в момент кристаллизации и характери-
зовались первичным отношением (РЬ207/
РЬ206)пеРв = 1,43. Это соответствует свинцу (об-
щему), образованному между 4,6 и 3,7 млрд. лет.
Аномальные РЬ207 — РЬ206 возраста как для грун-
486
Ф. Тера, Г. Дж. Вассербург
та «Луны-16», так и для пробы 14163 могут быть
объяснены, если 10% РЬ206 возникло за счет та-
кого раннерадиогенного свинца. Существование
изверженных пород, содержащих первичный
радиогенный свинец, не только могло бы отве-
чать за несогласие между Rb — Sr, К —Аг и
U — Th — Pb возрастами, но, как отмечено вы-
ше, могло бы явиться объяснением существова-
ния аномально высоких РЬ207/РЬ206 возрастов
в грунте.
В качестве рабочей гипотезы мы полагаем,
что в лунном грунте существует значительная
доля несбалансированного древнего радиоген-
ного свинца, добавленная в результате дробле-
ния древних лунных изверженных пород, кото-
рые были обогащены РЬ в момент их образова-
ния.
Данные орбитальных исследований, вы-
полненных на «Аполлоне-15» [23, 23а], и данные
Туркевича [24] свидетельствуют в пользу того,
что большие области Луны, особенно горные
участки, состоят из пород, богатых «плагиокла-
зом» (термин введен из-за высокого содержа-
ния А1), с низким содержанием U и Th. Эти об-
ласти более древние, чем базальты, которые по-
следними покрыли морские бассейны, исходя из
геохимических соображений предполагается,
что они имеют относительно высокое Pb/U от-
ношение и, таким образом, могли явиться
источником «неконтаминированного» радиоген-
ного свинца наряду с более древними базальта-
ми с первично радиогенным свинцом. Этот ма-
териал горных областей дал бы также избыток
Ей вследствие обогащения плагиоклазов этим
элементом. Такая модель не объясняет высокие
модельные возраста, которые обнаружены при
высоких Ей аномалиях и высоких концентра-
циях U в грунте «Аполлона-14» [25]. Она, по-
видимому, тесно связана с обогащенными U из-
верженными породами, найденными в месте от-
бора «Аполлона-14».
Фундаментальное различие между Rb — Sr
и U — Th — Pb определениями появляется для
возрастов, установленных по базальтовым поро-
дам в целом. Хотя величины -Ebabi для пород
группируются около 4,6 млрд, лет со значитель-
ным разбросом (богатые К породы «Аполло-
на-11» составляют главное исключение), они
тем не менее совместимы с моделью смешения
вещества двух резервуаров, из которых в одном
материал имел высокое Rb/Sr отношение, а
другой — очень низкое, причем оба резервуара
были абсолютно изолированы 4,6 млрд, лет на-
зад [26]. В итоге изучения базальтов из мест
посадок «Аполлонов» мы приходим для пород
не к возрастам 4,6 млрд, лет (как для реголи-
та), а к значительно более молодым возрастам,
несмотря на то, что некоторые из них содержат
первичный радиогенный свинец. Эти наблюде-
ния, по-видимому, указывают на обогащение
ураном этих базальтовых пород во время их об-
разования и (или) исчерпание ранее образован-
ного свинца в областях источника магм. На ос-
новании этих данных можно предполагать, что
радиогенный свинец, образованный за первые
200—300 млн. лет лунной эволюции, был уда-
лен из лунной мантии и отделен от U и Th, ко-
торые его образовали, и обогатил верхнюю ко-
ру, оставив радиоактивные элементы в других
слоях. Предел, до которого различное поведе-
ние Rb — Sr и U — Th — Pb систем может быть
сопоставлено в общей схеме, еще полностью не
ясен.
Мы благодарны Академии наук СССР и
НАСА за организацию обмена лунными об-
разцами. Мы благодарим Отдел планирования
анализов лунного вещества за передачу части
этих образцов Lunatic Asylum.
Мы в долгу перед Л. Рей, чья умелая, пол-
ная энтузиазма поддержка помогла нам. Ее
действенная и разумная помощь оказалась
очень существенной на многих этапах этой ра-
боты. Эта работа финансировалась НАСА по
договору NAS-9-80-74.
Литература
1. Акишин П. А., Никитин О. Т., Панченков Г. М. Гео-
химия, 1957, № 5, 500.
2. Cameron А. Е., Smith D. Н., Walker R. L. Mass spect-
rometry of nanogram-size samples of lead.— Anal.
Chem., 1969, 41, 525.
3. Stacev J. S., Delevaux M. E., Ulrych T. J. Some trip-
le-filament lead isotope ratio measurements and an
asbolute growth curve for single-stage leads.— Earth
Planet. Sci. Letters, 1969, 6, 15.
4. Patterson C., Brown H., Tilton G., Inghram. Concent-
ration of U and Pb and the isotopic composition of
lead in meteoritic material.— Phys. Rev., 1953, 92,
№ 5, 1234.
5. Oversby V. М. The isotopic composition of lead in
iron meteorites.—Geochim. Cosmochim. Acta, 1970, 7.
151.
6. Turkevich A., Reed G. W., Jr., Heydegger H. R., Col-
lister J. Activation analysis determination of U and
204Pb in Apollo 11 lunar fines.— Proc. Second Lunar
Sci. Conf., 1971, 2, 1565.
7. Silver L. T. Uranium-thorium-lead isotope relations
in lunar materials.— Science, 1970, 167, 468.
8. Silver L. T. Uranium-thorium-lead isotope in some
Tranquillity Base samples and their implications for
lunar history.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2, 1533.
U — Th — Pb анализы грунта из Моря Изобилия
487
9. Silver L. Т. U—Th—Pb isotope relations in some
Apollo 14 (and 15) materials.—G. S. A. Abstract, 1971,
3, № 7, 706.
10. Tatsumoto M., Rosholt J. N. Age of the moon: an iso-
topic study of U—Th—Pb systematics of lunar samp-
les.— Science, 1970, 167, 461.
11. Tatsumoto M. Age of the Moon: An isotopic study of
U — Th — Pb systematics of Apollo 11 lunar samples.
II.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cos-
mochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2, 1595.
12. Tatsumoto M., Knight R. J., Doe B. R. U—Th—Pb sys-
tematics of Apollo 12 lunar samples— Proc. Second
Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl.
2, 1971, 2, 1521. •
13. Gopalan K., Kaushal S., Lee-Hu G., Wetherill G. W.
Rb—Sr and U, Th—Pb ages of lunar materials.—
Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmo-
chim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2, 1195.
14. Cliff R. A, Lee-Hu C., Wetherill G. W. Rb—Sr and U,
Th—Pb measurements on Apollo 12 materials.— Proc.
Second Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 2, 1493.
15. Preliminary Examination Team, Prelim. Report, Sci-
ence, 1972.
16. Wasserburg G. J., Huneke J. C., Papanastassiou D. A.,
Podosek F. A., Tera F., Turner G. Age determination
on samples from the Apollo 14 landing site.— Proc.
Seattle COSPAR meeting, Space Research Volume
XII, 1971.
17. Huey J. M., Thochi H., Black L. P., Ostic R. G., Koh-
man T. P. Lead isotopes and volatile transfer in lu-
nar soil.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 2, 1547.
18. Albee A. L, Burnett D. S., Chodos A. A., Eugster O. J.,
Huneke J. C., Papanastassiou D. A., Podosek F. A.,
Russ III G. P., Sanz H. G., Tera F.f Wasserburg G. J.
Ages irradiation history and chemical composition of
lunar rocks from the Sea of Tranquillity.— Science,
1970, 167, 463.
19. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J., Burnett D. S.
Rb—Sr ages of lunar rocks from the Sea of Tranquil-
lity.— Earth Planet. Sci. Letters, 1970, 8, 1.
20. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J, Rb—Sr age
of Luna 16 basalt and the model age of lunar soils.—
Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 13, № 2.
21. Wasserburg G. J., Turner G., Tera F., Podosek F. A.,
Papanastassiou D. A., Huneke J. C. Comparison of
Rb—Sr, К—Ar and U—Th—Pb ages; Lunar Chrono-
logy and evolution.— Third Lunar Sci. Conf., 1972,
January 10—13. Abstracts.
22. Wasserburg G. J., Huneke J. C., Papanastassiou D. A.,
Podosek F. A., Tera F., Turner G. Lunar chronology
and evolution.—G. S. A. Abstract, 1971, 8, № 7, 745.
23. Metzger A. D.y Arnold J. R., Peterson L. E., Tromb-
ka J. I. Lunar X-ray experiment, Apollo 15 prelimi-
nary scientific report.— Science, 1971.
23a. Adler I., Trombka J., Gerard J., Schmadebeck R.,
Lowman P., Blodgett H., Yin L., Eller E., Lamothe R.,
Gorenstein P., Bforkholm P. Apollo 15 X-ray fluores-
cence experiment.— Prelim. Report, № X-641-71^421,
1971.
24. Turkevich A. L., Franzgrote E. J.f Patterson J. H. Che-
mical analysis of the moon at the Surveyor 7 lan-
ding site: Preliminary results.— Science, 1968, 162,
117.
25. Schnetzler C., Nava D. F. Chemical composition of
Apollo 14 soils.— Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 11,
№ 5, 345.
26. Wasserburg G. J., Papanastassiou D, A, Age of an
Apollo 15 mare basalt; lunar crust and mantle evolu-
tion.—Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 13, 97.
Лаборатория геологических
и планетарных наук им. Чарльза Армса,
Калифорнийский технологический институт,
Пасадена, Калифорния, США
Дж. С. Ханеке,
Ф. А. Подосек,
Г. Дж. Вассербург
РАДИОГЕННЫЕ
И РАДИАЦИОННЫЕ
ВОЗРАСТА БАЗАЛЬТОВЫХ
ЧАСТИЦ
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
Определены радиогенный Аг^/Аг™ и радиацион-
ный Аг™/Аг31 возраста базальтовой частицы В-1 из
пробы, доставленной «Луной-16» из Моря Изобилия.
Для образца установлена значительная низкотемпера-
турная потеря Ат"*, но достаточно хюрошо определено
высокотемпературное плато (3,45 ± 0,04 млрд. лет).
Предполагается, что этот возраст датирует период маг-
матической активности в Море Изобилия. Она имела
место позднее, чем в Море Спокойствия, но раньше,
чем в Океане Бурь и Море Дождей. Радиационный
возраст частицы В-1 равен 475 млн. лет.
Введение. Образец, доставленный станцией
«Луна-16» из Моря Изобилия, позволил опреде-
лить время магматической активности в глав-
ной морской области восточной части лунной
поверхности. Сравнение образцов из Моря Спо-
койствия, Океана Бурь, Фра-Мауро и Моря До-
ждей должно способствовать восстановлению
истории образования и истории вулканизма
многих основных районов видимой лунной по-
верхности.
Время образования маленького обломка по-
род, доставленного «Луной-16», определено по
методу Аг40/Аг36 с использованием ступенча-
той дегазации образца после превращения
части К39 в Аг39 нейтронным облучением [1].
Возможность получения значимых Аг40 — Аг39
возрастов на небольших частичках магматиче-
ских пород была уже установлена [2—4], хотя
имеется некоторая неопределенность в приме-
нении метода Аг40/Аг39 к нефракцпонпрован-
ным образцам [3, 5]. Был также определен
радиационный возраст на основании соотноше-
ния спаллогенного Аг38 и Аг36, образованного
при нейтронных реакциях на Са при облуче-
нии [3].
Анализируемый образец был взят из одной
базальтовой частицы (В-1) «Луны-16»; этот
образец детально описан в другой работе [6].
Перед анализом весь образец был погружен в
ацетон и промыт с помощью ультразвуковой
установки для удаления пыли. Из центра ча-
стицы были взяты два фрагмента общим весом
9,3 мг с тонким слоем стекла на внешней по-
верхности, которая была минимально возмож-
ной. Полное удаление ее могло бы привести к
потере еще большей части образца. Вопрос о
том, насколько тонкая оторочка на пробе явля-
ется результатом значительного нагревания илп
добавки чужеродного материала, содержащего
избыток Аг40, вызывал серьезные опасения при
этих исследованиях. Существенное значение
могла иметь степень нарушения при ударе [3,
7]. Мы не имеем достаточных оснований для
суждения об этих эффектах и будем исходить
при окончательных выводах пз внутренней со-
гласованности результатов.
Эксперимент. За исключением сказанного
ниже методика эксперимента в этом исследо-
вании была та же, что и примененная ранее
Тарпером, Ханеке, Подосеком и Вассербургом
[3]. Образец был завернут в алюминиевую фо-
льгу высокой чистоты и помещен в вакууме в
кварцевую трубку вместе с 5 мг никелевой про-
волоки. Образцы облучались в течение 6,9 дня
в капсуле исследовательского реактора Джене-
рал Электрик, Плпзантон, Калифорния. Одно-
временно при этом же эксперименте, обозна-
ченном LAV-1, облучались также образцы лун-
ной породы 15555 [5]. для которой методика
исследования такая же, как и описанная
здесь. Образцы облучались нейтронами высо-
ких энергий (2? >0,18 Мэв) с интегральным
потоком 1 • 1019 нейтр/см2 и тепловыми пейтро-
намп (2Г <С 0,17 Мэв) с интегральным потоком
8 • 1019 нейтр/см2.
После облучения образцы извлекались пз
кварцевой трубы и помещались в экстракцион-
ную систему в той же самой фольге, в которой
Радиогенные и радиационные возраста базальтовых чавтиц из Моря Изобилия
489
они облучались. Спектрометрические помехи и
фон экстракционной системы определялись в
нескольких холостых опытах, перемежаемых с
анализами образцов. Для данной серии мы
определили в эквиваленте Cl35 10-11 нем2 Аг.
НС1/С1 = 0,03; холостая поправка при выделе-
нии Аг40 составила 4 • 10“9 нем2 при 1650° С;
2,5 • 10-9 нем2 при 1455° С и 1,5 • 10“9 нем2 при
более низких температурах. Холостые опыты,
выполненные после анализа обр. В-1, показа-
ли, что выделение было полным.
Для проверки К39(п, р) Аг39 реакции ис-
пользовали образец роговой обманки (р.о. 3 г)
[8, 3]. Для него Аг40/К = (5,09 + 0,09) • 10~3
[3] и Аг*40/Аг*39 = 13,91 ± 0,01. Это дает ко-
эффициент превращения
С39(К)=Аг*9/К = (0,0409 + 0,007)- 10~3нсм3/г. (1)
вительности спектрометра (5%) и ошибку в
5О°о на холостую поправку. Ошибки в отно-
шениях базируются на статистических ошиб-
ках измерения отношений и не включают ошиб-
ку холостой поправки Аг40.
Дальнейшие поправки необходимо ввести,
чтобы учесть помехи от нейтронных реакций
на Са и К. Помехи за счет Са учитываются,
принимая (Агзв/Аг37)Са = 0.000305 [3]. (Аг38/
/Аг37)Са = 0,0001 [9] и (Аг39 Аг37)Са = 0,000732
[3]. Помехи, создаваемые К. также учитывают-
ся. При этом принимается (Аг38/Аг39)к =
= (Аг40/Аг™)к = 0,01 [9]. Добавкой Аг40 за
счет Са и Агзв и Аг37 за счет К пренебрегают.
Исправленные количества после вычета помех
приведены на рис. 1. Аг39 в результате реакций
К39 (/г, р) обозначен Аг™. Количество фосфора
в этой частице определяли на микрозонде, ис_
Таблица 1. Содержание и изотопный состав Аг в облученной нейтронами частице* В-1
Температура 2*. С° Аг40, 10“8 нем3, г 3* Агзв/Аг40 Аг37,Аг4с <* Аг38,Аг40 Агзв/Аг40
545 75±9 0,0320 ±0,0060 0,1546±0,0190 0,01460 + 0,00120 0,1013+0,0032
635 259±16 0,0394 ±0,0003 0,1100± 0,0006 0,0118± 0,0003 0,0409±0,0002
745 861 ±44 0,0493±0,0001 0,1864±0,0003 0,0150+0,0001 0,01559±0,00006
850 823±42 0,0492±0,0001 0,3172±0,0003 0,0181+0,0001 0,01043±0,00008
935 797±41 0,0334±0,0001 0,3696 ±0,0004 0,0167+0,0002 0,01003+0,00010
1040 224±14 0,1012±0,0005 0,5089 ±0,0009 0,0342± 0,0005 0,01023±0,00027
1195 315+18 0,1011+0,0002 2,1517+0,0024 0,0846+0,0003 0,01067+0,00017
1455 74+14 0,0789+0,0018 2,719+0,099 0,0972+0,0013 0.01317+0,00065
1650 18+23 0,0431+0,0075 1,568+0,024 0,0648+0,0110 0,0083+0,0038
♦ Вес образца 0,0093 г. 3¥ Ошибки не включают дополнительную неопределенность до
2* Температура выше 800° определена епшческпм пирометром, 1’* %, обусловленную калибровкой пипетки.
допуская спектральную эмиссигивность равной 0.7. Темпе- 4* Пересчитано к началу нейтронного облучения, используя
ратура ниже 800° была выведена по току печи. Х3- = 1.975-10- -2 дней"* и Х39 = 7,2-10-’ дней-1.
Для предыдущих облучений [3] в тех же
условиях
К/Са = (0,54 ± 0,02) Аг39/Аг37 (2)
таким образом, для данного облучения С37 (Са) =
= Аг37/Са = (0,221 ± 0,009) (3)
Поток, полученный образцом В-1, составлял
/ = 1,003 ± 0,005 по отношению к контрольно-
му образцу.
Результаты. Изотопный состав Аг каждой
выделяемой фракции представлен в табл. 1.
Данные исправлены на холостой опыт экстрак-
ции, различие по потоку с контрольным образ-
цом, распад Аг37 и Аг39 за время облучения
и за время между облучением и анализом и на
небольшую примесь (обычно < 1 ?о) С1 и НС1
в спектрометре. Ошибка количественного оп-
ределения для Аг40 включает вариацию чувст-
пользуя расфокусированный электронный пу-
чок. Исходя из этого содержания Р и того, что
весь С1 содержится в апатите, содержание С1
установлено < 1 г/т [6]. Общее содержание
Аг38 за счет захвата тепловых нейтронов на
С137 составляет, таким образом, 0,6% от изме-
ренного Аг38 и является незначительным. Ос-
тальные стабильные изотопы являются резуль-
татом реакций на К, Са, Ti и Fe, вызванных кос-
мическими лучами и солнечным излучением
(этот аргон назван — космогенный Агкосм, <<за-
хваченный» — солнечного ветра и, возможно,
лунной атмосферы — Агзахв и радиогенный
Аг*40 — за счет распада К40).
Поскольку распространенность Аг36 и Аг38
относительно Аг40 (табл. 1) слишком велика,
требуется детальное рассмотрение вклада спал-
логенного и захваченного Аг40.
490
Дж. С. Ханеке, Ф. А. Подосек, Г. Дж. Вассербург
3 охваченный Аг40 солнечного ветра и лунной
атмосферы. Существует значительная неоп-
ределенность в правильной поправке на захва-
ченный Аг40. Астрофизические соображения
указывают,что в Солнце отношение Аг40/Аг36<^
<</ 1, но наблюдается значительный избыток
захваченного Аг40 в образце лунного грунта
{Аг40/Аг36 = 1,1) и брекчии (Аг40/Аг36 = 2,2)
[10], что обычно объясняется повторным ион-
ным внедрением Аг40. в поверхности зерен
и частиц из временной лунной атмосферы
[И].
Наименьшее отношение (Аг40/Аг36)захв на-
блюдалось для отдельных зерен грунта «Апол-
лона-12» — 0,15 [12]; оно, по-видимому, оп-
ределяет верхний предел поверхностного внед-
рения. Общее наблюдаемое количество Аг36
в частице В-1 может быть объяснено, однако,
контаминацией 0,1 мг более мелких частиц
грунта (всего 1 % образца по весу), либо налип-
ших на поверхность, либо захваченных стеклян-
ной оторочкой образца. Несмотря на наши пре-
досторожности и стремление свести к миниму-
му такое загрязнение, оно не может быть исклю-
чено полностью. Чтобы перекрыть возможный
разброс значений, мы оценили нашу величину
для (Аг40/Аг36)захв = 0,5 ± 0,5. Уменьшение
величины поправки (Аг40/Аг36)захв до 0,15 по-
высило бы возраст, определенный по высоко-
температурному плато па 0,03 млрд. лет.
Галактический Аг и Аг, образованный сол-
нечными космическими лучами. Существует ма-
ло данных об относительном вкладе в Аг40 за
счет ядерных процессов, вследствие облучения
галактическими и солнечными космическими
лучами. Для Аг, образованного галактиче-
скими космическими лучами в железных ме-
теоритах, Леммерцаль и Церингер [13] привели
отношение (Аг40/Аг38)КОСм=0,2 и (Аг36/Аг38)КОСм=
= 0,65. В лунных образцах, где первич-
ными элементами-мишенями для Аг, обра-
зованного космическими лучами, являет-
ся Са и в меньшей мере Ti, наблюдалось то же
отношение (Аг36/Аг38)КОсм [см. 9]. Ожидается,
что отношение (Аг40/Аг38)КОСм ~ 0 для Са, по-
скольку только относительно редкие тяжелые
изотопы могут внести вклад в Аг40. Исходя
из изотопных отношений в Аг из облученных
нейтронами лунных пород, Тарнер [2] вывел
предел возможных величин отношений
(Аг40/Аг38)КОСм. На основании этих вычисле-
ний для (Аг39/Аг37)Са = 7,3-10“4 выводится от-
ношение (Аг40/Аг38)косм ~ 0,3.
Для малых частиц грунта необходимо обра-
тить серьезное внимание на возможность обра-
зования Аг при воздействии солнечного излу-
чения на К и Са. Йанив и др. [14] продемон-
стрировали преобладание во многих частицах
грунта продуктов солнечного излучения нах
продуктами галактических космических лу-
чей. Принимая поперечное сечение захвата Аг
из Са и К в 100 Мэв в интересующем нас пре-
деле энергии (10—100Мэе) [например, 15 — 17;
и поток частиц солнечного излучения в
50 част!см2!сек [18, 19], все наблюденное в час-
тице количество Аг36 (2-10~6 см3) могло быть
образовано за 2-108 лет. Подобное время об-
лучения частицами солнечного излучения обыч-
но для грунта[20—23], и, таким образом, воз-
можность вклада солнечного излучения в Аг35
и Аг38 не может быть игнорирована. Изотопный
состав таких добавок неизвестен. Будут обра-
зованы как Аг36, так и Аг38, причем распростра-
ненности в объекте будут способствовать боль-
шему образованию Аг36. При любых реакциях,
приводящих к образованию Аг40, будут также
с гораздо большей скоростью образовываться
и Аг38, и Аг86, так что мы можем ожидать, что
для продуктов солнечного излучения отноше-
ние (Аг40/Аг38) ж 0. Следовательно, если при-
нять предосторожность против поверхностной
контаминации, тогда то, что принималось
за внедренный Аг36 и Аг38, может оказаться
результатом реакции с солнечным излучением.
Поскольку мы не имеем надежного способа ус-
тановить доминирующую роль галактического
(Аг40/Аг38)КОсм 0,3 или солнечного излу-
чения (Аг40/Аг38)КОсм ~ 0, мы принимаем по-
правку на (Аг40/Аг38)косм = 0,5 ± 0,15.
Разделение космогенного и захваченного Аг.
Для того, чтобы рассчитать поправки на Аг11
(см. предыдущие разделы) и радиационный
возраст (см. ниже), проведено формальное раз-
деление доли космогенного и захваченного
Аг36 и Аг38, принимая (Аг36/Аг38)косм = 0.65
и (Аг36/Аг38)захв = 5,32. Если значительное ко-
личество Аг36 является результатом облучения
солнечным излучением, то эта операция при-
ведет к завышению поправки по Аг40.
Далее, если для Аг, образованного солнеч-
ным излучением, отношение (Аг36/Аг38)НОсм
0,65, то вышеописанная операция приведет
к переоценке количества захваченного Аг36,
снова завышая поправку по Аг40. Тем не менее
дальнейшее обсуждение будет основано на фор-
мально разделенных захваченном Аг и Аг га-
лактических космических лучей, поскольку ко-
личество и изотопный состав Аг, образованного
солнечным излучением, неизвестно.
Радиационный возраст. Вычисление радиа-
ционных возрастов для образцов, подверженных
нейтронному облучению, было детально рас-
Радиогенные и радиационные возраста базальтовых частиц из Моря Изобилия
491
смотрено Тарнером [3]. Допуская, что только
Са и К служат мишенями для образования
Агкосм» приходим к выражению:
АГкосм Рзв(Са) Т , Рзз(К) Т
Аг3’ — Сзт(Са) ехр + С39(К) ехр’ Аг37 ’
(4)
где Агкосм и Аг39 вычислены для каждой тем-
пературной фракции образца, описанной в раз-
деле «Результаты». Р38(Са) и Р38(К) — ско-
рости образования Аг38 под действием косми-
ческих лучей на Са и К, соответственно, Техр —
время воздействия космических лучей. Исходя
из этого линейного соотношения между изме-
ренными количествами и зная скорость обра-
зования Агкосм из Са, мы можем определить
радиационный возраст по пересечению ордина-
ты при Аг39/Аг37 = 0. Дополнительно может
Отношения Агкосм/Аг37 и Аг39/Аг37 в тем-
пературных фракциях для частиц «Луны-16»
нанесены на рис. 2. Доминируют фракции газа,
выделенные из плагиоклаза, содержащего боль-
шое количество Са и по существу не содержа-
щего К, Ti и Fe. Они дают наиболее точные
данные для точки пересечения. Их выделение
происходит при температурах 850 и 935° С.
Наблюдается прекрасное линейное соотноше-
ние ниже этой температуры: видно, что нет
потери газа из богатых К промежуточных фаз,
в основном ответственных за большую часть
потери Аг40 (раздел «Возраст образования»).
Используя скорость образования Р38 (Са) =
= 1,4-10“8 нем3 Аг38/г Са/млн. лет [3] для лун-
ной поверхности под действием галактических
космических лучей, можно рассчитать, что
радиационный возраст, соответствующий пе-
Р и с. 1. Дифференцированные количества выделенного Лг по-
казаны как функция температур выделения. Все стабильные
изотопы исправлены на вклад от нейтронных реакций на К и
Са, Аг39 исправлен на вклад от нейтронных реакций наСа
Рис. 2. Корреляция Аг38, образованного космическими луча-
ми, и Аг39 от (п, р) реакции на К39. Пересечение и наклон кор-
38 38
реляпии дает количество Аг^осм (Са) и Агкосм (К), образован"
них при взаимодействии космических лучей с Са и К соответст-
венно. Отклонения от корреляции вызваны вкладом реакций
скалывания на Ti и Fe
быть рассчитана относительная скорость обра-
зования P38(/Q/P38(Ca), исходя из наклона
к ординате. Вклад реакций скалывания на Ti
и Fe не может быть учтен и приведет к смеще-
нию точек выше корреляционной прямой урав-
нения (4).
ресечению с ординатой (Агкосм/Аг37)0 в точке
ее 0,030, Техр= 475 млн. лет. Этот возраст
близок к радиационным возрастам, вычислен-
ным для пробы лунного грунта в целом и для
некоторых пород «Аполлона-11» [24, 25], и ти-
пичен для отдельных частиц грунта, изучен-
ных Йанивом и др. [14].
Этот возраст является верхним пределом
для приповерхностного воздействия галакти-
ческих космических лучей и свидетельствует
об отсутствии значительного вклада в резуль-
тате воздействия частиц солнечного излучения.
Он гораздо меньше Аг40 — Аг39 радиогенного
возраста и отражает тот факт, что частица была
частично или полностью защищена от косми-
ческих лучей на протяжении большей части
492
Дж. С. Ханеке, Ф. А. Подосек, Г. Дж. Вассербург
ее существования. Равномерное перемешивание
реголита за последние 3,5 млрд, лет позволяет
предположить, что глубина реголита около
1000 г!см2.
Относительная скорость образования
р38(К)/р 33 (Са) = 3 выведена из наклона пря-
мой к ординате на рис. 2. Это значительно
выше, чем отношение Р38(К)/Р33(Са) = 1 ±
± 0,5, определенное для образца 14001,7 «Апол-
лона-14» [3], и вполне может отражать более
низкую энергию частиц солнечного излучения.
Если солнечное излучение внесло большой
вклад в Агкосм’ то галактический радиацион-
ный возраст и связанная с ним глубина пере-
мешивания соответственно меньше.
К/Са отношение. Аг*9, образовавшийся по
реакциям К39(я. р), и Аг37 — по Са40(и, а)
реакциям, дают информацию о концентрациях
Таблица 2. Кажущиеся возраста отдельных
температурных фракций выделенного газа из облучен-
ной нейтронами частицы В-1
Темпера- .40 10_8 3/, Аг40Аг39 Кажущийся
тура*, СС * ’ нс ‘г возраст, млрд, л
545 74±9 9,7±1,1 0,80±0,07
635 254±17 24,0±0,9 1,57+0,04
745 841 ±48 63,0±1,7 2,80±0,04
850 804±46 95,7±2,5 3,43±0,04
935 785±43 100,8±2,1 3,52±0,03
1040 213±18 96,4±6,6 3,45±0,11
1195 303±22 94,7±4,7 3,42±0,08
1455 73±14 87,2±17,0 3,29±0,30
♦ См. ссылку 2 * в табл. 1.
Примечание. Звездочка у символа элемента обозначает
Аг40, образовавшийся за счет радиоактивного распада К40, и
Аг39, полученный из (п, р) реакций на К при облучении.
К и Са в минералах, вносящих вклад в каждую
выделяющуюся фракцию газа [31. Полученное
отсюда К/Са отношение для каждой выделяю-
щейся фракции газа является функцией отно-
сительных количеств Аг39 и Аг37, выделенных
из каждого минерального компонента, внося-
щего вклад в общий выделяющийся газ, и мо-
жет быть полезным диагностическим признаком
при интерпретации данных по изотопии Аг.
К Са отношение [уравнение (2)] как функция
выделяемого Аг39 проиллюстрировано на рис. 3.
Для сравнения приведено среднее К/Са отно-
шение по определениям микрозондом в целом
ряде кристаллов плагиоклаза [61. В ранних
выделениях газа « 60?6 выделенного Аг39),
очевидно, доминирует вклад газа из исклю-
чительно богатых калием межзерновых фаз,
ответственных за главные низкотемпературные
потери в лунных образцах [26. 2, 3[. Очень
низкое К/Са отношение при наивысшей тем-
пературе (потеря 90 °о). возможно, отра-
жает выделение из бедных калием пироксенов,
а промежуточные отношения соответствуют вы-
делению из плагиоклазов с некоторой добав-
кой газа из других фаз. Эти закономерности
видны на графиках Аг^Осм /Аг37 — Аг*9/Аг37 (см.
рис. 2).
Содержания К и Са, вычисленные по изме-
а 39
ренным концентрациям Аг* > и отношения
Аг37/Аг*9 для всего выделенного газа, равные
соответственно 1320 ± 150 ч. н. млн. К и
8,1 ± 1,0?6 Са, находятся в согласии с бо-
лее точными величинами, измеренными обыч-
ными методами изотопного разбавления для
«общих» образцов пород [6J.
Возраст образования.После введения поправ-
ки на захваченный и космогенный Аг40
(раздел «Результаты») кажущиеся Аг?°/К от-
ношения в каждой выделяемой фракции могут
быть определены из соответствующих отноше-
ний Аг*40/Аг*39 по уравнению
Аг4Э
К
(5)
Кажущийся возраст получен пз
(6)
где X = ле + Zp = 5,305 • 10-10 лет-1, =
= 0,585 • 10-10 лет-1 и К40/К = 0,0119%. Изо-
топный состав К предполагается таким же для
всех образцов, как и в эталоне.
Отношение Аг*40/Аг*39 и кажущиеся возраста
для каждой фракции представлены в табл. 2, и
значения возраста нанесены относительно вы-
деленного Аг39 на график (рис. 4). Эти графики
имеют 50%-ную неточность в поправке на холо-
стой Аг40.
Спектр кажущихся возрастов отражает боль-
шую низкотемпературную потерю Аг40 до об-
лучения, но достигает высокотемпературного
плато выше 850° С. Среднее из последних пяти
температурных фракций (исключая выделение
при 1650°С), взвешенное по количеству газа,
отвечает высокотемпературному возрасту 3,45 zb
±0,04 млрд. лет. При интерпретации этого воз-
раста необходимо учитывать следующее.
1. Существует предположение об уменьше-
нии кажущегося возраста в высокотемператур-
ных фракциях, как наблюдалось для некоторых
Радиогенные и радиационные возраста базальтовых частиц из Моря Изобилия
433
образцов «Аполлона-14» [3]. Если это так, то
лучшим установленным возрастом является
наивысший кажущийся возраст 3,52 млрд, лет
[3, 7].
2. Хорошо установленные плато, отлича-
ющиеся на 0,1 млрд, лет, наблюдались для об-
разцов в целом и плагиоклазовых фракций лун-
ного образца 15555 [5]. Это различие было при-
писано повторному нагреванию образца и выде-
лению его вещества из богатой К межзерновой
фазы. Поскольку не были проанализированы ми-
неральные фракции в пробе В-1, нельзя исклю-
чить возможность подобного эффекта.
3. Необычные спектры возрастов наблюда-
лись для выделяющихся газов из нескольких
образцов «Аполлона-14», в которых исходные
кажущиеся возраста были исключительно вы-
соки и уменьшались с выделением Аг39 до не-
-Р и с. 3.^ Видимое К Са отношение в минералах, вносящих
вклад в каждую фракцию выделяющегося газа, продемонстри-
ровано как функция общего количества выделенного Аг39. Для
сравнения приводится среднее К,Са отношение для плагиокла
за, полученное микрозондовым анализом
Рис. 4. Кажущийся возраст каждой выделенной фракции
как функция общего выделенного Аг39
ключительно низких значений [3]. В этих слу-
чаях кажущиеся возраста для последнего выде-
ления Аг39 (40%) были меньше, чем возраст,
вычисленный, исходя пз всего выделенного Аг,
и принимаются за низший предел возраста. Нет
данных о наличии подобной закономерности в
пробе В-1, хотя она может быть затушевана
большей низкотемпературной потерей.
Прп крайних предположениях о допущении
неопределенности в интерпретации возрастно-
го спектра возможен разброс возрастов от
3,3 млрд, лет до 3,6 млрд. лет. Согласие возра-
ста, рассчитанного по плато, с Rb/Sr возрастом
3,42 ± 0,17 млрд, лет, полученным по изохроне,
построенной по данным для минералов из тех
же частиц [27], вселяет уверенность, что оба
метода правильно датируют время образования.
Обсуждение результатов. Поскольку Шума-
кер и др. [28] вычислили, что ~95% материа-
ла, взятого в каком-то определенном месте, про-
исходит из участка радиусом 100 к.и, фрагмент
В-1, вероятнее всего, образовался в Море Изо-
билия, однако нельзя полностью игнорировать
возможность попадания материала пз других
районов. В связи с этим надо отметить, что три
небольшие изверженные частицы грунта «Апол-
лона-16» были, несомненно, связаны между со-
бой и с большим образцом, обнаруженным здесь
Uss
же [3]. С другой стороны, одна из четырех ча-
стиц, исследованных Суттером и др. [4], не име-
ет связи ни с другими тремя, ни с большими об-
разцами пород [29].
Существуют все более убедительные доказа-
тельства, основанные на визуально установлен-
ных возрастах по извержениям кратеров [30,
31] и радиометрических возрастах доставленных
образцов [32, 2], что лавовые потоки, покры-
вающие поверхности морей, не являются ни
одновременными, ни покрывающими все море
целиком.
В небольших участках, в которых были со-
браны образцы «Аполлонов», среди доставлен-
ных образцов две или более породы представля-
ли различные потоки с различным возрастом,
указывая на сложность местной магматической
деятельности. С учетом этого необходимо и пи-
494
Дж. С. Ханеке, Ф. А. Подосек, Г. Дж. Вассербург
терпретировать возраст, полученный для из-
верженной породы В-1.
Радиометрические возраста, определенные
для образцов других лунных экспедиций, охва-
тывают период 3,15—4,05 млрд, лет [2, 32].
Оконтуривание этого интервала важно для по-
нимания лунной эволюции [32]; замечательно
то, что независимо от того факта, образовалась
ли частица В-1 действительно в Море Изобилия,
время магматической активности, датированное
по этой частице, также лежит в пределах дан-
ного интервала. Обширное распространение ла-
вовых потоков за такой короткий возрастной
интервал заставляет предполагать, что потоки
обусловлены причинами общелунного характе-
ра. Хотя отдельные лавовые потоки могли воз-
никать в пределах этого интервала в результа-
те отдельных ударных явлений или локализо-
ваться по трещинам около прежних ударных
структур [33], сама лава не образовывалась при
этих событиях.
Возраст 3,45 млрд, лет для этой части Моря
Изобилия может явиться дополнительным кон-
тролем визуального метода установления отно-
сительных возрастов образования, основанных
на извержениях лунных кратеров и поверхно-
стных процессах эрозии [30, 31]. Это ценный
метод приложения нескольких абсолютных воз-
растных измерений к еще неопробованным уча-
сткам лунной поверхности. Однако до насто-
ящего времени этот метод не имеет хорошего
разрешения (ни площадного, ни временного),
необходимого для интерпретации многих собы-
тий, записанных в доставленных образцах.
С другой стороны, не ясно, насколько представи-
тельны доставленные образцы по отношению к
окружающим областям. Исходя из модели кра-
терной эрозии при незначительных ударах,
Шодерблом и Лебовский определили полный
поток частиц для западной части Моря Изоби-
лия как промежуточный между полными пото-
Литература
1. Merrihue С. М., Turner G. Potassium-argon dating by
activation with fast neutrons.— J. Geophys. Res., 1966,
71, 2852.
2. Turner G. 40Ar/39Ar ages from the lunar maria.—
Earth Planet. Sci. Letters, 1971, 11, 169.
3. Turner G., Huneke J. C.t Podosek F. A., Wasser-
burg G. J. 40 Ar/39 Ar ages and cosmic ray exposure
ages of Apollo 14 samples.— Earth Planet. Sci. Let-
ters, 1971, 12, 19.
4. Sutter J. F., Husain L., Schaeffer 0. A. Ar40/Ar39 ages
from Fra Mauro.—Earth Planet. Sci. Letters, 1971,
11, 249.
5. Podosek F. A., Huneke J. C., Wasserburg G. J. Gas-
retention and cosmic-ray exposure ages of lunar rock
15555.— Submitted to Science.
ками из областей «Аполлона-11» и «Аполло-
на-12». Хотя подобных измерений не имеется
для области «Луны-16», эти данные согласуются
с хронологией В-1. Исходя из морфологии кра-
теров, Ронка [30] определил широкий разброс
возрастов для различных областей Моря Изоби-
лия с увеличением магматической активности в
морской области в период 3,3—3,8 млрд, лет,
интервал, включающий время образования В-1.
Он также получил возраст 4,0—4,5 млрд, лет для
района «Луны-16», однако отмечал, что эта
область относительно негомогенна в пределах,
для которых проводились измерения возраста.
Действительно, возраста, основанные на извер-
жениях кратеров, меняются от области к облас-
ти в пределах одного и того же моря, и необхо-
димы специальные исследования, чтобы устано-
вить, что исследованная область представляет
достаточно определенное целое п что данная
порода происходит из этой области. Существует,
например, несоответствие между абсолютным
возрастом 3,31 ±0,4 млрд, лет для породы 15555
[5] в образце «Аполлона-15» и возрастом по
эрозионной модели, равным 3,5 ±0,1 млрд, лет
для того же участка [31], это может быть обу-
словлено тем, что не учтен один из этих крите-
риев. Реальность и разрешение значений абсо-
лютных возрастов, полученных по моделям кра-
терообразующих потоков и эрозии, может кон-
тролироваться более надежно только после того,
как будет хорошо установлено соответствие
между областями и доставленными образцами.
Мы с благодарностью признаем существен-
ную помощь Пай Йанга и Аль Массея. Мы в
долгу перед Академией наук СССР за предо-
ставление образцов, доставленных «Луной-16»
для научного изучения, и Lunar Sample Ana-
lysis Planning Team за предоставление нам для
анализа уникального образца В-1. Эта работа
субсидировалась НАСА по контракту
NAS-9-8074 и NSF по субсидии GP-19887.
6. Albee A. L., Chodos A. A., Gancarz A. J., Haines Е. L.,
Papanastassiou D. А., Hay L., Tera F., Wasser-
burg G. J., Wen Т. Mineralogy, petrology, and che-
mistry of Luna 16 sample B-l.— Earth Planet. Sci.
Letters, 1972, 13, № 2.
7. Turner G., Huneke J. C.. Podosek F. A., Wasser-
burg G. J. Unpublished data.
8. Zart man R. E. A geochronological study of the Lone
Grove pluton from the Llano Uplift, Texas.— J. Pet-
rol., 1964, 5, 359.
9. Turner G. Argon 40/argon 39 dating of lunar
rock samples.— Proc. Apollo 11 Lunar Sci. Conf..
Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2r
1665.
Радиогенные и радиационные возраста базальтовых частиц из Моря Изобилия
495
10. LSPT (Lunar Sample Preliminary Examination Te-
am). Preliminary examination of lunar samples from
Apollo 11.—Science, 1969, 165, 1211.
11. Manka R. IL, Michel F. C. Lunar atmosphere as a
source of Argon-40 and other lunar surface ele-
ments.— Science, 1970, 169, 278.
12. Kirsten T., Steinbrunn F., Zdhringer J. Location and
variation of trapped rare gases in Apollo 12 lunar
samples.— Proc. Second Lunar Sci. Conf., Geochim.
Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 2, 1651.
13. Lammerzahl P., Zdhringer J. К—Ar Alters-bestimmun-
gen an Eisenmeteoriten. II-Spallogenes Ar40 und
Ar40—Ar38 Bestrahlungsalter.— Geochim. Cosmochim.
Acta, 1966, 30, 1059.'
14. Yaniv A., Taylor G. J., Allen S., Heymann D. Stable
rare gas isotopes produced by solar flares in single
particles of Apollo 11 and Apollo 12 fines.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., Geochim. Cosmochim. Acta,
Suppl. 2, 1971, 2, 1705.
15. Porile N. T., Tanaka S., Aumano H., Furukawa M.t
Iwata S., Yagi M. Nuclear reactions of Ga69 and Ga71
with 13-56 MeV protons.— Nuc. Phys., 1963, 43,
500.
16. Saha G. B., Porile N. T., Yaffe L. (p, xn) and (p,
pxn) reactions of Yttrium-89 with 5-85-MeV protons.—
Phys. Rev, 1966, 144, 962.
17. Fulmer С. B., Goodman C. D. (p, n) reactions indu-
ced by protons in the energy range of 9.5—23 MeV.—
Phys. Rev, 1960, 117, 1339.
18. Shedlovsky J. P., Honda M.f Reedy R. C., Evans J. C.,
Jr., Lal D.t Lindstrom R. M., Delany A. C.t Ar-
nold J. R.t Loosli H., Fruchter J. S., Finkel R. C. Pat-
tern of bombardment-produced radio nuclides in rock
10017 and in lunar soil.—Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf, Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 2,
1503.
19. Lal D.t Venkatavaradan V. S. Activation of cosmic
dust by cosmic-ray particles.— Earth Planet. Sci. Let-
ters, 1967, 3, 299.
20. Comstock G. M., Evwaraye A. O., Fleischer R. L.,
Hart H. R., Jr. The particle track record of lunar so-
il.— Proc. Second Lunar Sci. Conf, Geochim. Cosmo-
chim. Acta, Suppl. 2, 1971, 3, 2569.
21. Crozaz G., Walker R., Woolum D. Nuclear track stu-
dies of dynamic surface processes on the moon and
the constancy of solar activity.— Proc. Second Lunar
Sci. Conf, Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971,
3, 2543.
22. Arrhenius G., Liang S., Macdougall D., Wilkening L.f
Bhandari N., Bhat S., Lal D., Rajagopalan G., Tamha-
ne A., Venkatavaradan V. S. The exposure history of
the Apollo 12 regolith.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf, Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 3,
2583.
23. Barber D. J., Cowsik R.. Hutcheon I. D., Price P. B.,
Rajan R. S. Solar flares, the lunar surface, and gas-
rich meteorites.— Proc. Second Lunar Sci. Conf.. Geo-
chim. Cosmochim. Acta, Suppl. 2, 1971, 3, 2705.
24. Huneke J. C., Podosek F. A., Burnett D. S., IVasser-
burg G. J. Rare gas studies of the galactic cosmic ray
irradiation history of lunar rocks.— Geochim. Cosmo-
chim. Acta, in press.
25. Podosek F. A., Huneke J. C.t Burnett D. S. Wasser-
burg G. J. Isotopic composition of xenon and krypton
in the lunar soil and in the solar wind.— Earth Pla-
net. Sci. Letters, 1971, 10, 199.
26. Lunatic Asylum. Ages, irradiation history, and che-
mical composition of lunar rocks from the Sea of
Tranquillity.— Science, 1970, 167, 463.
27. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J. Rb—Sr of a
Luna 16 basalt and the model age of lunar soils.—
Earth Planet. Sci. Letters, 1972, 13, № 2.
28. Shoemaker E. M., Hait M. H., Swann G. A., SchleL
cher D. L., Schaber G. G., Sutton R. L., Dahlem D. H.,
Goddard E. N., Waters A. C. Origin of the lunar rego-
lith at Tranquillity Base—Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf, Geochim. Cosmochim. Acta, Suppl. 1, 1970, 3,
2399.
29. Husain L.t Sutter J. F.t Schaeffer O. A. Ages of crys-
talline rocks from Fra Mauro.—Science, 1971, 173,
1235.
30. Ronca L. B. Ages of lunar mare surfaces.— Bull.
Geol. Soc. Amer, 1971, 82, 1743.
31. Soderblom L. A., Lebofsky L. A. A technique for ra-
pid determination of relative ages of lunar areas
from orbital photography, to be published in J. Ge-
ophys. Res, 1971.
32. Papanastassiou D. A., Wasserburg G. J. Lunar chro-
nology and evolution from Rb — Sr studies of Apol-
lo 11 and 12 samples.—Earth Planet. Sci. Letters,
1971, 11, 37.
33. Ronca L. B. Meteorite impact and vulcanism.— Ica-
rus, 1966, 5, 515.
Lunatic Asylum, Отдел геологических и планетарных наук.
Калифорнийский технологический институт,
Пасадена, Калифорния, США
И. И. Антипова-Каратаева,
Ю. И. Стахеев,
К. П. Флоренский
ОПТИЧЕСКИЕ
ХАРАКТЕРИСТИКИ
РЕГОЛИТА
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ,
МОРЯ СПОКОЙСТВИЯ
И ОКЕАНА БУРЬ
Представлены результаты исследований спектров
диффузного отражения реголита, доставленного авто-
матической станцией «Луна-16» и миссиями «Апол-
лон-11» и «Аполлон-12», индикатрис рассеяния и спект-
ров зеркального отражения реголита из Моря Изоби-
лия, а также спектров диффузного отражения от
шлифов лунных пород из Моря Спокойствия и Океана
Бурь. Спектры диффузного отражения исследованных
образцов не имеют ясно выраженной структуры и
близки друг к другу. Наиболее низкой отражательной
способностью обладает реголит из Моря Спокойствия,
наибольшей — из Океана Бурь. В спектрах заметна
слабая полоса поглощения с максимумом вблизи 1 нм,
соответствующая иону Fe2+ в октаэдрическом положе-
нии в решетке минералов-компонентов реголита. Ее
положение и интенсивность различны в спектрах раз-
ных образцов, что обусловлено их разным минерало-
гическим составом. При регистрации индикатрис рас-
сеяния реголита обнаружена зеркальная компонента,
спектр которой несколько отличается от спектра диф-
фузного отражения. Это отличие объясняет, по-види-
мому, визуально наблюдаемое изменение оттенков
реголита от бурого до зеленоватого при его освещении
и наблюдении под различными углами.
Исследованиям подвергались пробы реголп-
та, доставленного автоматической станцией
«Луна-16». Образцы отбирались из зоны А,
т. е. с глубины 0—8 см от поверхности [1].0ни
представляют собой тонкозернистый порошок с
низким суммарным коэффициентом отражения.
Размер частиц варьирует от 2 до 1500 мкм, и
средний медианный размер пх равен 60 мкм.
При морфологическом изучении установлено,
что по крайней мере половина всех частиц
оплавлена или ошлакована с поверхности. При
этом встречается как шлакообразное пузыри-
стое оплавление, так и гладкое глазурное осте-
кловывание. Более 1 % частиц представлено
стеклянными шариками. Измерениям подверга-
лась как проба в целом, так и ее отдельные
фракции по размерам частиц: —83; +83 —127;
+ 127 — 200 и + 200 — 450 мкм.
Исследовались также образцы реголита, до-
ставленного «Аполлоном-11». Образец 10005, 34-
5 был взят из колонки с глубины 1,5 см,
образец 10005,35 отбирался с глубины 10—
И см.
Образцы реголита, доставленного «Апол-
лоном-12», также представляли собой пробы из
буровой колонки. Образец 12028, 229 распола-
гался в 16 см от поверхности, а образец
12028,233 — на глубине 33 см.
Спектры диффузного отражения образцов
регистрировались спектрофотометром EPS-3T
фирмы Хитачи с интегрирующей сферой отно-
сительно стандарта-пластинки, напыленной оки-
сью магния. Интервал длин волн: 220—1800 нм.
Индикатрисы рассеяния света исследовались
на фотометре, обеспечивавшем измерения от-
раженного света в интервале углов 0—80° по
обе стороны от нормали к образцу. Угол паде-
ния света фиксировался в пределах 0—80°. Ми-
нимальный фазовый угол равнялся 22°. Обра-
зец освещался точечной вольфрамовой, иодной
плп дейтериевой лампами. Монохроматизация
отраженного света осуществлялась монохрома-
тором с дифракционной решеткой по Фастп,
за выходной щелью устанавливался фотоумно-
житель 1 Р 28. Освещение образца и регистра-
ция отраженного света производилась без кон-
денсорных систем.
Спектры диффузного отражения всех изме-
ренных образцов не имеют ясно выраженной
структуры п очень близки друг к другу. На-
блюдается медленное увеличение альбедо в ин-
тервале длин волн 250—1800 нм (рпс. 1), при-
чем его средние значения для реголпта из Мо-
ря Изобилия (спектр 4) равны: для области
260-400 нм- 0,086: 400-750 нм — 0,107
750—950 нм — 0,126 и 950—1800 нм — 0,128 [2].
В области 0,8—1 мкм в спектрах всех образцов
Оптические характеристики реголита из Моря Изобилия, Моря Спокойствия и Океана Буръ
497
наблюдается широкая полоса поглощения, ко-
торая отождествляется cd — d переходом в ио-
не Fe2~, входящем в кристаллическую решетку
минералов-компонентов реголита. По данным
химического анализа, содержание железа в об-
разце, доставленном «Луной-16» равно 13,1%
[1].
Наиболее низкой отражательной способ-
ностью обладает реголит пз Моря Спокойст-
вия (спектры 3 и 5, рис. 1), а наибольшей —
реголит пз Океана Бурь (спектры 1 и 2, рис. 1).
Разница в спектрах образцов, отобранных с
различных глубин, но из одной и той же бу-
ровой колонки, во всех случаях невелика, она
не превышает 2% во всем исследованном ин-
тервале длин волн. Тем не менее отражатель-
ная способность реголита явно увеличивается
по направлению от поверхности к глубине
Р и с. 1. Спектры диффузного отражения реголита из различ-
ных районов Луны
1 — обр. 12028,229; 2 — обр. 12028,233; 3 — обр. 10005,35;
4 — обр. Л-16-А; 5 — обр. 10005,34-5; 6 — спектр зеркального
отражения обр. Л-16-А; угол падения света 60°; коэффициент
отражения в произвольных единицах; 7 — приведенный спектр
диффузного отражения обр. Л-16-А; коэффициент отражения
при 0,5 мкм равен коэффициенту зеркального отражения
Рис. 2. Спектры диффузного отражения шлифов лунных гор*
пых пород
1 — брекчия, обр. 10048,53; 2 — крупнозернистый базальт,
обр. 10047,25; 3—мелкозернистый базальт, обр. 12018,80; 4 —
брекчия,обр.12034,34
(спектры 2 и 7, спектры 3 и 5, рис. 1). Спектр
диффузного отражения реголита из Моря Изо-
билия (спектр 4, рис. 1) по интегральному ко-
эффициенту отражения занимает промежуточ-
ное положение между спектрами реголита из
32 Лунный грунт
Моря Спокойствия п Океана Бурь. Он имеет на-
именее ярко выраженную структуру, приближа-
ясь по характеру к спектру реголита из поверх-
ностного слоя Моря Спокойствия.
Полученные нами экспериментальные дан-
ные находятся в хорошем согласии с дан-
ными по измерению спектров диффузного от-
ражения других образцов реголита [3—7]. Чи-
сленное значение зарегистрированного альбедо
для образцов пз Моря Изобилия несколько вы-
ше, чем альбедо Луны в целом. Однако телеско-
пические данные, полученные для области Моря
Изобилия, практически совпадают с данными
прямых измерений.
Для более подробного анализа спектров диф-
фузного отражения реголита пз разных райо-
нов Луны были зарегистрированы спектры че-
тырех шлифов образцов лунных пород, достав-
ленных «Аполлоном-11» (10047,25 п 10048,53)
и «Аполлоном-12» (12034,34 и 12018,80). Спек-
тры регистрировались в тех же условиях, что и
спектры реголита.
Наблюдается достаточное сходство об-
щего характера спектров исследованных образ-
цов реголита и шлифов (рис. 2): увеличение
интенсивности отраженного света с ростом дли-
ны волны и присутствие полосы поглощения в
области около 1 мкм. Однако интенсивность
спектров всех шлифов значительно выше, по-
лоса поглощения двухвалентного железа выра-
жена более четко, а различие между образца-
ми шлифов из разных районов Луны по спек-
трам меньше, чем между образцами реголита.
Так, спектры диффузного отражения шлифов
10048,53, 10047,25 и 12018,80 сходны друг с
другом, особенно в области 0,8—1,8 мкм, а
498
И. И. Антипова-Каратаева, Ю. И. Стахеев, К, П. Флоренский
спектр образца 12034,34 заметно отличается от
них. Кроме того, зависимость интенсивности
света, диффузно отраженного от шлифов, от
длины волны в области 250—800 нм выражена
гораздо сильнее, чем в спектрах реголита, а в
более длинноволновой области (0,8—1,8 мкм)
эта зависимость становится заметно более сла-
бой.
Все указанные свойства заметно отличают
спектры шлифов от спектров реголита.
Для образцов из Моря Изобилия были про-
ведены исследования характеристик рассеяния
света. Регистрация индикатрис рассеяния, сво-
дившаяся к измерениям интенсивности света
под различными углами, производилась при фи-
ксированном положении источника света, а
именно, при нормальном падении света и при
углах между нормалью к поверхности образца
Рис. 3. Индикатрисы рассеяния для нормального падения
света
Ф — фазовый угол; Т — в условных единицах, приведен к одно-
му значению для ф = 22°; 1 — длина волны 0,4 мкм; 2 — длина
волны 0,436 jwkjh; 3—4 — длина волны 0,6—0,9 мкм
Рис. 4. Индикатрисы рассеяния для угла падения света 40°
Ф — фазовый угол; Т — в относительных единицах, во всех
случаях приведен к одинаковой величине при ф = 22°; 1 —
длина волны 0,33 мкм; 2 — длина волны 0,40 лиаи; 3 — длина
волны 0,60 jhkjh; 4 — длина волны 0,80 jhkjw.
и направлением падающего света, равных 20,
30, 40 и 60е.
При нормальном падении света на образец
наблюдается быстрый рост интенсивности от-
раженного света с уменьшением фазового угла
(рис. 3). Это соответствует данным по рассея-
нию света поверхностью Луны, а также дан-
ным, полученным для образцов из Моря Спо-
койствия [8]. Крутизна кривой несколько ме-
няется с длиной волны падающего света: с
уменьшением длины волны наблюдается более
быстрый рост интенсивности отраженного све-
та, причем различия в крутизне кривой стано-
вятся более заметными при фазовых углах
меньше 50°.
При освещении образцов под другими угла-
ми характер индикатрисы несколько меняется.
Кроме увеличения интенсивности отраженного
света, с уменьшением фазового угла наблюда-
ется возникновение малоинтенсивного макси-
мума отраженного света в области фазовых уг-
лов, соответствующих зеркальному отражению
света источника от исследуемого образца. Мак-
симум зеркального отражения становится за-
метным при углах падения света, превышаю-
щих 30°.
При меньших углах зеркально отра-
женную компоненту не удалось обнаружить на
фоне рассеянного света, по-видпмому, пз-за ее
малой интенсивности. Относительная интенсив-
ность зеркальной компоненты заметным обра-
зом зависит от длины волны падающего света,
уменьшаясь с ее ростом. Типичные индикатри-
сы рассеяния для различных участков спектра
п для угла падения света, равного 40°, приведе-
ны на рис. 4. В интервале длин волн 330—
950 нм относительная интенсивпость зеркаль-
ной компоненты уменьшается примерно в 5 раз.
Как видно из рис. 4, интервал углов, при ко-
торых регистрируется зеркальная компонента,
равен примерно 40°, т. е. полуширина эффекта
равна 20°. При этом максимальная интенсив-
ность несколько смещена в сторону больших
углов по отношению положения точного зер-
Оптические характеристики реголита из Моря Изобилия, Моря Спокойствия и Океана Бурь
499
кального отражения. При замене образца зер-
калом регистрируется эффект, имеющий угло-
вую полуширину 2,5°, под углом, точно равным
углу падения света.
Возникновение максимума зеркального от-
ражения на фоне индикатрисы рассеяния было
зарегистрировано для образцов реголита из Мо-
ря Изобилия, отличающихся размером частиц.
Этот эффект оказался хорошо выраженным для
образцов, состоящих из частиц с размерами в
интервале +83 — 127 мкм, причем поверх-
ность образца при измерениях была шерохо-
ватой (образована свободной засыпкой в кю-
вету).
При сглаживании поверхности интенсив-
ность зеркальной компоненты заметно возра-
стала (сглаживание производилось путем при-
жима стеклянной пластинки к поверхности об-
разца), а интервал углов, при которых она на-
блюдалась, суживался.
Присутствие максимума отражения зеркаль-
ной компоненты на индикатрисе рассеяния яв-
ляется, по-видимому, специфической особенно-
стью образцов лунного грунта, и причиной его
появления, видимо, является видоизменение по-
верхностей частиц реголита под действием вто-
ричных процессов, специфичных для Луны.
Аналогичный эффект для порошков земных
горных пород и метеоритов не отмечался в ли-
тературе и не регистрировался нами. Изме-
рения индикатрис рассеяния ряда порошков
базальтов, дупитов, габбро-диабаза и ка-
менных метеоритов, произведенные на той же
установке, дали результаты, совпадающие с ли-
тературными данными [9]. Полученные инди-
катрисы показывают, что интенсивность отра-
женного света сильно растет с уменьшением
фазового угла, коэффициенты отражения всех
исследованных образцов значительно выше
коэффициента отражения образцов, доставлен-
ных «Луной-16».
Зеркальная компонента, определенная для
образцов земного происхождения с шерохова-
той поверхностью, а также для образца хондри-
та Ефремовна, не проявляется даже при углах
падения света больше 60°. Сильное сглажи-
ваппе поверхности образцов (притирание поли-
рованной стеклянной пластинкой) приводит к
появлению очень слабого зеркального эф-
фекта.
Угловая полуширина эффекта зеркального
отражения при этом более 30°, и интенсивность
ее очень мала.
Наличие зеркального отражения (наряду с
диффузным, характерным для порошков гор-
ных пород) от образцов лунного грунта, види-
мо, обусловлено особенностями морфологии по-
верхностей частиц вторичного происхождения.
Их характерным свойством является наличие
остеклованных поверхностей у 40% частиц
крупнее 450 мкм [1] п большого числа стеклян-
ных шариков в мелкозернистых фракциях.
Некоторая часть таких частиц может
быть сориентирована таким образом, что на
поверхности образца возникают зеркальные
площадки. Это соображение подтверждается п
визуальным наблюдением порошка реголита,
когда отмечается характерный блеск, отлича-
ющий его от имитирующих порошков горных
пород земного происхождения.
Нами был измерен спектр отражения зер-
кальной компоненты в интервале длин волн
0,35—0,90 мкм (спектр 6 на рис. 1). Этот спектр
несколько отличается от спектров диффузного
отражения исследованных образцов. Основные
особенности его, а именно, бесструктурность и
монотонное увеличение коэффициента отраже-
ния с ростом длины волны, сохраняются и в
этом случае. Однако коэффициент отражения в
спектре зеркальной компоненты, начиная с
длины волны примерно 0,6 мкм, растет значи-
тельно быстрее, чем в спектре диффузной ком-
поненты, а в области 0,5—0,6 мкм он несколь-
ко ниже.
Возможно, это различие в спектрах диф-
фузной и зеркальной компонент отражения
объясняет неоднократно отмеченную разницу в
оттенках цвета реголита, который оценивался
разными наблюдателями то как бурый, то как
зеленоватый. По-видимому, это вызывалось раз-
личиями в условиях освещения и наблюдения,
тем более, что эти различия отмечены в об-
ласти максимальной чувствительности глаза
500—600 нм.
Указанные выше эффекты, проявившиеся
при исследовании оптических характеристик ре-
голита, отличают его по этим параметрам от
земных горных пород. Это важно, особенно при-
нимая во внимание тот факт, что опп зачастую
близки по химическому составу. Не исключено,
что эти эффекты в дальнейшем удастся исполь-
зовать при телескопических наблюдениях для
определения относительных содержаний частиц
первичного и вторичного происхождения пли
степени воздействия на различные участки Лу-
ны вторичных процессов.
32*
500
И. И. Антипов а-К а ратаев а, Ю. И. Стахеев, К. П. Флоренский
Литература
1. Виноградов А. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3, 261.
2. Antipova-Karataeva I. Stakheev Yu. I., Florens-
ky К. P. The optical parameters of Mare Fecundita-
tis Regolith.—Space Research XII, Life Science and
Space Research X, Paper 19, 1971.
3. Hapke B. W.f Cassidy IP. A., Wells E. N., Cohen A. J.,
Hodge E. Analyses of optical coatings on Apollo fi-
nes.— J. Geophys. Res., in press.
4. Birkebak R. C., Cremers C. J., Dawson J. P. Spectral
directional reflectance of lunar fines as a function of
bulk density.—Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 3,
21-97.
5. Garlick G. F. J., Lamb W. E., Steigmann G. A., Gea-
ke J. E. Thermoluminescence of lunar samples and
terrestrial plagioclases.— Proc. Second Lunar Sci.
Conf., 1971, 3, 2277.
6. Nash D. B., Conel J. E. Luminescence and reflectance
of Apollo 12 samples.— Proc. Second Lunar Sci. Conf.,
1971, 3, 2235.
7. Бершов Л. В., Борсук A. M., Виноградов В. И., Кон-
даков А. А., Чернышев И. В. Вещество Луны по ма-
териалам «Аполлон-11».— ВИНИТИ, серия Итоги
науки. Геохимия, минералогия, петрография, 1971,
150.
8. Gold Т., Campbell М. J., O'Leary В. T. Optical and
high-frequency electrical properties of the lunar samp-
les.— Science, 1970, 167, 707.
9. Hapke B. W. Lunar surface. Composition infer-
red from optical properties.— Science, 1968, 159,
76.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР
Институт космических исследований АН СССР,
Москва
Н. П. Барабашов
Л. А. Акимов
ОБ ИНДИКАТРИСАХ
РАССЕЯНИЯ СВЕТА
ЛУННЫМ ГРУНТОМ,
ДОСТАВЛЕННЫМ
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Произведены измерения индикатрис рассеяния
лунного грунта на специальном приборе — индикато-
метре — с расходимостью освещающего пучка менее
0,5° и принимаемого — около 1,5°. Полученные резуль-
таты сравнены с индикатрисами для средней Луны,
полученными путем наземных телескопических изме-
рений. Сделан вывод о том, что основные особенности
отражения света Луной (быстрый рост яркости при
приближении к полнолунию) объясняются микрорелье-
фом, обусловленным главным образом зернами раз-
мером менее миллиметра.
В настоящее время, когда советская автома-
тическая станция доставила на Землю образцы
лунного грунта, стало возможным подвергнуть
его лабораторным исследованиям.
Для нас представляло интерес исследование
фотометрических свойств лунного грунта, взя-
того пз верхней части колонки бура.
Исследуемый образец был насыпан на плос-
кую подложку размером 2X3 см. Измерения
производились на специально сконструирован-
ном для этой цели индикатометре с расходимо-
стью освещающего пучка света менее 0,5° и
принимаемого — около 1,5°. Минимальный угол
фазы составлял 2°. Максимальный угол падения
и отражения 60°. Измерения производились в
одной вертикальной плоскости для углов паде-
ния i = 0, 30, 45, 60°.
Результаты измерения яркости B(i, е, а) в
зависимости от угла падения света i и угла меж-
ду падающим и отраженным пучком а пред-
ставлены в таблице. Яркость для угла фазы
а = 2° и е = 0 принята за 1.
Большой интерес представляет возможность
сравнить эти результаты с индикатрисами для
средней Луны, полученными путем телескопи-
ческих наблюдений с Земли.
На рисунке приведены индикатрисы для лун-
ного грунта и средней Луны, найденные
Н. П. Барабашовым в результате обработки ка-
талога В. А. Федорец [1].
Из сопоставления этих измерений можно
сделать вывод, что основные особенности отра-
жения света Луной (быстрый рост яркости при
приближении к полнолунию, достижение мак-
симума яркости деталей в полнолуние независи-
мо от положения на диске) обусловлены микро-
рельефом, представленным в основном зернамп
размером менее миллиметра. Это подтверждает
вывод, сделанный нами ранее на основании ана-
лиза панорам лунной поверхности, полученных
станцией «Лупа-9» [2].
Результаты измерения яркости (В) лунного грунта
i 0° 30° 4 5° 60°
в в * в в
а0 е = а + 1 — Д + Д
II II 7 и 7
а) W
2 1,000 1,000 0,970 0,980 0,937 0,938 0,882
5 0,867 0,875 0,832 0,870 0,790 — 0,705
10 0,743 0,750 0,673 0,751 0,638 — 0,560
15 0,676 0,692 0,597 0,687 0,543 — 0,474
20 0,630 0,651 0,545 — 0,475 — 0,415
30 0,560 0,570 0,475 — 0,400 — 0,330
40 0,520 — 0,436 — 0,361 — 0,277
50 0,492 — 0,418 — 0,338 — 0,241
60 0,470 — 0,410 — 0,328 — 0,230
70 — — 0,410 — 0,335 — 0,225
80 — — 0,424 — 0,350 — 0,232
90 — — 0,462 — 0,381 — 0,250
100 — — — — 0,450 — 0,283
НО — — — — 0,540 — 0,353
120 — — — — — — 0,512
502
H. П. Барабашов, Л. А. Акимов
s(i,e)
Различия между индикатрисами лунного
грунта и средней Луны, наблюдавшиеся при
больших углах фазы и больших углах падения
и отражения света, обусловлены, по-видимому,
дифракцией света на частицах микрорельефа
и рассеянием внутри них. При наблюдении Лу-
ны с Земли этот подъем скрадывается из-за
усреднения по большим и более или менее поло-
гим неоднородностям, составляющим мезорель-
еф лунной поверхности.
Это явление можно использовать для клас-
сификации областей на Луне по степени насы-
щенности крупными неоднородностями, анали-
зируя фотографии лунной поверхности вблпзп
терминатора при больших углах фазы.
В заключение авторы считают своим при-
ятным долгом выразить благодарность академи-
ку А. П. Виноградову за предоставленную им
возможность выполнения данной работы и
И. И. Антиповой-Каратаевой и Ю. И. Стахееву
за помощь в проведении эксперимента.
Литература
1. Федорец В. А. Труды Астрономической обсерватории
Харьковск. ун-та, 1952, 12, стр. 49-172.
2. Барабашов
ун-та, 1970,
стр. 18—28.
Н. П., Акимов Л. А. Вестник Харьковск.
№ 52, серия астрономическая, вып. 5,
Астрономическая обсерватория
Харьковского государственного университета
М. В. Ахманова,
Б. В. Дементьев,
А. В. Карташев,
А. В. Карякин,
М. Н. Марков,
М. М. Сущинский
ИНФРАКРАСНАЯ
СПЕКТРОСКОПИЯ
РЕГОЛИТА
ЛУННЫХ МОРЕЙ
В области 1,8—13 мкм исследованы спектры отра-
жения, излучения и пропускания реголита, доставлен-
ного автоматической станцией «Луна-16», Показано
наличие максимума отражения (до 30^) в области 3—
5 мкм и соответствующего минимума коэффициента
излучения. Интерпретация спектров проведена на ос-
нове сопоставления оптических свойств с химически-
ми и структурными свойствами реголита. Реголит во
всей совокупности свойств в инфракрасной области
существенно отличается от земных объектов. Уста-
новлено по индикатрисам рассеяния, что зеркальный
эффект увеличения отражения при нормальном наблю-
дении, имеющий место в видимой и ближней ИК-об-
ласти, исчезает к 6—-8 мкм. Кроме того, исследованы
спектры диффузного отражения и спектры при углах
падения 0° и отражения 15, 30° для образцов реголита,
доставленных экспедициями «Аполлон-11» и «Апол-
лон-12». Сравнительное исследование выявило подобие
инфракрасных отражательных характеристик реголита
различных морских районов Луны. Это связано со
сходными дисперсными свойствами грунта лунных
морей, одинаковой микропористой структурой частиц,
составляющих реголит, а также близостью типа пород,
их валового и минерального составов.
Исследование вещества морских районов
Луны па образцах, доставленных «Лупой-16»,
а также экспедициями «Аполлон-11», «Апол-
лон-12», проведенное различными методами, по-
казало, что реголит Моря Изобилия, Моря Спо-
койствия и Океана Бурь имеет много общих
черт в типе пород, их валовом химическом и ми-
неральном составах, сходные дисперсные свой-
ства, довольно низкие и близкие друг к другу
значения альбедо и т. д.
Исследование оптических свойств вещества
Луны в инфракрасной области спектра пред-
ставляет интерес для уточнения теплового
режима разных районов лунной поверх-
ности.
Кроме того, полученные данные могут быть
использованы для выявления химических и
структурных особенностей реголита, для выяс-
нения его природы.
В данной работе для изучения был взят об-
разец реголита, доставленный станцией «Лу-
на-16» (зона А по данным [1], вес 360 мг).
Этот образец состоял из разнородных частиц со
средним размером 70 мкм. Сравнительно круп-
ные частицы, составляющие основную массу
грунта, покрыты более мелкими, размером 5—
10 мкм. Данные по химическому и минерально-
му составам образца приводятся в [1]. Кроме
того, исследованию подвергались образцы пыли,
доставленные экспедициями «Аполлона-11»
(№ 10005,35-6, вес 142 мг) и «Аполлона-12»
(№ 12028,229-4, вес 114 мг). Образцы были
свободно, без утрамбовки, насыпаны в кювету,
их пористость составляла 40%.
Отражательные характеристики Луны в ин-
фракрасной области были получены ранее для
участков размером 100 км и для всей Луны
астрономическими методами [2]. Исследования
в будущем предусматривают дистанционные из-
мерения. Эти обстоятельства определили поста-
новку эксперимента в нашей работе. В частно-
сти, расходимость пучков при исследовании
спектров отражения и излучения в освещении и
наблюдении не превышала 1°. Толщина слоя
реголита была выбрана достаточно большой —
1 мм. Исследование с почти параллельными
пучками позволяет наблюдать эффект увеличе-
ния отражательной способности в зеркальных
углах.
Установка для получения спектров отраже-
ния и излучения включала осветитель, где про-
исходили формирование параллельного пучка и
модуляция излучения; монохроматор ИКС-21 с
призмой из NaCl в схеме Лпттрова и специаль-
ную приемно-усилительную систему. В качестве
приемников излучения использовались фотосо-
противления из германия, легированного золо-
504 М. В. Ахманова, Б. В. Дементьев, А. В. Карташев, А. В. Карякин, J/. Н. Марков, М. М. Сушинский
том и ртутью, с охлаждением до температур
жидкого азота или гелия.
Для наблюдения под разными углами и по-
строения индикатрис в осветителе была преду-
смотрена подвижная П-образная зеркальная
система, ось вращения которой совпадала с по-
верхностью образца. Коллимация и фокусиров-
ка излучения на щель монохроматора осуще-
ствлялись с помощью линз из КС1. Установка
для получения спектров отражения и индикат-
рис показана на рис. 1. Спектр реголпта реги-
стрировался по точкам относительно спектра
эталонной рассеивающей пластинки — диффу-
зора. Диаметр рабочей площади образца и диф-
фузора равен 20 мм для образца «Луны-16» и
15 мм для образцов «Аполлона-11», «Аполло-
на-12». В качестве диффузора использовалась
матированная стеклянная пластинка, покрытая
алюминием путем испарения в вакууме. Подоб-
ный диффузор практически неселективен в ис-
следуемой области 1,8—13 мкм. Однако его
индикатриса менялась на участке 7—13 мкм,
что требовало специального учета. Применение
полупрозрачной пластинки из KRS-5 в П-об-
разном устройстве позволило получать спектры
отражения при строго нормальном падении и
нормальном отражении. Осветитель позволял
регистрировать спектры при углах падения и
отражения 0—3 и 15—75°.
Спектры диффузного отражения исследова-
лись с помощью интегрирующей сферы (рис. 2).
Сфера диаметром 100 мм была изготовлена из
меди, электролитически покрытой матовым сло-
ем серебра. На полюсах сферы имеются отвер-
стия диаметром 20 мм для ввода пучка и поме-
щения образца. Регистрация излучения осуще-
ствляется через отверстие на экваторе сферы
без фокусирующей системы между сферой и
щелью монохроматора.
При получении спектров излучения модуля-
тор укрепляется на щели монохроматора, при
этом в осветителе использовалась лишь часть
зеркальной системы (рис. 3). Образец и эталон-
ный излучатель (диск, покрытый толстым сло-
ем золотой черни) нагревались на 30° по отно-
шению к окружающей среде для создания теп-
лового контраста.
На рис. 4 показана конструкция кюветы с
образцом реголита и эталонным излучателем
(или диффузором). В кювете предусмотрены
крышки из сильвина, уплотненные свинцовыми
прокладками для защиты образца от внешних
влияний.
Во всех случаях при измерении спектров и
индикатрисы образец находился на воздухе при
комнатной температуре. В пределах точности
измерений, составляющей примерно 5 %, не бы-
ло замечено изменений в спектрах за интервал
времени 3 месяца для образца реголита «Лу-
ны-16».
На рис. 5, а представлены спектры отраже-
ния реголита в области 1,8—13 мкм, получен-
ные при нормальном освещении образца и при
углах наблюдения 0—15°. Видно некоторое раз-
личие в спектрах при переходе от 0 к 15°.
Спектры при углах наблюдения 15—75° подоб-
ны и различаются лишь по интенсивности. Во
всех случаях разрешение в спектре равно
0,25 мкм (спектральная ширина щели монохро-
матора).
Спектры отражения образцов реголита
«Аполлона-11», «Аполлона-12» при углах паде-
ния 0° и углах отражения 15, 30° показаны на
рис. 5, б. На рис. 6 показаны индикатрисы рас-
Р и с. 1. Оптическая схема установки для получения спектров
отражения и индикатрис рассеяния
1 — кювета; 2 — модулятор; з — монохроматор; 4—7 — пово-
ротные зеркала; 8 — пластинка из KRS-5; 9, 10 — линзы; 11 —
глобар; 12 — диафрагмы; 13 — образец; 14 — эталонный отра-
жатель
Рис. 2. Оптическая схема установки с интегрирующей сферой
1 — кювета; 2 — модулятор; 3 — монохроматор; 4 — поворот-
ные зеркала; 5 — линза; 6 — глобар; 7 — интегрирующая сфе-
ра; 8 — образец; 9 — эталон
Рис. 3. Оптическая схема установки для измерения излучения
1 — кювета; 2 — модулятор; 3 — монохроматор; 4—6 — пово*
ротные зеркала; 7 — линза; 8 — диафрагма; 9 — образец;
10 — эталонный излучатель
сеяния реголита, полученные для выбранных
участков 2,2; 4,5; 7,5 мкм. Спектры диффузно-
го отражения, полученные с интегрирующей
Инфракрасная спектроскопия реголита лунных морей
505
сферой, показаны на рис. 7, а, б. На рис. 8 при-
веден спектральный ход коэффициента излу-
чения.
Обсудим полученные экспериментальные
данные. Рассмотрим прежде всего спектр диф-
фузного отражения, полученный с помощью
интегрирующей сферы. Коэффициент отражения
при Х = 1,8 мкм равен 18%, что близко к нашим
данным по образцам «Аполлона-11» и «Аполло-
на-12», а также к приводимым в [3—5].
В области 3—5 мкм имеется пологий максимум
со значением коэффициента отражения 30%.
Затем отражение постепенно падает практи-
чески до нуля при 9—10 мкм. Ход спектраль-
ных кривых образцов «Аполлона-11» и «Апол-
лона-12» в целом подобны спектрам «Луны-16»,
но с несколько меньшими величинами альбедо.
Эти спектры можно сопоставить с астрономиче-
лосы к инфракрасной области и может привести
к увеличению коэффициента отражения, дохо-
дящего в максимуме до значения 30% в слу-
чае образцов «Луны-16». Падение отражения в
сторону длинных волн связано с началом силь-
ной полосы поглощения, характерной для сили-
катных пород и минералов (полоса поглощения
колебании SiO4-rpynn, изолированных и свя-
занных). Максимум поглощения в этой полосе,
измеренный для тонких слоев, приходится на
9,8 мкм. Однако увеличения отражения в этой
области не наблюдается, как, например, для
кварца [6]. когда при больших значениях коэф-
фициента поглощения (много больше 1000 с.ч-1)
поверхность образца может работать как «ме-
таллическая». У реголита он таких больших
значений не достигает, и «металлическое» отра-
жение в этой области отсутствует.
скими данными по отражательным свойствам
Луны в инфракрасной области (рис. 9). Как
видно из рисунков, спектральный ход кривых
подобен, но величина альбедо по данным спек-
тра реголита морских районов («Луна-16»), а
также «Аполлона-11» и «Аполлона-12» в макси-
муме меньше средней величины, полученной
астрономическими методами для всей Луны
(около 0,3 против 0,4). Небольшие значения
альбедо для видимой области (~ 0,1) связаны,
по-видимому, со специфической (дырчато-пори-
стой) структурой частиц, составляющих рего-
лит, и с присутствием в них сильно поглощаю-
щих элементов. Так, например, двухвалентное
железо, входящее в различные частицы минера-
лов и пород, дает очень интенсивную и широкую
электронную полосу поглощения с максимумом
около 1 мкм. Снижение интенсивности этой по-
Как указывалось выше, реголит является
специфическим образованием пз частиц, разно-
родных по составу, размерам, свойствам, в ча-
стности оптическим. Природа отражения такого
материала не ясна. Для ее объяснения были
проведены дополнительные эксперименты с по-
рошкообразными, поглощающими п прозрачны-
ми в исследуемой области объектами, имеющи-
ми различные размеры частиц. Эти эксперимен-
ты имели также цель разделить качественно
эффекты рассеяния и поглощения при различ-
ной дисперсности материала. Для этого были
исследованы спектры базальта, обсидиана (раз-
мер частиц 8—10 мкм), кварца (фракции с раз-
мером частиц 8,80—100 мкм п 0.25—1 мм). Эти
вещества имеют сильное поглощение в той же
области, что и реголит. Исследовался также фто-
ристый барий с размером частиц менее 8 мкм
506 М. В. Ахманова, Б. В. Дементьев, А, В. Карташев, А. В. Карякин, М. Н. Марков, М. М. Сущинский
Рис. 4. Кювета
1 — образец; 2 — эталон; з — подогреватель; 4 — окошки из
сильвина (КС1); 5 — крышки; 6 — свинцовые прокладки; 7 —
термопары
Рис. 5. Спектры отражения реголита
а — при нормальном угле падения и углах наблюдения от 0 до
75° («Луна-16»); б — при углах падения 0° и отражения 15,30°
(«Аполлон-11» и «Аполлон-12»)
Инфракрасная спектроскопия реголита лунных морей
507
и 0,25—1 мм. Он совершенно прозрачен в ис-
следуемой области.
Спектры диффузного отражения исследован-
ных веществ показаны на рис. 10. Все эти ве-
щества в порошкообразном состоянии имеют
коэффициенты отражения большие, чем у ре-
голита. При рассмотрении этих спектров можно
выделить три области: область прозрачности
материала, область начала поглощения и об-
ласть сильного поглощения. Отражательная
способность прозрачных материалов слабо зави-
сит от размера частиц, оставаясь сравнительно
высокой для всех длин волн, например, для об-
разцов порошка BaF2 коэффициент отражения
в области 2—13 мкм составляет 70%. Для по-
глощающих материалов спад отражения, связан-
ный с началом поглощения, начинается раньше
для более крупных частиц. Наконец, в области
сильного поглощения интенсивность «металли-
ческого» отражения падает при переходе к бо-
лее мелким фракциям (смотрите, например, на
рис. 10 спектры отражения кварца). Уменьше-
ние отражения для поглощающих материалов
всегда связано с началом полосы поглощения.
Значит, то отражение, которое фиксируется в
спектрах реголита, по существу является отра-
жением по Френелю на прозрачных в данной
области частицах.
Пологий максимум в отражении в области
3—5 мкм является результатом уменьше-
ния интенсивности поглощения с двух сторон,
со стороны видимой и со стороны средней
инфракрасной области. В зависимости от хи-
мического и минерального состава положение
и интенсивность этого максимума могут изме-
няться.
Так, например, присутствие карбонатных
минералов в породах могло бы сместить этот
максимум к коротким волнам, и в области
4,5 мкм проявился бы минимум в отражении,
характерный для карбонатов (в частности, для
кальцита). Таким образом, в принципе спект-
ры отражения, как уже давпо указывалось [6],
могут быть пспользованы для грубого опреде-
ления состава. Так, на рис. 10 видно, что в об-
ласти 3 мкм характерно проявление полос по-
глощения воды (базальт, обсидиан). В рего-
лите же даже после длительного хранения на
воздухе полосы воды не проявляются, по-вп-
дпмому, реголит пе адсорбирует в заметных
количествах пи воду, ни углекислый газ. Имен-
но в этом состопт своеобразие ИК-спектров от-
ражения реголпта п отличие пх от спектров
земных объектов. Подобие спектров отражения
образцов реголпта «Луны-16», «Аполлона-11»
и «Аполлона-12», по-видимому, связано со сход-
ными дисперсными свойствами поверхности
грунта различных морских районов, с одинако-
вой микропористой структурой частиц, состав-
ляющих реголит, а также с близостью валового
и породного составов.
Перейдем к результатам измерения инди-
катрис рассеяния образцов «Луны-16». В этом
случае спектры отражения измерялись в почти
параллельных пучках при нормальном падении
и углах наблюдения 0—75 ° (см. рис. 5). Отме-
чается наличие зеркального эффекта при углах
наблюдения, близких к 0 ° (или эффекта обрат-
ного рассеяния), и сравнительно изотропный
характер рассеяния при углах 15—75 °. Как
видно из рис. 5, зеркальность зависит от длины
волны, наиболее отчетливо проявляясь в интер-
вале 2,2—4,5 мкм. Уменьшение «зеркальности»
Рис. 6. Индикатрисы рассеяния реголита ( «Л уна-16»)
1 — К = 7,5 jwkjh; 2 — К = 4,5 мкм; 3 — X — 2,2 мкм-, 4 —
— J/Го = cos 0 (0 — угол отражения, 10 — падающее излуче-
ние, I — отраженное)
при длинах волн больше 4,5 мкм можпо при-
писать увеличению поглощения материалов с
одновременным изменением характера рассея-
ния: рассеяние в области 4,5 мкм становится
более изотропным. Это следует как из вида ин-
дикатрис (см. рис. 6), так и из сопоставления
спектров, полученных в параллельных пучках
и с интегрирующей сферой.
Исследование зеркального эффекта при
длинах волн 2,2 и 4,5 мкм было проведено так-
же для различных земных объектов: базальта,
обсидиана, кварца и фтористого бария. В табли-
це приведены при двух углах наблюдения (0 и
15°) значения коэффициента отражения при
508 М. В. Ахманова, Б. В. Дементьев, А. В. Карташев, А. В. Карякин, М. Н. Марков, М. М. Сущинский
л = 2,2 и 4,5 мкм для реголита и земных объек-
тов. Зеркальность наиболее четко выражена у
реголита при 2,2 мкм.
Коэффициент отражения при 0° наблюдения
почти вдвое превышает коэффициент отражения
при угле наблюдения 15°. Это превышение, со-
ответственно, 1,5 для базальта и 1,2 для обси-
диана. Для фтористого бария и кварца эффект
зеркальности отсутствует. Размеры частиц ис-
следованных земных объектов были меньше
8 мкм. Для земных объектов зеркальность при
2,2 и 4,5 мкм приблизительно одинаковая. Для
реголита зеркальный эффект при 4,5 мкм умень-
шается, становясь равным эффекту на базальте,
п практически исчезает при длинах волн, близ-
ких к 8 мкм. По-видимому, в существовании
зеркального отражения у реголита играет
роль дисперсность материала, его поглощающие
Р ис. 7. Спектр диффузного отражения pei слита
а — «Луна-16»; б — «Аполлон-11 и 12»
Р и с. 8. Спектр излучения реголита («Луна-16»)
Рис. 9. Альбедо Луны
1,3 — предельные значения альбедо, в среднем для диска, полу-
ченные астрономическим методом; 2—альбедо образца реголита
из Моря Изобилия
Р и с. 10. Спектры диффузного отражения порошков
1 — кварц (размер зерна < 8 ломи); 2 — BaF2 (размер зерна
< 8 лскл1); з — BaF2 (размер зерна 100 лскл1 — 1 ли); 4 —
кварц (размер зерна 0,25—1 лии); 5 — кварц (размер зерна
80—ЮОлсклс); 6 — обсидиан; 7 — базальт
Рис. 11. Спектры излучения порошков
1 — базальт; 2 — кварц (размер зерна 0,25—1 лии); з — обсиди’
ан; 4 — кварц (размер зерна < 8 мкм)’, 5 — BaF2 (размер зерна
100 лсклс — 1 лслс)
Отношение коэффициентов отражения порошков при
угле наблюдения 0° к коэффициентам отражения при
угле наблюдения 15°. Освещение по нормали к поверх-
ности
Вещество 2,2 мкм 4,5 jWK.x
Базальт 1,4 1,6
Обсидиан 1,1 1,2
Кварц, размер зерна<8 мкм 1,1 1
ВаБг размер зерна<8 мкм 1,1 1
Кварц, размер зерна 0,25—1 мм 1 1
Реголит «Луны-16» 2 1,6
свойства, а также наличие в этом веществе оп-
ределенного количества оплавленного «блестя-
щего» материала. При рассмотрении дисперсных
свойств следует отметить, что для всей види-
мой области размер частиц остается больше
длины волны падающего излучения вплоть до
ближней инфракрасной области. В области на-
чиная с 5 мкм часть вещества реголита имеет
размер частиц, сравнимый с длиной волны,
а далее, к длинным волнам, некоторые частицы
становятся меньше длины волны падающего из-
лучения. В связи с этим меняются соотношения
между рассеянием, пропусканпем и поглощени-
ем. По-видимому, относительная роль в погло-
щении должна возрастать, что может вызвать
падение зеркального отражения в инфракрасной
Инфракрасная спектроскопия реголита лунных морей
509
области. Роль поглощения в видимой области не
связана с размерами частиц, а потому зеркаль-
ный эффект в видимой области не зависит от
поглощения. С другой стороны, если считать, что
зеркальное отражение формируют оплавленные
частички, то эти частицы тоже будут отражать
там, где не поглощают илп поглощают очень
сильно. А сильное поглощение этих частиц, в
основном силикатных, представляющих оплав-
ленный силикатный материал, начинается у
8 мкм. Но далее в максимуме это поглощение
не настолько сильно, чтобы давать металличе-
ское отражение.
Спектры отражения реголита «Аполлона-11»
прп углах падения 0° и отражения 15 и 30°
практически совпадают с таковыми для об-
разца «Луны-16». Отражение образца «Аполло-
иа-12» несколько больше прп этих углах, чем
тепла к излучающей поверхности поддержива-
лась на необходимом уровне. Спектральная за-
висимость коэффициента излучения представ-
лена на рис. 8. Следует заметить, что в среднем
спектральный ход коэффициента излучения
соответствует ходу отражательной способности,
полученному из эксперимента с интегрирующей
сферой. Исключение составляет область 2,8—
4,5 мкм, где в спектре излучения имеет место
структура, неразличимая в спектре отражения.
Интерпретация этой «особой» точки не ясна.
В этой области получен максимум прп измере-
нии спектров отражения и излучения обратной
стороны Луны с помощью «Зонда-З» [7]. Из-
лучательная способность в области сильного по-
глощения, там, где возможно «металлическое»
отражение, может падать, и это, например, име-
ет место прп исследовании излучения крупно-
у образцов «Луны-16» и «Аполлона-11». Отсюда
можно заключить, что индикатрисы рассеяния
реголита в ИК-дпапазоне Моря Спокойствия
и Моря Изобилия близки, а индикатриса рассея-
ния пз Океана Бурь менее вытянутая.
Прп исследовании собственного излучения
лунного грунта задачей являлось получить аб-
солютные значения излучательной способности.
Существенным обстоятельством явилось выдер-
живание постоянства и равенства температур
излучающих поверхностей реголпта и эталон-
ного излучателя (в нашем случае золотой чер-
ни). Этого можно достичь, если кювета и образ-
цы находятся в условиях, близких к термодина-
мическому равновесию. В нашей схеме условия
были близки к равновесным: скорость притока
зернистого кварца (рис. 11). В случае реголита
уменьшения излучения в области 9—10 мкм не
наблюдается. Спектр излучения базальта (см.
рис. 11) похож на спектр реголита, но не имеет
«особой» точки в области 2,8—4,5 мкм.
Для выявления более детальной структуры
в спектрах излучения было бы желательно по-
местить образец в совсем иные условия, т. е.
создать па его поверхности существенную не-
равновесность. С этой целью образец надо поме-
щать в вакуум и осуществлять нагрев его
поверхности излучением от другого источника.
Такой эксперимент с земными образцами осу-
ществляется, например, в [8]. Однако в подоб-
ном эксперименте практически невозможно
знать или уравнять с эталоном температуру
510 М. В. Ахманова, Б. В. Дементьев, А. В. Карташев, А. В. Карякин, М. Н, Марков, М. М. Сущинский
поверхности и поэтому нельзя получить абсо-
лютные величины излучательной способности.
Весьма интересны результаты исследования
спектров пропускания порошка реголита («Лу-
на-16»). Крупная основная фракция (размер
частиц ~ 80 мкм) практически непрозрачна в
области 2—13 мкм (ее пропускание t ~ 0,1%).
Поэтому мы исследовали мелкую фракцию
(размер частиц 3—5 мкм) и обнаружили резкий
максимум пропускания, в области 7—8 мкм
(рис. 12). Положение и форма этого максимума
близки к таковым для базальта.
Столь резкое возрастание пропускания
в этой области связано с известным эф-
фектом Христиансена, имеющим место вблизи
полос поглощения. Увеличение пропускания
происходит при такой длине волны, когда совпа-
дают коэффициенты преломления материала и
Р и с. 12. Спектр пропускания земного базальта (1) и мелкой
фракции реголита «Луны-16» (2) (толстый слой)
диспергирующей среды. В пашем случае диспер-
гирующая среда — воздух с коэффициентом пре-
ломления, близким к 1. На положение пика
пропускания, его полуширину и интенсивность
могут влиять размеры частиц и величина коэф-
фициента поглощения. Коэффициент преломле-
ния реголита при 7—8 мкм, по-видимому, стано-
вится близким к 1, что и вызывает увеличение
пропускания. Пропускание быстро падает в об-
ласти 8—9 мкм — области начала сильного по-
глощения SiO4-rpynn.
Представляет известный интерес охаракте-
ризовать поверхностный слой лунного грунта
(реголита) в терминах модели рассеивающей
и поглощающей среды с двумя параметрами
х и о.
Естественно, эти параметры нельзя в дан-
ном случае приписать какой-либо компоненте
реголита, и их следует считать некоторыми
эффективными характеристиками среды. Как
известно, коэффициент отражения R от беско-
нечно толстого слоя в данной модели имеет
ВИД [9]:
R = (1 + х/а) - 1/о (х2 + 2хо) \
где х — коэффициент поглощения, о — коэф-
фициент рассеяния. В то же время пропускание
t тонкого слоя толщиной 1$ равно:
t= (1-R2) exp [—Zo(х2+2хо)7=]/1 —
—R2 exp [ — 2Zo (х2 + 2ха)1/2 ].
Экспериментальная (весьма грубая) оценка
для пропускания слоя реголита толщиной 1$ =
= 0,2 мм в области 2—8 мкм дает (с учетом рас-
сеяния) величину t = 10-3. Поскольку в сред-
нем R ~ 10“4, то, решая совместно два уравне-
ния, находим хэф ~ 100 см~1, оэф ~ 400 см~'.
Таким юбразом, реголит представляет собой
среду, эффективные коэффициенты рассеяния и
поглощения которой в области 2—8 мкм не
очень сильно различаются.
Верхний предел значения коэффициен-
та поглощения может быть получен пз спектра
пропускания тонкого слоя реголита. Спектр
пропускания образца реголита в области 2 —
8 мкм, приготовленного прессованием образца
весом 3 мг с порошком КВг, был зарегистриро-
ван на приборе UR-20 фирмы Цейс (ГДР).
Толщина слоя образца принималась равной
10 мкм. Значение коэффициента поглощения,
вычисленное из выражения 1 = 1$ ехр (— хт;.
порядка 400 см~~\
Исследование излучательных, отражатель-
ных и поглощательных свойств реголита пока-
зывает, что мы имеем дело с веществом, су-
щественно отличающимся по своим свойствам
от земных пород, которые могли бы быть сопос-
тавлены с ним (базальт, обсидиан, метеориты
II др.).
Инфракрасные спектры показывают, что
вряд лп подобное своеобразие можно отнести
лишь за счет состава реголита и свойств его
отдельных компонентов.
С другой стороны, сравнение спектров рего-
лпта со спектрами известных нам веществ от-
крывает возможность использования спектров
отражения для аналитических целей, имея в ви-
ду, что методы инфракрасной спектроскопии
позволяют осуществлять анализ в глобальном
масштабе. ИК-спектры пропускания с учетом
эффекта Христиансена тоже могут иметь анали-
Инфракрасная спектроскопия реголита лунных морей
511
тпческое применение, например, при исследова-
нии пропускания пылевых облаков.
Немаловажное значение имеет тот факт, что
инфракрасные спектры отражения и излучения
поверхностной фракции реголита в общих чер-
тах совпали с первой и весьма грубой моделью
спектра, полученной на основании наземных на-
блюдений. Наряду с уже известным примером
определения свойств атмосферы Венеры, дан-
ный случай прямо свидетельствует об адекват-
ности физических методов в астрономии. Что
касается изучения природы реголита, то нам
Литература
1. Виноградов А. П. Природа, 1971, № 3.
2. Markov М. М. Moon and Planets Session the Sev.
intern, space science Symposium Vienna, 1966. North-
Holland Publ. Comp., Amsterdam, 1967, 53—59. Ed. by
A. Dollfus.
3. Afams J. B., Jones R. L. Science, 1970, 167, № 3918,
737.
4. Johnson T. V. Science, 1970, 167, № 3918, 855.
5. Hapke B. W., Cassidy W. A., Wells E. N. Proc. Second
Lunar Sci. Conf., 1971, 2.
представляется данное исследование лишь пер-
вым шагом на этом пути.
В заключение авторы считают своим
долгом выразить благодарность вице-президенту
АН СССР А. П. Виноградову, без активного
содействия которого эта работа не могла бы быть
выполнена. Авторы признательны К. К. Вульф-
сон за предоставление образцов земных пород
и минералов с калиброванными размерами, а
также А. В. Иванову, Ю. И. Стахееву и Л. С. Та-
расову за полезные собеседования, консульта-
ции и помощь в работе.
6. Леконт Ж. Инфракрасное излучение. Физматгпз,
1958.
7. Moon and Planets II Ses. of open meeting of work.
Groups I, II, V of the plenary meet, of COSPAR. Lon-
don, July, 1967. Amsterdam North-Holland Publ. Ed.
by A. Dollfus, p. 55, 1968.
8. Loyd Logan M. Science, 1970, 169, № 3948. 865.
9. Иванов А. П. Оптика рассеивающих сред. Минск,
изд-во «Наука и техника», 1969.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР
Ордена Ленина Физический институт им. П. Н. Лебедева
АН СССР, Москва
А. Доллфус,
E. Боуэлл
ФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ
И ПОЛЯРОМЕТРИЧЕСКИЙ
АНАЛИЗ ОБРАЗЦОВ
ЛУННОГО ГРУНТА,
ДОСТАВЛЕННОГО
СОВЕТСКОЙ
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Полярометрические свойства были определены на
образце Л-16-19-1-116 весом 0,087 г. Измерения были
сделаны для пяти длин волн между 3540 и 5850 Д.
Кроме того, для каждой из этих длин волн было оп-
ределено нормальное альбедо. У измеренного образца
альбедо слегка ниже, чем у типичного вещества тем-
ных лунных морей (8,5% для оранжевого света), и,
кроме того, имеется хорошо развитая ветвь отрица-
тельной поляризации, которая напоминает ветвь, по-
лучаемую для углистых хондритов, измельченных в
порошок, и для порошков некоторых земных базаль-
товых и ультраосновных горных пород. Не исключено,
что полярометрические и фотометрические свойства,
наблюдавшиеся на лунном образце, отчасти возникли
под влиянием облучения солнечным ветром, действию
которого подвергалась лунная поверхность.
Характеристика образца. Образец, пере-
данный Лаборатории физики Солнечной си-
стемы Академией наук Советского Союза,
представляет собой порошок реголита, ото-
бранный в зоне В колонки между глубинами
20 и 22 см. Он был вручен лаборатории 22 ап-
реля 1971 г. президентом Национального цент-
ра космических исследований.
Образец, упакованный в бюкс № 116, имеет
общий вес 0,177 г, был обозначен Л-16-19-1-116.
24 апреля 1971 г. он был перемещен в новую
пластмассовую ампулу, снабжен этикеткой под
тем же кодом и в таком виде доставлен в лабора-
торию в Медоне, 22 мая 0,087 г было вынуто
пз ампулы. Эта фракция была предметом ис-
следований, описанных ниже.
Произведенные измерения. Для измерений
использовался тот же метод, который был
описан Доллфусом, Боуэллом и Титулэром
для земных образцов. Образец помещался в
капсулу на горизонтальной пластине гонио-
метра с горизонтальной осью. В одном пз ру-
кавов этого гониометра находится источник
света, деполяризованного кварцевыми пла-
стинками, и коллиматор, создающий парал-
лельный пучок. В другом — фотоэлектриче-
ский поляриметр высокой чувствительности,
который позволяет обнаружить слабый поток
поляризованного света (до 0,5 м)лм с поверх-
ности образца в 0,2 см2).
Поверхность образца предварительно раз-
рыхлялась острием из нержавеющей стали,
чтобы сделать ее шероховатой и пористой.
Это именно та структура, которая в действи-
тельности соответствует структуре лунной по-
верхности.
Рычаги гониометра могут быть установле-
ны таким образом, чтобы они покрывали фа-
зовые углы (углы между направлением от
источника к образцу и осью поляриметра)
между 3 и 12°. Измерения поляризации про-
изводили через каждые полградуса между 3
и 125°, а затем через 3° для углов больше
26°. Измерения сделаны последовательно с
пятью цветными фильтрами, длина волн ко-
торых указана на рпс. 1.
Кривые поляризации, полученные пз этих
измерений, в координатах интенсивность поля-
ризованного света — фазовый угол V изображе-
ны на рис. 1 и 2.
Измерения альбедо произведены также с
пятью светофильтрами, фазовый угол V рав-
нялся 5°, причем измерения сделаны для света,
отраженного перпендикулярно к поверхности:
образец сравнивался с диффузором MgO, зани-
мавшим то же положение. Матовый серый
нейтральный экран был использован для конт-
роля пропорциональности отсчетов прибора и
интенсивности света.
Результаты и выводы. Кривые поляризации,
приведенные на рис. 1, интересны во многих
отношениях, различные их участки дают сведе-
ния об оптических и физических свойствах об-
разца.
Фотометрический и полярометрический анализ образцов лунного грунта
513
Отрицательная ветвь поляризационной кри-
вой. Соответствующие результаты приведены в
увеличенном масштабе на рис. 2. Результаты
одинаковы для всех светофильтров в этой обла-
сти фазовых углов.
Сравнение кривой, полученной при исследо-
вании советского образца Л-16-19-1-116, с ре-
зультатами наземных телескопических измере-
ний для совокупности лунных грунтов показы-
вает, что отрицательная ветвь кривой более
развита, относительно меньше — величина ми-
нимальной поляризации Ртгп и меньше — угол
инверсии V (0).
Эти различия между кривыми, полученными
в лаборатории для образца «Луны-16» и для
Луны путем телескопических наблюдений, мо-
гут зависеть от разных причин, в частности, от
Однако нельзя исключить и различие в грануло-
метрии. Образец взят с глубпны между 20 и
22 см ниже поверхности грунта. Кроме того, во
время взятия его или манипуляций в лаборато-
рии могло произойти изменение гранулометри-
ческого состава. Следует отметить, что образец
«Луны-16» единственный, отрицательная ветвь
которого значительно отклоняется от получен-
ной в результате телескопических наблюде-
ний.
Положительная ветвь поляризационной кри-
вой. Рис. 1 показывает, что эта часть кривой в
большой мере зависит от длины волны. По этой
причине обычно полезно определение величи-
ны Ртах — максимума поляризации, а также со-
ответствующего ему фазового угла Г(Ртах) при
разных длинах волн.
О 20 0 20010020 0 kO 80 120° V О 4 0 12 10 20 V
Рис. 1. Кривые поляризации лунного образца «Луны-16»
Л-16-19-1-116 для 5 длин волны. В рамке направо вверху даны
измерения альбедо в зависимости от длины волны, отнесенные
к измерениям рассеивающего экрана из окиси магния
Рис. 2. Отрицательная ветвь поляризационной кривой для
лунного образца «Луны-16» Л-16-19-1-116, измеренная в ла-
боратории, и для лунной поверхности, наблюденной через теле-
скоп
Рис. 3. Поляризационные кривые района в Море Дождей,
полученные при помощи телескопа
структуры и компактности порошкообразного
материала, оптической непрозрачности зерен и
гранулометрии порошка.
В случае образца «Луны-16» различие, по-
видимому, объясняется непрозрачностью, зерна
как будто бы поглощают свет значительно силь-
нее, чем в среднем другие лунные образцы.
О 20 0 20 0 20 0 20 0дгол фозЬ/Г0 4/7 30 120 160
33 Лунный грунт
514
А. Доллфус, E. Боуэлл
Следует сравнить измерения, сделанные в
лаборатории на образце «Луны-16», с получен-
ными путем телескопического наблюдения ок-
рестности района приземления в Море Дождей
(см. таблицу). Телескопические наблюдения
воспроизведены на рис. 3.
Рис. 4. Диаграмма, связывающая альбедо лунной поверхнос-
ти Л с максимальной поляризацией Ртах, выраженной в ло-
гарифмической шкаледля 144 лунных участков (оранжевый
свет, А-5850 А)
Измерения: 1 — Доллфуса (65"), 2 — Доллфуса (5"), .3 — Ноуэл-
ла (5"), 4 — Вильгельма (15")
Рис. 5. Диаграмма log А в зависимости от log Pmax Для раз-
личных образцов земных измельченных минералов и для лун-
ных измерений, выведенных из рис. 4
1 — лунные измерения; 2 — порошки базальтовых лав;
3 — порошок стекловатого базальта; 4 — вулканический
пепел; 5 — порошок игнимбрита; 6 — порошок метеорита;
7 — грубораздробленные зерна пород; 8 — пески, глины,
мел
Оптические данные для реголита «Луны-16»
и Моря Дождей
Фильтр Л-16-19-1-116 Море Дождей
Ртах» °/оо V.’(Pmax) Ртах» °/оо V.’(Pmax)
Оранжевый 173 106±3 128 105 ±5
Зеленый 197 107 —
Синий 242 107 216 105
Ультрафиолето- вый (А) 289 105 257 105
Ультрафиолето- вый (В) 314 108 293 110
Величины V(Pmax) согласуются между со-
бой, но величины Ртах для образца «Луны-16»
систематически выше тех, которые соответст-
вуют образцам из Моря Дождей. Это различие
доказывает, что отобранный образец (между 20
Фотометрический и полярометрический анализ образцов лунного грунта
515
и 22 см от поверхности) не является характер-
ным по поляризационным свойствам для всей
области Моря Дождей, данные для которой
получены с помощью телескопа.
Альбедо для пяти областей спектра для
V = 5°.
Измеренные величины приведены на рпс. 1
п ниже:
Фильтр
Оранжевый
Зеленый
Синий
Ультрафиолетовый (А)
Ультрафиолетовый (В)
Альбедо А, %
8,5
7,6
6,6
5,7
5,3
Диаграмма в координатах logA как функ-
ция logPmax- Данные телескопических наблюде-
ний Ртах и Л, полученные для различных райо-
нов Луны, нанесены на диаграмму с log-4 по аб-
сциссе и logPmax по ординате. Они занимают
значительную область с линейной зависимостью
logA от logPmax. На рис. 4 представлены резуль-
таты 144 измерений небольших участков Луны,
полученные нами в 1971 г. Они сделаны при
длине волны 6000 А. Кроме того, Ртах и А изме-
няются с длиной волны.
Данные аналогичных лабораторных измере-
ний земных измельченных образцов, обработан-
ных таким же способом, образуют на диаграм-
ме log А — log Ртах различные характерные обла-
сти. На рис. 5 обобщены результаты, получен-
ные на многочисленных лабораторных образцах
Доллфусом и Титулэром в 1971 г. Область, ох-
ватывающая данные телескопических измере-
ний Луны (см. рис. 4), также нанесена на
диаграмму. Рис. 4 показывает, что фотометри-
ческие и полярометрические характеристики
33*
516
А, Доллфус, E. Boyэлл
Рис. 6. Диаграмма log А в зависимости от log Pmax Для Раз"
личных длин волн. Правая и левая границы отрезка соответ-
ствуют длинам волн 5850 и 3540 А. Для образца «Луны-16»
приведены результаты измерений для каждого из использован-
ных светофильтров. Соответствующий отрезок находится у
левой границы области, характеризующей Луну в оранжевом
свете. Следовательно, образец соответствует особенно темному
лунному материалу
1 — «Луна-16»Лобр. Л-16-19-1-116; 2 — земные базальты; 3 —
углистый хондрит Оргей; 4 —«Аполлон-12»; а — 12-28-204;
б — 12-28-299; в — 12-032
лунного грунта моделируются наилучшим обра-
зом мелко измельченными базальтами.
Это моделирование может быть еще более
уточнено, если принять во внимание изменчи-
вость свойств Ртах и А в зависимости от длины
волны. На рис. 6 в координатах logA, logPrrnx
приведены данные, полученные для лунного
образца Л-16-19-1-116, для лунных образцов, до-
ставленных «Аполлоном-12», для земных из-
мельченных базальтов и для углистого хондрита
Оргей. Для образца «Луны-16» различные точки
диаграммы соответствуют разным длинам волн,
для которых произведены измерения. Соответ-
ствующие отрезки тем длиннее, чем сильнее ок-
рашен образец, и их положение на диаграмме
зависит от общих оптических свойств веще-
ства.
Судя по критериям поляризации, а также по
альбедо и окраске, мы можем заключить из диа-
граммы, что образец «Луны-16» характерен для
самых темных материалов, которые можно
найти в лунных морях. С этой точки зрения, а
также по данным об особой форме отрицатель-
ной ветви поляризации (см. рис. 2) лунный об-
разец, доставленный советской автоматической
станцией «Луна-16», представляет особый ин-
терес, он проявляет необычные оптические
свойства.
Литература
1. Dollfus A., Bowell Е. Polarimetric properties of the
lunar surface and its interpretation. Pt. 1: Telescopic
observations.- Astronom. Astrophys., 1970, 10, 29.
2. Dollfus A., Titulaer C. Polarimetric properties of the
lunar surface and its interpretation. Pt. 2: Terrestrial
samples in orange light.—Astronom. Astrophys., 1971,
10, 450.
3. Dollfus A., Titulaer C. Polarimetric properties of the
lunar surface and its interpretation. Pt. 3: Volcanic
samples in several wavelengths.- Astronom. Astro-
phys., 1971, 12, 199.
Лаборатория физики Солнечной системы,
Парижская обсерватория, Медон, Франция
А. Доллфус,
E. Боуэлл
ФОТО-ПОЛЯРИЗАЦИОННЫЕ
ИССЛЕДОВАНИЯ
ЛУННЫХ ОБРАЗЦОВ —
ОТРИЦАТЕЛЬНАЯ ВЕТВЬ
Программа поляризационных измерений, выпол-
ненная в Медонской обсерватории, делится на две ча-
сти: измерение при помощи телескопа степени поля-
ризации света, отраженного поверхностями планет;
сравнительное измерение земных минералов, метеори-
тов и доставленных лунных образцов. Поляризацион-
ные кривые-графики зависимости степени поляриза-
ции от фазового угла V (угол: источник — образец —
наблюдатель) построены и сравнены между собой для
определения оптических характеристик поверхностей
планет.
Все твердые поверхности планет имеют
поляризационные кривые, для которых Р отри-
цательно при маломУ (<30°) и положительно
для оолыпого V, максимальное Ртах достигается
в большинстве случаев при V ~ 100°. Положи-
тельная ветвь (большой угол V) и Ртах меня-
ются с длиной волны, но в большинстве слу-
Рис. 1. Зависимость альбедо А от максимальной степени по-
ляризации Ртах (логарифмические шкалы) для 144 лунных
районов и 16 образцов лунных грунтов;'1 низкое Л/высокое Ртах
в левом нижнем углу диаграммы
J — реголит, доставленный «Аполлонами» (лабораторные иссле-
дования); 2 — лунная поверхность (астрономические исследо-
вания); з — образцы, облученные протонами. Номера проб на
графике обозначены буквами: а—12033; b— 12033 облученный;
с — 12032; а — 12032 облученный;е — 12028,155;/ — 12028,90-
g — 12028,203; h — 12038,55; г — 12070; j — 12070 облучен-
ный; k — 10084; I — 10084 облученный; m — 14163,29: n —
14003,12; p — 14259,39; q —«Луна-16», 16-19-1-116
Рис. 2. Диаграмма log Л/log Pmax и вариации этих парамет-
ров для 11 лунных образцов в зависимости от длины волны.
Использованы длины волн 3520, 3790, 4350, 5200, 5800 А. Из-
мерения по каждому образцу объединены одной прямой, точки
на которой расположены соответственно указанной последова-
тельности длин волн, подобно точкам 1—5 на прямой h. Точки
в нижней левой части каждой прямой соответствуют измере-
ниям при более коротких длинах волн. Обычно чем длиннее ли-
ния тем краснее образец.
Номера образцов на графике сбозначены буквами:
а— 12028,155; Ь — 12028,98; с — 12028,203; d — 12028,55;
е — 12070; / — 10084; g — 12032; h — 14259,39; г — 14003.12;
j — 14163,29; k —«Луна-16»
518
А. Доллфус, E. Боуэлл
P и с. 3. Брекчия 14267. Поверхность фрагмента в центре (а)
и изображение отдельных участков на сканирующем электрон-
ном микроскопе. Участки виг покрыты пылью, участки б,
д, с, ж, з, и покрыты стеклом
Фото-поляризационные исследования лунных образцов — отрицательная ветвь
519
чаев отрицательная ветвь не меняется. Для
Луны имеется линейная корреляция между
альбедо А (отражательная способность) и Ртах
(см. график в логарифмическом масштабе,
рпс. 1, в работах III Хьюстонской конференции).
Апах зависит от оптической непрозрачности об-
разца: сильно непрозрачные образцы воспроиз-
водят результаты, полученные для Лупы, в то
время как прозрачные и полупрозрачные образ-
цы их не воспроизводят (рис. 1, 2). Большин-
ство земных минералов и метеоритов не следу-
ет этому соотношению; некоторые экструзив-
ные базальты и метеориты соответствуют ему.
Для всех проб лунного грунта и некоторых
измеренных брекчий получены те же величи-
ны, что и для лунной поверхности, при наблю-
дении с помощью телескопа, но для некоторых
настоящее время связать формы их отрица-
тельных ветвей с микроструктурой, обнаружен-
ной в электронном микроскопе.
Приложенные к статье фотографии отно-
сятся к образцу тонкой фракции лунного грун-
та «Луны-16», к брекчии 14267 Европейского
Консорциума и к метеориту Оргей. Для брек-
чии мы исследовали три типа поверхности:
свежевскрытую поверхность, поверхность, по-
крытую пленкой стекла, п поверхность, покры-
тую пылью. Грунт «Луны-16» и порошкообраз-
ный материал метеорита Оргей былп напылены
золотом и вмонтированы на алюминиевые стол-
бики для электронной микрографии. Нпже при-
ведены описания фотографий.
Брекчия 14267. В центре (рпс. 3) стрелками
показан вид вскрытой поверхности горной
1» и с. 4. Брекчия 14267, область а, покрытая пылью. Два изо-
бражения поверхности на сканирующем электронном микро-
скопе— слева при увеличении 1100, справа— 1350 и кривая
поляризации
брекчий и для всех кристаллических лунных
пород значения сильно отклоняются.
Отрицательная ветвь поляризационных кри-
вых получается главным образом в результате
многократного рассеяния на соприкасающихся
гранях частиц субмикронного размера. Для Лу-
ны при наблюдении в телескоп отрицательная
ветвь не меняется от места к месту, и мы заклю-
чаем, что лунная поверхность всюду перера-
ботана до одной и той же микроструктуры.
Земные породы весьма разнообразны и иногда
не имеют отрицательной ветви. Отдельные лун-
ные образцы показывают некоторые изменения
поляризационных кривых, и мы пытаемся в
520
А. Доллфус, E. Боуэлл
Р и с. 5. Брекчия 14267, области б. д, е, и, покрытые стеклом.
Изображение поверхности четырех участков на сканирующем
электронном микроскопе при увеличении 2000 (три фото), 2500
(фото наверху справа) и вид при меньшем увеличении (425) —
в среднем ряду справа. Внизу — кривые поляризации и альбедо
для остеклованного участка
* На фото участок б ошибочно обозначен в
Фото-поляризационные исследования лунных образцов — отрицательная ветвь
521
Рис. 6. Брекчия 14267, область з, свежесколотая поверх-
ность. Изображение ее на электронном сканирующем микро-
скопе — в среднем ряду при увеличении 50, в верхнем ряду —
при большем увеличении (слева— 1000, в середине— 2600,
справа — 220). Внизу слева — кривые поляризации и альбедо
породы и местонахождение исследованных обла-
стей. Показаны типичные микрофотографии
всех исследованных областей (увел, от 70 до
350). Ниже приведено описание наиболее
важных участков. Поверхности всех областей
покрыты мелкими частицами.
Область в покрыта пылью (рис. 4). На фото
при увеличении до 1350 видны плотные агломе-
раты мелких частиц. Сложные структуры по-
верхности образовались путем межфазовой адге-
зии, и большинство отдельных зерен примерно
микронного масштаба. Кривая отрицательной
поляризационной ветви опускается до 11%о (ты-
сячные) около V = 9°, угол инверсии 7(0) =
= 20°. Отрицательная ветвь, полученная при
телескопических измерениях Луны, показывает
Рт1п = -12°/оо прп 7=10°, 7(0)= 23е. По
этим данным область в очень близка лунной
поверхности в крупном масштабе и лунному
грунту.
522
А. Доллфус, E. Боуэлл
1’ и с. 7. Лунный грунт «Луны-16», обр. Л-16-19-1-116.
Изображение поверхности на сканирующем электронном микро-
скопе (при наибольшем увеличении 1300 для четырех фото)
/и кривые поглощения и альбедо (внизу)
Области б, д, е> и остеклованы (рис. 5). На
четырех фотографиях (е, д, и и б), имеющих
увеличение 2000, и одной с увел. 400 виден
комплекс мелких частиц, лежащих на сравни-
тельно гладкой поверхности. На фото б и б по-
казаны отдельные зерна на очень гладкой стек-
ловидной поверхности и агломерат сравнительно
гладких зереп. Отрицательная ветвь области, по-
крытой стеклом, совершенно не похожа на отри-
цательную ветвь Луны. Она опускается только
до Pmln = —4%о при V = 9° с V(0) = 17°. Эф-
фект многократного рассеяния в этом случае
сильно ослаблен, так как имеется мало сложных
структур пли они совсем отсутствуют, и кривая
поляризации близка к таковой для плоской ди-
электрической поверхности.
Область з — свежеотколотая (рис. 6). На фо-
тографии (увел, от 50 до 2600) видна поверх-
ность, на которой лежат редкие мелкие частицы.
Отрицательная ветвь показывает, что такая по-
верхность не может полностью воспроизвести
характер лунной поляризации. Кривая альбедо,
Фото-поляризационные исследования лунных образцов — отрицательная ветвь
523
Р и с. 8« Метеорит Оргей. Изображение поверхности на скани-
рующем электронном микроскопе (увеличение 1000) п кривые
поляризации п альбедо (внизу)
приведенная в рамке, характерна для окраски
и альбедо лунных горных районов.
Образец Л-16-19-1-116. Образец из колонко-
вой трубки (рис. 7) с глубины 20—22 см (увел,
от 40 до 1300). Сложная межфазовая адгезия и
слипание мелких частиц в комки вызывают мно-
гократное рассеяние, что дает результаты, со-
гласующиеся с телескопическими лунными из-
мерениями. Кривая альбедо образца сходна с
лунной.
Метеорит Оргей. Этот порошковидный угли-
стый хондрит (рис. 8) внешне похож на обра-
зец «Луны-16». В микрофотографиях альбедо
ниже, чем у любого лунного материала. Однако
отрицательная ветвь опускается до Р1П1п =
= —20°/оо, т. е. более развита, чем любая изме-
ренная нами. Мы все еще исследуем этот обра-
зец с целью попытаться объяснить это свойство.
Лаборатория физики Солнечной системы.
Парижская обсерватория, Медон, Франция
М. В. Ахманова,
А. В. Карякин,
Л. С. Тарасов
ИНФРАКРАСНЫЕ СПЕКТРЫ
ПРОПУСКАНИЯ
РЕГОЛИТА
ИЗ МОРЯ ИЗОБИЛИЯ
В области 2—25 мкм получены спектры пропуска-
ния образцов лунного реголита, доставленного авто-
матической станцией «Луна-16». Сравнительное иссле-
дование образцов «Луны-16», «Аполлона-11» и «Апол-
лона-12» показало, что инфракрасные спектры пропу-
скания образцов реголита из морских районов подобны
и характерны для основных базальтовых пород. По-
лосы поглощения проявляются в области колебаний
SiO^-групп. По спектрам вода и ОН-группы в образцах
не обнаружены. Спектры образцов реголита, прокален-
ных при температуре 1000° С, показывают такие из-
менения, которые могут интерпретироваться как из-
менения в спектрах облученных кристаллов (особен-
но отчетливо для образцов «Луны-16»).
Настоящая работа выполнялась с целью
определения по спектрам пропускания в инфра-
красной области возможных изменений в поро-
дах и минералах Луны при образовании реголи-
та, обнаружения эффектов последствия облуче-
ния и размельчения. В связи с этим исследова-
лась кристаллизация и перекристаллизация
земных пород и лунных образцов при нагрева-
нии и охлаждении; определялись изменения в
спектрах шариков, полученных пропусканием
порошка базальта через плазменную струю.
Лунные образцы сравнивались с земными в це-
лях идентификации и выявления различий L
Лунное вещество в настоящее время изучает-
ся столь пристально и подробно всеми возмож-
ными методами, что имеет смысл уточнить, при
решении каких задач применение ИК-спектро-
скопип как метода наиболее эффективно. К та-
ким задачам относится исследование «стеклян-
ного» материала: частиц стекла, шариков, шла-
ков и спеков. Являются ли стеклянные образо-
вания «породными» ели мономинеральными?
1 Эксперименты по моделированию процессов образо-
вания pei оли га, в частности по получению шариков,
выполнены Ю. И. Стахеевым (ГЕОХИ АН СССР).
Каков минеральный состав шлаков? Насколько
кристалличны стекла? Центры кристаллизации
каких минералов в них присутствуют? Эти во-
просы связаны с происхождением реголита и ди-
намикой процессов в нем. Важной проблемой
является также нахождение воды и ОН-групп
в лунном материале. Особую задачу представляет
определение степени упорядоченности и кри-
сталличности вещества Луны.
Вещество Луны подвергалось «внешнему»
(солнечный ветер, космическая радиация) и
«внутреннему» (распад радиоактивных элемен-
тов, ядер скалывания) облучениям. Результаты
воздействия этих факторов на кристаллическое
вещество различны. Эксперименты в земных ус-
ловиях показали, что внутреннее облучение
вызывает гораздо большие нарушения в кристал-
ле, чем внешнее [1]. Наибольшие поврежде-
ния вызываются тяжелыми ядрами отдачи се-
мейства (U, Th) [2, 3]. Однако в лабораторных
условиях прп искусственном корпускулярном
облучении удалось также вызвать метамиктиза-
цию, рентгеноаморфность ряда веществ, в част-
ности силикатных минералов [4]. Бомбардиров-
ка микрометеоритами в какой-то мере может
вызвать повреждения в решетке, аналогичное
воздействию тяжелых ядер отдачи. Можно ли в
принципе отличить материалы, потерявшие кри-
сталличность при ударном воздействии микро-
метеоритов и при длительном облучении?
В этом смысле может показаться интерес-
ным следующее сопоставление: в работе [5] об-
разцы лунного грунта по содержанию в них
стеклосодержащего материала располагаются в
последовательности: «Аполлон-15» (Cone Cra-
ter) — 10%, «Аполлон-12» — 20%, «Апол-
лон-11»—50%, «Аполлон-14» — 40—75%, «Лу-
на-16»-80% 2.
В работе [6] лунные образцы располагаются
2 Для образцов «Луны-16» данные из [7].
Инфракрасные спектры пропускания реголита из Моря Изобилия
525
в почти такой же последовательности, но эта по-
следовательность зависит от числа повреждений
в решетке отдельных частиц (метод электронной
микроскопии), начиная от наименьшего: «Апол-
лон-15», «Аполлон-11», «Аполлон-12», «Апол-
лон-14» и «Луна-16». Но облученные кристаллы
(мы имеем в виду земной материал) не обяза-
тельно стекла. Метамиктные минералы, подверг-
шиеся воздействию радиоактивности, часто со-
храняют внешнюю кристаллическую форму, но
показывают диффузность рентгенограмм, при
сильных повреждениях — рентгеноаморфность,
увеличение объема, растрескивание, потерю
двулучепреломления и т. д. [2, 8]. Такие кри-
сталлы представляют собой микроблочные обра-
зования [8]. Можно предположить, что и внут-
ри блоков межатомные расстояния и углы меж-
ду связями изменены [9, 10]. Прокаливание
возвращает метамиктным минералам кристал-
личность, четкость рентгенограмм и т. д.
Методом ИК-спектроскопии можно исследо-
вать рентгеноаморфные образцы и обнаружить
изменения в идеально кристаллических с точки
зрения рентгеноструктурного анализа образцах.
Правда, такое исследование требует мопомине-
ральных кристаллов.
Методом колебательной спектроскопии мо-
гут быть выполнены последования по идентифи-
кации отдельных породных и минеральных
частиц, сопоставление с соответствующими зем-
ными материалами. В работах [И —13] по не-
характеристика исследованных образцов
Образец
Происхождение
«Л уна-16»
Тонкая фракция,
—0,083 мкм
Частицы шлака
Частицы габбро
«Аполлон-11», реголит
«Аполлон-12», габбро
Базальты земные
пикритовый серый
габбро-дпабаз серый
то же
диабаз коричневый
то леито вый
Метеорит
1. Слой Л, 3-2д
2. » 3-2м
3. » 9-1ж
Слой Б, проба 6
Слой В, проба 9
№ 10005, 34-4
№ 10005, 35-5
К? 12028, 229-3
1034, Камчатка
Армения
1791, Карелия
Карелия
Индийский океан
Хондрит, Саратов
следованию лунного грунта решались следую-
щие основные задачи: специфика спектров лун-
ных минералов, нахождение спектральной зави-
симости от концентрации некоторых элементов
(например, Са в пироксенах), определение на
основе этого степени загрязненности грунта мор-
ских районов материалом, идентификация сте-
кол. Преимуществом ИК-спектроскопии как ме-
тода является возможность исследования сильно
измельченного материала. Сама методика под-
разумевает изучение образцов в виде порошка
с размером частиц меньше длины волны падаю-
щего света (2—5 мкм).
Для исследования авторы располагали об-
разцами пыли, кусочками породы и шлаковы-
ми частицами «Луны-16», «Аполлопа-11» и
«Аполлона-12», а также образцами метеоритов
и земных пород (см. таблицу). Лунные и зем-
ные образцы подвергались тепловой обработке
в интервале температур 300—1000° С.
Спектры регистрировались на прпборе
UR-20 фирмы «Цейс» ГДР в области 2—25 мкм
(5000—400 см~П. Образцы исследовались в
виде таблеток, спрессованных пз 2 мг вещест-
ва и 100 мг порошка КВг. Полученные спект-
ры представлены на рис. 1—6.
В спектрах образцов реголита (см. рпс. 1 —
3) присутствуют две широкие полосы поглоще-
ния со сглаженной структурой в областях
1200—900 и 600—400 см~\ характерные в це-
лом для силикатных соединений в области по-
глощения SiO4-rpynn. Спектры реголита раз-
ных уровней колонки практически одинаковы
(зоны А и Г) [7]. Полосы поглощения образ-
цов лунного реголита по их положению похожи
на спектры земных базальтов, однако имеют
иной, несколько сглаженный контур. Спектры
земных базальтов из разных регионов, как пра-
вило, различны и по числу и по форме полос
поглощения (см. рис. 4). Этого нельзя сказать
об образцах реголита, взятого из разных мор-
ских районов Луны. Спектры образцов грунта
«Луны-16», «Аполлона-11» и «Аполлона-12» до-
вольно похожи между собой. Наиболее размы-
тые спектры имеют образцы грунта «Луны-16».
В спектрах всех земных базальтов фиксируют-
ся полосы поглощения воды и ОН-групп. Этих
полос в спектрах образцов реголита не обнару-
жено. Поглощение лунной пыли из морских
районов приходится на тот же интервал, что и
поглощение основных вулканических пород.
Прп сравнении спектра реголита со спектром
образца лунной породы оказывается, что спектр
пыли более размыт и имеет несколько иное пе-
рераспределение интенсивности. Но и спектр
кусочка породы — спектр неполнокристалличе-
526
М. В, Ахманова, А, В. Карякин, Л. С. Тарасов
ского образования (см. рис. 2). Далее сравним
спектр кусочка лунного базальта со спектрами
земных пород и метеоритов, тектитов. Ближе
всего к спектру лунного базальта оказывается
спектр океанического толептового базальта (со-
держащего около 90% стекла), но и с ним он
не полностью совпадает (рпс. 4). ИК-спектр
лунного базальта является спектром, характер-
ным для силикатного материала, содержащего
много стекла. Интересно сопоставить спектры
одних и тех же минералов, извлеченных из ма-
теринской породы и из тонкой фракции реголи-
та. По данным [И], спектры пироксенов, пла-
гиоклазов, оливинов, взятых из пыли и из кусоч-
ка породы, подобны, но отличаются от спектров
соответствующих земных минералов. Особенно
это характерно для спектров пироксенов и оли-
винов, причем спектры лунных оливинов отли-
чаются от спектров метеоритных оливинов. По-
видимому, это связано с условиями кристалли-
зации и наличием микропримесей. Наибольшее
сходство с земными минералами имеют лунные
плагиоклазы. По данным [И], спектр изучен-
ного образца плагиоклаза (10085/46) ближе все-
го к плагиоклазам Ani00. По этим же спектраль-
ным данным, ильмениты с Луны имеют некото-
рые особенности (спектральные отличия в об-
ласти, лежащей вне рабочего диапазона прибора
UR-20). Исследование ИК-спектров стекол-ша-
риков и осколков разной формы, проведенное в
[11 —13], показало, что многие светлые стекла
Рис. 1.' ИК-спектры пропускания реголита «Луны-16»
1 — непрокаленный образец, слой А, образец 9-1Д; 2 — обра-
зец, прокаленный на воздухе при 1000° С; 3 — образец, про-
каленный в аргоне при 1000°С
Рис. 2. ИК-спектры пропускания
1 — кусочки породы; 2 — кусочки шлака
Рис. 3. ИК-спектры пропускания
1 — образец пыли «Аполлона-12»; 2 — прокаленный образец
«Аполлона-12» (аргон, 1000° С); 3 — образец пыли «Аполло-
на-11»; 4— прокаленный образец «Аполлона-11» (аргон, 1000° С)
Рис. 4. ИК-спектры пропускания
1 — земной базальт (серый, 1034, Камчатка); 2 — земной
базальт (коричневый, Карелия); 3 — земной базальт (серый
Армения); 4 — метеорит
Рис. 5. ИК-спектры пропускания океанического толеитового
базальта (Индийский океан)
1 — непрокаленный образец; 2 — прокаленный в аргоне при
1000° с
Р и с. 6. ИК-спектры пропускания
1 — земной габбро-диабаз и различные фракции шариков,
получен пропусканием этого габбро-диабаза через плазмен-
ную струю; 2 — фракция — 0,370 4- 0,100 мм', 3 — фра1-
ция — 0,100 4- 0,045 мм', 4 — фракция — 0,045 мм
Инфракрасные спектры пропускания реголита из Моря Изобилия
527
плагиоклазовые, а темные — пироксеновые. В то
же время спектры всех лунных стекол сильно
отличаются от спектров тектитов. Исследованы
также гетерогенные стекла [13].
В ИК-спектрах шлаковых частиц имеется
лишь одна широкая размытая полоса поглоще-
ния в области 1000 см~х—области поглощения
валентных колебаний SiO4-rpynn. Шлаковые
частицы — это или существенно переплавлен-
ный материал, или остатки шлака, сохранив-
шиеся с момента излияния лавы.
С целью изучения изменений и восстанов-
ления структуры частиц, образующих лунную
пыль, при тепловой обработке регистрирова-
лись ИК-спектры образцов, прокаленных на
воздухе при 300, 500, 800, 1000° С и только в
атмосфере аргона при 1000° С. Полученные
спектры представлены на рис. 1, 3. Спектры
образцов пыли «Луны-16», прокаленные при
300, 500, 800° С на воздухе, не показывают из-
менений в области поглощения 8Ю4-группы. Об-
разцы приобретают красноватый оттенок, что
связано с окислением присутствующего в ма-
териале Fe2+ до Fe3+, что вызывает некоторое
изменение поглощения в области 500 см~\ где
проявляется колебание связи Fe — О. В спект-
ре образца, прокаленного на воздухе при
1000° С, появляется тонкая структура как в об-
ласти поглощения, характеристичной для ва-
лентных колебаний SiO^rpynn, свободных и
связанных (1200—900 ел*-1), так и в области
деформационных колебаний SiCh-rpynn и коле-
баний металл-кислородных полиэдров (ТОО-
ЛОО ел*-1). В спектре образца, прокаленного в
атмосфере аргона, изменения в спектрах ана-
логичны, но гораздо отчетливее. Кроме того, в
атмосфере аргона образцы не окисляются и в
спектре не появляются полосы Fe3+ — О. Спект-
ры образцов, подвергнутых тепловой обработке,
вновь не совпадают ни с одним пз спектров
земных базальтов. В спектрах прокаленных
образцов «Аноллоиа-11» и «Аполлона-12» из-
менения аналогичны, может быть, несколько
менее отчетливы. Спектры прокаленных образ-
цов напоминают спектр кусочка породы. Про-
каливание вызывает практически одинаковые
изменения в спектрах образцов, взятых из раз-
ных зон колонки.
Изменения, происходящие в спектрах об-
разцов при прокаливании, могут быть интер-
претированы как восстановление структуры ме-
тамиктных минералов — минералов, подвергну-
тых облучению, и как кристаллизация в про-
цессе тепловой обработки нераскристаллпзован-
ного «стеклянного» материала. В пользу перво-
го свидетельствует получепие ступенчатого (при
1000° С) эффекта при недлительном нагрева-
нии (1 час) и быстром охлаждении (30 мин).
Процессы кристаллизации, например, синтети-
ческих стекол гораздо длительнее. Однако из-
менение в ИК-спектрах является признаком
действия излучения на кристаллы, признаком,
может быть, обязательным, но отнюдь не до-
статочным. Полное доказательство требует со-
вокупного изучения свойств облученного кри-
сталла. Появление мпкроблочностп и дальней-
шее размельчение материала без внутренних
изменений не вносят изменений в инфракрас-
ный спектр, в частности, в области валентных
и деформационных колебаний SiCU-rpynn. И
вообще трудно представить, как можно разли-
чить микроблочность в кристаллах в результа-
те облучения и ударного воздействия.
С другой стороны, можно допустить воз-
можность кристаллизации стекла в реголите
при тепловой обработке. Земные базальты, за
исключением толеитового, ие показывают изме-
нения в спектрах при нагревании. Возможно,
что они полностью раскристаллпзованы в про-
цессах неоднократного нагревания и охлажде-
ния в природных условиях. В спектре океани-
ческого толеитового базальта после прокалива-
ния появляется тонкая структура (см. рис. 5).
Этот базальт, по петрологическим данным \ со-
стоящий на 90% из стекла (возраст 10 млп.
лет), изверженный в воду и быстро охлажден-
ный, больше не нагревался. Изменения в спек-
трах лунной пыли при нагревании несколько-
иного характера, но возможно, что и лунные
базальты после образования и затвердевания
морей также не подвергались общему нагреву
до 1000° С.
Исследование спектров шариков (см. рис. 6)т
полученных пропусканием порошка земного ба-
зальта через плазменную струю, было пред-
принято в связи с опытами по моделированию
процессов образования реголита. Исходным
материалом был габбро-диабаз из Карелин,
Спектры шариков размером больше 370 мкм но
отличаются от спектров исходного базальта.
Чем меньше шарики, тем большие изменения
в их спектрах наблюдаются. Для шариков с
одинаковым размером могут быть разные спек-
тры. По-видимому, в процессе размельчения и
расплавления порода может разделяться на ми-
неральные зерна. Спектры самых малень-
ких шариков (в этом эксперименте 45 мкм)
размытые, характерные для стекла. Крупные
шарики не успевают проплавляться, а лишь
1 Образцы любезно предоставлены Л. В. Дмитриевым
(ГЕОХИ АН СССР).
528
М, В. Ахманова, А. В. Карякин, Л. С. Тарасов
оплавляются, мелкие проплавляются целиком.
Исследование спектра порошка базальта, про-
пущенного через плазменную струю в таких ус-
ловиях, когда образуется небольшое число ша-
риков (близкое к образцам «Луны-16»), пока-
зывает, что спектр полученного вещества очень
близок к спектру исходного.
Основные выводы следующие.
1. Спектры образцов реголита «Луны-16»,
«Аполлона-11» и «Аполлона-12» в области 2—
25 мкм весьма подобны и характерны для ос-
новных изверженных пород базальтового типа.
2. Спектры образцов, прокаленных при тем-
Ли тература
1. Ахманова М. В., Михайленко И. Е. Применение
инфракрасной спектроскопии для исследования ра-
диоактивных твердых неорганических соединений.—
Докл. АН СССР, 1967, 177, 1120.
2. Динс Д., Винйард Д. Радиационные эффекты в
твердых телах. ИЛ, 1960.
3. Гинзбург А. И., Горжевская С. А., Ерофеева Е. А.,
Сидоренко Г. А. Геология месторождения редких
элементов. Вып. 10. Госгеолтехиздат. 1960.
4. Primak W. A. The metamikt state.— Phys. Rev., 1954,
95, 837.
5. Adams B. Optical evidence for regional cross-conta-
mination of Highland and Mare Soils.— Third Lunar
Sci. Conf., January 10—13, 1972, abstracts 1.
6. Phakey P. P. et al. Radiation damage in soils from
five lunar missions.— Third Lunar Sci. Conf., 1972,
January 10—13, Abstracts, 534.
7. Виноградов А. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической стан-
цией «Луна-16».— Природа, 1971, № 3, 8.
пературе, близкой к 1000° С, показывают та-
кие изменения, которые могут интерпретиро’
ваться как изменения в спектрах облученных
кристаллов. Особенно отчетливо это проявляет-
ся в образцах грунта «Луны-16».
3. Инфракрасные спектры не показывают
наличия воды или гидроксильных групп в об-
разцах реголита.
Авторы благодарны академику А. П. Вино-
градову, без содействия которого эта работа не
могла бы быть выполнена. Авторы признатель-
ны также А. В. Иванову и Ю. И. Стахееву за
постоянную помощь в работе.
8. Барсанов Г. П. О принципах систематики и клас-
сификации метамиктных титанониобатов.— Труды
Мин. музея АН СССР, 1959, вып. 10.
9. Ахманова М. В., Леонова Л. Л. Исследование ме-
тамиктного распада цирконов с помощью ИК-спек-
тров поглощения.— Геохимия, 1961, № 5.
10. Ахманова М. В., Леонова Л. Л. Исследование мета-
миктного распада силикатов методом ИК-спект-
ров.— Минералы СССР, 1963, вып. 14, 4.
И. Estep Р. A. et al. Infrared vibrational spectroscopic
studies of minerals from Apollo 11 and 12 Lunar
Samples.—Proc. Second Lunar Sci. Conf., 1971, 2
(preprint).
12. Estep P. A. et al. Infrared and Raman Spectroscopic
studies of structural variations in minerals from Apol-
lo 11, 12 and 14 Samples.—Third Lunar Sci. Conf.,
1972, January 10—13, Abstracts, 223.
13. Perry С. H. et al. Far infrared and Raman Spectro-
scopic investigations of lunar materials.— Third Lu-
nar Sci. Conf., 1972, January 10—13, Abstracts, 531.
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
Г. В. Спивак,
М. К. Антошин,
Н. П. Ильин,
Г. В. Сапарин
О КАТОДОЛЮМИНЕСЦЕНЦИИ
РЕГОЛИТА,
ДОСТАВЛЕННОГО
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Описываются наблюдения по локальной вариации
интенсивности и спектрального состава катодолюми-
несценции лунного реголита. Эти вариации вызывают-
ся структурными особенностями, родом, количеством
вещества и примесями. Вместе с тем катодолюмине-
сцентное излучение также связано с изменением тем-
пературы лунной поверхности. Периодическое «суточ-
ное» освещение и затемнение Луны вызывает появле-
ние градиента температуры, нормального к линиям
долготы.
Эти наблюдения над реголитом, выполненные на-
ми при помощи растрового электронного микроскопа,
имеющего приставку для вариации температуры, ими-
тируют указанные термические изменения катодо-
люминесцентных свойств лунного вещества.
Цветная катодолюминесценция вызывалась нами
пучком быстрых электронов в растровом электронном
микроскопе. Естественно, что в реальных условиях
катодолюминесценция и ее вариации определяются и
другими космическими факторами (солнечный ветер,
космические лучи, рентгеновское излучение, ультра-
фиолет и др.).
Однако температурный фактор независимо от при-
чины, вызывающей катодолюминесценцию, всегда бу-
дет действовать и модулировать спектральный состав.
К концу лунного «дня» собственное лунное катодолю-
минесцентное свечение перемещается (из-за прогре-
ва) в сторону более коротких длин волн.
Если Солнце станет «беспокойным», то тогда мощ-
ная флуктуация внешнего возбуждающего излучения
вызовет в реголите еще более яркую и разнообразную
цветную катодолюминесценцию.
Введение. Известно, что при бомбардировке
электронным пучком [1,2] в ряде объектов мож-
но вызвать собственное излучение — катодолю-
минесцентное (КЛ). Это излучение связано
с рождением в веществе пар — электронов и ды-
рок, с межзонными переходами возникших но-
сителей в твердом теле, в частности, с пополне-
нием зоны свободных электронов и их уходом из
34 Лунный грунт
валентной зоны. После возбуждения системы
зарядов твердого тела полученная извне энер-
гия может быть возвращена переходом в тепло
или излучение. В последнем случае может испу-
скаться спектр в широком диапазоне длин волн,
в том числе и в видимой области. Таким обра-
зом, катодолюминесцентное излучение, связан-
ное с рождением электрона и дыркп, завершаясь
их воссоединением (рекомбинацией), может яв-
ляться рекомбинационным излучением.
В данной работе КЛ вызывалась в растро-
вом электронном микроскопе (РЭМ) электрон-
ной бомбардировкой. КЛ сигнал служит видео-
сигналом и при помощи подходящего прием-
ного устройства используется для получения
изображения. Контрастность картины определя-
ется рядом факторов: структурными неоднород-
ностями, наличием тех или иных примесей, пх
плотностью, нелинейностью приемного устрой-
ства, шумами и др.
Локальное высвечивание при КЛ может
пе отвечать тому месту, которое соответствует
точке встречи электронного пучка с объектом.
Проникшие быстрые электроны, рождающие
пары, диффундируют, рассеиваются в объеме
тела. Такая диффузия отмечается и для воз-
никших пар — электронов и дырок. Рекомбина-
ция произойдет в местах, где имеются указан-
ные выше неоднородности, наличие которых
благоприятствует отдаче запасенной потенци-
альной энергии.
При достаточной плотности неоднороднос-
тей у таких природных материалов, как лунный
реголит, рудные образования на Земле, минера-
лы с большим количеством структурных нару-
шений и другие, мы имеем весьма благоприят-
ные условия для высокой локальности КЛ из-
лучения.
В отличие от известного способа определе-
ния состава (атомного номера) при помощи
микрорентгеновского анализа, КЛ реагирует
530
Г. В. Спивак, М. К. Антошин, Н. П. Ильин, Г. В. Сапарин
не только па химизм вещества, но и на его ма-
лые количества. Отметим, что возможность
фиксации малых количеств примеси, естествен-
но, обусловлена значительно большим выхо-
дом катодолюминесценции по сравнению с из-
лучением рентгена.
Вместе с тем микрорентгеновский анализ
дает возможность получения количественных
данных, а КЛ излучение используется как ка-
чественный фактор. По-видимому, целесообраз-
но применение обеих методик при исследова-
нии многокомпонентных объектов.
Лунный реголит, подвергавшийся длитель-
ное время легированию частицами солнечного
ветра, интенсивному воздействию квантов
высоких энергий, ударам мпкрометеоритов и
резким колебаниям температуры, как разъяс-
нено выше, представляет собой благоприятный
объект для КЛ экспериментов.
Эксперименты с лунным реголитом. Ожи-
даемой и типичной особенностью КЛ лунного
реголита должна быть периодичность интенсив-
ности и спектрального состава, связанная с ва-
риацией температуры, вызванной вращением
Луны. Известно, что характерной особенностью
КЛ является ее сильная зависимость от тем-
пературы [1, 2].
14 земных суток Лупа освещена Солнцем
и прогревается и затем столько же суток ох-
лаждается во время лунной «ночи». Например,
по данным [3], можно зафиксировать на ее по-
верхности вдоль шпроты Луны распределение
инфракрасной яркостной температуры от —50
до +120°. Можно полагать, что амплитуда техМ-
пературных колебаний может быть еще выше,
поэтому интересно воспроизвести, уже в лабо-
раторных условиях, влияние температуры на
КЛ свечение лунного реголпта. В естественных
условиях реголит бомбится космическими кор-
пускулами и квантами высокой энергии, а в
наших условиях — электронным пучком с энер-
гией до 20 Кэв. Таким образом, воспроизво-
дится одно пз возможных космических воздей-
ствий на лунное вещество.
Нами к прибору «Стереоскан» была скон-
струирована приставка [4], которая позволяла
наблюдать образны прп температурах от —196
до + 500° С и соответственно протекание ло-
кальных термических явлений в интересующем
пас интервале температур.
Реголит, доставленный «Луной-16», уже изу-
чался в отношении его морфологии [5] и бо-
лее подробно с помощью РЭМ [6]. В настоя-
щем сообщении мы обращаем внимание на
возможность наблюдения достаточно слабой КЛ
в виде картины распределения не с черно-
белым контрастом, а с цветным, т. е. так, как
это представлялось бы наблюдателю, находяще-
муся на Луне п имеющему в своем распоряже-
нии достаточно чувствительную спектральную
аппаратуру, могущую принимать, усиливать, вы-
делять и синтезировать сигнал КЛ.
Для получения цветных снимков реголита
нами был использован ряд устройств, базирую-
щихся на РЭМ: 1) приставка для подавления
шумов и выделения слабых видеосигналов [7].
приставка для поддержания температуры об-
разца в нужных пределах [4], устройство для
защиты образца от осаждения паров углеводо-
родов, ведущих к образованию загрязняющих
полимерных пленок на нем, устройство для
съема заряда [8], многоканальное устройство
для одновременного приема и передачи сколь
угодно большого количества видеосигналов от
мпкрогеометрип и цветности. Интересно, что
целесообразная комбинация всех этих устройств
обеспечивает наблюдение не только статиче-
ской картины КЛ, но п ее быстрый или перио-
дический временной ход.
Результаты, полученные памп, представлены
па четырех снимках (цветная табл. IX, 1—4).
Лунный реголит был исследован в РЭМ с по-
мощью КЛ метода прп различных температурах
объекта от низкой до высокой. Рис. 1 сделан
прп Т = 170° К, рпс. 2 — при 300° К и рпс. 3 —
при 500° К. Четвертый снимок приводится для
сравнения и получен при комнатной темпера-
туре уже не в КЛ, а в световом микроскопе.
Сравнение первых трех кадров дает воз-
можность визуально проследить некоторые
особенности излучения в различных участках
спектра, соответствующих трем моментам тем-
пературной динамики КЛ. На рис. 1 можно
наблюдать достаточно интенсивное и равно-
мерное свечение всей области объекта в синей
части спектра с резким высвечиванием на ча-
стицах, разбросанных по поверхности. Это хо-
рошо заметно в центральной части кадра. Не
менее интенсивно происходит свечение в крас-
ной и зеленой областях, однако в этом случае
не наблюдается какой-либо характерной изби-
рательности, связанной с морфологией. Прп
увеличении температуры (см. рис. 2 и 3) в сп-
пей области спектра падает плотность высве-
чивания и хорошо заметны только яркие пят-
на, источником которых являются поверхност-
ные зерна реголита. Заметно ослабевает интен-
сивность свечения в красной области спектра.
Таким образом, можно заключить, что в ин-
тегральном цветном катодолюминесцентпом
изображении с возрастанием температуры осла-
бевает излучение в красной области спектра.
Таблица IX
1. Катодолюминесценция реголита при температу-
ре 300° К, для всех фото табл. IX, увел. 50
2. Катодолюминесценция реголита при температу-
ре 170° К
3. Катодолюминесценция реголита при температу-
ре 500° К
4. Оптическое изображение при комнатной температуре
О катодолюминесценции реголита, доставленного автоматической станцией «Луна-16»
531
а доля синего свечения превалирует, хотя по
плотности высвечивания оно тоже падает. Сле-
дует заметить, что с ростом температуры ин-
тенсивность свечения отдельных частичек не
убывает. Сказанное, возможно, соответствует
тому, что частички реголита имеют разное фа-
зовое состояние. Можно отметить, что в отли-
чие от кристаллических у аморфных частиц
излучение слабо зависит от температуры.
Рис. 1 и 4 показывают поразительную разницу
в изображениях, полученных в КЛ и при осве-
щении обычным видимым светом.
Мы благодарим А. П. Виноградова за полез-
ные указания, содействие п большое внимание
к данной работе.
Литература
1. Thornton Р. R. Scanning Electron Microscopy. Ch. X,
Charpman and Hall. London, 1968.
2. Спивак Г. В., Сапарин Г. В., Быков М. В. Растровая
электронная микроскопия.— Успехи физических на-
ук, 1969, 99, № 4, 635. Soviet Physics Uspekhi, USA
TransL, 1970, 12, 756.
3. Бакулин П. IL, Кононович Э. В., Мороз В. II. Курс
общей астрономии, гл. X, § 132. Изд-во «Наука»,
1970.
4. Спивак Г. В., Антошин М. К. Наблюдение в раст-
ровом электронном микроскопе сегнетоэлектриче-
ских доменных структур, модулируемых фазовым
переходом.—Радиотехника п электроника, 1971,16,
1742.
5. Виноградов А. П. Предварительные данные о лунном
грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16».—Геохимия, 1971, № 3, 261.
6. Антошин М. К., Ильин Н. П., Спивак Г. В. Растро-
вая электронная микроскопия лунного реголита,
доставленного советской автоматической станцией
«Луна-16».— Геохимия, 1972, № 5, 661.
7. Спивак Г. В., Сапарин Г, В., Антошин М. К. и др.
Изучение катодолюминесценции антимонида галлия
в модуляционном РЭМ.— Физика и техника полу-
проводников, 1968, 2, 1791.
8. Спивак Г. В., Быков М. В., Сапарин Г. В., Андреен-
ко Ю. А. Наблюдение диэлектриков в РЭМ.— Радио-
техника и электроника, 1971, 16, 1530.
Московский государственный университет
им. М. В. Ломоносова
Ордена Лепина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
34*
Э. С. Горшков,
Е. Г. Гуськова,
В. И. Почтарев
МАГНИТНЫЕ СВОЙСТВА
ЛУННЫХ ОБРАЗЦОВ,
ДОСТАВЛЕННЫХ
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Приводятся результаты измерения удельной маг-
нитной восприимчивости реголита. Полученные данные
свидетельствуют о том, что образцы реголита из Моря
Спокойствия и Моря Изобилия подобны по порядку
величины удельной магнитной восприимчивости. По-
добным ее значением обладает и ряд каменных метео-
ритов подгруппы L.
При сравнении с искусственными аналогами мож-
но заключить, что объемное содержание ферромагнит-
ных минералов в образцах реголита 3—4%.
Па образцах реголита проводился комплекс иссле-
дования различных процессов намагничивания. Свое-
образие реголита проявляется в возможности магнит-
ного текстурирования, что свидетельствует о заметном
влиянии анизотропии формы ферромагнитных частиц.
Исследования, проведенные для различных видов на-
магниченности по методике сравнения характеристик
стабильности, показывают, что соотношения между ви-
дами намагниченности в реголите сохраняются теми
же, что для горных пород и каменных метеоритов.
При изучении магнитных свойств реголита обна-
ружено явление временного спада намагниченности:
постоянное значение намагниченности любого вида
устанавливается лишь через 5—6 мин после воздейст-
вия намагничивающего поля. Дальнейшее изучение
различных фракций реголита и искусственных анало-
гов позволит установить природу временного спада
намагниченности и степень применимости его при
объяснении структурных особенностей реголита.
Исследование магнитных свойств лунных
образцов может способствовать разрешению ря-
да задач, связанных с происхождением и исто-
рией Луны. В частности, исследование реголи-
та, доставленного автоматической станцией
«Луна-16», дает возможность оценить процент-
ное содержание ферромагнитной компоненты,
которым определяются основные магнитные
характеристики — удельная магнитная воспри-
имчивость х и поле насыщения Наряду с
этим целесообразно установление некоторых за-
кономерностей процессов намагничивания и
сопоставление пх с соответствующими законо-
мерностями, известными для горных пород и
каменных метеоритов. Следует иметь в виду, что
в структурном отношении реголит практически
не имеет земного аналога.
Для исследования магнитных свойств были
предоставлены 3 образца пробы пз породы в
целом (реголита) общим весом 533 мг в запе-
чатанных капсулах. Характеристика фракции
и вес каждого образца представлены в таблице.
Характеристика образцов
X» обр. Фракция, .ил» Вес, мг X, 103 сгс.г
3-2п —0,083 175,3 5,1
9-1с -0,083 188,1 4,9
3-5а +0,083-0,127 169,6 5,0
Удельная магнитная восприимчивость /
определялась в земном магнитном поле 0,48 эр-
стед. Измерения производились на высокочув-
ствительном астатическом магнитометре МА-21.
Как неоднократно отмечалось в печати, поро-
шок реголита обладает способностью к сильно-
му уплотнению [1—3]. В результате уплотнения
изменяется объем реголита и увеличивается
его связность, что позволяет изменять положе-
ние образца у прибора, как того требует мето-
дика измерений. Все данные по магнитной вос-
приимчивости относятся к максимальному
уплотнению реголита, т. е. плотность при рас-
четах удельной магнитной восприимчивости
принималась равной 1,8 г/см2. Средние значе-
ния х также представлены в таблице; погреш-
ность измерения х достигала 10%. Прп исследо-
вании магнитной восприимчивости лунной пы-
ли, доставленной «Аполлоном-11», для х были
Магнитные свойства лунных образцов, доставленных автоматической станцией «Луна-16»
533
получены значения (10—40) • 10-3 сгс/г [4] и
1,13 • 10“3 сгс!г [5] в поле ~ 1 эрстед.
Полученные результаты свидетельствуют о
том, что образцы реголита из Моря Спокой-
ствия и Моря Изобилия подобны по порядку
величны х, а следовательно, в какой-то степени
и по содержанию ферромагнетика.
Для оценки возможного содержания ферро-
магнитных минералов в образцах реголита бы-
ла предпринята попытка количественного вос-
произведения (моделирования) зависимости
удельной магнитной восприимчивости х от со-
держания ферромагнетика. Данные химическо-
го и минералогического анализов свидетель-
ствуют о наличии в лунных образцах самород-
ного (Fe) и никелистого железа (FeNi, кама-
сит) [1, 5], поэтому аналоги изготавливались
пз смеси порошка никелистого железа с содер-
жанием Fe —93,32%, Ni —5,94% (железный
метеорит Сихотэ-Алинь [6]) или электролити-
ческого железа чистоты 99,99% Fe и кварцево-
го песка. Магнитные свойства вещества в силь-
ной степени зависят от размеров ферромагнит-
ных зерен, поэтому при изготовлении эталонов
применялись порошки, в которых 70—80% зе-
рен имели размеры 120 мкм и менее, как и у
исследованных образцов реголита (см. таблицу).
Плотность аналогов в среднем также 2 г/см3.
На рис. 1 представлена экспериментально
полученная зависимость удельной магнитной
восприимчивости х от объемного содержания
ферромагнетика (Fe или FeNi). На основании
этой зависимости можно предположить, что
значение х реголита может соответствовать
—А объемн. % ферромагнетика. Отметим, что
подобные значения удельной магнитной воспри-
имчивости имеют целый ряд каменных метео-
ритов подгруппы L с таким же объемным со-
держанием никелистого железа [7], что также
отражено на рпс. 1,по в этом случае измерению
подвергались нанарушепные образцы каменных
метеоритов, а не порошковые пробы. Для само-
родного железа аналогов в прпроде нет.
Помимо количественного совпадения значе-
ний х, о возможном соотношении аналогов и
исследуемых образцов можно судить и по кри-
вой остаточного намагничивания 1Г в постоян-
ном магнитном ноле Н. На рис. 2 представлена
кривая 1Г = Ir(H) до II = 100 э для образцов
и трех аналогов, близких по значению х- Как
можно видеть, кривые 7Г=Л(Я) для образцов
располагаются между подобными кривыми для
аналогов III и IV, содержащих 3,7 и 2,9 объемн.
% никелистого железа; кривая Ir = Ir(H) для
аналога Fe-10 (3,7% Fe) идет значительно
выше. Ход кривых подтверждает предположе-
ние о возможном содержании ферромагнетика
в образцах реголита в количестве 3—4 объемн. %.
Достаточно обоснованные заключения о со-
держании ферромагнетика можно сделать при
изучении намагниченности насыщения иссле-
дуемых образцов. На рпс. 3 представлена за-
висимость остаточной намагниченности 1Г от
намагничивающего поля для образцов и двух
аналогов с близкими значениями удельной маг-
нитной восприимчивости х- Следует отметить,
что кривые 1т = 1т{Н) для обр. 9-1с и 3-2п
совпадают, в то время как для обр. 3-5а оста-
точная намагниченность насыщения имеет
меньшее значение (300 • 10_; и 230 • 10“: сгс •
• см~3, соответственно), при этом насыщение
достигается в одинаковом поле Hs порядка
3000 эрстед. Возможно, различие в величине I 3
Р ис. 1. Зависимость удельной магнитной восприимчивости
от объемного содержания ферромагнетика
1 — FeNi; 2 — Fe; .3 — каменные метеориты (7 - - LuncKuarden,
2f з — Саратов); / — Me. Kinney; 5 — Pinto Mountains G—
Dalgety Downs
может быть связано с большим размером ферро-
магнитных частиц в обр. 3-5а по сравнению с
остальными (см. таблицу), так как известно,
что коэрцитивная сила, а следовательно, и оста-
точная намагниченность возрастают особенно
заметно для ферромагнитных частиц с разме-
рами менее 80—100 мкм. Тот факт, что кривые
Ir = Ir(H) для образцов располагаются между
кривыми для аналогов Fe-7 (2,5 объемн. % Fe
и III (3,7 объемн. % FeNi), очевидно, также сви-
детельствует о возможном содержании ферро-
магнетика в образцах реголита до 3 — 4 объ-
емн. %.
534
Э. С. Горшков, Е. Г. Гуськова, В, И. Почтарев
Полученная Н = 100 эрстед намагничен-
ность размагничивалась в переменном магнит-
ном поле Н с убывающей до нуля амплитудой,
чтобы методом сравнения характеристик ста-
бильности определить соотношение 1Г аналогов
и образцов реголпта. Из рпс. 4 видно, что 1Т
образцов полностью размагничивается лишь в
Р и с. 2. Начальные участки кривых остаточного намагничи-
вания I,. для образцов и аналогов
1 — образцы; 2 — аналоги (расшифровка номеров в тексте)
Р и с. 3. Зависимость остаточной намагниченности от намаг-
ничивающего поля для образцов и аналогов
1 — образцы; 2 — аналоги
Р и с. 4. Кривые размагничивания остаточной намагничен-
ности 1Г переменным магнитным полем
1 — образцы, 2 — аналоги
Й = 120—150 эрстед (а не в 100 эрстед, в кото-
ром была создана) и гораздо стабильнее, чем
аналогов: в поле Й = 50 эрстед размагничива-
ется 90% 1т аналогов и только 40% Л образцов.
Подобная зависимость свидетельствует, по-вп-
димому, о том, что аналоги (механическая
смесь никелистого пли самородного железа и
кварцевого песка) не полностью отражают про-
цессы намагничивания, происходящие в образ-
цах, несмотря па количественное совпадение
значений уделыюй магнитной восприимчиво-
сти /. Вполне возможно, что наблюдаемое в дан-
ном случае различие в поведении образцов и
аналогов связано с неадекватным представ-
лением в аналогах силикатной составляющей,
которая в реголите обогащена железом.
Своеобразие реголита при исследовании
процессов намагничивания проявляется в воз-
Магнитные свойства лунных образцов, доставленных автоматической станцией «Луна-16»
535
можпости магнитного текстурирования. Меха-
ническое уплотнение образцов реголита в маг-
нитном поле в течение некоторого времени при-
водит к возрастанию величины и стабильности
получающейся остаточной намагниченности,
обозначенной нами 7rw. Для обр. 9-1с подоб-
ное текстурирование в поле 100 эрстед в тече-
ние первой минуты увеличивает намагничен-
ность в 1,4 раза (рис. 5, а), дальнейшее увели-
чение времени текстурирования слабее влияет
па рост намагниченности, так что после 5 мин
достигается состояние, близкое к насыщению в
данном поле. Стабильность намагниченности
Irm возрастает по сравнению с нормальной на-
магниченностью 7Г, полученной в поле
100 эрстед (см. рпс. 5, б). На обр. 9-1с создава-
лась циклическая намагниченность — постоян-
ное магнитное поле 100 эрстед накладывалось
стп Irz после 29 циклов также увеличивается
по сравнению с 1Т и приближается к стабиль-
ности намагниченности Irm. Интересно, что на-
магниченность Ir, созданная в поле 130 эрстед,
совпадает и по величине и по стабильности с
циклической намагниченностью ITZ после 29
циклов и намагниченностью 7ГШ. полученной в
поле 100 эрстед в течение 5 мин. Проявление
магнитного текстурирования в образцах рего-
лита свидетельствует о заметном влиянии ани-
зотропии формы ферромагнитных частиц и о
том, что процесс намагничивания реголита
(прп любом способе намагничивания) обяза-
тельно сопровождается текстурпрованпем; прп
этом можно установить эквивалентные соотно-
шения между магнитным полем Н, временем
намагничивания, числом циклов и т. д.
Как известно, среди различных видов на-
7 9 17 25 33 ЦиНлЬ/
Рис. 5. Характеристики намагниченности
а — возрастание намагниченности Irm в зависимости от вре-
мени текстурирования; б — сравнение кривых размагничива-
ния в переменном магнитном поле для намагниченностей Ir
Irz I rm', в — возрастание циклической намагниченности с чис-
лом циклов
Р и с. G. Кривые размагничивания в переменном магнитном
поле (а) и коэрцитивные спектры (б) различных видов намаг-
ниченности для обр. 9-1с
последовательно в течение нескольких циклов;
для обр. 9-1с насыщение циклической намагни-
ченности наблюдается после 29 циклов, для
аналога III (3,7 объемн. % FeNi) — после
39 циклов (см. рпс. 5, в), причем предельные
значения намагниченности ITm и Irz после
29 циклов в данном поле практически одинако-
вы (5,3-10“3 и 50 • 10“3 сгс-см~\ соответствен-
но) . Стабильность циклической памагнлченно-
магнпченности наиболее стабильны термооста-
точная намагниченность, возникающая при
охлаждении от температуры Кюри в магнитном
поле, п идеальная, которая создается в постоян-
ном магнитном поле в присутствии перемен-
ного. Поскольку нагрев исследуемых образцов
реголита не предполагался, на обр. 9-1с созда-
валась идеальная намагниченность Ira, по ве-
личине равная нормальной намагниченности
536
Э. С. Горшков, Е. Г. Гуськова, В. И. Почтарев
мин
Рис. 7. Временной спад остаточной намагниченности 1Г в аб-
солютных (а) и относительных (б) единицах для проб 3-2п (1),
3-5а (2), 9-1с (3) и при различной степени уплотнения (в)
4 — неуплотненный образец реголита; 5 — время уплотнения
t = 1 мин-, 6 — время уплотнения t = 2мии; 7 — время уплот-
нения / = 5 .инн. Числа у кривых — величина намагничи-
нающего поля (в эрстед)
1Т в поле 100 эрстед (это значение 1та получа-
ется в постоянном: магнитном поле 6,2 эрстед
и переменном 400 эрстед). Размагничивание в
Я показывает, что стабильность возрастает по
Магнитные свойства лунных образцов, доставленных автоматической станцией «Луна-16»
537
сравнению как с 1Г, так и с Zr?n (рпс. 6, а). Об
этом же свидетельствуют и коэрцитивные
спектры различных видов намагниченности —
нормальной Ir, Irm, полученной при механи-
ческом уплотнении в поле, и идеальной Ira
(см. рпс. 6, б): прп переходе от 1Г к 1га в обра-
зование намагниченности вовлекаются более
высококоэрцитпвные частицы, увеличивающие
стабильность намагниченности (вероятно, более
мелкие частицы, не участвующие в процессе
текстурирования благодаря своей изометри-
ческой форме). Это показывает, что соотноше-
ния между различными видами намагниченно-
сти в реголите сохраняются теми же, что и для
горных пород и каменных метеоритов [8].
При изучении магнитных свойств реголпта
обнаружено явление временного спада намаг-
ниченности: постоянное значение намагничен-
ности любого вида устанавливается лишь через
5—6 мин после воздействия намагничивающего
поля, поэтому прп измерениях учитывалось вре-
мя, прошедшее с момента выключения поля.
На рпс. 7 представлен временной спад нор-
мальной намагниченности для образцов и ана-
логов в абсолютных (рпс. 7, а) и относительных
(см. рпс. 7, б) единицах; числа у кривых озна-
чают величину намагничивающего поля. Как
видно, абсолютное значение временного спада
почти не зависит от величины приложенного
поля (кривые для каждого образца пли анало-
га идут параллельно), ио для обр. 9-1с и 3-2п
намечается тенденция к уменьшению относи-
тельной величины этого эффекта с увеличе-
нием от 50 до 100 э. Временной спад наблюда-
ется в широком интервале полей (вплоть до
полей насыщения Н = 3000 эрстед); величина
временного спада намагниченности в полях
свыше 200 эрстед составляет в среднем 5—10%.
Наблюдаемое явление временного спада
намагниченности пе сводится к релаксацион-
ным процессами типа временного спада вязкой
Литература
1. Виноградов Л. II. Предварительные данные о луи-
пом грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16».- Геохимия, 1971, № 3. 261-274.
2. Иванов А. В., Стахеев Ю. 11., Тарасов Л. С. Реголит из
Моря Изобилия.-Наука и жизнь, 1971, № 1,60-4)4.
3. Леду веский В. С., Экономов А. П. Теплая «шуба»
Луны.—Природа, 1971, № 3, 73—74.
4. Preliminary examination of lunar sample from Apol-
lo 11.- Science, 1989, 165, 1211—1227.
Ленинградское отделение Института земного магнетизма,
ионосферы и распространения радиоволн АН СССР, Ленин-
град
намагниченности в горных породах, поскольку
различная по времени выдержка в одном и том
же поле 75 эрстед (от 1 до 30 мин) не изменя-
ет абсолютного значения полученной намагни-
ченности. Можно предположить, что явление
временного спада определяется порошкообраз-
ной структурой образцов; это предположение до
некоторой степени подтверждается тем фактом,
что временной спад не наблюдается у искус-
ственных образцов, представляющих смесь ни-
келистого железа с пластилином. В то же вре-
мя различная степень уплотнения также имеет
значение: на рис. 7, в даны кривые времен-
ного спада для нормальной намагниченности
неуплотненного обр. 9-1с и намагниченности
Л™, полученной в поле 100 эрстед при
различном времени текстурирования (1, 2 и
5 мин). По-впдпмому, можно говорить о неко-
торой тенденции к уменьшению временного
спада, своего рода стабилизации намагничен-
ности с возрастанием степени уплотнения об-
разца. Отметим, что явление временного спада
не наблюдается на искусственных образцах,
состоящих только из ферромагнитной компо-
ненты (100% никелистого или самородного же-
леза), т. е. оно присуще лишь многокомпонен’
тным порошковым смесям, одна из которых си-
ликатная. Ссылок на подобное явление в лите-
ратуре нами не обнаружено, что, очевидно,
объясняется тем, что магнитные свойства, как
правило, изучаются на сцементированных или
спрессованных порошках ферромагнетика, а не
в свободном состоянии. Дальнейшее изучение
реголпта и аналогов позволит установить при-
роду временного спада намагниченности и при-
менимость его при объяснении структурных
особенностей реголпта. Прп определенной ме-
тодике отбора реголита можно будет изучать и
естественную остаточную намагниченность, а
следовательпо, и определить время и характер
действия поля, намагнитившего лунные породы.
5. Strcngiray D. IF.. Larson Е. Е.. Pearce G. IF. Magne-
tic pioperliv^ of lunar samples.— Science, 1970. t6Z
691—6)93.
ti. Дьяконова J/. II. Химический состав Спхотэ-Алин-
сксго метеорита.— В кн. «Сихотэ-Алинекий желез-
ный метеоритный дождь». Изд-во АН СССР. 1963,
345—351.
7. Гуськова Е. Г. Природа естественной остаточной на-
магниченности метеоритов.— Метеоритика. 1»65. 26.
60—65.
8. Горшков Э. С., Гуськова Е. Г.. Почтарев В. II. Срав-
нительный анализ магнитных свойств лунных по-
род и метеоритов.— Космические исследования (в
печати).
Р. И. Минц,
Т. М. Петухова,
А. В. Иванов
МЕТАЛЛОГРАФИЧЕСКОЕ
ИССЛЕДОВАНИЕ
МЕТАЛЛИЧЕСКОГО
ФРАГМЕНТА
ЛУННОГО ГРУНТА
Прецизионное исследование металлического фраг-
мента лунного вещества, доставленного советской ав-
томатической станцией <<Луна-16», позволило выделить
три характерных температурных интервала с различ-
ной кинетикой распада твердого раствора.
В структуре металла, представляющего собой же-
.лезо-никелъ-кобалътовый сплав, обнаружены:
а) Ь-фаза и а-феррит диффузионного, сдвигового
происхождения в зернограничной и игольчатой фор-
мах;
б) мартенсит изотермического и атермического ха-
рактера, игольчатый, пластинчатый, массивный и ден-
дритный.
Многообразие форм структурных составляющих
связано с влиянием на их формирование упругих ис-
кажений и различных механизмов деформационно-
релаксационных процессов, что обеспечило соответст-
венно характер распада твердого раствора и кинетику
превращения в объемах, соизмеримых с субзерном.
До недавнего времени единственным твер-
дым телом внеземного происхождения, которое
могло изучать человечество, были метеориты,
падающие па Землю. В ряде фундаментальных
исследований показано, что метеориты как
одна пз форм существования вещества в па-
шей Солнечной системе в значительной мере
сохраняют в своем составе и структуре данные
о ранних стадиях развития планетной системы.
Однако внеземная предыстория метеоритного
тела осложняется влиянием динамического кон-
такта с атмосферой. Кроме того, только некото-
рые тела могут выдержать условия (высокие
давления, температуру) прохождения через
атмосферу. Выше изложенное позволяет пред-
полагать, что образцы, попадающие па Землю в
виде метеоритов, вероятно, пе могут представ-
лять все виды, типы, структурные состояния
твердых тел, встречающихся в межпланетном
пространстве. В связи с этим изучение фазово-
го и структурного состава отдельных фраг-
ментов лунного грунта открывает большие
возможности в раскрытии внеземной предыс-
тории и специфики воздействия космической
среды на структуру и свойства твердых тел.
Исследование проводилось иа металличес-
кой частице М104 пз фракции +0,20
— 0,45 мм зоны А колонки реголпта, доставлен-
ного автоматической станцией «Луна-16», ме-
тодом оптической микроскопии (см. рис. 1—7).
Для определения химического состава исполь-
зовался электронный микроанализатор тппа
JXA-5M. Рентгеноструктурный анализ прове-
ден с помощью ионизационного аппарата
УРС-55 в дебаевской камере с применением
FeKa.fj-излучения по стандартной методике.
Микротвердость определялась на приборе
ПМТ-3.
Металлическая частица неправильной фор-
мы, напоминающая «королек», представлена на
рпс. 1. Прп визуальном осмотре ее поверхности
обнаружены следы термического и механичес-
кого воздействия в виде оплавленных участков
и значительного количества питингов, кратеров,
разнообразных по форме, глубине и расположе-
нию. После травления или прп удалении поли-
ровкой поверхностного слоя появляется харак-
терный металлический блеск.
Химический анализ показал, что исследу-
емый объект представляет собой сплав, состоя-
щий из следующих основных элементов: Fe —
— Ni — Со (Ni = 4,8—5,5%; Со = 0,5; Fe-
ост.).
Рентгеиоструктурный анализ выявил мелко-
зернистую (размер зерен от 1,5—2 до 20—
30 мкм) структуру. На рентгенограммах, кроме
линий, относящихся к cz-фазе (камаспту), наб-
людаются отдельные пятна, несколько смещен-
ные относительно основных линий, что пе иск-
лючает наличия 6-феррита, незначительно отли-
чающегося по параметрам решетки от а-фазы.
Результаты замеров микротвердости представ-
лены в таблице.
Металлографическое исследование металлического фрагмента лунного грунта
539
Разброс значении мпкротвердостп, вероятно,
обусловлен разпозерппстостыо, а также хими-
ческой и структурной неоднородностью образца.
Полученные величины твердости характерны
для легированного твердого раствора (тппа фер-
рит), подвергавшегося деформационному воз-
действию.
На рпс. 2, а показаны мпкрообъемы, в кото-
рых видны следы деформации в впде линии
скольжения и механических двоппиков. Меха-
нические двойники узкими полосками пересека-
ют отдельные зерна и располагаются ближе к
краю образца. В центре исследуемого шлифа
они исчез?ют, остаются только линии деформа-
ции, переходящие в полосы скольжения.
Деформационное воздействие может быть
как результатом фазовых переходов (фазовый
наклеп), так и следствием релаксацпоипо-рекрп-
Микротвердость металлической частицы
состава данная фаза не образуется. Наличие в
исследуемой частице структуры, подобной е-фа-
зе, может рассматриваться как результат им-
пульсного динамического воздействия, обеспе-
чившего переход а-модпфпкаппп в более плот-
ную гексагональную упаковку в условиях стаби-
лизированного твердого раствора.
Химический состав исследуемого объекта,
наличие 6-феррита указывают на возможность
прп соответствующих условиях внешней среды
6 -> у-превращепия. Последующие продукты
распада у-твердого раствора (тэнита) могут
представлять собой а-модпфпкацпю (камаспт),
форма которой зависит от кинетики и темпера-
турных условий превращения. Внесение дефек-
тов за счет деформационного, термического и
радиационного воздействия может обусловли-
вать замену диффузионного превращения
Величина
нагрузки, г
Значение микротвердости, кГ!мм2
5 257 257 189 189 — — — — — — —
10 229 229 229 185 229 229 229 229 185 229 185
20 189 220 189 258 — 258 — — — — —
50 257 257 — _ — _ — — — — —
Граничные значения 189-229—257 кГ/мм*
сталлпзацпонпых процессов. Большую роль при
этом играет термоцпклпрование. Данные виды
деформации могут приводить к стабилизации
твердого раствора и прохождению деформации
по различным плоскостям, что проявляется в
впде пересекающихся линий скольжения (см.
рпс. 2, б). Не исключено и то, что с той стороны
образца, где видны механические двойники, про-
изошел отрыв частицы в результате удара. Ме-
таллографический характер структуры деформа-
ции указывает па то, что распределение напря-
жений, вызываемое динамическими нагрузками,
отличается локальностью и сильной неравно-
мерностью. Напряжения и деформации возника-
ют в отдельных микрообъемах совершенно неза-
висимо от того, что происходит в любом другом
участке. Металл прп данном впде нагружений
проявляет такие свойства, которые прп обыч-
ном нагружении не имеют места. Представле-
ние о стабильности твердого раствора, способ-
ности металла к пластической деформации и
разрушению в данных условиях изменяются
[1, 2]. На это указывает обнаруженная в струк-
туре металлического фрагмента £-фаза (рпс. 3).
В обычных условиях в сплавах исследуемого
сдвиговым, при котором пз ^-твердого раствора
образуется а-раствор той же концентрации.
На рпс. 4 показана структура, состоящая пз
зерен однородных 6- и a-твердых растворов, от-
личающихся цветовыми оттенками. В отдельных
зернах наблюдаются игольчатые выделения ос-
фазы (камаспта), промежутки между которы-
ми заполнены а-фазоп, не имеющей игольчатой
формы. Тонкие пластинки камаспта либо груп-
пируются в колонии, либо располагаются под
углом 30—60° относительно друг друга. Встреча-
ются зерна, как бы заштрихованные иголками
камаспта. Вероятно, превращение развивалось
в такой последовательности. В первую очередь
выделялся зернограпичный феррит, затем по-
являлись иглы видманштеттенового феррита,
характеризующиеся сдвиговым механизмом
превращения. Промежутки между ними запол-
нялись продуктами нормального диффузионно-
го превращения. Характерное различие струк-
туры даже в одном зерне является основанием
для предположения о существовании двух ме-
ханизмов превращения: нормального и сдвиго-
вого, конкурирующих друг с другом.
540
Р. И • Минц, Т. М. Петухова, А. В. Иванов
Металлографическое исследование мелпаллическога фрагмента лунного грунта
541
Р и с. 1. Внешний вид частицы
Р и с. 2. Механические двойники и линии скольжения
а - двойники деформации; б — линии деформации
Р и с. 3. Выделении плотноунакованной модификации
Р и с. 4. Различная форма выделения а-фазы
Р и с. 5. Типы мартенсита
а - массивный; б — игольчатый; в — пластинчатый; г — ден-
дритный
Р и с. 6. Мартенситный рельеф
Р и с. 7. Расслоение твердого раствора
Особенностью металлографической струк-
туры металлической частицы лунного грунта
является наличие многообразных форм струк-
туры мартенсита. Обнаружен мартенсит мас-
сивный (рис. 5, а), игольчатый — в впде * ферм-
молний» (см. рис. 5, б), пластинчатый — в виде
параллельных и пересекающихся пластин (см.
рпс. 5, в), дендритный (см. рпс. 5, г). На
рис. 5, а можно наблюдать изотермический и
атермический мартенсит с тонкой средней ли-
нией-мпдрибом, являющейся свидетельством
спонтанного образования кристаллов. Много-
образие форм мартенсита указывает на то, что
в процессе формирования металлического
фрагмента изменялась кинетика фазовых
превращений. В ряде работ показано, что
со сменой кинетики меняется морфология
структурных форм превращений [3, 4]. Для
мартенсита характерны две кинетики: изо-
термическая и атермическая. Для изотермиче-
ского процесса имеется зависимость скорости
превращения от температуры, а температурного
интервала — от скорости охлаждения. В случае
атермического превращения положение мартен-
ситной точки не зависит от скорости охлажде-
ния, а количество мартенсита определяется
только температурой.
Особенность среды и внешних воздействий:
с одной стороны, быстротекущие реакции, сти-
мулируемые ударным нагружением, а с другой
стороны, возможность медленного охлаждения
со скоростями порядка 1 —10° в миллион лет
[5], позволяют предполагать реализацию про-
цессов перемещения атомов по следующим трем
механизмам [4]: а) бездиффузионное коопера-
тивное перемещение; б) бездиффузионное не-
кооперативное перемещение; в) диффузия.
Степень развития механизма бездиффузиоп-
ного кооперативного перемещения атомов зави-
сит от различия в решетках двух фаз, участву-
ющих в превращении. Для образования зароды-
ша, если различие между решетками большое,
требуются высокая энергия активации и значи-
тельное переохлаждение. Но в связи с тем, что
перемещение атомов может происходить коопе-
ративно, что между новой и старой фазой сохра-
няется кристаллографическая связь, создается
исключительно высокая скорость роста образо-
вавшихся зародышей. На поверхности образу-
ются искажения в впде рельефа, а в тонкой
структуре — двойники, дефекты упаковки, дис-
локации. Такая структура представляет собой
мартенсит (рис. 6), так как наличие или отсут-
ствие дефектов решетки в кристалле может
служить критерием мартенситной структуры.
Механизм бездиффузпонного некооператив-
542
Р. И. Минц, Т. М. Петухова, А. В. Иванов
пого перемещения характерен для высоких тем-
ператур. В случае высокой температуры вероят-
ность образования зародышей высока, а вели-
чина необходимого переохлаждения незначи-
тельна. Но поскольку перемещение атомов не
является кооперативным, то энергия активации
роста не должна быть такой низкой, как для
мартенситного превращения. Кроме того, вслед-
ствие незначительности переохлаждения движу-
щая сила превращения исчезает сразу вслед за
повышением температуры за счет выделяющей-
ся во время превращения теплоты, и скорость
роста не является такой высокой, как прп мар-
тенситном превращении. Поскольку в этом слу-
чае пет необходимости в диффузии атомов,
скорость превращения гораздо выше, чем в слу-
чае образования продуктов фазового распада.
Следствием этого механизма является образова-
ние массивной структуры (см. рпс. 5, а).
Диффузионный механизм играет главную
роль при образовании продуктов фазового рас-
пада — феррита (камаспта). Развитие диффузи-
онных процессов проявляется в наличии фер-
ритной матрицы, б-феррита, выделении а-фазы
по границам зерен и явлениях расслоения одно-
родного сс-твердого раствора (рпс. 7). Последнее
обусловлено тем, что энергия активации
диффузии никеля в железе как в 7-, так и в сс-
состоянип очень высока, порядка 70 000 кал!
1молъ, и прп распаде твердого раствора иа
равновесные составляющие выравнивание кон-
центраций должно занимать длительное время.
В то же время у Fe — Ni сплавов, начиная с
4,9% Ni, при продолжительном отпуске в кри-
тической области (600—700° С) наблюдается
расслоение, проявляющееся в распаде одно-
родного a-твердого раствора.
По-видимому, нет четкой границы между
тремя перечисленными механизмами, которые
поочередно накладываются друг иа друга или
действуют одновременно, конкурируя па от-
дельны?: этапах превращения. Проведенное ис-
следование свидетельствует о том, что, несмо-
тря иа ограниченные размеры объекта, в нем
Литература
1. Минц Р. И. Проблема прочности и принцип выбора
металлических сплавов в условиях мпкроударпэго
нагружения. М.. 1964.
2. Райнхарт Д., Пирсон Д. Поведение металлов при
импульсных нагрузках. ПЛ, 1958.
Уральский политехнический институт им. С. М. Кирова.
Свердловск
Институт космических исследований АН СССР,
Москва
во всем многообразии представлены продук-
ты как диффузионных, так и бездпффузпонных
превращении. Вероятно, многократные нагре-
вы, повторные деформационные и радиацион-
ные воздействия, постоянное термоциклпрова-
нпе обеспечили термический и деформационный
распад твердого раствора, создавая фазовую и
структурную метастабпльность.
Выводы. 1. Особенности фазового состава и
структуры исследуемого объекта определяются
характером кинетики превращения — распадом
твердого раствора в условиях сверхвысокого
вакуума, радиационной обстановки и деформа-
ционных воздействий.
2. Различная кинетика распада и специфи-
ческий фазовый состав твердого раствора (6 ->
—у -> а) железо-нпкель-кобальтового сплава
обеспечили получение структур: а) феррита
(камаспта) диффузионного и сдвигового проис-
хождения в зернограппчной и игольчатой фор-
мах; б) мартенсита массивного, а также в виде
«ферм-молний», впдмапштетта п дендритов.
Обнаружен термический и атермический мар-
тенсит.
3. Липпи скольжения п двойники деформа-
ции свидетельствуют о возможности протека-
ния деформационного механизма распада твер-
дого раствора. На это же указывает ячеистая
структура матрицы и присутствие плотноупако-
ванпой фазы, являющейся результатом импульс-
ного динамического воздействия, обеспечиваю-
щего переход а-модпфпкацпп в более плот-
ную гексагональную упаковку.
4. Многообразие структурных составляющих
связано с влиянием на пх формирование упру-
гих искажений и различных механизмов релак-
сзцпоппо-рекрпсталлизацпонных процессов,
обусловленных деформацией, протеканием пря-
мых и обратных превращении.
5. Специфика среды и особенность химиче-
ского состава обеспечивают сосуществование в
пределах, соизмеримых с субзерном, различных
механизмов распада твердого раствора (диффу-
зионного — бездпффузионного, термического —
атермического).
3. Георгиева II. Я., Максимова О. П. ФММ, 1972, 32, 2Г
364.
4. Нишияма Д. Нпхонкиндзоку гаккай кайхо, 1969, 8.
№ 5, 328.
5. Axon II. Metallurgy of meteorites, 1968, 13, № 4.
215.
Р. И. Минц, ЗКЗОЭЛЕКТРОННАЯ
В. И. Алимов, ЭМИССИЯ
В. П. Мелехин, ЧАСТИЦ
И. И. Мильман, ЛУННОГО
В. И. Крюк, ГРУНТА
Л. Л. Кунин,
Л. С. Тарасов
На специально сконструированной установке с
помощью вторично-электронного умножителя изуча-
лась термостимулированная экзоэлектронная эмиссия
отдельных частиц лунного грунта, доставленного со-
ветской автоматической станцией «Луна-16». В изо-
хронном и изотермическом режимах термостимуляции
зарегистрирована «природная» экзоэмиссия с фрагмен-
тов шлака, стекла, анортозита и металлической части-
цы. Т емпература начала эмиссии зависит от типа
фрагмента реголита. Для первых трех частиц изотер-
мический спад эмиссии описывается кинетическими
уравнениями первого порядка. Для фрагмента анорто-
зита экзоэмиссия при постоянной температуре харак-
теризуется. симметричной кривой с максимумом.
Полученные данные свидетельствуют о наличии у
исследованных фрагментов реголита, прежде всего у
анортозита, активных поверхностных центров, природа
которых может быть обусловлена предысторией частиц.
Изучение экзоэлектронпой эмиссии отдель-
ных частиц пород и минералов, входящих в сос-
тав лунного реголпта, представляет особый ин-
терес.
Ранее [1] с помощью счетчика Гейгера —
Мюллера были получены данные по экзоэлек-
тронной эмиссии лунных пород, доставленных
«Аполлоном-12». Результаты экспериментов
позволили авторам работы [1] сделать вывод о
взаимосвязи параметров экзоэлектронпой эмис-
сии с энергией, акуумулпрованной на «природ-
ных» дефектах лунных материалов. Однако про-
веденные исследования химического и минера-
логического состава, а также электрофизических
свойств образцов лунного грунта, доставленно-
го «Аполлоном-! 1» и «Аполлоном-12», показали,
что наиболее интересные результаты получены
не по массивным образцам, как можно было
ожидать, а по мелким фракциям реголпта [2].
Это объясняется тем, что «лунная пыль», в от-
лпчпе от массивных образцов, содержит много-
численные фрагменты, происхождение и эвэ-
люцпя которых различны: частицы метеоритов.,
образцы пород, находившихся под поверхностью
Луны, и пород, значительно изменивших: свою
структуру под действием различных внешних
факторов. По-впдпмому, именно частицы рего-
лпта ответственны за необычные свойства лун-
ного грунта (повышенная склонность к элек-
тризации, аномальная сцепляемость, низкая
теплопроводность и др.). Малый размер этих
частиц требует разработки специальной мето-
дики пх изучения.
Для регистрации экзоэлектронпой эмиссии с
объектов размером менее 0,2 мм нами была
сконструирована и изготовлена специальная
экспериментальная установка (рпс. 1).
Внутри рабочей камеры (7) в молибденовых
иглах диаметром острия менее 1 мкм закреплен
исследуемый образец (2) лунного грунта. В ка-
честве детектора экзоэлектронов использовался
вторично-электронный умножитель (5), обла-
дающий малым собственным фоном (0,1 эл/сек)
Рис. 1. Схема установки для изучения экзоэлектронпой эмис-
сии частиц реголита
544 Р. И. Минц, В. И. Алимов, В. П. Мелехин, И. И. Милъман, В. И. Крюк, Л. Л. Кунин, Л. С. Тарасоз
и большой чувствительностью (10-20 а), он
размещался над образцом внутри съемной сталь-
ной колонны.
Питание ВЭУ осуществляется стабилизи-
рованным напряжением от отдельного высоко-
вольтного источника. Счетная характеристика
вторично-электронного умножителя имела пла-
то в области напряжений 3,3—3,7 кв. Импульсы
напряжения, возникающие при попадании экзо-
электронов на первый динод ВЭУ, снимались с
сопротивления нагрузки умножителя и поступа-
ли последовательно на предварительный (4) и
широкополосный (5) усилители. Для того, что-
бы избавиться от импульсов, обусловленных шу-
мами предварительных каскадов усиления, пос-
ле широкополосного усилителя включен ампли-
тудный дискриминатор (6), порог дискримина-
ции которого несколько превышал амплитуду
Рис. 2. Экзоэлектронная эмиссия частицы шлака; индексы 1
и 2 относятся, соответственно, к первому и второму нагреву
образца
Рис. 3. Экзоэлектронная эмиссия металлической частицы
Рис. 4. Экзоэлектронная эмиссия частицы стекла
Рис. 5. Экзоэлектронная эмиссия частицы анортозита
шумовых импульсов. С амплитудного дискрими-
натора сигнал поступал на интепситометр (7) и
самописец (8), с помощью которого автомати-
чески регистрировалось изменение интенсив-
ности экзоэлектронной эмиссии. Измерение эк-
зоэмпссип проводилось в вакууме 5 • 10~6 торр.
Для предотвращения попадания паров масла из
диффузионного насоса в рабочую камеру ваку-
умная система установки снабжена азотной ло-
вушкой.
Термическая стимуляция эмиссионного тока
осуществлялась нагревом образца сфокусиро-
ванным световым потоком от лампы ДРШ-500
(10). Жесткая компонента светового потока от-
секалась фильтром, пропускающим только крас-
ные и инфракрасные лучи.
Температура образца измерялась термопа-
рой из медной и константовой проволоки диа-
метром ЗОжкж. Результаты измерения фикси-
ровались на диаграммной ленте самописца (9).
В установке предусмотрена также дополнитель-
ная фотостимуляция экзоэмиссии с помощью
источника света (10) и объектива из кварце-
вых линз (11). Перед началом эксперимента
подбирался такой световой фильтр, чтобы хо-
лодный образец не давал фотоэмиссии.
Объектом исследования явились характер-
ные частицы реголита, доставленного советской
автоматической станцией «Луна-16». Специфи-
ка лунного реголита заключается в том, что
процессы, приведшие к формированию отдель-
ных фрагментов, были различными. Для частиц
изверженных пород — это процесс кристалли-
зации пз расплавленной магмы в условиях дли-
тельного или относительно длительного остыва-
ния. Стекла, шлаки испытывали импульсный
разогрев, расплавление или оплавление и очень
быстрое остывание. Брекчии — результат дроб-
ления и агломерации материала. Значительные
ударные и взрывные воздействия привели к шо-
ковым эффектам, также внесшим свой вклад в
сложную историю формирования частиц лун-
ного грунта.
Эксперименты проводились на следующих
частицах: шлаковой, металлической, стеклянной
и анортозите. Экзоэлектронная эмиссия снима-
Экзоэлектронная эмиссия частиц лунного грунта
545
лась прп термостпмуляцпп от 20 до 160е С в ре-
жимах, близких к изотермическому пли изо-
хронному. Ограничение верхнего предела тем-
пературы нагрева исследуемых фрагментов ре-
голита преследовало цель по возможности из-
бежать каких-либо структурных илп фазовых
превращений, т. е. сохранения пх первоначаль-
ных свойств. В указанном интервале темпера-
тур с поверхности всех выбранных частиц
наблюдалась экзоэлектронная эмиссия, интен-
сивность которой повышалась с ростом темпе-
ратуры (см. рпс. 2—5).
Полученные данные представляют интерес
прежде всего с точки зрения самого факта ре-
гистрации довольно значительной низкотемпе-
ратурной «природной» экзоэмпсспп с частиц
лунного грунта. В этом случае регистрация эк-
чни в поверхностных слоях исследуемых образ-
цов грунта дефектов, которым соответствуют
электронные ловушки с неглубокими энерге-
тическими уровнями.
Подобного рода поверхностные состояния гео-
логических объектов, которые обычными мето-
дами (например, термолюминесценцией) обна-
ружить, как правило, весьма трудно, могут быть
связаны с высокой концентрацией относитель-
но неустойчивых дефектов в поверхностных и
приповерхностных слоях, например, вакансий
и их комплексов, возникающих либо в результа-
те механической деформации, облучения прото-
нами различных энергий и ультрафиолетом, ли-
бо в результате деформаций, обусловленных
термическими напряжениями [3]. Природа та-
ких поверхностных состояний зависит как от
материала частиц, так и от условий их форми-
рованпя. Это находпт подтверждение в получен-
ных данных по температуре начала экзоэмпс-
спи. В исследуемом интервале температур экзо-
электроппая эмиссия с поверхности шлака воз-
никает уже прп 60° С, с поверхности стекла —
при 80—100° С, с поверхности металлической
частпцы — прп 140° С.
Другой характерной особенностью экзоэлек-
тронной эмиссии исследованных частиц лун-
ного грунта является достаточно четко выражен-
ное изменение характера протеканпя процесса
во времени для частиц разного тппа. Интенсив-
ность экзоэлектронной эмиссии с поверхности
образцов шлака, стекла и металлической части-
цы прп подъемах температуры резко возраста-
ет, достигая максимального для данной темпе-
ратуры значения. Прп последующей изотерми-
ческой выдержке наблюдается спад эмиссии, ко-
торый для этих частиц может быть описан обыч-
ными для экзоэмиссионных измерений кинети-
скими уравнениями первого порядка. Повыше-
ние температуры стимуляции приводит к росту
экзоэмиссип (рис. 2 и 3), снижение температу-
ры— к ее уменьшению (рис. 4). Оценка энер-
гии активации процесса для частицы шлака и
металлической частицы дает заметно отличаю-
щиеся величины: соответственно 0,10 и 0,6—
0,8 эв. Повторный нагрев частиц от комнатной
температуры практически не вызывает экзо-
эмпсспп.
Совершенно нетипичной как для остальных
частиц лунного грунта, так и для известных
данных по экзоэмиссии земных минералов ока-
залась кинетика экзоэлектронной эмиссии с по-
верхности анортозита (рис. 5). Примерно через
минуту после достижения температуры возбуж-
35 Лунный грунт
546 Р. И. Минц, В. И. Алимов, В. П. Мелехин, И. И. Милъман, В, И. Крюк, Л. Л. Кунин, Л. С. Тарасов:
дения эмиссии (120° С) начинается плавное на-
растание интенсивности эмиссионного тока, еще
через 6 мин экзоэмиссия достигает максималь-
ного значения, а затем начинается ее спад, т. е.
общий ход экзоэмиссии характеризуется сим-
метричной кривой, свидетельствующей о проте-
кании двух совместных процессов, один из ко-
торых, по-видимому, связан с освобождением
эмиссионных центров и является подготовитель-
ным к следующему этапу, непосредственно от-
ветственному за эжекцию электрона. Подобная
кинетическая зависимость (наряду с относи-
тельно большой интенсивностью экзоэмиссии)
может быть, вероятно, объяснена повышенной
«активностью» поверхности частиц анортозита,
приводящей к появлению сорбционных связей,
которые в свою очередь «замораживают» ак-
тивные эмиссионные центры и требуют для
своего разрушения термической стимуляции* 1.
1 Эффект «блокирования» активных эмиссионных цент-
ров за счет сорбции компонентов земной атмосферы
наблюдался нами и в опытах по экзоэмисспи со све-
жих сколов силикатных пород, близких по составу к
лунному грунту.
Литература
1. Becker К., Gammage R. В. Exoelectron emission and
surface characteristics of lunar materials.— Proc. Se-
cond Lunar Sci. Conf., 1971, 2, 1401.
2. Вуд Дж. Метеориты и происхождение Солнечной си-
стемы. Изд-во «Мир», 1971.
Особое состояние поверхности анортозита,
отразившееся в полученных результатах по*
экзоэлектропной эмиссии, неоднократно отмеча-
лось прп исследовании отдельных минералоги-
ческих фрагментов реголпта. Так, в работах [4,.
5], посвященных изучению поверхности лун-
ных минералов люминесцентными методами,,
установлено, что основным носителем естест-
венной термолюминесценции и катодолюминес-
ценции является плагиоклаз. Именно в части-
цах анортозитов и в собственно полевошпато-
вых частицах в ряде случаев отмечены наи-
большие шоковые эффекты, проявляющиеся в
перекристаллизации, витрификации вещества,,
его брекчировании и т. д. Аномальная экзо-
эмиссия (как и люминесценция) с по-
верхности частиц этого типа, вероятно, п обу-
словлена совокупностью процессов, приведших
к созданию метастабпльных состояний как на
поверхности, так и в объеме отдельных частиц.
3. Lewis D. R. Bull. Geol. Soc. Amer., 1966, 77. 761—770.
4. Dalrymple D. B., Doell R. R. Science, 1970, 167,
№ 3918, 713.
5. Sippel R. F., Spencer A. B. Science, 1970, 167,
№ 3918, 677.
Уральский политехнический институт им. С. М. Кирова,
Свердловск
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. II. Вернадского АН СССР, Москва
Р. И. Минц,
В. И. Алимов,
В. П. Мелехин,
И. И. Мильман,
В. И. Крюк,
Т. М. Петухова,
Л. Л. Кунин,
Л. С. Тарасов
ТЕМПЕРАТУРНЫЙ
СПЕКТР
ЭМИССИИ
ЗКЗОЭЛЕКТРОНОВ
ЛУННОГО
РЕГОЛИТА
При линейном нагреве в вакууме 10~& торр изу-
чалась термостимулированная экзоэлектронная эмис-
сия восьми фрагментов реголита, доставленного совет-
ской автоматической станцией «Луна-16». Характер
экзоэмиссионных «глов-кривых» определяется типом
частицы. Фрагменты брекчии, спека, шлака, анортози-
та, стеклянной пластинки и лейкократового габбро
при первом нагреве обнаруживают один максимум эк-
зоэмиссии, температурное положение которого нахо-
дится в пределах 115—200° С. Два максимума эмиссии
(при 130 и 200° С) отмечены у стеклянного сфероида и
три максимума (50, 170 и 300° С) — у частиц оливина.
За исключением частицы оливина для всех образцов
наблюдаются пики экзоэмиссии после контакта с ат-
мосферой.
Проведенная по методу Балерина — Цетше оценка
эффективной энергии активации (Е) экзоэмиссии по-
казывает, что для частиц, обнаруживающих при пер-
вом нагреве один максимум, величина Е находится в
пределах 0,25—0,35 эв. Значительно большие значения
Е характерны для высокотемпературных пиков оли-
вина (0,55 и 1,30 эв) и стеклянного сфероида (0,55 и
1,40 эв).
Полученные данные свидетельствуют о сложной и
неоднородной энергетической структуре отдельных
фрагментов реголита. Для большинства частиц можно
предположить наличие поверхностных состояний, спо-
собных к образованию сорбционных связей. Экзоэмис-
сия анортозита, оливина и стеклянного сфероида обу-
словлена наличием деформационных дефектов на их
поверхности, что подтверждается визуальной оценкой
частиц.
Регистрация «природной» экзоэлектронной
эмиссии с отдельных частиц реголита лунного
грунта в изотермическом и изохронном режи-
мах термостимуляции приводит к необходимости
изучения экзоэлектронной эмиссии при различ-
ных температурах. Получение температурного
спектра экзоэмиссип позволяет делать выводы
о природе центров, ответственных за эжекцпю
электронов, что может служить источником ин-
формации о предыстории исследуемого мате-
риала.
Наиболее удобным с точки зрения обработки
результатов является режим нагрева с постоян-
ной скоростью. В этом случае выявляются харак-
терные температурные положения максимумов
экзоэмиссионных «глов-кривых» (аналогично
кривым термолюминесценции) и становится воз-
можной оценка эффективной энергии актива-
ции экзоэмиссип. Предложенный Баларппым и
Цетше [1] метод вычисления энергии актива-
ции позволяет в случае процессов, протекаю-
щих по кинетике реакций первого порядка, ис-
пользовать для расчета весь ход кривой. Основ-
ное расчетное уравнение
d In ( Inc) _
d (1//’) E,K’
E — энергия активации, T — температура,
К — константа Больцмана, с — относитель-
доля центров, ответственных за кинетику
где
°К,
ная
процесса.
Методика эксперимента п аппаратурная тех-
ника (за исключением термостимуляцип) оста-
вались такими же, как и прп исследовании эк-
зоэмиссип в изотермическом и изохронном ре-
жимах. Для изучения температурной зависимо-
сти экзоэлектронной эмиссия образцов реголита
описанная установка для исследования экзо-
эмиссии малых объектов была дополнена спе-
циальным нагревательным устройством, обес-
печивающим линейное повышение температу-
ры образцов со скоростью 0,03—1,0° С/сек (на-
грев осуществлялся со скоростью 0,3°С/еек).
Изучалась экзоэмпссия различных частиц
реголита, доставленного советской автоматиче-
ской станцией «Луна-16». В число исследуемых
фрагментов вошли как частицы первпчпых маг-
матических пород (анортозит М105, проба
№ 13, оливин М108, проба № 3, габбро лейко-
35*
548 Р. И. Минц, В. И. Алимов, В. П. Мелехин, И. И. Милъман, В. И. Крюк, Т. М. Петухова, Л. Л. Кунин
кратовое М125, пробы № 6), так и частицы вто-
ричных образований (брекчия М101, проба
№ 13, спек М102, проба № 13, шлак М103, про-
ба № 13, стеклянная пластинка Ml 14, проба
№ 3, стеклянный шарик М122, проба № 9).
Средний размер фрагментов 0,1—0,2 мм. Ре-
зультаты экспериментов приведены на рис. 1—8.
Все частицы уже прп первом нагреве обпа-
Р и с. 1. Экзоэлсктропная эмиссия с поверхности брекчии при
первом (1) и втором (2) циклах термостимуляции и при нагреве
после контакта с атмосферой (3)
Р и с. 2. Экзоэлектронная эмиссия с поверхности спека
Р и с. 3. Экзоэмиссия стеклянной пластинки при первом на-
греве (1) н после контакта с атмосферой (2)
Рис. 4. Экзоэмпсспя анортозита при первом (1), втором (2),
третьем (3) циклах нагрева и после контакта с атмосферой (4)
ружплп экзоэлектронную эмиссию, заметно
превышающую уровень фона.
Можно выделить два типа кривых экзоэле-
ктронпой эмиссии, характерных для первого на-
грева образцов. Во-первых, это кривые с одним
максимумом эмиссии (см. рис. 1—6). Темпера-
турное положение максимумов различается для
различных частиц и находится в пределах
115—130° С (± 5° С) для брекчии, спека и шла-
ка, 140° С для анортозита, 155° С для стеклян-
ной пластинки и 200° С для габбро.
Другой характер термостимулированной эк-
зоэмпсспи у образца олпвпна и стеклянного ша-
рика (см. рпс. 7, 8), обнаруживающих, соответ-
ственно, три и два пика эмиссии, различающих-
ся по температурному положению (50, 170 и
300° С для оливина, 130 и 200° С для стеклянно-
го сфероида).
Температурный спектр эмиссии экзоэлектрснов луншго реголита
549
Повторный нагрев исследуемых частиц без
нарушения вакуума (10“6 торр) либо не вызы-
вает эмиссии, либо приводит к уменьшению ее
интенсивности с последующим исчезновением
при третьем нагреве (образцы брекчии и шла-
ка). Исключением является фрагмент анорто-
зита, с поверхности которого экзоэмиссия на-
блюдается как при втором, так и при третьем
нагреве.
В том случае, когда нагрев без нарушения
вакуума эмиссии больше не возбуждал, осуще-
ствлялась термостимуляция образцов напуском
в камеру атмосферного воздуха. После пятими-
нутного контакта с атмосферой для большин-
ства образцов наблюдаются пики эмиссии. Тем-
пературное положение этих пиков для брекчии,
шлака, стеклянной пластинки и анортозита до-
статочно близко к температуре максимума эк-
Отмечается то обстоятельство, что для ча-
стиц, обнаруживающих прп первом нагреве
один максимум эмиссии, величина Е находится
в пределах 0,25—0,35 эв (=0,05 эв). Расчет да-
ет такие же значения энергии активации для
экзоэмисспонных пиков после второго нагрева
брекчии и спека, а также для пиков, прояв-
ляющихся после контакта образцов с атмо-
сферой.
Значительно большие величины Е процесса
экзоэлектронной эмиссии характерны для высо-
котемпературных максимумов оливина (пер-
вый пик — 0,30 эв; второй пик — 0,55 эв; третий
пик — 1,30 эв), стеклянного сфероида (0.55 и
1,40 эв, соответственно, для первого и второго
пиков), а также для пика, возникающего при
третьем нагреве анортозита (0,70 эв).
Полученные данные свидетельствуют о слож-
Р ис. 5. Экзоэмиссия шлаковой частицы при первом (1), вто-
ром (2) циклах нагрева и при нагреве после контакта с атмосфе-
рой (3)
Рис. 6. Экзоэмиссия частицы габбро лейкократового при пер-
вом нагреве (1) и после контакта с атмосферой (2)
зоэмиссии, наблюдавшегося после первого нагре-
ва. Для частицы габбро лейкократовое наблю-
дается существенное смещение максимумов
эмиссии (на 100° С). Частицы оливина не обна-
руживает эмиссии после контакта с атмосфе-
рой.
Методом Баларина — Цетше проведена оцен-
ка эффективной энергии активации экзоэмис-
сии Е. Характерные расчетные графики пред-
ставлены на рис. 9.
ной и неоднородной энергетической структу-
ре поверхности отдельных фрагментов лунного
грунта.
Для частиц, представляющих собой агрегат-
ные образования, возникшие в результате «лун-
ного выветривания» и последующего спека-
ния пород, характерна развитая поверхность
(рпс. 10). Сходство кривых и совпадение вели-
чин энергии активации процессов экзоэлектрон-
ной эмиссии, полученных при первых нагревах
550 Р. И. Минц, В. И. Алимов, В. П. Мелехин, И. И. МилъмаЧ, В. И. Крюк, Т. М. Петухова, Л. Л. Кунин
и после контакта образцов с атмосферой, указы-
вают, по-видимому, на наличие у этпх частиц
поверхностных состояний, способных к образо-
ванию сорбционных связей уже в условиях
вакуума 10-5—10-6 торр. Таким образом, кон-
такт лунного реголита с атмосферой выявляет
активность поверхности частиц. Активация эк-
зоэмисспп неметаллических материалов в усло-
виях контакта с окислительной средой возмож-
на за счет уменьшенья поверхностного потен-
циального барьера при диффузии кислорода
в глубь дефектных поверхностных слоев частиц.
Экзоэмиссия с окисленных лунных материалов
наблюдалась Беккером и Гэммеджем [2, 3] на
образцах, доставленных «Аполлоном-11» и
«Аполлоном-12 ».
Полученные результаты косвенно согласу-
ются с данными по естественной термолюмине-
сферопда предопределен, вероятно, особенно-
стями дефектной структуры этих фрагментов.
Анортозит проявляет эмиссионные свойства
даже после трех циклов нагрева в вакууме. Два
первых пика, а также пик, возникающий после
контакта с атмосферой, близки по температур-
ному положению (130—145° С) и по величине
энергии активации (0,30—0,35 эв). Эмиссион-
ный максимум, соответствующий третьему цик-
лу нагрева, смещен в высокотемпературную об-
ласть (165° С) п характеризуется большим зна-
чением Е 0,70 эв. Следы разнообразных шо-
ковых эффектов, отмеченные прп исследовании
поверхностных свойств анортозитов [4, 5], мо-
гут привести к появлению развитой дефектной
структуры. Вероятно, экзоэлектронная эмиссия
анортозита обусловлена наличием минимум
двух различных типов дефектов. Не исключено,
Рис. 7. Эмиссия экзоэлектронов с фрагмента оливина после
первого нагрева (1) и после контакта с атмосферой (2)
Р и с. 8. Экзоэмиссия с поверхности стеклянного шарика
сценции брекчий [4], которые дают пик свече-
ния вблизи 100° С.
Аналогична экзоэлектронная эмиссия части-
цы стеклянной пластинки, обнаруживающей су-
щественный максимум прп первом нагреве и
рост интенсивности эмиссии после контакта с
атмосферой. Порядок величин энергии актива-
ции (0,25—0,35 эв) может указывать на то, что
лимитирующим этапом кпнетпкп экзоэмиссип
являются либо собственно сорбционные процес-
сы, либо процессы, связанные с поверхностной
миграцией дефектов.
Иной характер экзоэлектронной эмиссии ча-
стиц анортозита, шлака, оливина и стеклянного
что эмиссия при третьем цикле нагрева лимити-
руется диффузионной кинетикой миграции де-
фектов (типа вакансий) в приповерхностных
слоях, и для ее проявления необходимо предва-
рительное опустошение поверхностных сорбци-
онных центров. На последнее обстоятельство
указывают также результаты изучения экзо-
эмиссии анортозита в изотермическом режиме.
Наличие полевошпатовых мипералов в образце
М125 (габбролейкократовое), возможно, обус-
ловливает эмиссионные свойства этой частицы.
Данные по экзоэлектронной эмиссии шлако-
вой частицы (рис. 11; см. рис. 5) могут рас-
сматриваться аналогично результатам, получен-
ным прп исследовании фрагмента анортозита.
Эмиссионные пики, возникающие после пагре-
ва п после контакта образца шлака с атмосфе-
рой, характеризуются близкими значениями
Температурный спектр эмиссии экзоэлектронов лунного реголита
551
IZa.
Р и с. 9. Прямые для расчета энергии активации экзоэмиссии
с частицы спека (+), первого (ф) и второго (О) максимумов экзо-
эмиссии с поверхности стеклянного шарика
Р и с. 10. Фрагменты брекчии (а) и спека (б)
Рис. 11. Шлаковая частица
Рис. 12. Частицы оливина (а) и стеклянного шарика (б)
i
552 Р. И. Минц, В. И. Алимов, В. П. Мелехин, И. И. Милъман, В. И. Крю\\ Т. М. Петухова, Л. Л. Кунин
энергии активации (0,35 и 0,30 эв) и не
очень сильно различаются по температур-
ному положению. Это свидетельствует о том,
что ответственные за оба экзоэлектронных мак-
симума поверхностные состояния сходны по
своей природе, и их активация может быть обу-
словлена сорбционными процессами. Смещение
пика экзоэмиссии после второго нагрева в вы-
сокотемпературную область (185° С) и увеличе-
ние энергии активации (£* ~ 0,5 эв) может ука-
зывать на то, что здесь реализуется иной меха-
низм эжекции электронов, кинетика которого,
вероятно, лимитируется диффузией дефектов в
приповерхностных слоях.
Особый интерес представляют результаты
изучения температурной зависимости экзоэлек-
тронной эмиссии оливина. Отсутствие эмиссии
после контакта образца с атмосферой (так же,
как и значение Е) может свидетельствовать,
что в данном случае экзоэмиссия обусловлена
наличием только деформационных дефектов, от-
жиг которых заканчивается уже после первого
цикла нагрева и протекает, вероятно, по диффу-
зионной кинетике. Три типа дефектов, анниги-
ляция которых приводит к трем максимумам
экзоэмиссии, по-видимому, возникли в резуль-
тате сочетания деформационных нарушений, к
числу которых могут быть, например, отнесены
бомбардировка протонами (низкотемператур-
ные пики), микрометеоритная бомбардировка.
Два типа дефектов, возникновение которых
обусловлено, вероятно, термическими напряже-
ниями и ударным воздействием, обнаружива-
ются и при исследовании стеклянного шарика
Литература
1. Balazin М., Zetzsche A. Phys. stat, sol., 1962. 2, 1670.
2. Becker К., Gammage R. В. Proc. Second Lunar Sci.
Conf., 1971.
3 Gammage R. B., Becker K. Earth Planet. Sci. Letters,
1971, 12, № 2, 155.
(эмиссионные пики с температурами 130 и
200° С и, соответственно, с величиной Е 0,55
и 1,40 эв).
Наличие значительного количества дефор-
мационных дефектов у оливина и стеклянного
сфероида, выявляемое экзоэлектронными изме-
рениями, подтверждается визуальной оценкой
состояния поверхности этих частиц (фиг. 12).
На поверхности оливина четко различается
скол с характерными деформационными поло-
сами — ступенями, на поверхности стеклянного
шарика хорошо заметны следы мпкроударного
воздействия.
Как отмечает А. П. Виноградов [6], одной
из акттуальных проблем исследования Луны
является изучение строения и состава поверх-
ности Луны и их преобразования, а также ис-
тории и эволюции, в результате которых фор-
мировалась современная лунная поверхность.
Полученные результаты позволяют предполо-
жить, что возможность регистрации экзоэлек-
тронной эмиссии частиц реголита и оценки ак-
тивационных параметров процесса открывает
определенные перспективы в исследовании пре-
дыстории лунных материалов. Кроме того, по-
скольку экзоэмиссионные характеристики несут
в себе информацию об энергетических измене-
ниях свойств материала в виде электрического
сигнала, который может быть закодирован и
передан телеметрическими устройствами, воз-
можно использование эффекта экзоэлектронной
эмиссии для изучения деформационных измере-
ний лунного грунта непосредственно с поверх-
ности Луны.
4. Dalrymole G. В., Doell R. К. Science, 1970, 167, №3918г
713.
5. Вуд Дж. А., Дики Дж. С. мл., Марвин У. Б., Пау-
элл Б. Н. Изв. АН СССР, серия геол., 1970, № 6, 33.
6. Виноградов А. П. Геохимия, 1970, № 1, 3.
Уральский политехнический институт им. С. М. Кирова,
Свердловск
Ордена Ленина Институт геохимии и аналитической химии
им. В. И. Вернадского АН СССР, Москва
В. С. Авдуевский,
Н. А. Анфимов,
М. Я. Маров,
Ю. А. Трескин,
С. П. Шалаев,
А. П. Экономов
ТЕПЛОФПЗПЧЕСКПЕ
СВОЙСТВА
ЛУННОГО ВЕЩЕСТВА,
ДОСТАВЛЕННОГО
НА ЗЕМЛЮ
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Изучены плотность, удельная теплоемкость и ко-
эффициент теплопроводности образца лунного грунта
из пробы, доставленной автоматической станцией «Лу-
на-16». Работа проводилась в камере, наполненной
гелием. Плотность грунта при свободной засыпке
1,2 г/см3, а при утряске — 1,7 г/см2. Удельная теплоем-
кость 0,177 ± 0,010 кал • г-1 • град-1. Коэффициент теп-
лопроводности в веществе 4,8 • 10~* ± 1,2 • 10~* кал.
• cM~i • сек-1 • град-1.
В течение последних 20 лет исследование
теплофизических свойств поверхностного слоя
Луны проводилось на основании анализа дан-
ных оптических инфракрасных измерений и ра-
диоастрономических наблюдений. Такой анализ
дает возможность определить в первом случае
комплексный параметр у = (Лрс)“0,5, а во вто-
ром случае установить соответствие между глу-
биной прогрева и глубиной проникновения элек-
тромагнитной волны, зависящей от электропро-
водности лунного грунта и его диэлектрической
и магнитной проницаемости.
Создание космических аппаратов типа
«Аполлон» и «Луна-16» позволило доставлять
на землю образцы лунных пород, что дает воз-
можность применить для их изучения прямые
экспериментальные методы. В настоящей статье
описаны методы и результаты измерения плот-
ности, удельной теплоемкости и коэффициента
теплопроводности лунного вещества, доставлен-
ного на Землю станцией «Луна-16».
Оборудование лаборатории. Для
исследования теплофизических свойств лунно-
го вещества была создана специальная лабора-
тория с исследовательским боксом и необходи-
мым комплексом вспомогательных систем и
служб. Из центральной приемной лаборатории
порция лунного грунта была доставлена в гер-
метичном контейнере. Основные работы с грун-
том — вскрытие контейнера, взвешивание, от-
бор проб для различных исследований, заполне-
ние и герметизация ампул для исследования
теплоемкости, засыпка грунта в приемные ус-
тройства приборов для исследования теплопро-
водности и электрических характеристик — все
эти операции проводились в «перчаточной ка-
мере» с гелиевой атмосферой (рпс. 1). Во избе-
жание загрязнения образцов грунта предметы,
вносимые в камеру через шлюз, предваритель-
но стерилизовались. Велось строгое наблюдение
за чистотой гелиевой атмосферы.
В гелиевой камере размещены аналитиче-
ские весы и специально изготовленный для об-
ращения с лунным веществом набор инструмен-
та. Кроме того, внутри гелиевой камеры разме-
щался вакуумный колокол, соединенный с от-
качной системой, обеспечивающей вакуум до
10“5 мм рт. ст. Под колоколом размещены при-
боры для исследования теплопроводности и эле-
ктрических характеристик. Большие смотровые
окна в стеклах камеры и в крышке колокола
создают удобство для работы операторов. Вто-
ричные приборы системы измерения размеще-
ны вблизи камеры и соединены с расположен-
ными в ней датчиками через электроразъемы.
Вспомогательные службы лаборатории вклю-
чают группы химических анализов, микроско-
пических исследований, рентгеноструктурного
анализа и технические службы.
Исследуемый материал. Исследован-
ная порция лунного вещества представляет со-
бой верхнюю часть колонки грунта длиной око-
ло 350 мм, извлеченного грунтозаборным уст-
ройством станции «Луна-16» пз поверхностного
слоя Луны в районе Моря Изобилия. По своей
структуре эта часть колонки (зона А [ 1 ]) пред-
ставляет собой реголит — рыхлый дисперсный
материал, состоящий из частиц двух типов:
первичных магматических пород (тппа базаль-
тов) и подвергшихся заметным преобразовани-
ям в процессах дезинтеграции лунных пород
под воздействием эффективных для Луны кос-
мических факторов (спекшиеся, часто оплав-
ленные с поверхности частицы и оплавленные
аа4
В. С. Авдуевский, Н. А. Анфимов, М. Я. Маров, Ю. А. Трескин, С. Я. Шалаев, А. П. Экономов
образования почти сферической формы). Сред-
печпсленный размер частиц в исследованной
порции грунта составляет около 25 мкм, а сред-
немассовый размер — 160 мкм.
Плотность. Результаты измерений пока-
зали, что при свободной засыпке лунного
грунта в атмосфере гелия его плотность около
1,2 г-см~2. Посредством ьпброуплотненпя плот-
ность грунта может быть увеличена до 1,7 г-
*см~2. Максимальная плотность лупного грунта
была достигнута в приборе для измерения коэф-
фициента теплопроводности (р = 2,25 г • см~2).
Здесь грунт располагался в виде топкого слоя
толщиной 1 мм, а к его верхней поверхности
была приложена нагрузка. Удельное давление
на грунт варьировало от 0,015 до 0,8 кГ • см~2,
что не изменило плотность лупного вещества.
Удельная теплоемкость Для изме-
рения удельной теплоемкости лунного вещества
с использовался ледяной изотермический кало-
риметр, принцип действия которого основан на
изменении объема системы лед — вода при под-
воде к ней внешнего тепла. Постоянная ледя-
ного калориметра равна 1,136 мм2 • кал~1.
Использованный для настоящей работы ка-
лориметр — модернизированный вариант схемы,
описанной в работе [3]. Схема калориметра по-
казана на рпс. 2. Приемная часть калориметра
состоит пз двух частей: верхняя часть (7) изго-
товлена пз изолятора, а нижняя (<?) — из меди.
В месте соединения верхней и нижней частей
имеется заслонка. Приемная часть вставляется
герметично в сосуд Дюара (3), объем которого
заполнен льдом (изготовленным из дистилли-
рованной обезгаженной воды) и водой (4). Из
этого объема сделан вывод, оканчивающийся го-
Р и с. 1. Схема камеры для работы с лунным веществом
1 — камера 2КА-НЖ; 2 — шлюз; 3 — форвакуумный насос;
4 — диффузионный насос; 5 — весы аналитические; 6 —
вакуумный колокол; 7 — система подъема колокола; <$ —
кондуктимстр; 9 — автомат поддержания избыточного давле-
ния гелия
Р нс. 2. Схема ледяного калориметра
рпзонтальпым измерительным капилляром (5)
диаметром 0,78 мм. Сосуд Дюара помещен в ме-
таллический ящик (6), закрытый снаружи теп-
лоизоляцией (7). Внутренний объем ящика за-
полнен льдом (3) для сведения к минимуму
протока тепла внутрь калориметра.
Теплофизические свойства лунного вещества, доставленного на Землю
555
Порция грунта массой около 1,5 г помеща-
лась в атмосфере гелия в специально изготов-
ленную тонкостенную металлическую ампулу,
внутренний объем которой 1,1 слг3, а собствен-
ная масса 0,85 г. Ампула герметизировалась. На-
грев ее проводился в специальном нагревате-
ле-термостате (9), представляющем собой
массивный медный цилиндр с обмоткой элек-
тронагрева; при этом температура контролиро-
валась с точностью ±0,1°С. После выдержки в
термостате при постоянной температуре в тече-
ние часа ампула с грунтом сбрасывалась в при-
емную часть калориметра, что позволяло изме-
рить ее общее теплосодержание. Прп определе-
нии удельной теплоемкости лунного вещества
учитывались собственная теплоемкость ампулы
и потери тепла прп сбрасывании ее пз нагрева-
теля-термостата в приемную часть калориметра.
Суммарная методическая ошибка определе-
ния с оценивается величиной ±5%. Удельная
теплоемкость лунного вещества в диапазоне
температур от 0 до 100° С как среднее значение
в серии из пяти экспериментов составляет с =
= 0,177 ± 0,010 кал • г-1 • град~\
Теплопроводность. Для измерения
коэффициента теплопроводности луни ого веще-
ства был создан специальный прибор — кондук-
тометр, в котором реализовался одномерный по-
ток тепла через тонкий слой исследуемого ве-
щества. Конструктивная схема кондуктометра
приведена на рис. 3. Исследуемое лунное веще-
ство засыпается в полость (7) диаметром 30 мм
и высотой около 1 мм. Высота слоя вещества б
при свободной засыпке определяется калибру-
ющим кольцом (5), а после сборки прибора
контролируется с помощью катетометра. Рабо-
556 В. С. Авдуевский, Н. А. Анфимов, М. Я. Маров, Ю. А. Трескин, С. П. Шалаев, Л. П. Экономов
чип электронагреватель (источник тепла) (3)
окружен охранным нагревателем (6), отделен-
ным от основного нагревателя (3) зазором
0,2 мм. Приемник тепла (калориметр) (12) ок-
ружен охранным кольцом (3), отделенным от
него зазором также 0,2 мм. Таким образом, слой
исследуемого вещества условно может быть
разделен на две зоны — рабочую (под нагрева-
телем 8) и охранную (под нагревателем 6).
Охранное кольцо (3) покоится на фарфоровых
стойках (4), нижние концы которых укрепле-
ны в охранном нагревателе (11). Экранно-ва-
куумная изоляция (2) и (7) применена для
устранения лучистой теплоотдачи от частей
прибора. Грунтосборник (5) служит для умень-
шения потерь вещества при загрузке прибора.
Разность температур между деталями (8) и (6),
а также (11) и (3) поддерживается достагоч-
Р и с. 3. Конструктивная схема кондуктиметра
но малой (меньше 0,2° С) посредством автома-
тической регулировки тока в нагревателях.
Измерение температур производится с помощью
хромель-констаптовых термопар, сигнал кото-
рых усиливается электронными микровольтмет-
рами типа модулятор — усилитель — демодуля-
тор, а затем регистрируется самописцами. Точ-
ность регистрации 0,1° С.
Кондуктиметр помещался под вакуумный
колпак в среду гелия. Откачкой давление дово-
дилось до 4 • 10-1— 10“5 мм рт. ст. Температу-
ра в слое лунного вещества практически линей-
но зависела от поперечной координаты х. Раз-
ность температур на противоположных поверх-
ностях слоя ДГ сохранялась постоянной в тече-
ние достаточно долгого времени и составляла
приблизительно 20° С. Тепловой поток от основ-
ного электронагревателя (3), соприкасающего-
ся с верхней поверхностью слоя вещества, про-
ходил через исследуемое вещество к приемнику
тепла (12), температура которого Т непрерывно
увеличивалась. Однако масса приемника тепла
была выбрана достаточно большой, так что про-
изводная температуры прпемнпка по времени
Тх была достаточно малой, а изменение произ-
водной по координате ДТ/ поперек образца бы-
ло незначительным по сравненпю со средней
величиной этой производной Тх': \ТХ =
= pc§Tx'lk < Т/.
В этом случае величина коэффициента теп-
Теплофизические свойства лунного вещества, доставленного на Землю
557
лопроводности исследуемого вещества равна:
(*)
где тепловой поток q может быть определен как
по выделяемой в нагревателе электрической
мощности, так п по скорости нагрева приемни-
ка тепла. Суммарная погрешность измерения
коэффициента теплопроводности не превыша-
ет ±=25%.
Результаты экспериментов по определению
величины коэффициента теплопроводности лун-
ного грунта в диапазоне температур 20—40° С
при различном давлении газа (гелия) Р1Те п раз-
личном удельном давлении на грунт рё пред-
ставлены на графике рпс. 4.
Видно, что коэффициент теплопроводно-
сти лунного грунта в вакууме в пределах точ-
мов гелпя в этих условиях равна 0,4 мм, т. е.
она заметно превышает характерный размер
пор. В этом случае тепловой поток через газ
7нс равен [9]:
где R — газовая постоянная.
Отсюда следует оценка для эффективного
размера нор: d 0,2 мм. Этот размер согла-
суется с данными статистических измерений
размера частиц лунного грунта.
Обсуждение результатов. В оп-
тических и радиоастрономических исследова-
ниях Луны используются комплексные тепло-
физические характеристики, представляющие
собой комбинацию определенных выше велп-
Сопоставление теплофизических параметров лунного грунта
Характеристика
Метод определения с, кпл г-1грпд-1 к, кал-см~1-сек~1-град~1 р, г-см~3 Литература
Лабораторный анализ «Л уна-16» 0,177±0,01 (4,8+1,2). 10“’ 2,25 Настоящая работа
«Аполлон-11» 0,185 5,5-10-’ 1,265 [4]
Оптические и радиоизме- 0,20±0,02 1,25-10-’ 0,5 [5] [6]
рения 3,50-10-’ 0,5 [7]
Расчеты По известному составу 0,188 1,2-Ю"’-- <-1,7-10“’ 4,9-0,35 [8]
пости экспериментов не зависит от удельного
давления на грунт (в пределах от 0,015 до
0.8 кг-см~2). Осреднение всех полученных
результатов дает для величины этого коэффи-
циента прп р = 2,25 г • см~'Л и Т -= 20 —
— 40° С значение к = 4,8 • 10-6 ± 1,2 •
• 10-ь кал -см~1- сек~1 • град~{ (Рце~ Ю-3 мм
рт. ст.).
Оценка эффективного размера
пор грунта. Влияние давления гелия на ве-
личину коэффициента теплопроводности грун-
та начинает заметно проявляться при Рце =
= 4- 10-1 мм рт. ст. (при этом давлении на-
блюдается двукратное увеличение к, т. е. вклад
теплопроводности через гелий /сне приблизи-
тельно равен теплопроводности грунта в ваку-
уме). Это обстоятельство можно использовать
для оценки эффективного размера пор d в
грунте. Средняя длина свободного пробега ато-
чин — коэффициент температуропроводности
а = к/рс, глубина прогрева лунной поверхно-
сти Zr= (2a/Q)0’5, где Q=2,46*10-6 рад-
- сек~1 — угловая скорость вращения Луны, а
также параметр у = (fcpc)~0>5.
Для определенных средних значений с, к
и р эти величины составляют: а = 1,2-
• 105 см - сек~1; у = 725 см2 - град - сек0 5 •
• кал~1.
Полученные значения удельной теплоемко-
сти, коэффициента теплопроводности и плот-
ности лунного вещества из колонки, взятой
«Лупой-16», могут быть сопоставлены с оцен-
ками значений с, к и р, получаемыми с ис-
пользованием параметров a, ZT и 7 из наземных
наблюдений, а также со значениями, опреде-
ленными для реголита прп анализе образцов
«Аполлона-11». Результаты такого сопоставле-
ния приведены в таблице.
558
В. С. Авдуевский, Н. А. Анфимов, М. Я. Маров, Ю. А. Трескин, С. П. Шалаев. А. П. Экономов
Рис. 4. Зависимость коэффициента теплопроводности от
давления гелия при различных значениях удельного давления на
грунт (в кг/сл€~2)
1 — 0,015; 2 — 0,2; 3 — 0,4; 4 — 0,8
Из таблицы следует, что определенные в
прямом лабораторном эксперименте на образ-
цах «Луны-16» и «Аполлона-11» значения с
п к находятся в хорошем согласии. Величина
удельной теплоемкости удовлетворительно со-
гласуется также с расчетами этой характери-
стики для известного химического состава об-
разцов грунта [1, 10], определяемой как
г
где Xi— массовая концентрация i-ro ком-
понента в образце. В оценках коэффициен-
та теплопроводности по оптическим и радио-
астрономическим измерениям заметно рас-
хождение. Следует, однако, иметь в виду, что
величина к сильно зависит от состава и струк-
туры грунта, а для зернистых дисперсных ма-
Литература
1. Виноградов А. П. Предварительные данные о луп-
ном грунте, доставленном автоматической стан-
цией «Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3, 261.
2. Авдуевский В. С., Анфимов Н. А., Маров М. Я., Ша-
лаев С. П., Экономов А. П. Теплофизические свой-
ства лунного вещества, доставленного па Землю
АМС «Луна-16».- Докл. АН СССР, 1971, 196, № 4,
801—804.
3. Попов М. М. Термометрия и калориметрия. Изд-во
МГУ, 1954.
4. Robie R. A.f Hemingway В. С., Wilson W. Н. Scien-
ce, 1970. 167, № 3918, 749-750.
5. Bastin J. A., Clegg P. E., Fielder G. Science, 1970,
167, № 3918, 728-730.
териалов — и от его плотности, и может
поэтому изменяться по поверхности Луны.
Результатом настоящей работы является
экспериментальное подтверждение реальности
весьма низких значений коэффициента тепло-
проводности поверхностного слоя Луны при
его сравнительно высокой плотности.
Низкие значения коэффициента теплопро-
водности имеют важное значение для тепло-
вого режима поверхностного слоя Лупы, обус-
ловливая быстрое уменьшение амплитуды
температурных колебаний по глубине. Как
известно, амплитуда колебаний температуры
поверхностного слоя Лупы может достигать
280° С [И]. Если определенные в настоящей
работе теплофпзпческие свойства лунного ве-
щества сохраняются постоянными в достаточ-
но толстом поверхностном слое, то на глубине
7 см амплитуда колебаний температуры долж-
на уменьшиться до 30° С, а на глубине 14 см
она будет не более 3° С.
Отсутствие явной зависимости коэффициен-
та теплопроводности лунного вещества от
удельного давления на грунт (прп сравнительно
небольших давлениях) наводит на мысль, что
перепое тепла через это вещество осуществляет-
ся в основном излучением. Коэффициент лу-
чистой теплопроводности в дисперсных мате-
риалах описывается формулой Лоба [12]:
kr = i5d.ri\ (2)
где о — постоянная Стефана — Больцмана,
d — размер пор, 8 — степень черноты, Г —
коэффициент формы (для сферических пор
Г = 2/з). Подстановка полученного значения ко-
эффициента теплопроводности лунного вещест-
ва в формулу (2) показывает, что характерный
размер пор должен быть порядка 0,5 мм. Дан-
ная оценка заметно превышает действительный
размер пор в лунном веществе, что позволяет
сделать вывод о заметном вкладе контактной
теплопроводности в общий процесс переноса
тепла через поверхностный слой Лупы.
6. Троицкий В. С. Новое о Луне. Изд-во АН СССР,
1963.
7. Саломонович А. Е. Новое о Луне. Изд-во АН СССР,
1963.
8. Сеньор Т. В., Зигель К. М., Жиро А. Новое о Луне.
Изд-во АН СССР. 1963.
9. Г ребер Г., Эр к С. Основы учения о теплообмене.
ИЛ, 1958.
10. Peck L. С., Smith V. С. Science, 1970, 167, № 3918,
532.
И. Сытинская Н. Н. Природа Луны. Физматгиз. 1959.
12. Loeb A. L. J. Appl. Phys., 1951, 22, № 3, 282—
285.
A. P. Головкин,
A. H. Дмитриев,
E. А. Духовской,
Г. Я. Новик,
Р. Г. Петроченков,
В. В. Ржевский,
А. А. Силин,
В. В. Шварев
РЕЗУЛЬТАТЫ
ИССЛЕДОВАНИЯ
ТЕПЛОВЫХ
И ЭЛЕКТРИЧЕСКИХ
СВОЙСТВ
ГРУНТА ЛУНЫ
И ЕГО АНАЛОГОВ
Представлены результаты исследований тепловых
и электрических свойств лунного грунта, доставленно-
го на Землю автоматической станцией «Луна-16», и
его земных аналогов в вакууме 10~Q торр и в
атмосфере гелия. Исследования лунного грунта и ана-
логов показали, что их удельная теплоемкость и
электрические свойства близки по значениям, а коэф-
фициенты теплопроводности разные. Результаты срав-
ниваются с данными по тепловым и электрическим
свойствам поверхностного слоя Луны, полученными
косвенными радиометрическими методами, и с резуль-
татами, полученными на образцах лунного грунта, до-
ставленного на Землю экипажем космического кораб-
ля «Аполлон-11».
Косвенные радиометрические методы опре-
деления физических свойств лунного грунта
[1—4] показали, что грунты Лупы являются
диэлектриками и обладают весьма низкой теп-
лопроводностью.
Московским горным институтом п Всесо-
юзным научно-исследовательским институ-
том оптико-физических измерений были про-
ведены исследования тепловых и электриче-
ских свойств лунного грунта, доставленного
па Землю автоматической станцией «Лу-
на-16», и его земных аналогов: андезито-ба-
зальтового песка п мелкораздроблеппого ба-
зальта. Исследования тепловых и электриче-
ских свойств лунного грунта проводились прп
температуре 20° С в вакууме 10“6 торр и ат-
мосфере химически чистого гелия прп нор-
мальном давлении в специальной камере, а
аналогов, кроме того,— в атмосфере воздуха.
Для выяснения корректности используемых
методик, разработанных для исследования
вещества на малой пробе в условиях вакуума,
определения тепловых и электрических
свойств аналогов проводились также па стан-
дартных установках в атмосфере воздуха и
вакуума.
Определение удельной теплоемкости с, ко-
эффициента температуропроводности а и теп-
лопроводности X проводилось комбинирован-
ным методом, объединяющим метод мгновен-
ного источника тепла (определение а) и метод
периодического ввода тепла [5] (определение*
с). Коэффициент теплопроводности рассчиты-
вался как произведение а, с и плотности
грунта 6.
Установка для определения тепловых
свойств на малых образцах (см. рис. 1) со-
стояла из фторопластового стакана с тонкими
стенками диаметром 10 и высотой 20 л/л/ (7);
тонкого графитового стержня 2 в центре стака-
на, служащего линейным источником тепла;
термопары 5, устанавливаемой на расстоянии
2 мм от источника тепла; термопары 4, уста-
навливаемой вблизи стенки стакана. Запись
температуры с каждой термопары проводилась
па два электронных самописца 5 тппа ПС-1,
работающих синхронно.
Коэффициент температуропроводности в
вакууме определялся путем замера времени
достижения максимума температуры на термо-
паре 5, а в атмосфере гелия и воздуха контро-
лировался, кроме того, термопарой 4. Расчет
удельной теплоемкости проводился по отноше-
нию количества тепла, выделяемого линейным
источником тепла на единицу массы грунта, за
вычетом тепловых потерь в окружающую сре-
ду (фторопластовый стакан, токоведущие про-
вода и т. д.), к температуре системы после до-
стижения в ней теплового равновесия. Послед-
нее определялось по равенству температур,
фиксируемых обоими термопарами.
Длительность импульса регулировалась с
помощью механического реле времени 6. Для
определения а она составляла 0,5 сек, а с —
Ю—20 сек. Мощность источника тока регули-
ровалась с помощью трансформатора перемен-
ного тока 7 тппа РНО-250-5 и составляла при
560 A. P. Головкин, A. H. Дмитриев, E. M. Духовской, Г. Я. Новик, Р. Г. Петроченкое, В. В. Ржевский и др.
Таблица 1. Результаты определения тепловых свойств лунного грунта и его аналогов
Порода Определяемый параметр Условие проведения опыта
вакуум, 10“® торр атмосфера
гелия воздуха
малая проба стандартный прибор
Лунный грунт с 0,74 0,76 — —
а 0,27 14,7 — —
X 2,76 155 — —
Андезито-базальтовый с 0,735 0,75 0,735 0,74
песок а 0,51 6,3 4,45 4,3
X 4,27 53,8 37,2 36,3
М е л к о р а з д роб л ен ны й с 0,79 0,81 0,8 0,8
базальт а 0,725 9,8 6,4 6,25
X 6,98 97,0 62,4 61,0
Г дж I Г м? I Г вт '1
с------d; а 10~8— ; Х10~3-------ч.
{г-г рад у секу |_ м-град\
Таблица 2. Зависимость е, р и tg А от частоты
Условия проведения опытов
Частота, гц Порода вакуум гелий
Е tg Д-10-2 Р Е tg д-ю-2 Р
Лунный грунт 3,36 1,6 3,2.10е 3,39 1,65 3,32.10е
Ю5 Андезито-базальтовый песок 3,35 1,24 4,9.10е 3,37 1,1 4,7.10е
Мелкораздробленный базальт 3,94 0,94 4,15-10’ 3,97 1,1 4.10е
Лунный грунт 3,32 1,36 8,3-10е 3,35 1,3 8-10е
4-10- Андезито-базальтовый песок 3,35 1,18 1,2.10е 3,35 1,05 0,9.10е
Мелкораздробленный базальт 3,9 0,92 1-10® 3,92 1 1,1-10’
Лунный грунт 3,3 1,24 4-10'» 3,33 1,2 4,2.10е
10’ Андезито-базальтовый песок 3,4 1,03 4,8-Ю5 3,42 1,1 4,7.10е
Мелко раздробленный базальт 3,81 0,9 4,2.10е 3,87 0,98 4,4.10е
Лунный грунт 3,2 1,12 1- 10е 3,28 1,1 1,1.10е
4-10’ Андсзнто-базальтовый песок 3,25 1,10 1,15.10’’ 3,26 1,2 1,15.10е
Мелкораздробленный базальт 3,7 0,88 0,98.10е 3,73 1,1 1- 10е
Лунный грунт 3,17 1,02 4,4-10» 3,22 1,1 4,5-10»
10-106 Андезито-базальтовый песок 3,16 0,9 4,4-10» 3,2 1 4,3-104
Мелко раздробленный базальт 3,5 0,86 4-Ю4 3,5 0,95 4,1-10*
Лунный грунт 3,15 0,98 3,6-10» 3,2 0,89 3,8-10»
12-106 Андезито-базальтовый песок 3,13 0,86 3,7-10» 3,17 0,9 3,8-10»
Мелкораздробленный базальт 3,45 0,86 3,3-10» 3,47 0,89 3,5-10»
Результаты исследования тепловых и электрических свойств грунта Луны и его аналогов
561
определении а 5—10 вт, а при определении с
1—2 вт. Величина тепловых потерь определя-
лась путем проведения экспериментов иа веще-
ствах с заранее известной теплоемкостью. По-
грешности прп определении а составили
±4%. с- ±5%, л —±10%.
Определение а, с, X проводилось при сво-
бодной засыпке предварительно разрыхленно-
го исследуемого материала. Прп этом плот-
ность лунного грунта, андезито-базальтового
песка и мелкораздробленного базальта соста-
вила 1,38; 1,14; 1,22 г/с.ч3, соответственно
(табл. 1).
Исследования относительной диэлектриче-
ской проницаемости е, тангенса угла диэлек-
трических потерь tgA и удельного электриче-
ского сопротивления р лунного грунта и анало-
гов проводились в диапазоне частот 100 кгц —
Для измерения электрических свойств ма-
лых проб сыпучих материалов применен пло-
ский дисковый трехэлектродный конденсатор
с частичным заполнением его исследуемой поро-
дой. Измерительный конденсатор (см. рис. 2)
состоял из верхней заземленной обкладки 7,
охранного кольца 2, средней обкладки 4, ниж-
него кольцевого изолятора 5. нижней заземлен-
ной обкладки 6.
Обкладка 1 крепилась к поворотному рыча-
гу с ручным приводом извне, позволяюще-
му поднимать, опускать и регулировать силу
ее прижатия к охранному кольцу 2. Рабочая
камера конденсатора образована обкладками
7, 4 и охранным кольцом 2. Нижняя камера 7
образована обкладками 4,6 и кольцом 5. Напря-
жение от куметра проводилось к централь-
ной обкладке 4 с помощью медных проводов,
Р и с. 1. Блок-схема определения тепловых свойств
Рис. 2. Схема измерения электрических параметров
12 Мгц прп помощи куметра Е-9-4. Коррект-
ность метода определения е, tgA и р на малой
пробе проверялась на аналогах в атмосфере
воздуха и вакууме иа разработанном измери-
тельном конденсаторе (рпс. 2) и стандартном
приборе (цилиндрический конденсатор). Отли-
чие в значениях определяемых параметров
составило не более ±7%. Измерительная схе-
ма (см. рис. 2) включала измерительный кон-
денсатор, помещенный в вакуумную камеру,
куметр Е-9-4, находящийся вне камеры,
провода, соединяющие куметр с измеритель-
ным конденсатором. Обратным проводом слу-
жил корпус вакуумной камеры, соединенный
с корпусом куметра.
36 Лунный грунт
жестко закрепленных на фторопластовых изоля-
торах.
Высота рабочей камеры h и диаметр обкла-
док Dq выбирались, исходя из объема и макси-
мального диаметра зерен исследуемого вещест-
ва, а также из условий уменьшения и стабили-
зации «паразитных» емкостей измерительного
конденсатора.
Конструктивные размеры конденсатора
(см. рпс. 2) были: D = 28 льк; Do= 20.1 мм\
h = 2,72 мм. При этом емкость рабочей ка-
меры Со= 1,03 пф. Обкладки конденсатора
выполнены пз нержавеющей стали. Охран-
ное и изолирующее кольца изготовлены из
алунда.
Расчет е, р, tgA проводился с учетом «па-
разитных» параметров соединительных прово-
дов и измерительного конденсатора.
562 A. P. Головкин, A. H. Дмитриев, E. А, Духоеской, Г. Я. Новик, Р. Г. Нетроченков, В. В. Ржевский и др.
Окончательные расчетные формулы следую-
щие:
Сз — С + С^
8 “ Со
nD^R^R
bh(Rk-H) ’
(1)
(2)
1де Rh — расчетное сопротивление алундовых
колец; R — общее сопротивление заполненного
исследуемым веществом конденсатора; С и
Сз — общая емкость пустого и заполненного
породой конденсатора.
tg Д = 2л/ (Сз-С + С0) R*R ’
где / — линейная частота.
Результаты исследования е, р, tgA в зави-
симости от частоты приведены в табл. 2.
Удельные теплоемкости лунного грунта и
аналогов, как и следовало ожидать, оказались
весьма близкими. Значения коэффициентов
теплопроводности лунного грунта и аналогов
отличаются значительно как в вакууме, так и в
гелии. Отношение коэффициента теплопровод-
ности лунного грунта в гелии и вакууме соста-
вило 55. Коэффициент теплопроводности лун-
ного грунта в вакууме приблизительно в
1000 раз ниже коэффициента теплопроводно-
сти плотных горных пород аналогичного со-
става.
Значения электрических свойств (е, р. tgA)
лупного грунта и аналогов в исследуемом диа-
пазоне частот близки между собой. Характер
изменения е, р, tgA лунного грунта от частоты
аналогичен характеру изменения этих парамет-
ров для земных пород подобного состава.
Сравнение полученных данных с результа-
тами исследований, проведенных с поверхности
Земли [1—3], показало, что значения коэффи-
циента теплопроводности лунного грунта в ва-
кууме лежат в пределах значений, определен-
ных в работах [1—3]. Значения е, tgA, р отли-
чаются от значений, полученных косвенными
методами, вследствие различия частот, приме-
нявшихся прп их определении [1, 2].
Данные по тепловым свойствам лунного
грунта в вакууме [6], полученные на образцах
грунта, доставленного на Землю экипажем
«Аполлон-11», согласуются с нашими данными,
если учесть некоторые отличия в составе и на-
сыпном весе. Прп увеличении объемного веса
лунного грунта и аналогов коэффициент тепло-
проводности в вакууме возрастает, а в атмос-
фере гелия уменьшается. Различия в значе-
ниях е, полученных нами п на образцах, до-
ставленных экипажем «Аполлон-11» [7], так-
же объясняются различиями в насыпном весе
и частотах, па которых проводились изме-
рения.
Литература
1. Кротиков В. Д., Троицкий В. С. Успехи физических
наук, 1963, 81, № 4, 588.
2. Троицкий В. С. Известия высших учебных заведе-
ний. Радиофизика, 1967, 10, № 10. 1266.
3. Pettit Е., Nicolson S. В. Asrophis. J., 1930, 72.
4. Evans I. V. J. Res. Nat. Bur. Standards, 1965, 69 D,
12.
5. Euchen R. .1. Phis.. 1909. 10, 586.
6. Robbil R. A., Hemingway B. S., Wilson И7. II. Scien-
ce. 1970, 167, 749.
7. Gold I., Campbell M. I.. O'Leary В. I. Science. 1970,
167, № 3918, 707.
Всесоюзный научно-исследовательский инстт ут
оптико-физических измерений, • •
Московский Ордена Трудового Красного Знамени
горный институт
А. К. Леонович,
В. В. Громов,
А. Д. Дмитриев,
В. А. Ложкин,
П. С. Павлов,
А. В. Рыбаков,
В. В. Шварев
РЕЗУЛЬТАТЫ
ИССЛЕДОВАНИЙ
ФИЗИКО-МЕХАНИЧЕСКИХ
СВОЙСТВ ОБРАЗЦА
ЛУННОГО ГРУНТА
В ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКОМ
БОКСЕ В СРЕДЕ АЗОТА
Приведены результаты исследований механических
свойств образца лунного грунта, доставленного авто-
матической станцией «Луна-16». Исследования вклю-
чали определение объемного веса грунта, изучение
характера его разрушения, определение характеристик
сжимаемости, сопротивления сдвигу и несущей спо-
собности. В статье приведены количественные данные
по механическим свойствам лунного грунта, многие
из которых определены впервые. Дается описание при-
боров и методики проведения исследований.
Цель и программа исследований. Целью
исследований механических свойств лунного
грунта являлось получение информации, необ-
ходимой для оценки его инженерно-строитель-
ных свойств, возможности движения транс-
портных средств, создания моделей лунного
грунта, а также решения других задач, свя-
занных с изучением и освоением Луны.
Программа исследований механических
свойств включала определение объемного веса
грунта в рыхлом п уплотненном состоянии,
изучение характера разрушения грунта, опре-
деление характеристик сжимаемости, сопро-
тивления сдвигу и несущей способности.
Приборы и методы исследований. Исследо-
вание механических свойств лунного грунта
было построено па прямых измерениях харак-
теристик грунта методами, принятыми в ме-
ханике грунтов. Для этого применялись спе-
циально разработанные приборы, позволяю-
щие проводить исследование па малых об-
разцах грунта, а также исключающие воз-
можность загрязнения грунта посторонними
примесями.
На рис. 1 показаны: сдвиговый прибор
СПЛГ-I для определения сжимаемости и со-
противления грунта сдвигу, мпкропепетрометр
для определения несущей способности и прибор
Кулона, с помощью которого изучался характер
разрушения грунта. Схема устройства сдвиго-
вого прибора и микропенетрометра показана
па рпс. 2.
Сдвиговый прибор относится к классу плос-
костных односрезных приборов с фиксирован-
ной поверхностью сдвига. Размеры образца
грунта для испытаний в этом приборе состав-
ляют: диаметр 25,2 мм, высота 12 мм. Микропе-
нетрометр позволяет определить сопротивление
вдавливанию в грунт штампов различной формы.
В приборе Кулона (рис. 3) имеется подвижная
перегородка, передвигая которую можно ви-
зуально наблюдать через прозрачные стенки
прибора характер деформации грунта. Исследо-
вания грунта проводились в исследовательском
боксе приемной лаборатории ГЕОХИ АН СССР
в среде азота.
Образец лунного грунта для исследований
механических свойств. Для исследований меха-
нических свойств был отобран образец из верх-
ней части пробы лунного грунта, доставленной
на Землю станцией «Луна-16». Это соответст-
вует самому верхнему слою лунного грунта в
естественном залегании глубиной 100 мм. Обра-
зец в основной массе состоит пз мелких мине-
ральных частиц самой разнообразной формы.
Цвет грунта в общей массе темпо-серый. Ча-
стицы легко слипаются между собой, образуя
отдельные комки; на поверхности грунта
остаются четкие отпечатки. Несмотря па за-
метную слипаемость, грунт хорошо просеивает-
ся через сита. Преобладающей фракцией в грун-
те являются частицы размером 0,08—0.1 .i/v.
Результаты исследования. Определение объ-
емного веса. Объемный вес определяется взве-
шиванием грунта, насыпаемого в бюкс объемом
3 см3, а также прп проведении опытов па сдви-
говом приборе п мпкропенетрометре. Для пре-
дельно рыхлого состояния грунта было выпол-
нено 20 измерений. Среднее значение объемного
веса 1,115 г!см2 прп среднеквадратичном от-
клонении 0,02 г!см3.
36*
5G4
А. К. Леонович, В. В. Громов, А. Д. Дмитриев, В. А. Ложкин, П. С. Павлов и др.
Предельно плотное состояние грунта дости-
галось путем его послойного уплотнения в бюк-
се впброударным методом и ручной трамбовкой.
Величина объемного веса грунта в этом состоя-
нии 1.793 г! см2. Коэффициент пористости прп
удельном весе грунта 3,0 г!см2 для рыхлого со-
стояния 1,7, для плотного — 0,67.
Исследование характера разрушения грунта
в приборе Кулона. Опыты в приборе Кулона
проводились для двух состояний грунта: пре-
дельно рыхлого и уплотненного до объемного
веса 1,6 г!см2. Прп проведении опытов с рыхлым
грунтом была получена следующая картина.
Прп отводе от грунта перегородки по пх кон-
такту образуется вертикальная стенка. При
легком ударном воздействии па прибор проис-
ходит осыпание грунта, и образуется ступенча-
тая поверхность. Определить по этой поверхно-
сти угол естественного откоса грунта довольно
трудно.
При перемещении перегородки в сторону
грунта происходит его уплотнение. Прп сжатии
по горизонтали на 10,5 мм высота образца уве-
личилась пп 2,5 мм.
Для грунта, уплотненного до объемного ве-
са 1,6 г'см2'.
— прп отводе перегородки от грунта со-
храняется вертикальная стенка;
— при боковом давлении на образец обра-
зовалась четко выраженная прямая линия сколь-
жения, а затем от основной массы образца от-
кололась призма грунта. Угол наклона линии
скольжения 22° к горизонтальной осп. Это соот-
ветствует углу внутреннего трения грунта 46°
[1].
Исследование сжимаемости. Сжимаемость
грунта определялась в процессе его предвари-
тельного уплотнения перед сдвиговыми испы-
таниями. Опыты проводились в условиях невоз-
можности бокового расширения грунта с рав-
номерным распределением напряжений по тол-
щине образца грунта.
Образец грунта помещался в прибор в пре-
дельно рыхлом состоянии. Сжимающее на-
пряжение прикладывалось ступенями через
0,1 кГ1см2 с выдержкой на каждой ступени до
полного затухания деформаций.
В ряде опытов проводилось затем снятие на -
грузки и определялась обратная ветвь кривой
сжимаемости.
Па рпс. 4 показана осредиепная зависи-
мость по 16 опытам относительной вертикаль-
ной осадки образца грунта от величины сжи-
мающего давления. В диапазоне сжимающих
давлений 0—0,32 кГ)см2 наблюдается практиче-
ски линейная зависимость между деформацией
и давлением. При дальнейшем уплотнении про-
исходит резкое уменьшение сжимаемости грун-
та, и значения деформации приближаются к не-
которому предельно-плотному состоянию
грунта.
Регистрация изменений деформации образ-
ца по времени после приложения очередной сту-
пени нагрузки показала, что процесс стабили-
зации осадки грунта происходит довольно бы-
стро, в течение нескольких секунд. При разгруз-
ке образца восстанавливающиеся деформации
грунта оказались весьма малыми (см. рис. 4).
На рпс. 5 показана кривая сжимаемости,
построенная в координатах коэффициент по-
ристости — сжимающее давление, как это
принято в механике грунтов. Удельный вес
грунта при этом принимался равным 3,0 г/см 3.
Коэффициент сжимаемости грунта, опреде-
ленный как отношение приращения коэффицн-
Таблица 1. Значение коэффициента сжимаемости
Интервал сжимающих °- кЛ-
давлений, кГ/см2 о' 7 7 7 7
i ’"l
о о о о о
Коэффициент сжимаемо- 3,9 3,0 1,0 0,3 0,2
сти, см2!ьГ
ента пористости к приращению давления, силь-
но меняется по мере уплотнения грунта. Осред-
ненные величины этих коэффициентов для раз-
личных интервалов сжимающих давлений
приведены в табл. 1.
Для вычисления деформаций грунта во всем
исследованном диапазоне сжимающих давле-
ний была подобрана аналитическая зависи-
мость для кривой сжимаемости.
Методом выравнивания экспериментальных
данных было получено, что наиболее полно от-
вечает характеру протекания кривой сжима-
емости экспоненциальная функция вида:
8 = Еоо + (80 — %с) - exp (— kp), (1)
где е — коэффициент пористости грунта; ех —
коэффициент пористости грунта прп уплотне-
нии его предельной нагрузкой; е0— коэффици-
ент пористости в предельно рыхлом состоянии
грунта; к — постоянный коэффициент; р —
сжимающее давление.
Применительно к графику па рпс. 4 полу-
чаются следующие значения коэффициентов
уравнения (1): е0= 1,7; е^=0,85; к =
= 8,5 см2!кГ. Сравнение экспериментальной
кривой сжимаемости и рассчитанной по фор-
муле (1) с приведенными выше значениями
Результаты исследований физик о-механических свойств образца лунного грунта
565
коэффициентов показывает их хорошее совпа-
дение. Коэффициент сжимаемости для любой
точки кривой сжимаемости будет равен:
« = -Й- = - Go- ₽«) ke~*P= -к (г- е«). (2)
В предельно рыхлом состоянии е = е0, и
коэффициент сжимаемости равен: д0 =
= —к (ео—Боо).
Подставив это значение в формулу (2) и
проведя преобразование, получим:
a=^ = a0(i-D),
(3)
п __ О» — с
где и ~~ е _е — коэффициент отно-
оо
сительной плотности грунта.
фпциенту уплотнения для грунта в предельно
рыхлом состоянии, умноженному на коэффи-
циент относительной рыхлости.
Исследование сопротивления грунта сдвигу.
Сопротивление сдвигу определялось по методу
переуплотненного грунта. Для этого предвари-
тельное уплотнение грунта производилось мак-
симальной нагрузкой, которая была применена
для построения графика сопротивления сдвигу.
Промежуточные точки графика определялись
при меньших нагрузках. Такая методика испы-
таний позволила получить графики сопротив-
ления сдвигу при практически постоянном объ-
емном весе (коэффициенте пористости) и про-
следить изменение параметров сдвига грунта в
зависимости от степени его уплотнения.
Точность определения напряжения сдвига
и нормального давления при сдвиге 0,003 кГ!см~.
Рис. 1. Приборы для исследования механических свойств
лунного грунта
е — е^
Если ввести обозначение R =-----------, то
е — еоо
формула (3) примет следующий вид:
а = a0R. (4)
Коэффициент R имеет противоположный
смысл по отношению к коэффициенту относи-
тельной плотности и может быть назван коэф-
фициентом относительной рыхлости.
Прп R = 1 грунт имеет предельно рыхлое
состояние, при R = 0 грунт предельно плотный.
Тогда коэффициент уплотнения исследованного
образца лунного грунта в диапазоне сжимаю-
щих давлений до 0,5 кГ/см2 будет равен коэф-
Деформации образца грунта измерялись с точ-
ностью 0,01 мм. После окончания опыта обра-
зец грунта хорошо сохранял форму рабочей ка-
меры сдвигового прибора. Отчетливо видна по-
верхность сдвига.
На рис. 6 показаны результаты экспери-
ментального определения сопротивления сдвигу
грунта, уплотненного давлением 0,5 кГ]см2 до
объемного веса 1,61 г/см?.
Экспериментальные точки достаточно хоро-
шо укладываются па прямую линию, которая
может быть описана уравнением Кулона для
сопротивления грунтов сдвигу:
т = с + р tg ф, (5)
где т — напряжение сдвига (кГ/слг2),
566
А. К. Леонович, В. В. Громов, А. Д. Дмитриев, В. А. Ложкин, П. С. Павлов и др.
Рис. 2. Схема устройства сдвигового прибора (а) и микро-
пенетрометра (б)
1 — груз, создающий вертикальную нагрузку; 2 — штамп,
передающий вертикальную нагрузку; 3 — образец грунта;
4 — подвижная каретка; 5 — упругая балочка; 6 — индикатор
прогиба упругой балочки; 7 — индикатор вертикальной
деформации; 8 — индикатор горизонтальной дефор.мации; 9 —
индикатор перемещения штампа
с — сцепление (кГ/см2),
р — нормальное давление на плоскость
сдвига (кГ/см2),
ср — угол внутреннего трения грунта.
Вместе с тем опыты в приборе Кулона
с грунтом такой же плотности дали величину
угла внутреннего трения 46°.
Для прямолинейного участка графика пара-
метры уравнения Кулона имеют следующие
значения: с = 0,052 кГ!см2, ср = 25°. Величина
3
Результаты исследований физико-механических свойств образца лунного грунта
567
сцепления при отсутствии нормального давле-
ния 0,04 кГ1см2. По мере уменьшения степени
уплотнения грунта его сопротивление сдвигу
снижается.
При уплотнении нагрузкой 0,2 кГ1см2 (объ-
емный вес 1,51 г/см3) угол внутреннего трения
равен 22°, при уплотнении нагрузкой 0,1 кГ1см2
(объемный вес 1,29 г/см3) угол внутреннего
трения уменьшается до 10—12° (рис. 7).
Наглядное представление о влиянии сте-
пени уплотнения грунта (объемного веса) на
ого сопротивление сдвигу дает график на
рис. 8.
По вертикальной осп на этом графике отло-
жены значения коэффициентов сдвига при нор-
мальном давленип 0,1 кГ)см\ по горизонталь-
ной оси — объемный вес грунта. Коэффициент
сдвига представляет собой отношение напряже-
ния сдвига к нормальному давлению.
Как видно на рис. 8, по мере уплотнения
грунта его сопротивление резко возрастает.
Особенно интенсивное увеличение происходит
при уплотнении грунта до объемного веса
1,5 — 1,6 г/см?.
Весьма интересный характер имеет кривая
сопротивления сдвигу, полученная при уплот-
нении грунта только под воздействием нор-
мального давления сдвига (рис. 9). В этом слу-
чае получается резко выраженный нелинейный
характер между сдвигающей и нормальной на-
грузкой в зоне нормальных давлений 0—
0,2 кГ!см2. При давлениях, больших 0,2 кГ)см2,
кривая выравнивается и приближается к кри-
вой сопротивления сдвигу, полученной методом
переуплотненного грунта. Для этого участка
коэффициенты уравнения (5) будут иметь сле-
дующие значения: с = 0, <р = 30°.
Для начального участка применение урав-
нения (5) неприемлемо, так как при довольно
значительном угле наклона кривой (до 45°) по-
лучается отрицательная величина сцепления
(с<0), что лишено физического смысла.
Подобный характер кривой сдвига, получен-
ный прп различной плотности грунта, можно
объяснить тем, что по мере уплотнения грунта
происходит значительное изменение сцепления
и угла внутреннего трения, особенно в диапа-
зоне сжимающих давлений 0—0,4 кГ!см2.
Величина сдвигающего предельного напря-
жения достигает максимума при некотором
значении деформации сдвига, возрастающей
прп увеличении нормальной нагрузки. При
дальнейшем увеличении деформации происхо-
дит уменьшение напряжения сдвига.
В процессе сдвига происходит изменение
объема образца грунта. Если нормальное дав-
ление при сдвиге отсутствует, происходит раз-
рыхление грунта, объемный вес уменьшается.
При нормальном давлении 0,1 кГ1см2 объемный
вес грунта практически не меняется. При дав-
лениях выше 0,1 кГ)см2 во время сдвига проис-
ходит уплотнение грунта, п его объемный вес
возрастает.
Процесс изменения объема грунта идет осо-
бенно интенсивно во время нарастания сдвига-
ющего напряжения.
Определение несущей способности грунта.
Несущая способность грунта оценивалась по
кривой вдавливания в грунт плоского п конус-
ного штампа. Опыты велись прп различной сте-
пени уплотнения грунта.
На рис. 10 представлены кривые вдавлива-
ния плоского штампа диаметром 8 мм в грунт
различной плотности.
Т а'б л и ц а 2. лунного грунта Объемный вес и модуль деформации
Объемный вес 1,12 1,29 1,45 1,62
грунта, г/см3
Модуль деформа- ции, кГ/см2, 0,156 0,29 0,85 2,4
При внедрении в грунт, находящийся в пре-
дельно рыхлом состоянии (объемный вес
1,12 г/сл*3), штамп оставляет четкий отпечаток,
вокруг которого образуются небольшие коль-
цевые трещины. Выпирание грунта вокруг
штампа не наблюдалось. При погружении
штампа н^ глубину больше 5—6 мм на кривую
вдавливания начинает заметно оказывать влия-
ние днище прибора, в котором находится иссле-
дуемый образец грунта.
С увеличением плотности грунта сопротив-
ление внедрению штампа заметно возрастает.
Изменяется также характер деформации грун-
та, появляются зоны выпирания вокруг штам-
па, и образуются радиальные и концентриче-
ские трещины.
В табл. 2 приведены значения модуля де-
формации, определенные для начальной ветви
кривой внедрения плоского штампа.
Модуль деформации вычисляется по фор-
муле: Е = pD/H,
где р — удельное давление штампа на грунт
(кГ1см2), D — диаметр штампа (см), Н — глу-
бина погружения штампа (см).
Конусный штамп с углом при вершине 30°
в грунт с объемным весом до 1,5 г/см3 провали-
вался на полную глубину слоя грунта (12 мм)
под действием собственного веса (32 г). Внед-
568
А. К. Леонович, В. В. Громов, Л. Д. Дмитриев, В, Л. Ложкин, П. С. Павлов и др.
репие конусного штампа в грунт, уплотненный
до объемного веса 1,75 г!см\ происходило при
относительно постоянном давлении па штамп,
приведенном к его поперечному сечению на
уровне грунта, и составляло 0,65—0,8 кГ1см2.
Для оценки влияния ограниченного объема
грунта на внедрение штампа были проведены
специальные опыты на пскусственно составлен-
Р и с. 3. Схема устройства прибора Кулона
1 — образец грунта; 2 — подвижная перегородка
Рис. 4. Относительная осадка (АЛ/Л) образца грунта под дей-
ствием сжимающего давления (р)
Р и с. 5. Кривая сжимаемости грунта в координатах коэффи-
циент пористости (е) — сжимающее давление (р)
1 — экспериментальная; 2 — рассчитанная по формуле (1)
Рис. 6. График сопротивления сдвигу грунта, уплотненного
давлением 0,5 кГ/см2 (объемный вес 1,61 г, см3)
пых грунтах, по гранулометрическому составу
близких к лунному. В результате было обнару-
жено, что из-за влияния ограниченного объема
грунта сопротивление вдавливанию плоского
штампа возрастает примерно в 2 раза. Для ко-
нусного штампа это влияние было малозамет-
ным.
Анализ полученных результатов. Результа-
ты проведенных исследований позволили полу-
чить первое представление о механических
свойствах исследованного образца лунного
грунта и провести сравнение с ранее получен-
ными данными.
Лунный грунт из Моря Изобилия представ-
ляет собой мелкозернистый материал, объем-
ный вес которого может иметь значение от
1,1 до 1,8 г/сл*3. Объемный вес грунта, достав-
ленного космическим кораблем «Аполлон-11>>,
Результаты исследований физико-химических свойств образца лунного грунта
569
был 1,36 г!см? в рыхлом состоянии и 1,8 г!см?
в плотном. При этом в обоих случаях грунт для
исследований брался из самого верхнего слоя
глубиной 100—120 мм. Если в плотном состоя-
нии объемные веса достаточно близки, то в
рыхлом наблюдается существенное отличие.
Исходя из этого, можно предполагать, что
грунт с места посадки «Лупы-16» будет обла-
дать большей сжимаемостью, чем грунт, достав-
ленный «Аполлоном-11».
Лунный грунт сильно сжимаем. Коэффи-
циент уплотнения имеет переменное значение
и зависит от относительной плотности грунта.
При уплотнении сжимаемость грунта умень-
шается. В исследованном диапазоне уплотняю-
щих давлений (до 0,5 кГ!см2) кривая сжимае-
мости может быть описана достаточно просты-
ми соотношениями. Характеристики сдвига
лунного грунта существенно зависят от степе-
ни его уплотнения.
Грунт в рыхлом состоянии имеет незначи-
тельное сцепление и малый угол внутреннего
трепня. По мере уплотнения грунта (объемный
вес до 1.5 г/сл?) сопротивление сдвигу возра-
стает как за счет увеличения сил сцепления,
так и за счет увеличения угла внутреннего тре-
пня. Прп дальнейшем уплотнении (объемный
вес выше 1.5 г!см3) угол внутреннего трепня
приближается к 25°, и дальнейший рост сопро-
тивления сдвигу происходит в основном за
счет увеличения сил сцепления. Зависимость
механических свойств лунного грунта от сте-
пени его уплотнения может быть использована
для повышения его механической прочности
путем искусственного предварительного уплот-
нения. Достаточное уплотнение может быть до-
1Г
Н,мм
10
грунта сдвигу
0,2 кг /см2 (объемный вес
Рис. 7. Графики сопротивления
I — грунт уплотнен давлением
1,51 г/сл13); 2 — грунт уплотнен давлением 0,1 кг /см2 (объем-
ный вес 1,29 г/см3)
Рис. 8. Зависимость коэффициента сдвига (<р) от степени
уплотнения грунта (объемного веса д)
Рис. 9. График сопротивления сдвигу для грунта, уплотнен-
ного нормальным давлением сдвига. Пунктиром показан гра-
фик, соответствующий графику рис. 5
Рис. 10. Кривые внедрения плоского штампа в грунт с раз-
личным объемным весом
2
4
6
8
10
0,2 0,6 0,6
0,8 1,2 1,6
Р, кГ/см2
к
7
О
570
А. К. Леонович, В. В. Громов, А. Д. Дмитриев, В. А. Ложкин, П. С. Павлов и др.
стпгнуто приложением статической нагрузки
0,4—0,5 кГ!см\ при этом значительно увеличи-
вается его сопротивление сдвигу, особенно
прп небольших нормальных давлениях (0,1 —
0,2 кГ1см2), модуль деформации достигает 2 —
2,5 кГ1см\ сжимаемость грунта резко умень-
шается.
Полученные прямыми измерениями величи-
ны углов внутреннего трения и сцепления за-
метно отличаются от значений, которые былп
известны ранее. Например, в отчетных мате-
риалах по программе «Сервейор» [2] угол вну-
треннего трепня принимается равным 35—37°,
а сцепление 0,003—0,007 кГ1см\ В статье, по-
священной исследованию образцов грунта,
доставленных «Аполлоном-11» [3], сцепле-
ние грунта определяется величиной 0,003—
0,014 кПсм2,
Более близкие данные к полученным резуль-
татам были получены автоматической станцией
«Луна-13» [4], где угол внутреннего трения
получился 32°, сцепление 0,005 кГ1см\ Это от-
личие может быть вызвано различием свойств
грунта в исследованных районах, а также, воз-
Литература
1. Цытович Н. А. Механика грунтов. Изд-во «Высшая
школа», 1968.
2. Surveyor Project Final Report. Pt. 2. Science Result
California Institute of Technology, Pasadeny, Cali-
fornia.— Techn. Rep., 1968, № 32-1262.
можно, различной методикой их определения.
Следует отметить, что определение сжимаемости
и сопротивления сдвигу лунного грунта, достав-
ленного «Луной-16», впервые проводилось пря-
мыми измерениями, принятыми в механике
грунтов. До этого эти параметры определялись
косвенными методами по характеру деформации
грунта прп воздействии на него внешних тел.
Очевидно, что для получения сопоставимых дан-
ных о механических свойствах лунного грунта,
взятых пз различных районов поверхности Лу-
ны, необходимо проводить их исследование по
единой методике и с помощью идентичных при-
боров. Сравнение механических свойств грунта
с места посадки станции «Луна-16» с земными
грунтами и искусственно подобранными мате-
риалами показывает, что близким аналогом лун-
ного грунта является пылеватый вулканический
песок. В качестве возможной модели лунного
грунта может быть использована смесь, состав-
ленная из фракций молотого базальта и по гра-
нулометрическому составу близкая к лунному
грунту.
3. Preliminary examination of lunar samples from Apol-
lo 11.- Science, 1969, № 3899, 165.
4. Первые панорамы лунной поверхности. Изд-во «На-
ука», 1968.
Л. II. Веденин,
Е. А. Духовской,
В. В. Маркачев,
А. А. Сплин,
II. II. Черкасов,
В. В. Шварев
ИССЛЕДОВАНИЕ
МЕХАНИЧЕСКИХ СВОЙСТВ
ЛУННОГО ГРУНТА
И ЕГО АНАЛОГОВ
В РАЗЛИЧНЫХ
АТМОСФЕРНЫХ УСЛОВИЯХ
И ВАКУУМЕ
НА УСТАНОВКЕ ТОР-1
Приведено описание конструкции измерительных
узлов прибора ТОР-1 и методик для определения
удельного сопротивления пенетрации, сжимаемости и
сопротивления вращательному срезу лунного грунта
и его аналогов. Исследования проводились в атмосфе-
ре гелия при нормальном давлении, а также в вакууме
5 - 10~Q торр в интервале температур + (20—140)° С.
Получены значения удельного сопротивления пенетра-
ции грунта, коэффициента относительной сжимаемости
и параметров сопротивления вращательному сдвигу
при трех видах его уплотнения.
Характеристика исследованных материалов.
Исследованиям подвергались лунный грунт из
Моря Изобилия, доставленный автоматической
лунной станцией «Луна-16», и два земных ана-
лога лунных грунтов. Первый пз них представ-
лял собой андезито-базальтовый вулканический
песок из пос. Ключи (Центральная Камчатка),
второй — молотый базальт Берестовецкого мес-
торождения УССР. Данные о химическом, мине-
ралогическом и гранулометрическом составе всех
трех материалов представлены в табл. 1 и 2.
В соответствии с классификацией грунтов
СНИП-ПБ-162, принятой в СССР, оба аналога
относятся к числу пылеватых песков.
Минералогический состав исследованных ма-
териалов следующий: лунный грунт, по данным
А. П. Виноградова [1], содержит в качестве ос-
новных минералов плагиоклазы, ильменит, пи-
роксен и оливпп, а также полевошпатовые поро-
ды (анортозит). Среди мелких зерен встречают-
ся мономинеральные, в которых индентифициро-
ваны плагиоклаз, оливин, пироксен, ильменит,
а также шарики п гантельки пз вулканического
стекла. Андезито-базальтовый вулканический
песок содержит вкрапленники и микролиты
плагиоклаза, пироксена, роговой обманки и руд-
ного минерала. Молотый базальт состоит из пла-
гиоклаза, пироксена и рудных минералов, пред-
ставленных магнетитом и ильменитом.
Удельный вес минеральных зерен лунного
грунта был принят равным уу = 3,2 г 1см3, сред-
ний объемный вес по глубине погружения бура
«Луны-16» у = 1,2 г!см3. Удельный вес мине-
ральных зерен андезито-базальтового вулкани-
ческого песка уу = 2,79 г!см3, удельный вес зе-
рен молотого базальта уу = 2,98 г/см3. Объем-
ный вес всех трех материалов меняется в ши-
роких пределах в зависимости от уплотнения.
Определение объемного веса в атмосфере
гелия производилось с помощью мерного ста-
канчика диаметром 11,3 мм, куда насыпали
1,9 г исследуемого грунта. Занимаемый им объ-
ем определяли в рыхлом насыпном состоя-
нии, после уплотнения постукиванием стакан-
чика 50 раз по твердой поверхности и после
дополнительного уплотнения грунта стержнем
из органического стекла диаметром 8 мм вруч-
ную. Результаты опытов приводятся в табл. 3.
Механические характеристики материалов,
подлежавшие определению. В качестве общей
интегральной характеристики прочности было
принято удельное сопротивление пенетрации
В\кГ1см2) , в качестве параметров сопротивле-
ния сдвигу — угол внутреннего трения ср и
сцепление с(кГ1смг), в качестве параметра, ха-
рактеризующего деформируемость при сжа-
тии,— коэффициент относительной сжимаемо-
сти а.ъ(см2]кГ). Схемы проведенных опытов
представлены на рис. 1.
Удельное сопротивление пенетрации опре-
деляется по глубине внедрения в грунт метал-
лического конуса с углом при вершине а = 30э
при заданной нагрузке на него Р(кГ). Оно вы-
числяется по формуле:
R = -------—КГ/СМ2', (1)
л/i2 1g2 —
при а = 30° :
1{ = 4,44ка-^-кГ/см2. (2)
572
А. И. Веденин, Е. А. Духовской, В. В. Маркачев, А. А. Силин, И. И. Черкасов, В. В. Шварев
По результатам пенетрации можно одновре-
менно вычислить прочность, по П. А. Ребиндеру:
а
n COS .>
тд = — •-----— к” к Г /см2; (3)
ntg—
при а = 30°:
tr = 1,08-J к% кГ/см2. (4)
Между удельным сопротивлением пенетра-
цни и прочностью, по П. А. Ребиндеру, суще-
ствует постоянное соотношение, которое при
а = 30° выражается так:
Тд~0,25/? кГ/см2. (5)
Угол внутреннего трения ср и сцепление
с (кГ/см2) определяются пз уравнения Кулона:
Тпред = $ tg ф + С кГ/СМ1. (6)
зонтальной плоскости под ребристым диском, п
по величине этого момента вычислялось пре-
дельное сопротивление сдвигу по формуле:
^пр?д = 2 —— к Г 1см1. (7)
Определение угла внутреннего трения и
сцепления производится графоаналитическим
путем по спрямленному графику зависимости
предельного сопротивления сдвигу от нормаль-
ного давления на образец:
ср = arctg Т~' -) •
Коэффициент относительной сжимаемости
ап(см21кГ) в ходе опыта непрерывно изменяет-
ся, так как грунт под действием нормального
давления уплотняется и сжимаемость его
уменьшается. Поэтому вычисление коэффици-
Таблица 1. Химический состав *
Химические компоненты и их содержание, вес.%
Материал SiO2 тю2 А12О3 Fe2O3 MgO СаО Na2O K2O MnO Cr2O. ZrO2
Лунный грунт 41,70 3,39 15,32 16,802|е 8,70 12,20 0,37 0,10 0,21 0,31 0,015
Андезито-базальтовый вулка- нический песок 60,35 1,01 15,91 5,56 3,67 5,40 — — 0,10 — —
Молотый базальт 49,50 — 17,00 14,50 6,50 9,40 — — 0,70 — —
* Состав лунного грунта приводится по данным А. П. Виноградова [1], составы других материалов—по данным МИИТ.
2* Все содержание железа выражено через FeO.
Т а б л и ц а 2. Гранулометрический состав * *
Материал
Размеры фракций, леи
Андезито- 7-5 (1,72) 5 -3 (3,68) 3 -2 (2,56) 2-1 (3,51) 1-0,5 (5,99) 0,5-0,25(10,87) 0,25 -0,10 (14,61) 0,10 (57,56)
базальтовый
вулканиче-
ский песок
Молотый 10 -5 (0,1) - 5 -2 (0,1) 2-1 (0,5) 1-0,5 (0,6) 0,5 -0,25 ( 2,6) 0,25 -0,10 (14,3) 0,10 (81,2)
базальт
* Данные о гранулометрическом составе лунного грунта приведены в настоящем сборнике в работе [2].
Примечание. В скобках дано содержание (в %).
Для вычисления ф и с необходимо провести
пе менее двух независимых определений пре-
дельного сопротивления сдвигу тпреД (кГ!см2')
при различных значениях нормального давления
о (кГ/см2).
В наших опытах предельное сопротивление
сдвигу определялось на приборе вращательного
сдвига со сплошным вращательным ребристым
диском. В ходе опыта определялся предельный
крутящий момент, вызывающий срез по гори-
ента относительной сжимаемости ведется раз-
дельно для разных интервалов нормального
давления по формуле:
7 Дб’.
= н.ьр. см^кГ- (9)
i * i
В приведенных выше формулах приняты
следующие обозначения:
а — угол при вершине конуса пенетрометра;
Исследование механических свойств лунного грунта и его аналогов
а / 3
h — глубина погружения конуса в грунт
(ел);
р — нагрузка на конус пенетрометра
(«П;
Л/пред — предельный крутящий момент прп
вращательном сдвиге (кГ-см)-
Тпред — предельное сопротивление сдвигу
(кГ/см2);
г — радиус ребристого диска (см);
Gi — нормальное давление на образце
(кГ/см2);
Дрг — приращение нормального давления
на интервале опыта (кГ/см2);
Ht — высота образца в начале интервала
опыта (см);
Д& — уменьшение высоты образца на ин-
тервале опыта (см);
A’dn; kd — коэффициенты, учитывающие вли-
яние боковых стенок цилиндра на
значения пенетрации и компрессии.
Использование схемы вращательного сдви-
га было принято вследствие малого количества
лунного грунта, выделенного для опытов на
ТОР-1, при котором было невозможно приме-
нить обычные приборы одноплоскостного сдви-
га пли трехосного сжатия; формула (7) приня-
та по данным А. Н. Зеленина и др. [3] и
предполагает, что эпюра распределения танген-
циальных напряжений по радиусу ребристого
диска при достижении предельного сопротивле-
ния сдвигу имеет треугольную форму.
Условия проведения опытов. Опыты прово-
дились в вакуум-камере ТОР-1, описание кото-
рой дано в работе [4]. Вакуум-камера позволя-
ет проводить испытания в атмосфере воздуха
при нормальном давлении, в атмосфере стери-
лизованного гелия высокой чистоты и в ваку-
уме глубиной до 10-5 торр. Температура образ-
ца могла быть установлена в +20°С (без подо-
грева) идо +140° С (с подогревом).
При проведении опытов в нормальных ат-
мосферных условиях камеру не герметизирова-
ли и не откачивали. При проведении опытов
в атмосфере гелия производилась предвари-
тельная откачка камеры дь вакуума 5 • i0~5 торр
и затем заполнение ее гелием. При проведе-
нии опытов в вакууме камеру откачивали до
(2 — 5) • 10-5 торр. В опытах с подогревом об-
разец нагревали до начала откачки для испа-
рения влаги.
Лунный грунт поступил в герметичном кон-
тейнере, где он находился в атмосфере чистого
гелпя. Аналоги лунного грунта поступали на
испытания в открытом впде. Вследствие этого
в аналогах присутствовала гигроскопическая
влага в количестве 1,5—3,0% по весу. Прп от-
качке ТОР-1 эта влага испарялась, и последую-
щие испытания в атмосфере гелия и вакууме
проводились на сухих материалах. Опыт рабо-
ты с ТОР-1 показал, что в присутствии грун-
тов откачку необходимо вести медленно, так
как быстрое падение давления в камере приво-
дит к их вспучиванию под действием расшире-
ния воздуха в порах и парообразования за
счет испарения гигроскопической влаги.
Для испытания образцов ТОР-1 был обору-
дован специальными испытательными узлами,
смонтированными на общей плите (см. рис.
2—5). Первоначальные конструкции узлов, со-
зданные в 1970 г. и описанные в работе [4], ла
основании опыта их эксплуатации были усовер-
шенствованы, что повысило надежность их ра-
боты и точность измерений. Ниже приводятся
описания усовершенствованных узлов.
Таблица 3. Объемный вес лунного грунта и его
аналогов
Состояние исследуемого _ материала Объемный вес в различных состояниях, г/сл13
лунный грунт андезито- базальтовый вулканиче- ский песок молотый базальт
Рыхлое, насыпное 1,26 1,05 1,00
Уплотнен постукивани- ем 50 раз 1,90 1,41 1,58
Дополнительно уплот- нен стержнем 1,90 1,46 1,73
Образец грунта помещается в центральной
части плиты внутри цилиндрической чашечки
диаметром 11,3 мм. Чашечка оборудована элект-
ронагревателем. При проведении опытов на
пенетрацию и компрессию чашечка неподвиж-
на. Прп опытах на вращательный сдвиг она по-
ворачивается вокруг вертикальной оси.
Отдельные измерительные узлы с рабочими
органами и устройствами для приложения на-
грузки и измерения нагрузки п деформаций
смонтированы на консольных балках, которые
могут поворачиваться в вертикальной плоско-
сти, подводя рабочие органы к поверхности изу-
чаемого грунта. Движение консолей вниз огра-
ничивается жесткими упорами, которые гаран-
тируют точную установку рабочих органов.
Приложение вертикальной нагрузки осуще-
ствляется с помощью нажимной балки, которая
также поворачивается в вертикальной плоско-
сти и, входя в контакт с головкой нагружающе-
го штока того пли иного узла, опускает его
вниз.
574 А. И. Веденин, Е. А. Духовской, В. В. Маркачев, А. А. Силин, И. И. Черкасов, В. В. Шварев
Р и с. 1. Схемы проведения опытов для определения механи-
ческих параметров грунта. Вверху — пенетрация, в середине—
компрессия, внизу — вращательный сдвиг
1— конус; 2 — поршень; з — ребристый диск
Узел пенетрации. Рабочим органом служит
(рис. 2) полированный конус 1 с углом при вер-
шине а = 30°. Конус весит 20 г. Внедрение ко-
нуса в поверхность образца 2. помещенного в
чашечке 3, осуществляется под действием его
собственного веса. Конус укреплен па мембра-
не 4, которая свободно лежит па кольцевом
упоре внутри головки узла 5. На мембране на-
клеен тензодатчик тппа МФКП, который изме-
ряет силу, передающуюся от конуса мембране.
В исходном положении вес конуса передается
па мембрану. В процессе эксперимента нажим-
ная балка, смонтированная па отдельном пово-
ротном рычаге, перемещает вниз конус вместе
с измерительной сборкой до поверхности образ-
ца. Фиксируется нулевой отсчет. При дальней-
шем медленном движении конус входит в кон-
такт с грунтом. Постепенно весь вес передается
па грунт, а измерительная мембрана полностью
разгружается, о чем говорят показания датчи-
ка. Глубина погружения конуса определяется
по вертикальному перемещению штока 6 с по-
мощью эллиптической пружины 7 с наклеенны-
ми на ней тензодатчиками тппа ФКП. Макси-
мальная глубина погружения 1,8 см. Образец в
чашечке может быть подогрет нагревателем 8.
Компрессионный узел. Рабочим органом
(рпс. 3) служит полированный поршень 1 с
плоским основанием диаметром 11 мм, прило-
женным к поверхности образца 2. Поршень ук-
реплен па мембране 3 с наклеенным на нее
тензодатчиком типа МФКП. Мембрана укре-
плена на кольцевом упоре внутри головки 4.
Вертикальное перемещение головки осущест-
вляется путем воздействия нажимной балки па
вершину штока 5. Прп этом мембрана нажима-
ет на поршень и заставляет его вдавливаться в
поверхность образца. Усилие вдавливания из-
меряется тензодатчиком мембраны, а переме-
щение поршня — эллиптической пружиной 6 с
тензодатчиками тппа ФКП. Образец может
быть подогрет нагревателем 7. Вертикальное
давление па грунт может изменяться от 0 до
1,5 кГ/см\ глубина погружения поршня от 0 до
0,8 см.
Узел вращательного сдвига. Узел (рпс. 4)
смонтирован на консоли 1. Перед испытанием
он наклоняется к поворотной чашечке прибора
2, так что рабочий орган — ребристый диск 3
входит в контакт с поверхностью образца 4.
Вертикальная нагрузка на рабочий орган осу-
ществляется нажимной балкой через нагружа-
ющий шток 5. Шток перемещается в направля-
ющей втулке 6 и передает давление через
мембрану 7 и второй шток 8 па ребристый
диск.
Исследование механических свойств лунного грунта и его аналогов
575
После приложения заданной вертикальной
нагрузки, которая измеряется тензодатчиком на
мембране 7, чашечка с образцами грунта при-
водится во вращательное движение вокруг вер-
тикальной осп и увлекает за собой ребристый
диск с его штоком. На штоке закреплен рычаг
9 с упором, касающимся измерительной тензо-
метрической балки 10. Тензодатчики ФКП, на-
клеенные на балку, измеряют силу давления
рычага. В процессе опыта эта сила нарастает и,
достигнув максимума, остается постоянной илп
уменьшается. По максимальной силе вычисля-
ется предельный крутящий момент, вызываю-
щий срез образца под ребристым диском.
Вертикальная нагрузка па образец может
изменяться от 0 до 0,6 кГ/см\ предельный кру-
тящий момент от 0 до 0,150 кГ • см. Чашечка
прибора оборудована нагревателем 11.
Рис. 2. Узел для проведения опытов с пенетрацней
Р и е. 3. Узел для компрессионных испытании
Сигналы тензометрических датчиков для из-
мерения усилий и деформаций поступали на
усилитель 8 АНЧ-7М и далее на самоппсцы
ПС-1. В результате каждого опыта получали
две диаграммы зависимости усилия и деформа-
ции от времени, которые расшифровывались с
помощью заранее составленных тарпровочных
таблиц. Точность измерения в среднем около
10% от предельных значений величин.
Прп всех видах испытаний нагрузка прила-
галась последовательно возрастающими ступе-
нями, причем каждая ступень выдерживалась
до прекращения деформаций на диаграмме са-
мописца. В среднем продолжительность опыта
на пенетрацию составляла 0.5 мин, на компрес-
сию 10 мин и на вращательный сдвиг 3 мин.
Учитывая полное отсутствие жидкостей в по-
рах грунта и невозможность замедления дефор-
маций за счет процессов фильтрационной кон-
солидации, эту продолжительность можно при-
знать достаточной для того, чтобы считать на
каждой ступени опыта деформации завершен-
ными.
Поскольку лунный грунт поступал в контей-
нер в атмосфере гелия и не подлежал контакту
с нормальной атмосферой, все его испытания
были проведены в гелии. Чтобы выяснить вли-
яние вакуума и нормальной земной атмосферы
на механические свойства, грунты-аналоги ис-
пытывались во всех трех условиях: в нормаль-
ной атмосфере, атмосфере гелпя и вакууме
10“5 торр при температуре + 20 и + (135 —
140)°C. Было проведено: 3 пенетрацпонпых,
2 компрессионных и 3 опыта па вращательный
сдвиг. Приведенные ниже данные получены по
тем экспериментам, в которых не было обнару-
жено грубых ошибок.
Результаты испытаний. По пепетрационным
испытаниям были получены таблицы значений
удельного сопротивления пенетрацпи для всех
исследованных грунтов, по которым затем был
составлен график, представленный па рис. 6,
показывающий зависимость R от коэффициента
пористости грунта е.
По компрессионным испытаниям были по-
строены кривые зависимости глубины погруже-
ния поршня от вертикального давления, пред-
ставленные па рис. 7 и 8. В результате обра-
ботки этих кривых были найдены значения ко-
эффициентов относительной сжимаемости для
576
А. И. Веденин, Е. А. Дутоеской, В. В, Маркачев, А. А. Силин, И. И. Черкасов, В. В. Шварев
различных интервалов давлении, представлен-
ные в табл. 4 и 5.
По испытаниям на вращательный сдвиг бы-
ли построены графики зависимости предельно-
го сопротивления сдвигу от нормального давле-
ния, образцы которых представлены па рпс. 9.
На основании этих графиков были получены
значения углов внутреннего трения и сцепле-
ния. приведенные в табл. 6 и 7.
Пенетрационные испытания. Сводный гра-
фик результатов опытов в гелии при темпера-
туре + 20 и +140°С и в вакууме 10-5 торр при
+ 140°С представлен на рпс. 6. Пз графика сле-
дует, что главным фактором, определяющим
удельное сопротивление пенетрации для всех
исследованных материалов, является их коэф-
фициент пористости. У рыхлых насыпных
грунтов удельное сопротивление пенетрации
Т аблица 4. Коэффициент относительной сжимае-
мости ао (в см2/кГ) в гелии пои нормальном
давлении и температуре +20°С*
Интервалы давления нормального кГ/слс2
Материал 1 -0,6 -0,8
2 I ; I СО
о о о
Лунный грунт 1,63 0,42 0,24 0,11
Андезито-базальтовый панический песок вул- 0,82 0,10 0,06 0,04
Молотый базальт 2,10 0,26 0,12 0,08
* Исходное состояние грунта рыхлое насыпное при следующих
значениях коэффициента пористости: лунный грунт е0 =
= 1,56; андезито-базальтовый песок е0 = 1 ,59; молотый
базальт е0 = 2,00.
снижается до R = 0,012 кГ/см\ у грунтов, уп-
лотненных постукиванием и обжатием штам-
пом, оно увеличивается до 0,357—0,383 кГ1см\
По сравнению с влиянием пористости влияние
среды и температуры, в исследованных преде-
лах, оказалось второстепенным. Можно отме-
тить, что у грунтов в рыхлом насыпном со-
стоянии сопротивление пенетрации в гелии
прп +140° оказалось несколько выше, чем при
+ 20°, а в вакууме почти таким же, как в ге-
лии. У уплотненных грунтов переход от +20 к
+ 140°С в большинстве случаев приводил к не-
которому снижению сопротивления пенетрации,
такое же влияние дал и переход к вакууму.
В целом все результаты опытов с пенетрацпеп
следует рассматривать как предварительные,
так как на них слишком большое влияние име-
ли условия насыпания грунтов в чашечку при-
бора и их дальнейшая обработка.
Компрессионные испытания. В первую оче-
редь были получены компрессионные кривые
для лунного грунта и его аналогов в атмосфере
гелия прп нормальном давлении и температуре
+ 20°С, представленные на рпс. 7. По этим кри-
вым были вычислены значения а^, представлен-
ные в табл. 4.
Поскольку испытаний лунного грунта в ваку-
уме по ряду причин провести не удалось, были
поставлены специальные опыты с аналогами в
атмосфере гелия прп температуре +20 и
+ 135° С и в вакууме 10-5 торр прп температуре
+ 135°С для выяснения вопроса о том, насколь-
ко меняются свойства грунта прп переходе от
атмосферы гелия к вакууму. Результаты этих
опытов представлены на рис. 8 и в табл. 5.
Анализ табл. 4 показывает, что лунный
грунт в рыхлом насыпном состоянии обладает
Р и с. 4. Узел для опытов с вращательным сдвигом
Р и с. 5. Внутренний вид вакуум-камеры ТОР-1 с испытатель,
ными узлами
чрезвычайно большой сжимаемостью, которая,
однако, прп первоначальном обжатии давлени-
ем порядка 0,2 кГ/см2 снижается в несколько
раз, хотя вплоть до конца опыта, прп сжимаю-
щем напряжении 0,6—0,8 кГ/см\ остается все
еще большой, значительно превышающей сжи-
маемость распространенных на Земле песчаных
грунтов в обычном для последних среднеплот-
иом и плотном состояниях. То же относится и к
грунтам-аналогам — молотому базальту и вул-
каническому андезито-базальтовому песку, ха-
рактеристики сжимаемости которых близки к
характеристикам лунного грунта и свидетельст-
Исследование механических свойств лунного грунта и его аналогов
577
вуют о высокой сжимаемости этих материалов
в рыхлом насыпном состоянии. Результаты ис-
пытаний говорят о том, что в указанных выше
условиях эти материалы как аналоги лунного
грунта выбраны удачно и могут служить его
заменителями в экспериментах, связанных со
сжимаемостью.
На основании анализа табл. 5 можно отме-
тить, что у обоих материалов при всех услови-
ях испытаний на одинаковых интервалах на-
гружения коэффициенты сжимаемости имеют
одинаковый порядок величин. На первом этапе
происходит первоначальное обжатие, и коэффи-
циент относительной сжимаемости приобретает
максимальные значения, затем он резко снижа-
ется и на последнем этапе доходит до значений
0,045—0,080 см21кГ. Однако и эти последние
цифры все еще значительно превышают обыч-
ные для земных пылеватых песков средней
плотности значения а0 — 0,01 см2/кГ.
Влияние подогрева и вакуума на свойства
образцов проявляется различно. У молотого ба-
зальта сжимаемость несколько возрастает на
всех интервалах нагружения, что, может быть,
связано с некоторым разуплотнением образцов
при подогреве и откачке. У андезито-базальто-
вого вулканического песка на первом этапе на-
гружения сжимаемость снижается, а на после-
дующих несколько увеличивается. Однако
в обоих случаях резкого изменения свойств не
отмечается, и в общем можно считать, что ис-
пытания в атмосфере гелия прп нормальном
давлении и температуре -}-20оС дают приблизи-
тельно те же результаты, что и испытания в
вакууме 10-5 торр при 4-135°С. Причину этого
следует искать, с одной стороны, в недостаточно
37 Лунный грунт
578
.4. И. Веденин, Е. А. Дутовсксй, В. В. Маркачев, J. А. Силин, И. И. Черкасов, В. В. Шварев
большой глубине вакуума, а с другой стороны,
в том, что внутри образца мелкодисперсного
грунта под поршнем прибора вакуум, по всей
вероятности, хуже, чем в камере ТОР-1 в це-
лом.
Таблица 5. Коэффициент относительной сжимае-
мости ао (в см2/кГ) в различной атмосфере и вакууме
для грунтов-аналогов *
Материал и интер- вал сжимающих напряжений, кГ/с.м2 Условия проведения испытаний
гелий, +20° G гелий, +135° G вакуум, 10“6 тпорр, 35° С
Молотый ба з а л ь т
0-0,1 2,22 2,55 2,84
0,1-0,2 0,286 0,22 0,47
0,2-1,0 0,064 0,071 0,08
Андезито-базальтовый вулканиче-
ский песок
0-0,1 1,17 0,90 0,66 7]
0,1-0,2 0,14 0,21 0,17
0,2-1,0 0,045 0,06 0,06
* Исходное состояние грунтов рыхлое насыпное при следую-
щих значениях коэффициента пористости: базальт е0 = 2,00;
андезито-базальтовый песок е0 = 1,39.
Таблица 6. Параметры в гелии при нормальном +20° С * сопротивления сдвигу давлении и температуре
Материал Угол внутреннего трения, ф Сцепление, с
Лунный грунт 29°30' (35°30') 0,030 (0,010)
Андезито-базальтовый вулка- 26°00' 0,016
нический песок
Молотый базальт 29°00' 0
* Перед испытанием грунты уплотняли постукиванием и крат-
ковременным приложением вертикального давления о =
= 0,55 кГ/см2. В таблице приведены данные для осреднен-
ных графиков зависимости тпред = F (о). В скобках даны
значения С и <р для начального участка графика лунного
грунта.
Таблица 7. Параметры сопротивления сдвигу при разных условиях испытаний
Материал Условия проведения испытаний
воздух, 20° С Ф с вакуум,10“6 тпорр, 20° С ф с. вакуум,10-5 торр, 140° G Ф сН
Андезито-базаль- товый вулканиче- ский песок 27°30' 0 25°30' 0,004 23°40' 0,004
Молотый базальт 30°30' 0 26°50' 0,036 27°00' 0,004
В дополнение к описанным испытаниям бы-
ли сделаны контрольные опыты с компрессией
грунтов-аналогов в ТОР-1 в атмосфере воздуха
при + 20°С и влажности 75%. Они показали,,
что в большинстве случаев сжимаемость обоих
аналогов в воздухе заметно выше, чем в гелии
и в вакууме, что объясняется влиянием гигро-
скопической влаги. Было замечено, что оба ана-
лога, высушенные до постоянного веса, интен-
сивно поглощают влагу из воздуха и гигроско-
пическая влажность их в разных опытах изме-
нялась от 1,5 до 3,0%.
Необходимо отметить, что проведение ком-
прессии в миниатюрном приборе должно приво-
дить к занижению коэффициентов сжимаемо-
сти за счет трения грунта о стенки рабочего ци-
линдра. Предварительные данные определения
масштабного фактора говорят о том, что в на-
шем случае можно ожидать преуменьшения
сжимаемости, причем масштабный фактор, ве-
роятно, проявляется различно на разных ста-
диях опыта. В табл. 4 и 5 приведены зна-
чения ао без учета влияния масштабного фак-
тора.
Эксперименты на вращательный сдвиг. Пер-
вые испытания были сделаны для определения
свойств лунного грунта и его аналогов в атмо-
сфере гелия при нормальном давлении и тем-
пературе + 20°С (см. рис. 9).
Анализ табл. 6 показывает, что в среднем
лунный грунт и его аналоги имеют близкие па-
раметры сопротивления сдвигу, и все они харак-
теризуются в данных условиях испытания низ-
ким сцеплением от 0 до 0,016 кГ/см2. Несколько
неожиданными явились значения углов внутрен-
него трения, которые в среднем оказались рав-
ными 26—30°. Ранее приводившиеся в литера-
туре данные о лунных грунтах и исследования
их земных аналогов, как правило, сходились па
цифрах 35—37° и даже выше. В связи с этим
были поставлены дополнительные опыты с ана-
логами па вращательный сдвиг в атмосфере
воздуха при +20° С и в вакууме 10-5 торр при
+ 20 и +140°С.
В табл. 6 приведены данные для осреднеп-
ных графиков зависимости тпреД = F(a). Как
видно из табл. 7, переход от испытаний в атмо-
сфере воздуха к испытаниям в вакууме приво-
дит к появлению небольшого сцепления и сни-
жению угла внутреннего трения. Следует, од-
нако, иметь в виду, что графики строились по
трем точкам каждый и осреднение пх наклон-
ными прямыми приводило к искажению на-
чальных участков. Практически сопротивление
сдвигу при всех трех условиях проведения ис-
пытаний отличается мало. В этих опытах, как
Исследование механических свойств лунного грунта и его аналогов
579
видно из приведенных цифр, также были полу-
чены низкие значения угла внутреннего тре-
ния. Причинами этого могут служить следую-
щие факторы:
1) опыты велись с мелкодисперсными пыле-
ватыми грунтами, в то время как ранее прове-
денные исследования относились к более круп-
ным песчаным разностям, которые всегда име-
ют более высокие углы трения;
2) испытанные грунты были уплотнены не-
большим давлением 0,55 кГ1см2 и имели до-
вольно высокую пористость, между тем из-
вестно, что с увеличением пористости угол
внутреннего трения зернистых грунтов сни-
жается;
3) миниатюрные размеры образца могли
привести к появлению масштабного фактора,
влияющего на результаты опытов.
нетрацию, компрессию и сдвиг. Трение грунта
о стенки приводит к более рыхлой укладке его
при свободном насыпании в прибор; оно вызы-
вает дополнительное сопротивление сжатию
при компрессии и может сказаться на результа-
тах опыта с вращательным сдвигом, поскольку
ограничивает движение периферийных зерен
образца. При опытах с пенетрацпей стенки ме-
шают свободному расширению грунта в сторо-
ну и увеличивают сопротивление грунта внед-
рению конуса.
По-видимому, применение приборов таких
малых размеров для исследования механиче-
ских свойств грунта, какие были вынуждены
использовать при опытах на ТОР-1, в механике
грунтов встречается впервые. До сих пор на-
именьшим диаметром образца признавали при-
близительно 40 мм, что в 3,5 раза больше, чем
Р и с. 6. Зависимость удельного сопротивления пенетрации R
от коэффициента пористости грунта е и условий проведения
опыта
1 — лунный грунт;'2 — андезито-базальтовый вулканический
песок; 3 — молотый базальт. Не 20°- гелий при нормальном
давлении и температуре 4-20°; Не 140°— то же при температуре
+ 140°, Vac — вакуум при температуре 4* 140° С
Рис. 7. Зависимость вертикального сжатия образца S от
среднего давления под поршнем при компрессионном испытании
Р в атмосфере гелия при нормальном давлении и температуре
20° С
1 — лунный грунт; 2 — андезито-базальтовый вулканический
песок; з — молотый базальт
Влияние масштабного фактора. При умень-
шении размеров испытательных приборов и
увеличении отношения высоты образца к его
диаметру возрастает влияние стенок рабочего
цилиндра, в котором проводятся опыты, на пе-
на ТОР-1. В связи с этим были предприняты
экспериментальные исследования масштабного
фактора, которые еще продолжаются. Для опы-
тов с пенетрацией было установлено, что отно-
шение удельного сопротивления пенетрации
при чашечке диаметром 40 мм к топ же вели-
чине прп диаметре чашки 11,3 льч составляет
для конуса с углом 30° весом 20.5 г 0,33—0.45.
Соответствующие поправки были внесены в ре-
зультаты опытов и учтены прп составлении
графика рис. 6.
В отношении коэффициента относительной
сжимаемости можно ожидать противоположно-
го влияния масштаба образца, но окончатель-
ные значения поправочных коэффициентов по-
ка еще не установлены, п в табл. 4 и 5 приво-
дятся полученные данные без поправок. То же
относится к опытам с вращательным сдвигом.
37-
580 А. И. Веденин, Е. А. Духовсксй, В. В. Маркачев, А. А. Силин, И. И. Черкасов, В. В. Шварев
0,3 0,5 8, СМ
Рис. 8. Зависимость вертикального сжатия образца S от сред-
него давления под поршнем при компрессионном испытании Р
при различных условиях проведения опытов
1 — молотый базальт в воздухе при нормальном атмосферном
давлении и температуре 4- 20° С; 2 — то же в гелии при атмо-
сферном давлении и 4- 20° С; 3 — то же в гелии при атмосфер-
ном давлении и 4- 135° С; 4 — то же в вакууме 2«10~6 торр при
4-13э°С; 5 — андезито-базальтовый вулканический песок в
воздухе при нормальном атмосферном давлении и температуре
4- 20° С; 6 — то же в гелии при атмосферном давлении и 4-20° С;
7 — то же в гелии при атмосферном давлении и 4- 135° С; 8 —
то же в вакууме 2-10-5 торр при 4- 135° С
о
0.2
0,6 0,6
6, КГ/сМг
Р и с. 9. Образец графика зависимости предельного сопротив-
ления сдвигу тпред от нормального давления О’ для лунного
грунта в атмосфере гелия при 4- 20° С
Исследование механических свойств лунного грунта и его аналогов
581
Выводы. 1) Исследованный образец лунного
грунта из Моря Изобилия характеризуется объ-
емным весом в рыхлом насыпном состоянии
7₽ыхл = 1,26 г/сж3 и в уплотненном состоянии
Чплот = 1,90 г/см3, чему отвечают коэффи-
циенты пористости, соответственно, ерЬ1ХЛ=1,46
и еПлот = 0,63. Его земные аналоги — андезито-
базальтовый вулканический песок и молотый
базальт — имеют меньшие значения объемного
веса как в рыхлом, так и в уплотненном состо-
яниях (см. табл. 3).
2. Удельное сопротивление пенетрации лун-
ного грунта определяется в основном его плот-
ностью. В рыхлом насыпном состоянии грунт
практически не оказывает сопротивления внед-
рению конуса, в уплотненном состоянии R =
= 0,25—0,28 кПсм\ Грунты-аналоги имеют
близкие значения удельного сопротивления пе-
нетрации прп одинаковых условиях испытания.
3. Коэффициент относительной сжимаемо-
сти лунного грунта очень высок на первом эта-
пе нагружения и в интервале нормального дав-
ления 0—0,2 кГ!см2 равен 1,63 см2!кГ. Затем
грунт уплотняется, и коэффициент относитель-
ной сжимаемости снижается в несколько раз.
Но даже при давлении 1 кГ!см2 он составляет
0,11 см21кГ, что на порядок выше коэффициен-
та сжимаемости обычного песка в земных усло-
виях. Грунты-аналоги обладают такими же
свойствами и хорошо моделируют лунный
грунт в отношении сжимаемости на всех эта-
пах нагружения.
4. Лунный грунт имеет угол внутреннего
трения 35° на первом этапе опыта и 29° в сред-
нем при сцеплении соответственно 0,01 и
0,03 кГ1см2. Грунты-аналоги имеют несколько
меньшие значения обоих параметров. Следует
отметить, что полученные данные несколько
ниже обычно публикуемых для лунных грун-
тов.
5. Миниатюрные размеры прибора, обуслов-
ленные малым объемом образца грунта, могли
сказаться на результатах определения механи-
ческих параметров /?, ао, с, ср. Влияние мас-
штабного фактора для пенетрации установлено
и при обработке результатов экспериментов,
для компрессии и сдвига работа по определе-
нию поправочных коэффициентов для а$, ср и с
продолжается.
6. В общем результаты испытаний в гелии
при + 20°С несущественно отличаются от ре-
зультатов испытаний в гелии при +140°С и в
вакууме 10"5 торр при +140°С. По всей веро-
ятности, это объясняется невозможностью
создать такой вакуум в массе образца грунта,
заключенного в тесную обойму. Необходимо
продолжить опыты с испытаниями грунтов в ва-
кууме по другим методикам, которые обеспе-
чивали бы полную дегазацию образцов, и про-
водить эти опыты в более глубоком вакууме.
7. На данном уровне испытательной техни-
ки целесообразно массовые испытания лунных
грунтов и их аналогов проводить в атмосфере
гелия при +20°С, что обеспечит одинаковые
условия и устранение случайных ошибок,
а отдельные опыты, преследующие цель выяв-
ления влияния глубокого вакуума на свойства
грунтов, проводить в соответствии с п. 6.
Литература
1. Виноградов А. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической станцией
«Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3.
2. Стахеев Ю. И., Вульфсон Е. К., Иванов А. В., Фло-
ренский К. П. Гранулометрические характеристики
лунного грунта из Моря Изобилия.- Наст, сб., стр. 44.
3. Зеленин А. Н., Карасев Г. Н., Красильников Л. В.
Лабораторный практикум по резанию грунтов. Изд-
во «Высшая школа», 1969.
4. Дрожжина М. И., Дымов В. В., Крылов В. М., Мар-
кине в В. В., Силин А. А., Шварев В. В. Прибор
ТОР-1 для исследования инженерно-физических
свойств лунного грунта.— Докл. АН СССР, 1971,
199, № 5.
5. Дружининская В. А., Маркачев В. В., Семенов А. В.,
Сурков Ю. А., Черкасов И. И. Предварительные ре-
зультаты исследований механических свойств лун-
ного реголита.—Докл. АН СССР, 1971, 1994 № 6.
Всесоюзный научно-исследовательский институт
оптико-физических измерений, Москва
Московский институт инженеров транспорта. Москва
Е. А. Духовской,
Э. А. Мотовилов,
А. А. Силин,
М. И. Смородинов,
В. В. Шварев
ИССЛЕДОВАНИЕ
ФРИКЦИОННЫХ СВОЙСТВ
ЛУННОГО ГРУНТА
И ЕГО АНАЛОГОВ
В работе приводится описание приборов для опре-
деления фрикционных свойств поверхностного слоя
лунного грунта, доставленного автоматической лунной
станцией «Луна-16», и его аналогов: андезито-базаль-
тового песка и базальта. Изложена методика проведе-
ния эксперимента и результаты исследований.
Эксперименты проводились в атмосфере гелия при
нормальном барометрическом давлении, температуре
4- 20° С, а также в условиях вакуума 5 • 10~* мм рт. ст.
и при повышенных температурах (+ С).
Получены значения коэффициентов трения ряда
неметаллических и металлических материалов при
перемещении их по образцам лунного грунта и его
аналогов. Значения фрикционных характеристик для
лунного грунта очень близки к значениям его ана-
логов.
Все расширяющийся объем исследований
Луны космическими аппаратами, а также воз-
можность создания долговременных лунных
станций на ее поверхности ставит перед иссле-
дователями и инженерами сложные задачи по
разработке новых машин, предназначенных для
работы в специфических условиях на Луне.
В соответствии с новыми задачами исследо-
вание физико-механических свойств лунных
грунтов и их земных аналогов является в на-
стоящее время одной из основных инженерных
проблем.
В данной работе приводятся результаты ис-
следований фрикционных свойств лунного
грунта, доставленного на землю автоматической
лунной станцией «Луна-16», и двух его земных
аналогов — андезито-базальтового песка, отоб-
ранного в районе Ключевского вулкана на
Камчатке, и базальта (в монолитном и раздроб-
ленном состоянии из Берестовецкого карьера на
Украине). В качестве контртел были использо-
ваны некоторые образцы металлических и не-
металлических материалов, применяемых в
космической технике.
Все исследования проводились на универ-
сальном приборе ТОР-1 (рис. 1, А, Б, В), кото-
рый представляет собой комплекс механизмов
с измерительными устройствами предназначен-
ными для исследования инженерно-физических
свойств горных пород, находящихся в монолит-
ном и сыпучем состоянии, в среде инертного
газа и в вакууме в диапазоне температур
+ (20—150) ° С. Прибор ТОР-1 позволяет про-
водить исследования по существующим стан-
дартным методикам, а также по специально раз-
работанным для малых объемов испытуемых по-
род. Объем рабочей камеры 1 м3.
Данный прибор состоит из следующих ос-
новных элементов (см. рис. 1): на консольной
плите (70), которая крепится к рабочему флан-
цу (77), располагаются восемь механизмов
(7—7) с датчиками и в центре захват для креп-
ления породы (S).
Каждый механизм, через вакуумный силь-
фонный ввод (75), шток (12) и зубчатую пару
(17) приводится в движение и позволяет взаи-
модействовать с горной породой датчику, кото-
рый несет информацию об исследуемом свой-
стве. Для определения фрикционных, абразив-
ных свойств, а также режимов резания твердых
материалов захват (9) может приводиться во
вращательное движение двигателем с редукто-
ром (75) через вал, имеющий специальное ва-
куумное уплотнение (16) и коническую зубча-
тую пару (14). Для наблюдения за работой ме-
ханизмов на рабочем фланце встроен иллюми-
натор (18) и осветители (19, 20, 21) для под-
светки.
Система откачки прибора включает вакуум-
ный механический насос ВН 1МГ, создающий
разряжение 3 • 10“3 торр и вакуумный агре-
гат ВА-4-5 с предельным разрежением 5 •
• 10“7 торр.
Эксперименты по определению коэффици-
ентов трения осуществлялись по так называв-
Исследование фрикционных свойств лунного грунта и его аналогов
583
мой пальчиковой схеме, на узле трения прибо- ра ТОР-1, представленном на рис. 2. Цилиндры (7) из монолитной горной поро- ды или цилиндрические матрицы из алюминия с тонким слоем напыленной мелкораздроблен- ной горной породы укреплялись в центральной части прибора при помощи механизма захвата и приводились во вращение. Контртела (2), выполненные в виде цилиндрических держа- Нормальная нагрузка измерялась системой датчиков (2). Тангенциальные силы, возникаю- щие при трении, фиксировались датчиками (5), наклеенными на балку (6). Узел трения раз- мещался на поворотном кронштейне (7). Пи- тание полумостов и усиление разбаланса дат- чиков осуществлялось усилителем 8АНЧ-7М. Контртела выполнялись в виде цилиндрических державок диаметром 8 мм, одна сторона кото-
вок, прижимались к образцу балочкой (4). Таблица 1. Коэффициенты трения лунного грунта рых заточена в виде и его аналогов усеченного конуса с пло-
Коэффициент трения
Контртело лунный грунт базальт песок андезито- толченый базальтовый Примечание
Резина натуральная 0,5 0,5 0,65 Виден износ
Капроновая ткань, эластик 0,4 0,4 0,55 Интенсивно изнашивается
Фенилов 0,5 0,45 0,6 » »
Резина натуральная ЗОРП 0,55 0,5 0,6 Видны следы износа
Силиконовая резина 0,55 0,5 0,6 Износа нет
Фенилов, кирза 0,40 0,35 0,40 Интенсивно изнашивается
Кожа натуральная 0,40 0,5 0,45 Виден износ
» » 0,35 0,4 0,4 » »
Магниевый сплав 0,3 0,2 0,3 Интенсивно изнашивается
Дюралюминий 0,45 0,25 0,4 Видны следы износа
Титановый сплав 0,35 0,3 0,3 Износа нет
Нержавеющая сталь 0,25 0,25 0,25 & »
Конструкционная сталь 3 0,30 0,25 0,3 » »
Твердый сплав В К-8 0,30 0,40 0,3 » »
Таблица 2. Коэффициент трения базальта с различными контртеламн
Контртело Коэффициент трения
воздух вакуум гелий
25° С 150е С 25е С 25е С 150е С
Резина натуральная — перчатки 0,25 0,25 0,5 0,2 0,15
Эластик — перчатка 0,25 0,25 0,4 0,2 0,3
Фенилон — комбинезон 0,25 0,3 0,45 0,3 0,3
Резина натуральная — подошва 0,4 0,25 0,5 — —
Силиконовая резина — подошва 0,35 0,3 0,5 0,4 0,3
Кожа натуральная — верх ботинок 0,3 0,25 0,4 0,2 0,2
Кожа натуральная — подошва 0,35 0,25 0,4 0,2 0,2
Магниевый сплав 0,25 0,15 0,2 0,2 0,15
Дюралюминий 0,35 0,3 0,3 0,35 0,2
Титановый сплав 0,35 0,35 0,35 0,25 о,з
Нержавеющая сталь 0,45 0,4 0,3 0,4 0,4
Конструкционная сталь 3 0,45 0,4 0,35 0,45 0,4
Твердый сплав В К-8 0,5 0,5 0,4 0,55 0,4
584
Е. А. Духовской, Э. А, Мотовилов, А. А. Силин, М. И. Смородиное, В. В. Шварев
щадкой диаметром 3 мм. В случае неметалли-
ческих образцов державки аналогичной формы
изготавливались из дюралюминия с последую-
щей наклейкой на торцевую поверхность диа-
метром 3 мм того или иного испытуемого мате-
риала (S). Разогрев образцов осуществлялся
специальным нагревателем (9) мощностью
70 вт, позволяющим доводить температуру об-
разцов до 200°С. Контроль температур осуще-
ствлялся с помощью хромель-копелевой термо-
пары (10). Нагреватель в виде линейного
источника тепла размещался на специальном
поворотном кронштейне.
В связи с тем, что один пз элементов пары
трения приводится во вращение, передача теп-
Р и с. 1. Схема прибора ТОР-1
Рис. 2. Схема узла трения
ла контактным методом представляет опреде-
ленные трудности; в соответствии с этим для
упрощения конструкции был принят способ
радиационного подогрева. Эксперименты про-
водились при удельных нормальных нагрузках
до 2 кГс!см2 с постоянной скоростью трения
2 см!сек. Запись нормальных и тангенциаль-
ных сил велась одновременно на двух электрон-
ных самописцах ПС-1. Запись температур на-
грева образцов осуществлялась также на одном
пз электронных самописцев ПС-1.
В связи с малым количеством лунного грун-
та, предназначенного для данных испытаний,
была разработана специальная методика подго-
товки образцов. Сущность данной методики за-
ключалась в том, что на один из торцов ци-
линдрической матрицы из алюминия на слой
эпоксидной смолы напылялось исследуемое ве-
Исследование фрикционных свойств лунного грунта и его аналогов
585
щество, в нашем случае это был лунный грунт
и два его земных аналога: андезито-базальто-
вый песок и толченый базальт.
Сравнение фрикционных свойств исследуе-
мых горных пород, находящихся в монолитном
и тонкораздробленном состоянии, осуществля-
лось первоначально при отработке методики
в нормальных атмосферных условиях на спе-
циальной установке с возвратно-поступатель-
ным движением при трении образцов из маг-
ниевого и титанового сплава по грунтам-ана-
логам, представленным базальтом, пенобетоном
и плотным туфом. В этих экспериментах ука-
занные горные породы использовались как
в виде монолитных образцов, так и в виде по-
рошков, наклеенных на металлические пла-
стинки. Как показали результаты измерений,
расхождение в величинах коэффициентов тре-
ния монолита по контртелу и порошка, нане-
сенного на металлическую пластинку, по то-
му же контртелу не превышало 5—7%.
В дальнейшем данная методика была прове-
рена на узле трения прибора ТОР-1 в среде ва-
куума со степенью разрежения 10~5торр. Иссле-
довались характеристики трения алюминиевого
и титанового сплавов по базальту, находящему-
ся в сыпучем и монолитном состоянии. Для об-
разцов алюминиевого и титанового сплавов ко-
эффициенты трения, соответственно, были рав-
ны 0,36 и 0,40, а также 0,26 и 0,27. Эти данные
получены прп температуре трущихся поверхно-
стей 25° С.
В соответствии с разработанной методикой
были изготовлены дюралюминиевые цилиндри-
ческие образцы диаметром 22 мм и высотой
20 мм. Одна из торцевых поверхностей покры-
валась тонким слоем эпоксидной смолы, на ко-
торую через сито с максимальной величиной
ячейки, равной 0,2 мм. напылялся слой иссле-
дуемого материала. На изготовление одного
образца расходуется 70 мг вещества. Особо
следует отметить, что лунный грунт наклеи-
вался на торцевые поверхности цилиндров
в среде гелия. Исследование фрикционных
свойств испытуемых материалов осуществля-
лось в два этапа. Первоначально фрикционные
свойства лунного грунта и его двух аналогов
были определены в среде химически чистого
гелия при температуре 20° С. Результаты этих
'исследований приведены в табл. 1.
Анализ результатов первого цикла иссле-
дований показал, что лунный грунт по сво-
им фрикционным свойствам весьма близок
к земным аналогам, причем из двух грун-
тов-аналогов ближе к лунному грунту стоит ба-
зальт.
Это свойство базальта привело к тому, что
при его участии был выполнен второй цикл
исследований по влиянию вакуума и повышен-
ных температур на фрикционные свойства ба-
зальта.
Методика проведения экспериментов заклю-
чалась в следующем. Испытуемая пара тре-
ния помещалась в вакуумную камеру. Перво-
начально прп закрытом вакуумном затворе
осуществлялось определение коэффициента тре-
ния в нормальных атмосферных условиях при
комнатной температуре и прп повышенной тем-
пературе. Далее воздух пз камеры откачивался
до давления 10"5 торр. параллельно с откачкой
образец подвергался нагреву. Контроль темпе-
ратур осуществлялся хромель-копелевой тер-
мопарой, которая с помощью специального под-
вижного устройства прижималась к образцу
586
Е. Л. Духовской, Э. А. Мотовилову А. А, Силин, М. И. Смородинов, В. В, Шварев
горной породы в зоне трения. После достиже-
ния максимального вакуума и необходимой
температуры термопара и нагреватель отводи-
лись от образца, включался электродвигатель,
приводящий во вращение образец горной поро-
ды. подводилось контртело, устанавливалось
стационарное тепловое поле образца горной
породы и контртела, и проводился эксперимент.
Как показал опыт, за время эксперимента тем-
пература поверхности образцов снижалась на
7—12%, что существенно не сказывалось на
результатах измерений.
Результаты исследований по определению
характеристик трения, полученные по соответ-
ствующей методике, представлены в сводной
табл. 2.
Анализ полученных результатов по второму
этапу исследований позволяет сделать ряд вы-
водов.
1. Практически на большинстве пар трения
прослеживается снижение коэффициентов тре-
ния с ростом температур нагрева, как в атмо-
сферных условиях, так и в вакууме.
2. Для большинства пар трения при пере-
ходе от атмосферного давления к вакууму
с разрежением 10"5 торр имело место неко-
торое снижение коэффициентов трения. Однако
окончательные выводы по влиянию степени
разрежения на изменение коэффициентов тре-
ния можно будет сделать после проведения
экспериментов в условиях более глубокого ва-
куума.
3. Влияние положительных температур на
уменьшение коэффициентов трения проявля-
ется более ярко в условиях вакуума, чем при
атмосферных условиях.
4. Переход от воздушной среды к среде
инертного газа на парах трения с металличе-
скими контртелами приводит к некоторому сни-
жению коэффициентов трения, в случае неме-
таллических контртел имеет место весьма су-
щественное увеличение коэффициентов трения.
Всесоюзный научно-исследовательский институт оптико-фи-
зических измерений, Москва
Научно-исследовательский институт оснований и подземных
сооружений, Москва
Д. Р. Каулен,
Т. И. Булатова,
А. Я. Фриденштейн,
Е. Б. Скворцова
МИКРОБИОЛОГИЧЕ СКИЕ
И ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНО-
ГИСТОЛОГИЧЕСКИЕ
ИССЛЕДОВАНИЯ
ЛУННЫХ ОБРАЗЦОВ,
ДОСТАВЛЕННЫХ
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
В настоящей работе представлены материалы по
биологическому изучению свойств лунного грунта, до-
ставленного автоматической станцией «Луна-16». В об-
следованных образцах не было обнаружено жизнеспо-
собных микроорганизмов. Показано, что изученные
образцы не обладают ни стимулирующим, ни угнетаю-
щим влиянием на рост микроорганизмов, а также не
обладают цитопат о генным действием на культуру тка-
ни. Суспензия частиц лунного грунта не токсична при
парентеральном введении некоторым лабораторым жи-
вотным. Частицы подвергаются интенсивному фагоци-
тозу соединительнотканными клетками in vivo и
in vitro.
В опубликованных ранее работах амери-
канских ученых [1, 2], исследовавших образцы
лунного грунта, доставленные «Аполлоном-11»
и «Аполлоном-12», сообщалось об отсутствии
живых микроорганизмов в лунном материале,
а также об отсутствии каких-либо следов ра-
нее живших микробов. Ими исследовалась так-
же токсичность лунного грунта для животных,
в культуре тканей, патогенность в отношении
некоторых земных микроорганизмов. Не было
выявлено биологической активности лунного
грунта в отношении указанных объектов [1,2].
Представленные в настоящей статье иссле-
дования были проведены с целью изучения био-
логических свойств лунного грунта, доставлен-
ного автоматической станцией «Луна-16». Про-
водилось изучение лунного грунта на содержа-
ние живых микроорганизмов (аэробных и ана-
эробных, грибков и вирусов), изучалось влия-
ние лунного грунта на рост микроорганизмов и
взаимоотношение его с соматическими клетка-
ми млекопитающих.
Для изучения обсемененности лунного грунта
микроорганизмами были взяты различные пи-
тательные среды, применяемые в микробиоло-
гической работе с целью выращивания различ-
ных анаэробов, аэробов и грибков, а также ви-
русов. В опыт были взяты: мясная среда с ку-
сочками сырого мяса под вазелиновым маслом
(среда типа Тароцци), мясо-пептонный бульон,
казеиново-грибная среда, мясо-пептонный ско-
шенный агар, среда Сабуро, а также культуры
тканей.
В каждую из этих сред засевалось по 25—
50 мг грунта. Культивирование посевов прово-
дилось при четырех различных температурных
режимах: +4, +22, +37, +56° С, как в аэроб-
ных, так и в анаэробных условиях (в анаэро-
статах, где остаточное давление составляло
15—20 мм рт. ст.). Такие условия культивиро-
вания были предусмотрены с целью возможно-
сти обнаружения в грунте психрофилов (мик-
роорганизмов, растущих при 0, +10° С), гриб-
ков, аэробов и анаэробов, растущих при темпе-
ратуре тела человека (мезофилы), и термофи-
лов (растущих при +50, +60° С).
С целью обогащения и подращивания, воз-
можно, имеющихся микроорганизмов посев
грунта был произведен сначала на культуру
ткани фибробластов человеческого эмбриона,
а через 3 суток был сделан пересев на среду
Тароцци, мясо-пептонный бульон и среду Са-
буро. Повторные пересевы были сделаны с пер-
вичных посевов лунного грунта на среде Та-
роцци в ту же среду.
Посевы, которые инкубировали первона-
чально при температуре +56° С, через 8 суток
культивирования были перенесены в другие
температурные условия (+4° С), учитывая
смену температур на Луне. Всего было прове-
дено 52 посева.
На протяжении 30 дней наблюдения ни в
одной засеянной лунным грунтом среде не бы-
ло роста микроорганизмов, как в контрольных,
так и в незасеянных средах. Не было роста
микроорганизмов и после обогащения посевно-
го материала (предварительного подращивания
на культуре ткани и в среде Тароцци).
588
Д. Р. Каулен, Т. И. Булатова, А. Я. Фриденгитейн, Е. Б. Скворцова
В другой серии опытов изучалось бактери-
остатическое, бактерицидное, а также стимули-
рующее действие лунного грунта на рост мик-
робов. Для этих исследований были взяты
штаммы Е. coll № 468 и штамм стафилококка
№ 18, которые выращивались в пробирках на
мясо-пептонном бульоне и на твердой пита-
тельной среде в чашках Петри. Для Е. coli был
взят мясо-пептонный агар, а для стафилокок-
ков желточно-солевой агар.
С целью выявления бактериостатического
эффекта посев микроорганизмов производился
одновременно с внесением лунного грунта. Для
этих опытов приготовлена 5 %-пая суспензия
частиц лунного грунта в физиологическом раст-
воре. Приготовленная суспензия в объеме
0,2 мл вносилась одновременно с посевом ука-
занных штаммов в жидкую питательную среду.
Рис. 1. Влияние частиц лунного грунта на рост бактерий на
твердой питательной среде
а — Е. coli № 468; б — Staphylococcus aureus № 18; X —
лунки, содержащие лунный грунт
В контрольные посевы лунный грунт не вноси-
ли. Для изучения бактериостатического эффек-
та на твердых питательных средах в агаре на
чашках Петри делали 4 лунки диаметром
0,5 см, затем производили посев культуры
с целью получения сплошного газона. После
посева в две лунки вносилась 5%-ная суспен-
зия лунного грунта в физиологическом раство-
ре в объеме 0,2 мл. В две другие лунки для
контроля был закапан только физиологический
раствор. Посевы выдерживали при 37° С в те-
чение 3 суток. Во всех пробирках с жидкой
средой и на твердых средах в чашках Петри
рост был одинаковым как в присутствии лун-
ного грунта, так и без него. Таким образом, ни
бактериостатического, ни бактериостимулирую-
щего эффекта выявлено не было (рис. 1).
Аналогичные исследования были проведены
с целью выявления бактерицидного эффекта у
лунного грунта. Опыты ставились с теми же
штаммами и на тех же жидких и твердых пи-
тательных средах. Сначала на твердых пита-
тельных средах получали суточный рост взя-
тых штаммов в виде сплошного газона. Затем
в агаре было сделано по 4 лунки и в две из них
вносили 0,2 мл 5 %-ной суспензии частиц лун-
ного грунта. В контрольные лунки закапывали
только физиологический раствор.
Аналогичная суспензия лунного грунта в
объеме 0,2 мл была закапана и в пробирки с
суточным ростом указанных микроорганизмов
на бульоне. В контрольные пробирки с суточ-
ным ростом микроорганизмов был внесен толь-
ко физиологический раствор.
Пробирки и чашки Петри после внесения
лунного грунта были снова помещены в термо-
стат при 37° С. Результаты регистрировались
через каждые 24 час. На протяжении 3 суток
никакого бактерицидного или бактериостиму-
лирующего эффекта обнаружено не было ни в
жидкой среде (рис. 2), ни в твердой питатель-
ной среде в чашках Петри.
Таким образом, проведенные исследования
дали возможность сделать вывод об отсутствии
бактериостатического, бактерицидного, а так-
же стимулирующего действия частиц лунного
грунта на рост бактерий.
Микробиологические и экспериментально-гистологические исследования лунных образцов
589
Параллельно проводилось изучение взаи-
модействия частиц лунного грунта с фагоцити-
рующими клетками. Хотя объектами фагоци-
тоза может быть широкий класс веществ,
имеющих разнообразный химический состав
и физическую структуру, далеко не любые ве-
щества могут захватываться клетками. Осо-
бенно существенно, что в результате процесса
фагоцитоза с клеткой, а также с фагоцитиро-
ванным материалом могут происходить суще-
ственные изменения. В этой связи было инте-
ресно выяснить, подвергаются ли фагоцитозу
исследуемые частицы, как они действуют на
поглотившие их клетки и какова судьба их
внутри клеток. Поскольку особый класс актив-
но фагоцитирующих клеток организма (клет-
ки РЭС) играет существенную роль в защит-
ных (и, в частности, в иммунологических)
Р и с. 2. Влияние частиц лунного грунта на рост бактерий в
жидко и питательной среде
1 — суточный рост бактерий с добавлением лунного грунта;
2— контроль стерильной среды; з — суточный рост бактерий
без добавления лунного грунта; а — Е. <oli Л*. 468; б — Stap-
hylococcus aureus Ла 18
процессах, контролируя взаимодействие орга-
низме! с внешней средой, казалось интересным
в первую очередь выяснить действие частиц
лунного грунта на эти клеточные элементы.
С этой целью частицы в объеме 0,5 мл 1%-пой
взвеси вводились в организм мышей и морских
свинок четырьмя способами: а) внутривенно
мышам, б) внутрибрюшинно мышам, в) под-
кожно морским свинкам, г) внутрикожно мор-
ским свинкам. Во втором, третьем и четвертом
случаях была определена реакция на месте
введения, во всех случаях изучалась реакция
на частицы в клетках РЭС, находящихся в се-
лезенке, печени, почках, легких и лимфатиче-
ских узлах. Материал исследовался в гистоло-
гических препаратах через 3—7 —14 дней пос-
ле введения взвеси. Оказалось, что введение
взвеси ни в одном случае не оказало влияния
на общее состояние животных. У морских сви-
нок на месте введения частицы подвергались
интенсивному фагоцитозу макрофагами и фиб-
робластами, а также оседали в основном веще-
стве соединительной ткани. При этом как вну-
триклеточно, так и внеклеточно локализован-
ные частицы не вызывали ни воспалительной,
ни пролиферативной реакции. Они вели себя
как вполне индифферентные включения даже
прп высокой местной концентрации. То же
справедливо для частиц, введенных внутри-
брюшинно мышам и осевших на стенках брю-
шины. При внутривенном и внутрибрюшинном
введении частицы удавалось найти в цитоплаз-
ме Купферовских клеток печени (рис. 3) и ре-
тикулярных клеток селезенки (рис. 4). Не-
смотря на интенсивное накопление фагоцити-
рованных частиц, они не вызывали изменения
у поглотивших их клеток и в окружающей
ткани.
В другой серии опытов частицы в виде гу-
стых взвесей были введены в культуральную
среду культур костного мозггз морских свинок
и фибробластов эмбриона человека. Клетки в
культурах обнаружили явления интенсивного
фагоцитоза. При этом различные по форме и
размерам частицы лунного грунта фагоцитиро-
вались с разной интенсивностью. Часть частиц
оставалась прилипшей к клеточной поверхно-
590
Д. Р. Каулен, Т. И. Булатова, А. Я. Фриденштейн, Е. Б. Скворцова
стп, но не проникла внутрь цитоплазмы. По-
глощение частиц не повреждало клетки
(рпс. 5. 6). Опп продолжали размножаться, а
непрерывность клеточного слоя в культурах не
нарушалась. Не было обнаружено и признаков
нарушений внутриклеточных структур у фаго-
цитировавших клеток. Создалось впечатление
Рис. 3. Фагоцитоз частиц в купферовских клетках печени
мыши через 14 дней после внутримышечного введения лунного
грунта
Рис. 4. Фагоцитоз частиц ретикулярными клетками селезенки
мыши через 14 дней после внутримышечного введения лунного
грунта
Рис. 5. Фагоцитоз частиц лунного грунта ретикулярными
клетками в культуре костного мозга морской свинки
Р и с. 6. Фагоцитоз частиц лунного грунта в клетках культуры
фибробластов человека
(оно нуждается в дальнейшем уточнении и
проверке именно для этих видов культур), что
на рост клеток в культурах костного мозга мор-
ских свинок исследуемые частицы действуют
стимулирующим образом.
В целом проведенное исследование показа-
ло, что частицы относятся к категории объек-
тов, подвергающихся интенсивному фагоцито-
зу соединительными клетками in vivo и in
vitro. Они не вызывают воспалительных реак-
ций и, находясь внутри клеток, не оказывают
на них токсического действия.
Для изучения влияния лунного грунта иа
рост клеток человека в культуре ткани были
проведены опыты с 3-дневной культурой кле-
ток человеческого эмбриона. В первом пассаже
не было обнаружено каких-либо существенных
изменений в среднем числе клеток на матрац.
Микробиологические и экспериментально-гистологические исследования лунных образцов
591
Так, концентрация клеток эмбриона челове-
ка в присутствии суспензии лунного грунта
составила (тысячи в 1 мл, среднее арифметиче-
ское ± S):
опыт 153,9 ±30,8
контроль 153,3 ±53,5
Сравнение по (-критерию опытных и конт-
рольных величин подтвердило отсутствие значи-
мого различия между ними.
Было сделано также два «слепых» пассажа
(с предварительной адсорбцией) с культу-
ральной жидкостью от опытных и контрольных
культур. В результате подсчета числа клеток,
выросших в пробах, не было обнаружено изме-
нений в интенсивности роста культуры. Эти
исследования не выявили каких-либо отчетли-
вых цитопатических пли пролиферативных
изменений в культуре клеток человеческого
эмбриона.
В результате проведенных исследований
можно сделать основной вывод о том, что в
лунном грунте отсутствуют микроорганизмы,
Литература
1. Preliminary examination of lunar samples from Apol-
lo 11.—Science, 1969, 165, № 3899, 1211-1227.
могущие расти на обычных питательных сре-
дах, используемых в практике микробиологии,
при различных условиях выращивания. Воз-
можно, что проведенные нами однократно ис-
следования пе являются настолько убедитель-
ными, чтобы окончательно отвергнуть возмож-
ность присутствия микроорганизмов на Луне.
Однако два аналогичных сообщения ученых
США по этому вопросу и наши данные, в сово-
купности характеризующие лунный грунт пз
трех различных районов лунной поверхности,,
свидетельствуют о том, что на Луне живых
микроорганизмов нет.
Установлено, что частицы лунного грунта
подвергаются интенсивному фагоцитозу соеди-
нительнотканными клетками in vivo и in vit’O
и пе токсичны для клеток. Создалось даже впе-
чатление, что при этом имеет место некоторое
стимулирование роста клеток in vitro ( в куль-
турах костного мозга морских свинок) при пол-
ном отсутствии цитотоксичности. Окончатель-
ный вывод о стимулирующем влиянии частиц
лунного грунта па рост клеток в культуре тка-
ней можно будет сделать после дополнительных
исследований.
2. Preliminary examination of lunar samples from Apol-
lo 12.- Science, 1970, 167, № 3923, 1325-1339.
Институт эпидемиологии и микробиологии им. Н. Ф. Гамалея
АМН СССР, Москва
В. В. Кустов,
О. Ф. Остапенко,
В. Г. Петрухин
ИССЛЕДОВАНИЕ
БИОЛОГИЧЕСКОГО
ДЕЙСТВИЯ ТОНКОЙ
ФРАКЦИИ
ЛУННОГО ГРУНТА,
ДОСТАВЛЕННОГО НА ЗЕМЛЮ
АВТОМАТИЧЕСКОЙ
СТАНЦИЕЙ «ЛУНА-16»
Ко времени доставки в Приемную лаборато-
рию АН СССР лунного грунта, взятого автома-
тической станцией «Луна-16» в Море Изобилия,
в Хьюстонском Центре НАСА были выполнены
исследования по изучению биологического дей-
ствия материала, доставленного на Землю экипа-
жами космических кораблей «Аполлон-11» из
Моря Спокойствия и «Аполлон-12» пз Океана
Бурь.
В проведенных экспериментах была показа-
на биологическая инертность лунного грунта,
доставленного «Аполлоном-11», для некоторых
видов простейших, планарпй, насекомых, уст-
риц, креветок и рыб [1].
Вместе с этим было установлено, что внесе-
ние его в пптательую среду вызывало в первые
10 час наблюдения гибель трех видов бактери-
альных клеток. При добавлении к среде грунта,
доставленного «Аполлоном-12», эти бактерии
выживали в течение 67 дней.
Различия в действии испытанных материа-
лов на бактериальные клеткп исследователи свя-
зывают с особым сочетанием минералов в каж-
дом образце лунной породы [2]. Поэтому пред-
ставлялось целесообразным исследовать биоло-
гическое действие образца лунного грунта, до-
ставленного на Землю автоматической станцией
«Луна-16» с нового района морской поверхности
Луны, находящегося приблизительно в 900 ^м
к востоку от района посадки «Аполлона-11» [3].
Всего было выполнено 3 серии эксперимен-
тов па белых мышах-самцах весом 20—22 г.
В I серии опытов исследовали биологиче-
ское действие воздуха, предварительно пропу-
щенного через навеску лунного материала со ско-
ростью 0,5 л/мин. Подопытные животные ды-
шали таким воздухом по 4 час в день в тече-
ние 4 суток. Контрольную группу мышей
содержали в камере, через которую с такой же
скоростью протягивали предварительно очи-
щенный воздух из баллона.
Во II серии экспериментов изучали биоло-
гическое действие веществ, способных мигри-
ровать из лунного материала в воду. Для этого
в 10 мл физиологического раствора засыпали
500 мг тонкой фракции лунной породы. После
3-дневного настаивания суспензию центрифу-
гировали (при 8 тыс. об/мин); надосадочную
жидкость отсасывали и вводили подопытным
мышам по 0,2 мл внутрибрюшинно. Контролем
служил физиологический раствор.
В опытах III серии исследовали биологиче-
ское действие лунного материала при введении
его в желудочно-кишечный тракт. С этой
целью подопытным мышам зондом в желудок
вводили суспензию вещества, приготовленную
на дистиллированной воде (500 мг на 20 мл},
пз расчета 0,25 л/л/10 г веса тела. Контрольным
животным вводили в том же количестве ди-
стиллированную воду, части пз них — суспен-
зию предварительно измельченного и прока-
ленного при 250° речного песка.
Для оценки биологического действия лун-
ного грунта во всех экспериментах проводили
наблюдение за общим состоянием и поведением
животных, регистрировали интенсивность по-
требления ими кислорода по методу Н. И. Ка-
лабухова [4], определяли двигательную актив-
ность мышей, количество лейкоцитов и эритро-
цитов в периферической крови п активность хо-
линэстеразы цельной крови [5].
Через 1 п 3 суток после окончания каждой
серии опытов часть животных забивали для
последующего патоморфологического и гисто-
химического исследования с использованием
метода комбинированных блоков 16]. Исследо-
ванию подвергали желудок, тонкий кишечник,
легкие, печень, почки, надпочечники, поджелу-
дочную железу. Выявляли структурные изме-
нения органов, определяли содержание в клет-
ках гликогена, липидов, рибонуклеиновой
кислоты, активность сукцинатдегидрогеназы,
Исследование биологического действия тонкой фракции лунного грунта
593
а-г. шцерофосфатдегпдрогепазы, глютамат-
дегидрогеназы, моноаминоксидазы, щелочной
фосфатазы.
Результаты экспериментов обрабатывали с
применением критерия t Стыодепта для опре-
деления достоверности различия Р при уровне
вероятности 0,05.
В I серии опытов было установлено, что
четырехдневное вдыхание воздуха, прошедше-
го через навеску лунного грунта, не оказало
существенного влияния на общее состояние и
поведение подопытных мышей. Такого рода
воздействие не изменяло количества эритроци-
тов в периферической крови, не приводило к
заметным сдвигам в интенсивности потребле-
ния кислорода подопытными животными и в
пх двигательной активности. Содержание лей-
коцитов в периферической крови практически
внутренних органов подопытных мышей обна-
ружить не удалось.
Результаты II серии экспериментов, пред-
ставленные в табл. 2, свидетельствуют о том,
что введение мышам надосадочной жидкости
не оказало существенного влияния на изу-
чавшиеся показатели.
При патоморфологических и гистохимиче-
ских исследованиях также не было выявлено
заметных изменений во внутренних органах
подопытных мышей.
Результаты обследования животных III се-
рии экспериментов, суммированы в табл. 3.
Из табл. 3 следует, что введение суспензии
лунного вещества в желудок вызывало некото-
рое уменьшение количества лейкоцитов в пери-
ферической крови подопытных мышей
(Р < 0,05) и снижение активности холинэсте-
Р и с. 1. Содержание липидов в эпителиальных клетках вор-
син двенадцатиперстной кишки
а — у животного контрольной группы; б — через 24 час после
введения лунного грунта в желудок. Протоплазма эпителия
и лимфатические пути ворсин заполнены мелкими и крупными
каплями липидов; криостат, шарлах красный, ув?л. 470
Рис. 2. Активность щелочной фосфатазы в почке контроль-
ной мыши (слева); то же через 24 час после введения в желу-
док лунного грунта (справа); метод комбинированных блоков,
реакция Гомори, увел. 160
пе отличалось от их количества у контрольной
группы мышей. Активность холинэстеразы
крови после эксперимента у подопытных и
контрольных животных была практически оди-
наковой (табл. 1). При патоморфологических
и гистохимических исследованиях отчетливых
структурных и обменных нарушений в клетках
разы крови по сравнению с контрольной груп-
пой животных почти на 28% (Р<0.05). У бе-
лых мышей, получавших суспензию вещества,
отмечено умеренное снижение интенсивности
потребления кислорода (Р<0,05). Однако та-
кие же сдвиги былп отмечены у животных пос-
ле введения суспензии речного песка.
38 Лунный грунт
594
В. В. Кустов, О. Ф. Остапенко, В. Г. Петрухин
Таблица 1. Состояние некоторых физиологических и биохимических показателей у белых мышей,
вдыхавших воздух, прошедший через слой лунного грунта
Группа Потребление О2, лм/Н) г/мин Длительная активность, % к контролю Активность холин- эстеразы крови (распад ацетилхолина, мкг/мин) Колич. лейкоцитов, тыс мм3
животных до опыта после опыта Р до после опыта опыта р опыта после опыта р до опыта после опыта Р
Подопытная 1,27±0,051 1,34±0,038 0,05 95,5 85,9 — — 332,5±19,7 — 13,61±1,02 9,00±0,81 0,05
Контрольная 1,30±0,026 1,31 ±0,033 0,05 100 100 — — 329,5±19,0 - 11,47±1,36 8,03±0,94 0,05
Р 0,05 0,05 — — 0,05 0,05 0.05
Таблица 2. Состояние некоторых физиологических и биохимических показателей у белых мышей
после внутрибрюшинного введения надосадочной жидкости
Группа Потребление О2, жл/10 г/мин Двигательная активность, % к контролю Активность холинэсте- разы крови (распад ацетилхолина, мкг/мин) Колич. лейкоцитов, тыс 'мм3
животных до опыта после опыта Р до после опыта опыта F до опыта после опыта Р до опыта после опыта Р
Подопытная 1,22+0,024 1,27±0,035 0,05 107,4 120 — — 252,8±19,3 — 12,33±1,15 10,89±1,40 0,05
Контрольная 1,28±0,058 1,33±0,041 0,05 100 100 - — 260,6±13,6 - 9,60+1,23 12,18±1,44 0,05
Р 0,05 0,05 — - 0,05 0,05 0,05
Таблица 3. Состояние некоторых физиологических и биохимических показателей у белых мышей
после введения суспензии лунного грунта в желудок
Группа Потребление О2, лл/10 г/мин Двигательная активность, % к контролю Активность холинэсте- разы крови (распад ацетилхслина, мкг,мин) Колич. лейкоцитов, тыс мм3
животных до опыта после опыта Р до после опыта опыта р ДО _ опыта после опыта Р до опыта после опыта Р
Подопытная 1,33±0,044 1,16+0,028 0,05 £8,7 119 — — 263,2±10,8 — 12,41±1,1 7,91±0,61 0,05
Контрольная
(введение дис-
тиллирован-
ной воды) 1,36±0,032 1,32+0,047 0,05 100 100 — — 336,0±22,0 — И,99±1,37 12,67± 1,30 0,05
Р 0,05 0,05 - — 0,05 0,05 0,05
Исследование биологического действия тонкой фракции лунного грунта
595
Патоморфологические исследования пока-
зали, что введение лунного материала предва-
рительно накормленным белым мышам вызы-
вало к третьему часу опыта накопление в про-
топлазме эпителиальных клеток ворсин двенад-
цатиперстной кишки и начального отдела тон-
кого кишечника мелких и крупных капель ли-
пидов. Через 24 час после воздействия почти
все эпителиальные клетки ворсин до дна крипт
заполнялись капельками жира. Конгломераты
липидов растягивали лимфатические щели вор-
син (рис. 1). Введение животным лунного
грунта и речного песка натощак не приводило
к накоплению липидов в эпителии кишечника.
Поэтому вышеперечисленные сдвиги у предва-
рительно накормленных белых мышей отража-
ют, по-видимому, лишь процесс всасывания пи-
щевых веществ (жиров, углеводов и др.) в тон-
ком кишечнике и не характеризуют специфи-
ческого действия лунного грунта на организм
подопытных животных.
Г истохимические исследования выявили
изменения активности некоторых энзимов в
клетках кишечника, печени и почек. В эпите-
лиальных клетках кишечника усиливалась
активность щелочной фосфатазы, сукцинатде-
Литература
1. Aviat. Week and Space TechnoL 1970, 92, № 12, 22.
2. Benschoter С. Л., Allison T. C., Boyd J. E. et al. Sci-
ence, 1970, 169, № 3944, 470.
3. Виноградов А. П. Предварительные данные о лун-
ном грунте, доставленном автоматической стан-
цией «Луна-16».— Геохимия, 1971, № 3, 261.
4. Калабухов Н. И. Методика экспериментальных ис-
гидрогеназы и моноампнокспдазы. В клетках из-
витых канальцев почек и в петлях Генле, а так-
же в клетках капилляров и вен усиливалась
активность щелочной фосфатазы (рис. 2). В пе-
ченочных клетках уменьшалось содержание
гликогена, увеличивалась активность сукцинат-
дегидрогеназы и щелочной фосфатазы; актив-
ность глютаматдегидрогеназы слегка снижалась.
В гепатоцитах при электронно-микроскопиче-
ском исследовании выявлялось набухание ми-
тохондрий и их крист, расширение саркоплазма-
тического ретикулюма, увеличение количества п
размеров пиноцитозных пузырьков. У контроль-
ных животных после введения суспепзпп реч-
ного песка выявлены идентичные изменения;
эти изменения, как и прп введении лунного
грунта, могли быть связаны с механическим
раздражением абсорбирующего эпптелпя с по-
следующим повышением всасываемости кпшеч-
ной стенкой пищевых веществ.
Таким образом, проведенные эксперимен-
тальные исследования позволяют сделать вы-
вод о практической безвредности для белых мы-
шей испытанных доз тонкой фракции лунного
грунта, доставленного на Землю автоматической
станцией «Луна-16» из Моря Изобилия.
следований по экологии наземных позвоночных жи-
вотных. Изд-во «Наука», 1951.
5. Голиков С. Н. Профилактика и терапия отравлений
фосфорорганическими инсектицидами. Изд-во «Ме-
дицина», 1968.
6. Петрухин В. Г., Гайдамакин Н. А. Труды Целино-
градск. мед. ин-та, 1969, 3, 69.
38*
В. В. Антипов,
Г>. II. Давыдов,
II. Л. Гайдамакпн,
Т. (’.. Львова,
В. Г. Петрухин,
С. Н. Комарова.
Е. Б. Скворцова
ВЛИЯНИЕ ЛУННОГО ГРУНТА
НА ЛУЧЕВОЕ ПОРАЖЕНИЕ
У МЫШЕЙ
(Исследование биологического
действия лунного грунта,
доставленного на Землю
автоматической
станцией «Луна-16»)
Исследовалось влияние образца тонкой фракции
лунного грунта из Моря Изобилия на лучевую реак-
цию (поражение) у мышей, вызванную воздействием
ионизирующего излучения. Вещество вводилось в ор-
ганизм тремя путями — азрогенно. через пищевод или
внутрибрюшинно.
Показано, что введение лунного грунта существен-
но не влияло на гибель животных и реакцию перифе-
рической кр си, вызываемую действием радиации.
У мышей, которым перед облучением ингаляционно
или внутрибрюшинно вводилось лунное вещество, на-
блюдалось отставание в приросте веса тела. К концу
восьмого месяца исследования у 20 животных были
обнаружены новообразования различной природы и ло-
кализации, причем 16 из них в той или иной форме
имели контакт с лунным грунтом.
Ранее нами было показано, что такие фак-
торы космического полета, как вибрация, пере-
грузки, измененный газовый состав и другие,
могут существенно модифицировать реакцию
организма па облучение [1—4]. Причем напра-
вленность и величина модифицирующего влия-
ния зависели, в частности, от того, в какие
сроки после комплексного воздействия проводи-
лась оценка реакции [4]. Не меныпий теорети-
ческий интерес и практическое значение
должны представлять, по нашему мнению, ис-
следования модифицирующего действия на лу-
чевую реакцию (поражение) и факторов кос-
мического пространства, например лунного
грунта.
В связи с успешным изучением и освоени-
ем Луны с помощью автоматов, а также при
участии человека появилась возможность де-
тального и разностороннего исследования лун-
ного грунта. В ряде лабораторий США и СССР
проведены физико-химические анализы и изу-
чена биологическая активность грунта, достав-
ленного из различных районов Луны.
Р и с. 1. Внешний вид опухоли. Диагноз — рак молочной же-
лезы. 124-е сутки после облучения в сочетании с ингаляцией
компонентов лунного вещества
Влияние лунного грунта на лучевое поражение у мышей
597
При проведении биологических эксперимен-
тов были получены прямо противоположные
результаты. Так, в опытах с грунтом, достав-
ленным на корабле «Аполлон-11» пз Моря Спо-
койствия, была показана его биологическая
инертность для некоторых видов простейших,
планарий, насекомых, устриц, креветок и
рыб [5]. К выводу о биологической инертности
фракции лунного вещества, доставленного стан-
цией «Луна-16» из Моря Изобилия, пришли и
советские исследователи, проводившие острые
эксперименты на мышах [6].
В то же время имеются данные, получен-
ные американскими учеными, свидетельствую-
щие о биологической активности лунного грун-
та. Его добавление в земную почву ускоряло
прорастание семян капусты, моркови, салата,
редиса и стимулировало развитие растений [7].
Таким образом, приведенные выше и другие
материалы позволили некоторым исследова-
телям высказать предположение о том, что био-
логическая активность грунта связана с особым
сочетанием компонентов в каждом образце лун-
ной породы [8]. Целью настоящей работы явля-
лось изучение влияния образца лунного грун-
та, доставленного станцией «Луна-16» из Моря
Изобилия, на лучевую реакцию (поражение) у
мышей, вызванную воздействием ионизирующе-
го излучения. Компоненты тонкой фракции лун-
ного грунта вводились в организм тремя путя-
ми — аэрогеппо, через пищевод илп внутрибрю-
шинно.
Методика. На 408 белых беспородных
мышах-самцах в возрасте 3 месяцев весом
20—22 г было поставлено 3 серии эксперимен-
тов (17 групп). В первой серии объединены
9 групп. Опытной является группа (№ 3), в ко-
торой мыши подвергались воздействию воздуха,
пропущенного со скоростью 0,5 л/мин через на-
веску лунного материала с последующим облу-
чением. Подопытные животные дышали таким
воздухом по 4 час в день в течение 4 суток, а за-
тем через 30 мин после последнего сеанса облу-
чались при дозе 400 р (гамма-лучи Со60,
28,3 р/мин). Контрольными служили остальные
6 групп этой серии. Характер воздействия в этих
группах приведен в табл. 1. Следует лишь отме-
тить, что условия продувания, облучения, сроки
между воздействиями в контрольных группах бы-
ли, естественно, одинаковы с опытной. Живот-
ным 7—9 групп за 15 мин до облучения внутри-
брюшинно вводился радиопротектор — 5 мето-
кситриптампн хлоргпдрат (5 МОТ) в дозе —
75 м?1кг.
Во вторую серию вошли 4 группы. Живот-
ным опытной группы (1%) вводилась зондом
в желудок суспензия вещества, приготовлен-
ная па дистиллированной воде (500 мг на
20 мл пз расчета 0,25.чл/10 г веса тела. Через
час после введения мыши облучались прп toii
же дозе, что и животные первой серии. Осталь-
ные три группы служили контролем (табл. 1).
Третья серия также состоит из 4 групп.
Мышам опытной группы (№ 14) внутрибрю-
шинно вводилась надосадочпая жидкость в
объеме 0,2 мл и через 30 мин животные облуча-
лись, как и в предыдущих сериях, прп дозе
400 р. Надосадочпая жидкость приготовлялась
следующим образом. В 10 мл физиологического
раствора засыпалось 500 мг тонкой фракции
лунной породы. В течение 3 суток смесь отстаи-
валась, затем центрифугировалась прп 8 тыс.
Р и с. 2. Рентгенограмма двух мышей, подвергавшихся облу-
чению в дозе 400 р и предварительной четырехкратной ингаля-
ции компонентов лунного грунта, мигрирующих в воздухе за-
травочной камеры, по 4 час ежедневно
а—опухоль расположена на правом боку, не связана со ске-
летом, гистологическую картину см. рис. 3; б — опухоль в об-
ласти таза, не связана со скелетом, гистологическую карти-
ну см. рис. 4
об!мин и надосадочпая жидкость отстаивалась.
Можно думать, что за это время вещества,
способные растворяться в воде, полностью мигри-
ровали в раствор. Остальные группы серпп яв-
лялись контролем (см. табл. 1).
В качестве показателей, с помощью кото-
рых оценивается модифицирующее действие
лунного грунта, были выбраны следующие: ко-
личество погибших животных, динамика веса
тела, общее количество лейкоцитов, эритро-
цитов, лейкоцитарная формула и др. Подопыт-
598 В. В. Антипов, Б. И. Давыдов, Н. А. Гайдамакин, Т. С. Львова, В. Г. Петрухин и др.
Таблица 1. у мышей Результаты экспериментов по изучению влияния лунного грунта на лучевую реакцию
Колич. погибших
X серии X группы Характеристика воздействия Колич. животных за 30 суток за 180 суток всего % Колич. опухолей
1 Биологический контроль 20 — 1 1 5 —
2 Облучение гамма-лучами (400 р) 40 2 3 5 12,5 —
I 3 Ингаляция компонентов лунного грун- 40 2 5 7 17,5 4
та, мигрирующих в воздухе, облучение
4 Ингаляция воздухом + облучение 20 — 2 2 10 —
5 Ингаляция компонентов лунного грун- та, мигрирующих в воздухе 31 1 1 2 6,5 —
6 Ингаляция воздухом 20 — 1 1 5 —
7 Ингаляппя компонентов лунного грун- та, мигрирующих в воздухе, + 5 МОТ-р 20 — 2 2 10 —
-р облучение
8 5 МОТ -р облучение 20 1 2 3 15 —
9 5 МОТ 20 — 1 1 5 —
II 10 Внутрпжелудочное введение суспензии лунного грунта + облучение 38 — 3 3 7,9 2
11 Внутрпжелудочное введение дистилли- рованной воды + облучение 19 — 1 1 5,3 —
12 Внутрпжелудочное введение суспензии лунного грунта 20 1 — 1 5 —
13 Внутрпжелудочное введение дистилли- рованной воды 20 — 1 1 5 —
III 14 Внутрибрюшинное введение надоса- дочной жидкости с лунного грунта + 20 4 3 7 35 1
+ облучение
15 Внутрибрюшинное введение физиоло- гического раствора + облучение 20 3 3 6 30 2
16 Внутрибрюшинное введение надосадоч- ной жидкости с лунного грунта 20 1 — 1 5 —
17 Внутрибрюшинное введение физиологи- ческого раствора 20 — 1 1 5 —
Таблица 2. Данные по исследованию опухолей
№ группы Колич. мышей с опухолью Сутки после облучения Диагноз
3 4 124 Рак молочной железы (2) Ангиофибросаркома мягких тканей тазовой области (1)
192 Миксолппома мягких тканей тазовой области (1)
10 2 174 Рак молочной железы Ретпкулосаркома легких
15 2 124 Рак молочной железы Ретпкулосаркома вилочковой железы
14 1 132 Рак молочной железы
Влияние лунного грунта на лучесое поражение у мышеи
599
Рис. 3. Рак молочной железы у мыши, забитой через 124 суток
после облучения в дозе 400 р с предварительной четырехкратной
ингаляцией компонентов лунного грунта, мигрирующих в воз-
духе затравочной камеры, по 4 час ежедневно. Клетки образуют
железистые комплексы и инфильтруют окружающие ткани, вид-
ны фигуры мимоза (стрелки). Гематоксилии-эозии. Увел. 40Э,
об. 40
Р и с. 4. Ангиофибросаркома мягких тканей тазовой области
у мыши, забитой через 124 суток после облучения в дозе 400 р
с предварительной четырехкратной ингаляцией ио 4 час еже-
дневно компонентов лунного грунта, мигрирующих в воздухе за-
травочной камеры. Клетки богаты РНК, с высокой митотической
активностью. Метиловый зеленый пнронин. Увел. 560, об. 40
Рис. 5. Рак молочной железы с прорастанием в скелетную му-
скулатуру; замурованные раковыми клетками мышечные волокна
в состоянии глубоких дистрофических изменений с почти полной
потерей продольной и поперечной исчерчениости. Мышь забита
через 124 суток после облучения с предварительным внутрибрю-
шинным введением физиологического раствора. Гематоксилпн-
эозин, об. 40
Р и с. 6. Ретикулосаркома вилочковой железы у мыши, погиб-
шей через’166 суток после облучения с предварите льным внутри-
брюшинным введением физиологического раствора. Гематокси-
лин-эозин, об. 40
пые животные будут находиться под наблюде-
нием в течение 1.3 лет с целью выявления
влияния грунта па отдаленные последствия об-
лучения (лейкозы, опухоли, катаракты, сокра-
щение продолжительности жизни и т. д.).
Клинический осмотр, взвешивание и гема-
тологические исследования проводились и про-
водятся па 1, 7, 30, 60 сутки после облучения
и далее — через каждые 2 месяца.
Часть животных, погибших в период на-
блюдения, вскрывалась и подвергалась морфо-
логическому и гистохимическому исследовани-
ям. В зависимости от вида патологии, отмечае-
мой прп макроскопическом исследовании, бра-
ли легкие, печень, селезенку, вилочковую желе-
зу, яичники, кусочки припухлостей и кожу,
фиксировали в жидкости Карнуа пли в 100%-
600
В. В. Антипов, Б. И. Давыдов, Н. А. Гайдамакин, Т. С. Львова, В. Г. Петрухин и dp.
ном растворе нейтрального формалина. Срезы,
залитые в формалин илп замороженные, окра-
шивали гематоксплпн-эозппом по методу Ван-
Гпзон, метиловым зеленым пиронпном, шарла-
хом красным по методу Шабадаша для выяв-
ления гликогена.
Результаты. Основные данные по выжи-
ваемости, полученные в течение 6 месяцев от
начала воздействий, суммированы в табл. 1.
Пз таблицы видно, что к 30-м суткам наблюде-
ния из общего количества животных — 408 — по-
гибло 15 мышей. 13 пз них подвергались облу-
чению (3,2%), 2 мыши погибли в группах, где
облучения не было, вводился только лунный
грунт (0,5%).
К 180-м суткам число погибших мышей во
всех сериях возросло до 45 штук, причем 36
пз них подвергались облучению (8,8%) и 9—
лет (2,2%). 23 мыши из общего числа погиб-
ших в той или иной форме имели контакт с
лунным грунтом. Наибольшая гибель (35 и 30%)
наблюдалась в 14 и 15 группах, в которых жи-
вотным перед облучением внутрибрюшинно вво-
дили надосадочную жидкость с грунта (14 груп-
па) илц физиологический раствор (15 группа).
Следует отметить, что в этих группах макси-
мальная гибель отмечалась и на 30-е сутки. В
других опытных группах процент гибели мы-
шей существенно не отличался от этого пока-
зателя в контроле на облучение.
При макроскопическом и микроскопическом
исследовании животных, погибших в первые две
педели после облучения, независимо от нали-
чия дополнительных воздействий, регистрирова-
лась типичная картина лучевого поражения
тканей: кровоизлияния в легкие, уменьшение
размеров и опустошение селезенки и вилочко-
вой железы, иногда отек стенок кишечника и
умеренное его опустошение. В более поздние
сроки — через 2—5 месяцев после облучения —
причинами гибели мышей были пневмония,
глубокие дегенеративно-дистрофические изме-
нения тканей вплоть до образования в ряде ор-
ганов (печень, селезенка) очагов некроза.
С конца третьего месяца после воздействия
гамма-лучей у мышей некоторых групп выяв-
лялись новообразования, пз которых наиболее
частым был рак молочной железы. Некоторые
данные по исследованию опухолей представле-
ны в табл. 2 и на рис. 1—6.
Как видно из табл. 2, все 9 мышей, у которых
обнаружены новообразования, подвергались гам-
ма-облучению, причем 7 животных имели кон-
такт с продуктами лунного грунта. У двух
остальных животных, имевших опухоли, общее
облучение сочеталось с внутрибрюшинным вве-
дением физиологического раствора хлористого
натрия.
Некоторые данные по исследованию пери-
ферической крови у животных с опухолями
различной локализации пз групп, где приме-
нялся лунный грунт, представлены в табл. 3.
При рассмотрении таблицы можно отметить
сниженное количество эритроцитов у мыши пз
14 группы, а также нейтрофильный лейкоци-
тоз, который был наиболее выражен у двух жи-
вотных пз 3 группы.
Данные по изучению динамики веса тела
мышей, полученные на протяжении 6 месяцев
исследования, представлены на рис. 7—9. Их
анализ позволяет отметить следующее. Некото-
Р и с. 7. Динамика веса тела мышей — интактных (1), под-
вергнутых воздействию гамма-лучей (2), при ингаляции компо-
нентов лунного грунта (5), воздухом (6), лунного грунта и облу-
чения (3), воздуха и облучения (4)
1—6 — номера групп в табл. 1
Рис. 8. Динамика веса тела мышей — интактных (1), подверг-
нутых воздействию гамма-лучей (2), при внутри желудочном вве-
дении суспензии лунного грунта (12), лунного грунта и облуче-
ния (10), дистиллированной воды и облучения (11)
1, 2, 10—12 — номера групп в табл. 1
Рис. 9. Динамика веса тела мышей—интактных (1), подверг-
нутых воздействию гамма-лучей (2), при внутрибрюшинном вве-
дении надосадочной жидкости (14). жидкости и облучения (15),
физиологического раствора (17), физиологического раствора и
облучения (16)
1, 2, 14—17 — номера групп в табл. 1
Влияние лунного грунта на лучевое поражение у мышей
601
являться лишь после третьего месяца наблюде-
ния. Наибольший прирост веса тела отмечался
у животных, которые подвергались воздейст-
вию только одного облучения (2 группа). От-
ставание в приросте веса наиболее выражен-
ным оказалось в группах, где облучение соче-
талось с воздействием лунного вещества инга-
ляционным путем (3 группа, рис. 7) или вну-
трибрюшинно (14 группа, рис. 9).
Рассмотрим результаты гематологических
исследований, которые суммированы в табл. 4
и представлены на рис. 10. Из них видно, что
под влиянием гамма-облучения (4 группа) на
1—7 сутки происходило снижение общего ко-
личества лейкоцитов (до 40%), лимфоцитов
(до 23,6%) по сравнению с контролем (интак-
вводились мышам через рот перед облучением.
У животных этих групп так же, как и при од-
ном облучении, на 1 —7-е сутки происходило
снижение общего количества лейкоцитов (наи-
более выраженным оно было на 7-е сутки) и
лимфоцитов. Количество нейтрофилов на 1-е
сутки было существенно увеличено (до 216%),
а па 7-е сутки — несколько снижено по срав-
нению с исходным сроком.
В 14 и 15 группах (III серия) перед облу-
чением падосадочная жидкость с лунного грун-
та или физиологический раствор вводились мы-
шам внутрибрюшинно. У этих животных на 1 —
7-е сутки в реакции белой крови на облучение
наблюдались некоторые отличия по сравнению
с реакцией мышей 2 группы. Так, на 1-е сут-
тные животные). Количество нейтрофилов в
эти сроки практически не изменялось. В бо-
лее поздние сроки наблюдения — 30-е сутки
и др.— указанные показатели в этой группе
уже существенно не отличались от кон-
троля.
Почти так же, как и во 2 группе, изменя-
лись эти показатели в 3 и 4 группах (I се-
рия), т. е. в случае, когда животным перед об-
лучением пнгаляцпонно вводились компонен-
ты лунного грунта пли проводилась ингаля-
ция воздухом.
В 10 и 11 группах (II серия) суспензия
лунного грунта или дистиллированной воды
ки у них практически не изменялось общее ко-
личество лейкоцитов, и менее, чем во 2 груп-
пе, оно снизилось на 7-е сутки. Весьма незна
чптельно на 1-е сутки упали лимфоциты и су-
щественно увеличилось количество нейтрофи-
лов. В более поздние сроки наблюдения, как и
во II серии, эти показатели былп несколько
выше по сравнению с исходным фоном.
При исследовании эозинофилов было обна-
ружено, что этот показатель во всех группах
существенно изменялся па один срок. На 7-е
сутки после облучения отмечалось снижение
количества эозинофилов; во все остальные сро-
ки колебания былп в пределах физиологиче-
602
В. В. Антипов, Б. И. Давыдов, Н. А. Гайдамакин, Т. С. Львова, В. Г. Петрухин и др.
Т а б л и ц а 3. Результаты исследования периферической крови
Колич. Диагноз животных Сутки „ после Эрптро- Лейко- Лейкоцитарная формула
группы облуче- ния циты, млн. циты, тыс. п# нсйтр. □03. мон. лифм.
Рак молочной железы 120 6,1 12,9 1,9 4,8 1,о 0,8 4,5
3 Рак молочной железы 120 5,7 19,3 0,8 9,8 0,2 0,6 7,5
14 1 Рак молочной железы 120 3,5 21,3 1,5 13.0 0,2 1,5 5,1
Табл и ц а 4. Сводные результаты гематологических исследований
№ группы Сроки обследо- вания, сутки Эритроциты, млн. Лейкоциты, тыс. Нейтрофилы, тыс. Лимфоциты, тыс. Эозинофилы, тыс.
1 1 10,9 8,2 1,8 5,4 0,3
7 10,2 11,0 3,6 5,1 1,2
30 10,7 7,4 2,3 3,8 0,6
60 9,6 7," 2,1 5,0 0,36
120 10,5 8,3 3,0 4,1 0,4
1 10,2 3,6 1,8 1,4 0,12
7 10,3 4,4 2,6 1,2 0,04
2 30 9,8 9,0 2,4 4,7 0,8
60 9,9 9,4 2,3 5,5 0,2
120 10,0 8,8 2,9 5,0 0,3
1 10,0 7,7 3,0 3,6 0,4
7 10,3 7,6 4,7 1,8 0,015
14 30 10,0 10,8 2,2 4,5 1,3
60 9,7 9,3 2,0 5,3 0,7
120 9,1 17,2 4,9 7,9 0,7
1 11,4 7,7 3,2 3,3 0,2
7 8,8 4,7 2,5 1,5 0,13
15 30 11,0 11,5 4,1 5,2 0,5
60 9,5 9,5 2,7 5,7 0,3
120 9,1 9,1 3,1 4,6 0,4
1 11,0 6,5 3,8 2,1 0,2
7 10,4 3,8 2,3 0,9 0,05
10 30 9,9 12,3 4,0 6,0 0,7
60 9,6 9,1 2,2 5,7 0,5
120 9,1 9,3 3,0 5,3 0,4
1 10,4 5,6 3,9 1,7 0,9
7 10,0 5,3 3,1 1,4 0,03
11 30 10,2 7,2 2,0 3,9 0,4
60 10,2 10,0 2,2 5,7 0,6
120 9,8 12,0 4,0 7,1 0,5
1 9,0 5,3 2,1 2,3 0,4
7 8,8 3,1 1,5 1,3 0,01
4 30 9,1 6,9 2,3 3,4 0,3
60 10,2 14,3 6,2 6,0 1,0
120 8,5 8,4 3,5 4,6 0,3
1 10,9 3,7 1,7 1,5 0,5
7 9,4 3,9 2,4 1,3 0,02
3 30 9,8 8,2 4,3 3,5 0,3
60 10,3 13,8 5,1 6,7 0,4
120 10,5 11,8 5,0 5,0 0,7
Влияние луншго грунта на лучевое поражение у мышей
603
ского разброса (см. табл. 4). При цитологиче-
ском исследовании клеток периферической
крови были обнаружены некоторые изменения
в следующих группах.
В 10 группе, где суспензию лунного грун-
та вводили мышам через рот, регистрирова-
лись единичные дсгеператпвно-измепсппые
лимфоциты и мопоцпты. Эти изменения выра-
жались в плазматпзацип протоплазмы и в появ-
лении вакуолей в цитоплазме клеток. У живот-
ных 14 и 15 групп (внутрибрюшинное введе-
ние надосадочпой жидкости пли физиологиче-
ского раствора) отмечалось повышенное содер-
жание плазматических клеток, а также появ-
ление дегенеративно-измененных форм моно-
цитов и лимфоцитов. Количество эритроцитов
во всех изученных группах практически не из-
менялось за исключением отдельных животных
Прежде всего рассмотрим данные по выжи-
ваемости и сделаем это в несколько другом ас-
пекте, чем это было прп изложении результа-
тов. Разобьем животных на две группы. В пер-
вую отнесем мышей, которые подвергались дей-
ствию только одного облучения, во вторую —
действию облучения и, кроме того, имели контакт
с лунным грунтом. При такой разбивке в пер-
вой группе оказывается 119, во второй —
118 мышей. Смертность на 180 сутки после об-
лучения составила в первой группе—14,3%. во
второй—16,1%, т. е. оказалась практически
одинаковой. Существенного различия по этому
показателю мы также не видим, сравнивая от-
дельно опытные и контрольные группы—3 и
4, 10 и 11, 14 и 15 (см. табл. 1). Однако во
всех трех опытных группах гибель животных
была несколько выше, чем в контроле. Остают-
Р и с. 10. Лейкоциты (А), нейтрофилы (В) и лимфоциты (С)
у мышей, подвергнутых действию гамма-облучения (2), соче-
танному действию облучения с ингаляцией компонентов лунного
грунта (3), воздухом (4), с введением через рот суспензии лун-
ного грунта (10), дистиллированной воды (11), с введением внут-
рибрюшинно надосадочной жидкости (14), физиологического
раствора(15).7-есутки после облучения
2—1, 10, и, 14 и 15 — номера групп в табл. 1
с опухолями, у которых этот показатель суще-
ственно снижался ( см. табл. 3 и 4).
Заключение. Прп анализе приведенных дан-
ных, естественно, следует попытаться ответить
на вопрос, который ставился в начале работы,
а именно, как введение лунного грунта могло
• отразиться на реакции организма на облучение.
ся неясными причины относительно высокой
гибели мышей в 14 и 15 группах по сравне-
нию с другими группами.
Следует обратить внимание на тот факт, что
у мышей, которым перед облучением ингаляци-
онно или внутрибрюшинно вводился лунный
грунт, наблюдалось отставание в приросте ве-
са. Причем в одной из этих групп (ингаляцион-
ное введение лунного вещества)—было обнару-
жено наибольшее количество опухолей. Не ис-
ключено, конечно, что это может быть и слу-
чайным совпадением.
Как мы уже указывали, начиная с конца
3-го месяца после облучения, у мышей некото-
рых групп выявлялись новообразования раз-
604
В. В. Антипов, Б. И. Давыдов, Н. А. Гайдамакин, Т. С. Львова, В. Г. Петрухин и др.
личной природы п локализации. Причем все
они возникли у животных, подвергавшихся об-
лучению. Однако там, где облучение сочеталось
с введением лунного вещества, опухоли к концу
6-го месяца наблюдения встречались чаще
(5.9%), чем при одном облучении (1,7%). К
исходу 8-го месяца картина существенно из-
менилась. На этот срок было обнаружено уже
20 животных с новообразованиями, причем 16
пз них в топ пли иной форме имели контакт
с лунным грунтом.
Анализ гематологических данных показыва-
ет, что предварительное введение лунного грун-
та не оказывало существенного влияния на ре-
акцию периферической крови на облучение.
Различия, обнаруженные на 1—7-е сутки после
облучения, по таким показателям, как общее
количество лейкоцитов, количество нейтрофи-
лов, в группах с применением грунта перораль-
Литература
1 Антипов В. В., Давыдов Б. И., Панченкова Э. Ф.,
Саксонов II. П., Чернов Г. А. Космические исследо-
вания, 1964, 2, № 5, 797.
2. Коннова Н. И. Проблемы космической биологии.
1971, 14.
3. Львова Т. С. Изв. АН СССР, серия биол., 1966. 3,
355.
4. Саксонов П. П., Антипов В. В., Давыдов Б. II. В кн.
«Проблемы космической биологии». 1968, 9, 133.
но или внутрибрюшинно по сравнению с кон-
тролем на облучение, очевидно, связаны с раз-
дражением брюшной полости пли желудочно-
кишечного тракта прп введении вещества. В то
же время нельзя не отметить, что у мышей,
которым вводился лунный грунт через рот пли
внутрибрюшинно, при цитологическом исследо-
вании выявлены дегенеративно-измененные
лимфоциты и моноциты. В контрольных груп-
пах таких клеток нами обнаружено не было.
В заключение следует подчеркнуть, что на-
стоящее сообщение подводит итог лишь 6-ме-
сячного наблюдения, и, естественно, из полу-
ченных результатов не может быть сделано
окончательных выводов. В то же время очевид-
но, что обнаруженные факты представляют оп-
ределенный интерес и требуют уточнения и даль-
нейшей проверки в экспериментах на линей-
ных мышах.
5. Benschoter С. Л., Allison Т. С., Boyd J. Е. et al. Sci-
ence, 1970, 169, 470.
6. Кустов В. В., Остапенко О. Ф., Петрухин В. Г. Кос-
мические исследования, 1971, (в печати).
7. Кустов В. В., Остапенко О. Ф., Петрухин В. Г. Нау-
ка и жизнь, 1971, 6, 51.
8. Кустов В. В., Остапенко О. Ф., Петрухин В. Г. Avi-
at. Week and Space TechnoL, 1970, 92, № 12, 22.
СОДЕРЖАНИЕ
Предисловие .............................
Л. П. Виноградов
Предварительные данные о лунном грунте, до-
ставленном автоматической станцией «Луна-16» 7
К. И. Флоренский, А. Т. Базилевский, Л. Д. Пронин
Геолого-морфологическая характеристика района
посадки автоматической лунной станции «Лупа-
16» ...................................... .. 19
Дж. Ф. Мак-Коли, Д. Г. Скотт
Геологическое описание места посадки станции
«Луна-16» (перевод Т. М. Сущевской) ......... 23
Ю. А. Сурков, Е. М. Рудницкий, В. А. Глотов
Приемка и изучение лунного грунта в среде
инертного газа .............................. 29
Ю. И.Стахеев, Л. С. Тарасов, К. К. Крестинина,
А. В. Иванов
Бокс для работы с лунными образцами в ат-
мосфере азота ............................. 34
К. П. Флоренский, А. В. Иванов, Л. С. Тарасов,
Ю. И. Стахеев, О. Д. Родэ
Морфология и типы частиц образца реголита пз
Моря Изобилия ............................. 38
Ю. И. Стахеев, Е. К. Вульфсон, А. В. Иванов,
К. И. Флоренский
Гранулометрические характеристики лунного
грунта из Моря Изобилия ................... 44
И. В. Флоренский, В. Я. Беленький,
И. М. Караченцева, Л. Ф. Панкратова
Морфометрическая характеристика частиц рего-
лита, доставленного автоматической станцией
«Луна-16» ................................. 50
В. Ф. Волынец, К. П. Флоренский, А. В. Иванов
Измерение объемного веса и пористости лунных
пород по образцам автоматической лунной стан-
ции «Луна-16» .............................. 54
А. С. Павленко, Л. С. Тарасов, И. Д. Шевалеевский,
А. В. Иванов
Петрология лунных пород из Моря Изобилия .. 56
П. Якеш, Дж. Уорнер, В. И. Ридли, А. М. Рид,
Р. С. Хармон, Р. Бретт, Р. В. Браун
Петрология порции лунного реголпта пз Моря
Цзобилия (перевод В. И. Иванова) ........... 64
Дж. Б. Рейд, Дж. Дж. Тейлор, У. Б. Мервин.
Дж. А. Вуд
Относительные размеры и петрологическое зна-
чение частиц в грунте из Моря Изобилия (пере-
вод Л. Н. Когарко) ............................ "9
А. Е. Бенс, В. Хольцварт, Дж. Дж. Папайк
Петрология базальтовых и мономинеральных
фрагментов грунта из Моря Изобилия (перевод
В. С. Урусова) ................................ 93
И. Кристоф-Мишель-Леви, К. Леви, Р. Пьерро
Предварительное сообщение о минералогическом
и петрографическом изучении образца лунного
грунта «Луны-16» (перевод С. В. Ренц) .. .. 106
Б. М. Фрэнч
Ударные эффекты в образцах лунного грунта, до-
ставленного советской станцией «Луна-16» пз
района Моря Изобилия (перевод Т. М. Сущев-
ской) ........................................ 111
А. М. Рид, У. И. Ридли, Р. С. Хармон, Дж. Уорнер,
Р. Бретт, П. Якеш, Р, У. Браун
Полевошпатовые базальты в лунном грунте и
природа лунных материков (перевод А. А. Яро-
шевского) .................................... 122
Л. С. Тарасов, И. Д. Шевалеевский, М. А. Назаров
Петрографо-минералогическое исследование маг-
матических пород из Моря Изобилия ............ 129
Е. С. Макаров, В. И. Иванов, В. И. Мокеева,
К. И. Тобелко, В. И. Букин, А. Я. Волкова,
Г. А. Кузнецова, Л. М. Кузнецов
Рентгенографическая идентификация минералов
лунного реголита, доставленного автоматической
станцией «Луна-16» ....................... 118
А. Л. Альби, А. А.Чодос, А. И. Ганкарц,
Е. И. Хейнес, Д. А. Папанастасиу, Л. Рэй,
Ф. Тера, Г. Дж. Вассербург, Т. Вен
Минералогия, петрология и химия обломка ба-
зальта, доставленного « Луной-16 > (перевод
С. Ф. Карпенко) ....................... .. .. 163
Л. С. Холлистер, Ч. Г. Кулик
Некоторые кристаллические продукты крайне ос-
новной магмы (перевод А. А. Ярошевского) . 177
С. Е. Хэггерти
Изучение рудных минералов и систематическое
исследование изменений состава шпинелей пз
606
Содержание
Моря Изобилия (перевод Э. Э. Сендерова и
О. Л. Кускова) ..............................
II. М. Стил, Дж. В. Смит
Минеральный и общий химический составы
трех образцов, доставленных «Луной-16» (пере-
вод Е. В. Коптева-Дворникова) ...............
Н. П. Ильин, Л. Е. Лосева, В. Г. Сенин
Рентгеноспектральный микроанализ состава ин-
дивидуальных частиц лунного реголита ........
Р. Грив, Г. Мак-Кэй, Д. Вэйл
Исследование методом электронного микрозонда
трех фрагментов базальтов, доставленных стан-
цией «Луна-16» (перевод Ю. И. Беляева) .. ..
М. К. Антошин, Н.П. Ильин, Г. В.Спивак
Растровая электронная микроскопия лунного ре-
голита из Моря Изобилия .....................
А. В. Иванов, О. Д. Родэ, Ю. II. Стахеев,
К. П. Флоренский
Силикатные шарики в образце реголита, достав-
ленном автоматической станцией «Луна-16» ..
В. П. Гласс
Исследование стеклянного шарика из пробы «Лу-
ны-16» (перевод Т. М. Сущевской) ............
Э. Реддер, П. Вейблен
Включения силикатного расплава и стекла в об-
разцах грунта из керна, доставленного «Луной-
16» (перевод Т. М. Сущевской) ...............
К. Кейл, Г. Курат, М. Принц, А. Грин
Фрагменты пород, стекла и хондры из грунта
«Луны-16» (перевод С. В. Ренц) ..............
Ю. 3. Нозик, А. Б. Товбис
Рентгеноструктурное исследование хромо-алю-
миниевой лунной шпинели пз Моря Изобилия ..
А. П. Виноградов, М. С. Чупахин,
И. Д. Шевалеевский, Ю. И. Беляев
Химический состав лунного реголита «Луны-16»
И. Жером, Ж. Филиппо, Э. Брише
Определение 29 элементов в грунте «Луны-16»
путем активационного анализа без разрушения
(перевод С. В. Ренц) ........................
Ю. А. Сурков, Ф. Ф. Кирнозов, И. И. Иванов,
Г. М. Колесов, Б. Н. Рывкин, А. П. Шпанов
Исследование состава лунного грунта из Моря
Изобилия нейтронно-активационным методом ..
М. Чайка, Э. Сабо
Активационный анализ образца лунного грунта,
доставленного автоматической станцией «Луна-
16», проведенный без разрушения образца .. ..
Ж. С. Лал, Р. Ганапаси, Д. В. Морган,
Э. Андерс
Метеоритные и неметеоритные рассеянные эле-
менты в образцах «Луны-16» (перевод С. В. Ренц)
Н. С. Строганова, В. А. Рябухин, Н. В. Лактионова,
181 Л. В. Агеева, И. П. Галкина, Н. Г. Гатинская,
А. II. Ермаков, А. В. Карякин
Определение редкоземельных элементов в рего-
лите пробы «Луны-16» химико-спектральным ме-
тодом ...................................... 294
205
II. Д. Шевалеевский, М. С. Чупахин
Породообразующие и редкие элементы в лунном
грунте из Моря Спокойствия и Океана Бурь .. 297
Д. Е. Джиллум, В. Д. Эман, X. Вакита,
. Р. А. Шмитт
Содержание главных элементов и редких земель
в зонах А и Г пробы грунта «Луны-16» (перевод
215 С. В. Ренц) .................1................ 299
А. Хелмке, Л. А. Хаскин
Редкие земли и другие рассеянные элементы в
225 грунте «Луны-16» (перевод С. В. Ренц) ........ 304
И. Дж. Хаббард, Л. Е. Найквист, Дж. М. Родс,
Б. М, Бензел, X. Висман, С. Е. Черч
Химические особенности образца реголита «Лу-
239 ны-16» (перевод С. В. Ренц) ................ 307
Ж. А. Филпоте, К. К. Шнетцлер, М. Л. Боттино,
С. Шуман, X. X. Томас
Содержание лития, калия, рубидия, стронция, ба-
рия, редких земель, циркония и гафния в грунте
«Луны-16» (перевод С. В. Ренц) ............. 312
А. П. Виноградов, В. И. Нефедов, В. С. Урусов,
Н. М. Жаворонков
239 Рентгеноэлектронное исследование лунного ре-
голита из Моря Изобилия и Моря Спокойствия 319
II. Н. Маров, Ю. Н. Дубров, А. Н. Ермаков
250 Электронный парамагнитный резонанс некото-
рых образцов лунной породы ....................... 323
Т. В. Малышева
262 Исследование лунного реголита, доставленного
станцией «Луна-16», методом мессбауэровской
спектроскопии .............................. 326
Д. Л. Надь, Л. Чер, К. Кулчар
264 .
Анализ лунного грунта, сооранного автоматиче-
ской станцией «Луна-16», с помощью эффекта
Мессбауэра ................................. 334
Ю. И. Беляев, Т. А. Ковешникова
О содержании ртути в реголите Моря Изобилия,
Моря Спокойствия и Океана Бурь ............. 335
Л. И. Павленко, Л. В. Симонова, А. В. Карякин
Определение меди, скандия, молибдена, олова,
свинца и элементов группы железа в лунном
грунте ..................................... 339
Е. Н. Савинова, А. В. Карякин, Т.П. Андреева
Определение легколетучих анионов — фосфора,
287 серы, фтора, а также бериллия и бора в лунном
реголите методом эмиссионного спектрального
анализа .......................................... 344
А. П. Виноградов
290 О генезисе реголита Луны ..................... 348
Содержание
607
Ю. А. Долгов, Н. А. Шугурова
Результаты исследования газов из включений в
лунных стеклах ............................. 356
В. Г. Заславский, Л.Б.Левский, А. Н. Мурин
Изотопный состав лития, калия, рубидия и
стронция в лунном грунте .................. 363
Б. С. Болтенков, В. Н. Гартманов, Э. И. Ильясов,
Г. Е. Бочаров, Б. А. Мамырин, Ю. А. Сурков,
Л. В. Хабарин
Изучение изотопного состава гелпя в тонкой
фракции лунного грунта, доставленного автома-
тической станцией «Луна-16» .................. 365
О. Эйгстер
Содержание лития, бериллия, бора, титана и изо-
топный состав лития, бора и магния в пробе ре-
голпта «Луны-16» (перевод С. В. Ренц) ........ 370
Р. Н. Блейтон
Изотопный состав кислорода грунта «Луны-16»
(перевод Е. В. Бибиковой) .................... 375
А. Надь, А. Чеке, Э. Сабо, Б. Форзац, Э. Земплен
Определение содержания кислорода в образце
лунного грунта, доставленного станцией «Луна-
16», методом нейтронной активации ............ 377
А. И. Виноградов, II. Б. Задорожный
Инертные газы в реголите пз Моря Изобилия .. 379
Д. Хейманн, А. Йанив, С. Лакатос
Инертные газы в двенадцати частичках и одном
образце «пыли» из пробы «Луны-16» (перевод
Е. В. Бибиковой) ............................. 387
В. А. Байзер
Изучение редких газов в образце реголита «Лу-
ны-16» методом ступенчатого нагревания (пере-
вод Е. В. Бибиковой) ......................... 394
Л. Б. Левский
К вопросу о природе инертных газов в лунном
грунте ....................................... 405
А. П. Виноградов, А. Б. Лаврухина, В. Д. Горин,
Г. Б. Устинова
Космогенные А126 и Na22 в лунном реголите, до-
ставленном «Луной-16» ........................ 410
Ю. А. Сурков, Г. А. Федосеев, О. П. Соборное,
Г. Б. Назаркина, Л. П. Бачина
Гамма-спектрометрический анализ образца лун-
ного грунта, доставленного автоматической стан-
цией «Луна-16» ............................... 417
Л. Л. Башкаров, А. Б. Лаврухина, Л. II. Генаева.
Некоторые результаты исследования трековым
методом лунного вещества, доставленного авто-
матической станцией «Луна-16» ................ 421
Дж. П. Расс III
Захват нейтронов гадолинием и самарием в об-
разце грунта, доставленном «Луной-16» (перевод
С. Ф. Карпенко) .............................. 427
Л. Дюрро, Б. Журе, Ж. Р. Бибринг, Р. Менье,
М. Моретт
Радиационные нарушения и структура, регист-
рируемые с высоким разрешением в зернах из
тонких фракций грунта < Луны-16» (перевод С. В.
Ренц. Л. Л. Кашкарова) .................... 430
Ж. Пупо, Ж. Шетри, П. Пеллас
Изучение методом треков образца лунного грун-
та из Моря Изобилия (перевод С. В. Ренц) 436
Р. Уолкер, Д. Циммерман
Изучение древних треков и термолюминесценции
на материале «Луны-16» (перевод С. В. Ренц) 438
Г. М. Бомсток, Р. Л. Флейшер, X. Р. Харт
Регистрация треков в частицах грунта пз Моря
Изобилия (перевод Е. В. Бибиковой) ........ 442
Ж. Борг, Л. Дюрро, Б. Журе, Л. Л. Башкаров.
М. Моретт, П. Морис
Исследование радиационных нарушений и струк-
туры частиц образца «Луны-16» с помощью вы-
сокоразрешающих электронных микроскопов (пе-
ревод С. В. Карпенко) ...................... 414
П. П. Факей, П. Б. Прайс
Экстремальные радиационные превращения ве-
щества лунного грунта из Моря Изобилия .. 418
А. П, Виноградов, Ю. М. Артемов
Абсолютный возраст материала лунного реголита
из Моря Изобилия ........................... 455
Б. Ж. Аллегре, Ж. Л. Бирк, М. Лубэ, А. Прово
Возраст по Rb—Sr методу и содержание калия,
рубидия, стронция, бария и редких земель в
грунте из Моря Изобилия (перевод С. В. Ренц) 468
Д. А. Папанаетасиу, Г. Дж. Вассербург
Возраст базальта «Луны-16» и модельный воз-
раст лунного грунта (перевод Е. В. Бибиковой' 471
Ф. Тера, Г. Дж. Вассербург
U—Th—Pb анализы грунта из Моря Изобилия
(перевод Е. В. Бибиковой) .................. 478
Дж. С. Ханеке, Ф. А. Подосек, Г, Дж. Вассербур:
Радиогенные и радиационные возраста базальто-
вых частиц из Моря Изобилия (перевод Е. В. Би-
биковой) ................................... 188
И. И. Антипова-Баратаева, Ю. И. Стахеев,
Б. П. Флоренский
Оптические характеристики реголита из Моря
Изобилия, Моря Спокойствия и Океана Бурк 156
Н. П. Барабашов!, ^кимов
Об индикатрисах рассеяния света лунным грун-
том, доставленным автоматической станин- и
«Луна-16» ..................................... 5о 1
М. В. Ахманова, Б. В. Дементьев. А. В. Бар~о\. -.
А. В. Барякин, М.Н. Марков, М. М. Сущинскчй
Инфракрасная спектроскопия реголпта лунных
морей ....................................... 503
А. Доллфус, Е. Боуэлл
Фотометрический и полярометрический анализ
образцов лунного грунта, доставленного совет-
ской автоматической станцией «Луна-V.» (пере-
вод С. В. Ренц, И. И. Антиповой-Каратаевой) 512
608
Содержание
J. Доллфус, Е. Боуэлл
Фото-поляризационные исследования лунных об-
разцов— отрицательная ветвь (переводе. В.
Ренц. И. И. Антиповой-Каратаевой) ......... 517
Л/. В. Ахманова, А. В. Карякин, Л. С. Тарасов
Инфракрасные спектры пропускания реголпта
пз Моря Изобилия .......................... 524
Г. В. Спивак, М. К. А нт о шин, Н. П. Ильин,
Г. В. Сапарин
О катодолюминесценции реголпта. доставленного
автоматической станцией «Луна-16» .......... 529
3. С. Горшков, Е. Г. Гуськова, В. И, Почтарев
Магнитные свойства лунных образцов, достав-
ленных автоматической станцией «Луна-16» .. .. 532
Р. И. Минц, Т. М. Петухова, А. В. Пеанов
Металлографическое исследование металлическо-
го фрагмента лунного грунта ................ 538
Р. И. Минц, В. II. Алимов, В. П. Мелехин,
II. И. Милъман, В. И. Крюк, Л. Л. Кунин.
Л. С. Тарасов
Экзоэлектронная эмиссия частиц лунного грунта 543
Р. И. Минц, В. И. Алимов, В. П. Мелехин,
II. И. Мильман, В. И. Крюк, Т. М. Петухова,
Л. Л. Кунин, Л. С. Тарасов
Температурный спектр эмиссии экзоэлектронов
лунного реголита ............................ 547
В. С. Авдуевский, И. А. Анфимов, М. Я. Маров,
Ю. А. Трескин, С. П. Шалаев, А. П. Экономов
Теплофизические свойства лунного вещества, до-
ставленного на Землю автоматической станцией
«Луна-16» ................................... 553
А. Р. Головкин, А. Н. Дмитриев, Е. А. Духовской,
Г. Я. Новик, Р. Г. Петроченков, В. В. Ржевский,
А. А. Силин, В. В. Шварев
Результаты исследования тепловых и электриче-
ских свойств грунта Луны и его аналогов .. .. 559
А. К. Леонович, В. В. Громов, А. Д. Дмитриев,
В. А. Ложкин, П. С. Павлов, А. В. Рыбаков,
В. В. Шварев
Результаты исследований физико-механических
свойств образца лунного грунта в исследователь-
ском боксе в среде азота ................... 563
А. И. Веденин, Е. А. Духовской, В. В. Маркачев,
А. А. Силин, II. II. Черкасов, В. В. Шварев
Исследование механических свойств лунного
грунта и его аналогов в различных атмосферных
условиях и вакууме на установке ТОР-1 ...... 571
Е. А. Духовской, Э. А. Мотовилов, А. А. Силин,
М. И. Смородинов, В. В. Шварев
Исследование фрикционных свойств лунного
грунта и его аналогов ...................... 582
Д. Р. Каулен, Т. II. Булатова, А. Я. Фриденштейн,
Е. Б. Скворцова
Микробиологические и экспериментально-гисто-
логические исследования лунных образцов, до-
ставленных автоматической станцией «Луна-16» 587
В. В. Кустов, О. Ф. Остапенко, В. Г. Петрухин
Исследование биологического действия тонкой
фракции лунного грунта^ доставленного на Зем-
лю автоматической станцией «Луна-16» ....... 592
В. В. Антипов, Б. И. Давыдов, Н. А. Гайдамакин,
Т. С. Львова, В. Г. Петрухин, С. Н. Комарова,
Е. Б. Скворцова
Влияние лунного грунта на лучевое пораже-
ние у мышей ................................ 596
CONTENTS
Preface ........................................... 5
A. P. Vinogradov
Preliminary data on lunar soil brought to
Earth by automatic probe Luna 16 ................... 7
К. P. Florensky, A. T. Bazilevsky, A. A. Pronin
Geological-morphological characteristic of the auto-
matic lunar station Luna 16 landing site region .. 19
J. F. Me Cauley, D. H. Scott
The geologic setting of the Luna 16 landing site 23
Yu. A, Surkov, E. M. Rudnitsky, V. A. Glotov
Reception and studies of lunar matter in a medi-
um of inert gas ................................... 29
Yu. I. Stakheyev, L. S. Tarasov, К. K. Krestinina,
A. V. Ivanov
Box for preliminary investigation of the lunar
soil in nitrogen atmosphere ....................... 34
К. P. Florensky, A. V. Ivanov, L. S. Tarasov,
Yu. I. Stakheyev, 0. D. Rode
Morphology and types of particles of the regolith
sample from the Sea of Fertility .................. 38
Yu. I. Stakheyev, E. K. Vulfson, A. V. Ivanov,
К. P. Florensky
Granulometrical characteristics of the lunar soil
from the Sea of Fertility ......................... 44
P. V. Florensky, V. Ja. Belenky, N. M. Karachenzeva,
L. F. Pankratova
Morfometrical characteristic of particles of rego-
lith retutned by the automatic station Luna 16 .. 50
V. F. Volynets, К. P. Florensky, A. V. Ivanov
Volume weight and porosity measurements of rock
fragments returned by the automatic station Lu-
na 16 ........................................... 54
A. S. Pavlenko, L. S. Tarasov, I. D. Shevaleyevsky,
A. V. Ivanov
Petrology of lunar rocks from the Sea of Fertility 56
P. Jakes, J. Warner, W. I. Ridley, A. M. Reid,
R. S. Harmon, R. Brett, R. W. Brown
Petrology of a portion of the Mare Fecunditatis re-
golith .......................................... 64
J. В. Reid, Jr. G. J. Taylor, U.B. Marvin, J. A. Wood
Luna 16: Relative proportions and petrologic sig-
nificance of particles in the soil from Mare Fecun-
ditatis ............................................ 79
A. E. Bense, W. Holzwarth, J. J. Papike
Petrology of basaltic and monomineralic soil frag-
ments from the Sea of Fertility .................... 93
M. Christophe-Michel-Levy, C. Levy, R. Pierrot
Preliminary report on the mineralogical and pet-
rographical studies of lunar soil ................. 106
В. M. French
Shock metamorphic effects in the Luna 16 soil
sample from Mare Fecunditatis ..................... Ill
A. M. Reid, W. I. Ridley, R. S. Harmon, J. Warner.
R. Brett, P. Jakes, R. W. Brown
Feldspathic basalts in lunar soils and the nature
of the lunar highlands ............................ 122
L. S. Tarasov, I. D. Shevaleyevsky, M. A. Nazarov
Petrographical and mineralogical studies of a ig-
nious rocks from the Sea of Fertility ............. 129
E. S. Makarov, V. I. Ivanov, V. I. Mokeeva,
К. I. Tobelko, V. I. Bukin, A. Ya. Volkova,
G. A. Kuznetsova, L. M. Kuznetsov
X-Ray crystallographic identification of minerals
of lunar regolith returned by the automatic sta-
tion Luna 16....................................... 148
A.L. Albee, A. A. Chodos, A.J.Gancarz,
E.L. Haines, D. A. Papanastassiou, L.Ray,
F. Tera, G. J. Wasserburg, T. Wen
Mineralogy, petrology and chemistry of a Luna 16
basaltic fragment, sample B-l ..................... 163
L. S. Hollister, C. G. Kulick
Luna 16 sample G 36: Another crystalline product
of an extremely mafic magma ....................... 177
S. E. Haggerty
Luna 16. An opaque mineral study and a systema-
tic examination of compositional variations of spi-
nels from Mare Fecunditatis ....................... 181
I. M. Steele, J. V. Smith
Mineral and bulk compositions of three fragments
from Luna 16 ...................................... 205
39 Лунный грунт
610
Contents
A'. P. Ilyin. L. E. Loseva, V. G. Senin
X-Ray microanalysis of composition of lunar rego-
lith individual particles ......................... 209
R. A. F. Grieve, G. A. Me Kay, D. F. Weill
Microprobe studies of three Luna 16 basalt frag-
ments ............................................. 215
M. K. Antoshin, N. P. Ilyin, G. V. Spivak
Scanning electron microscopy of lunar regolith
from the Sea of Fertility ......................... 225
A. V. Ivanov, O.D.Rode, Yu. I.Stakheyev,
К. P. Florensky
Silicate spherules in regolith sample returned by
the automatic station Luna 16 ..................... 232
В. P. Glass
Investigation of a Luna 16 glass bead ............. 236
E. Roedder, P. W. Weiblen
Silicate melt inclusions and glasses in lunar soil
fragments from the Luna 16 core sample ............ 239
K. Keil, G. Kurat, M. Prinz, J. A. Green
Lithic fragments, glasses and chondrules from
Luna 16 fines ..................................... 250
Yu. Z. Nozik, A. B. Tovbis
X-Ray study of the chromium-aluminium lunar
spinel from the Sea of Fertility .................. 262
A. P. Vinogradov, M. S. Chupakhin,
I. D. Shevaleyevsky, Yu. Belyaev
Shemical composition of lunar regolith Luna 16 .. 264
D. Y. Jerome, J. C. Philippot, E. Brichet
Determination of 29 elements in Luna 16 soil by
non-destructive activation analysis ............... 278
Yu. A. Surkov, F. F. Kirnosov, I. N. Ivanov,
G. M. Kolesov, B. N. Ryvkin, A. P. Schpanov
Neutron-activation investigation of the Sea Ferti-
lity lunar soil composition ....................... 283
M. Chayka, E. Sabo
Non-destructive activation analysis of the lunar
soil sample returned by automatic station Lu-
na 16 ............................................. 287
J. C. Laul, R. Ganapathy, J. W. Morgan, E. Anders
Meteoritic and non-meteoritic trace elements in
Luna 16 samples ................................... 290
N. S. Stroganova, V. A. Rjabukhin, N. V. Laktionova,
L. V. Ageeva, I. P. Galkina, N. G. Gatinskaya,
A. N. Ermakov, A. V. Karjakin
Rare earth determination in the Luna 16 regolith
by chemical-spectrographic method ................. 294
I. D. Shevaleyevsky, M. S. Chupakhin
Rock forming and trace element in the lunar soil
from the Sea of Tranquillity and Ocean of
Storms ............................................ 297
D. E. Gillum, W. D. Ehmann, H. Wakita,
R. A. Schmitt
Bulk and rare earth abundances in the Luna 16
soil levels A and D ............................... 299
P. A. Helmke, L. A. Haskin
Rare earths and other trace elements in Luna 16
soil ............................................. 304
N. J. Hubbard, L. E. Nyquist, J. M. Rhodes,
B.M.Bansal, II. Wiesmann, S.E. Church
Chemical features of the Luna 16 regolith sample 307
J. A. Philpotts, С. C. Schnetzler, M. L. Bottino,
S. Schumann, H. H. Thomas
Luna 16: Some Li, K, Rb, Sr, Ba, rare-earth, Zr,
and Hf concentrations ............................ 312
A. P. Vinogradov, V. I. Nejedov, V. S. Urusov,
N. M. Zhavoronkov
ESCA-Investigation of lunar regolith from the seas
of Fertility and Tranquillity .................... 319
I. N. Marov, Yu. N. Dubrov, A. N. Ermakov
Electron paramagnetic resonance studies of some
lunar rock samples ............................... 323
T. V. Malysheva
Mossbauer spectroscopy studies of lunar regolith
returned by station Luna 16 ...................... 326
D. L. Nady, L. Cher, K. Kulecar
Mossbauer spectroscopy analysis of lunar soil
collected by automatic station Luna 16 ........... 334
Yu. I. Belyaev, T. A. Koveshnikova
On the mercury content in regolith of Sea of Fer-
tility, Sea of Tranquillity and Ocean of Storms 335
L. I. Pavlenko, L. V. Simonova, A. V. Karjakin
The determination of Cu, Sc, Mo, Sn, Pb and ele-
ments of Fe-group in lunar soil .................. 339
E. N. Savinova, A. V. Karjakin, T. P. Andreyeva
Emission spectral determination of volatile anions
(P, S. F), and В and Be determination in lunar
regolith ......................................... 344
A. P. Vinogradov
On genesis of lunar regolith ..................... 348
Yu. A. Dolgov, N. A. Schugurova
Results of analytical study of gas from lunar glass
inclusions ....................................... 356
V. G. Zaslavsky, L. K. Levsky, A. N. Mur in
Isotopic composition of Li, K, Rb and Sr in lunar
regolith ......................................... 363
B. S. Boltenkov, V. N. Gartmanov, E. I. Ilyasov,
G. E. Kocharov, B.A.Mamirin, Yu. A. Surkov,
L. V. Habarin
Investigations of the isotopic composition of He in
the fine fraction of lunar regolith returned by the
automatic station Luna 16 ........................ 365
O. Eugster
Concentrations of Li, Be, В and Ti and isotopic
composition of Li, В and Mg in Luna-16 regolith
sample ........................................... 370
R. N. Clayton
Oxygen isotopic composition of the Luna 16 soil .. 375
Contents
611
D. L. Nady, A. Chekke, E. Sabo, B. Forsaz,
E. Zemplen
Determination of the oxigen content by neutron
activation method in lunar regolith sample retur-
ned by the station Luna 16 ........................ 377
A. P. Vinogradov, I. K. Zadorozhny
Rare gases of regolith in the Sea of Fertility .. .. 379
D. Heymann, A. Yaniv, S. Lakatos
Inert gases in twelve particles and one «dust»
sample from Luna 16 ............................... 387
IF. A. Kaiser
Rare gas studies in Luna 16 fines by stepwise
heating technique ................................. 394
L. K. Levsky
On the nature of rare gases of lunar regolith .. .. 405
A. P. Vinogradov, A. K. Lavrukhina, V. D. Gorin,
G. K. Ustinova
Cosmogenic Al26 and Na22 in lunar regolith retur-
ned by Luna 16 .................................... 410
Yu. A. Surkov, G. A. Fedoseyev, O.P. Sobornov,
G. B. Nazarkina, L. P. Bachina
y-spectrometric analysis of Luna 16 regolith samp-
L. L. Kashkarov, A. K. Lavrukhina, L.I.Genayeva
Some results of the Luna 16 soil study by the
nuclear tracks method ............................. 421
G. P. Russ
Neytron capture on Gd and Sm in the Luna 16
soil .............................................. 427
L. Durrieu, C. Jouret, J. P. Bibring, R. Meunier,
M. Maurette
The high resolution irradiation and texture record
of the Luna 16 dust grains ........................ 430
G. Poupeau, G. C. Chatrit, P. Pellas
Studies by the nuclear tracks method of the lunar
soil sample from the Sea of Fertility ............. 436
R. Walker and D. Zimmerman
Fossil track and thermoluminescence studies of
Luna 16 material .................................. 438
G. M. Comstock, R. L. Fleischer and H. R. Hart, Jr.
The particle track record of the Sea of Plenty 442
J. Borg, L. Durrieu, C. Jouret, L. Kashkarov,
M. Maurette, P. Moris
The high resolution radiation damage and texture
record of the Luna 16 dust grains ................. 444
P. P. Phakey, P. B. Price
Extreme radiation damage in soil from Mare Fe-
cunditatis ........................................ 448
A. P. Vinogradov, Yu.M. Artjemov
Absolute age of lunar regolith material from Sea
of Fertility ...................................... 455
C. Allegre
Rb—Sr age and K, Rb, Sr, Ba, rare-earth contents
in the Sea of Fertility soil ...................... 468
D. A. Papanastassiou, G. J. Wasserburg
Rb—Sr age of a Luna 16 basalt and the model age
of lunar soils .................................... 471
F. Tera, G. J. Wasserburg
U — Th — Pb analyses of soil from the Sea of Ferti
lity .............................................. 478
J. C. Huneke, F. A. Podosek, G. J. Wasserburg
Gas retention and cosmic-ray exposure ages of a
basalt fragment from Mare Fecunditatis ............ 488
1.1. Antipova-Karataeva, Yu. I. Stakheyev,
К. P. Florensky
Optical parameters of regolith from Mare Fecun-
ditatis, Mare Tranquillitatis and Oceanus Procel-
larum ............................................. 196
| A. P. Barabashov |,£. A. Akimov
About scattering coefficient of Luna 16 soils 501
M. V. Akhmanova, В. V. Dementyev.
A. V. Karjakin, M. N. Markov. .1/. M. Suschinsky
Infrared spectroscopy of regolith from the lunar
mares ............................................. 503
A. Dollfus, E. Bowell
Photometric and polarimetric analy<i- of lunar
soil samples returned by the soviet automatic
station Luna 16 ................................... 512
A. Dollfus, E. Bowell
Photo-polarisation studies of lunar samples — the
negative branch ................................... 517
M. V. Akhmanova, A. V. Kariakin. L. S. Tarasov
Infrared transmission spectra of regolith from the
Sea of Fertility .................................. 524
G. V. Spivak, M. K. Antoshin, К. P. Ilyin,
G. V. Saparin
The cathodoluminescence of lunar regolith retur-
ned by the automatic station Luna 16 .............. 529
E. S. Gorshkov, E. G. Guskova, V. I. Potchtarev
Magnetic characteristics of lunar samples returned
by automatic station Luna 16 ...................... 532
R. I. Mintz, T. M. Petuchova, A. V. Ivanov
Metallographic research of the metallic fragment
from the lunar regolith ........................... 538
R. I. Mintz, V. I. Alimov, V. P. Melechin,
1.1. Milman, V. I. Kruk, T. M. Petuchova,
L. L. Kunin, L. S. Tarasov
Temperature spectrum of exoelectron emission of
the lunar regolith ................................ 543
R. I. Mintz, V. I. Alimov, V. P. Melechin.
1.1. Milman, V. I. Kruk. L. L. Kunin. L. S. Tarasov
Exoelectrons emission of the particle- of the lunar
regolith .......................................... 547
V. S. Avduevsky, N. Л. Anphimov. M. Ya. Marov,
Yu. I. Treskin, S. P. Shalaev. .1. P. Ekonomov
Thermophisical properties of the lunar soil from
Luna 16 sample .................................... 553
39*
612
Content s
A. R. Golovkin, A. P. Dmitriev, A. E. Douchowskoy,
G. I. Novik, R. G. Petrotchenkov, V. V. Rgevsky,
A. A. Silin, V. V. Shvarev
The result of investigation of the thermal and
electric properties of the lunar soil and it earth
analogues ......................................... 559
A. K. Leonovitch, V. V. Gromov, A. D. Dmitriev,
V. A. Loshkin, P. S. Pavlov, A. V. Rybakov,
V. V. Shvarev
The results of investigations of the physical and
mechanical properties of the lunar soil in the
nitrogen medium within the research box ........... 563
A. I. Vedenin, E. A. Douchowskoy, V. Г. Markatchev,
A. A. Silin, 1.1. Chercasov, V. V. Shvarev
The investigation of mechanical properties of lu-
nar soil and their analogues in different at-
mospheres and vacuum on the installation TOR 1 571
E. A. Douchowskoy, I. A. Motovilov, A. A. Silin,
M. I. Smorodinov, V. V. Shvarev
The investigation of the frictional properties of
lunar soil and it analogues ....................
582
D. R. Kaulen, T. I. Rulatova, A. Ya. Friedenstein,
E. R. Skvortzova
Microbiologic and experimental histologic investi-
gations of lunar samples reterned by automatic sta-
tion Luna 16 ......................................
587
V. V. Kustov, 0. Ph. Ostapenko, V. G. Petruchin
Lunar soil effect on radiation disease in mice
of lunar soil transported to the earth by auto-
matic station Luna 16 .............................
592
V. V. Antipov, R. I. Davidov, N. A. Gaydamakin,
T. S. Lvova, V. G. Petruchin, S. N. Komarova,
E. R. Skvortzova
Lunar soil effect on radiation disease in mice
596
Рефераты
61
УДК 550.40:523.3
Предварительные данные о лунном грунте, доставленном
автоматической станцией «Луна-16». А. П. Виногра-
дов.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во
«Наука», 1974.
Сообщаются итоги предварительных исследований об-
разца лунного грунта, доставленного автоматической
станцией «Луна-16». Приведены сведения о гранулометри-
ческих характеристиках реголита, его оптических свойст-
вах, типах слагающих его пород, минеральном составе.
Определен химический состав макро- и микроэлементов
для различных частей колонки и для лунного базальта.
Изучен изотопный состав инертных газов и некоторых
элементов. Возраст по Rb / Sr методу определяется в
4,85—4,25 млрд. лет.
Табл. 8. Илл. 14.
УДК 551.0:523.3.
Геолого-морфологическая характеристика района посадки
автоматической лунной станции «Луна-16». К. П. Ф л о-
ренский, А. Т. Базиле вский, А. А. П р о н и н.—
Сб. «Лунный грунт из моря Изобилия». Изд-во «Наука»,
1974.
В статье приводится краткий геологический очерк
района посадки станции «Луна-16», включающий данные
о структурных особенностях, оценке мощности и страти-
графическом положении лавового заполнения Моря Изо-
билия. Сделаны определения относительной длительности
формирования поверхности вблизи места посадки на
основе данных статистических подсчетов распространен-
ности кратеров. Даются описания и некоторые морфомет-
рические характеристики некратерпых форм рельефа,
осложняющих поверхность Моря Изобилия. Рассматри-
ваются возможные источники материала реголита, до-
ставленного станцией «Луна-16».
Табл. 1. Библ. И. Илл. 2.
УДК 551.0:523.3
Геологическое описание места посадки станции «Лу-
на-16». Дж. Ф. М а к - К о л и, Д. Г. Скотт.— Сб. «Лун-
ный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука». 1974.
По геологическому положению место посадки «Луны-
16» близко к участкам посадок станций «Аполлон-11» и
«Аполлон-12». Все три точки расположены в пределах
развития базальтовых покровов, характерных для много-
кольцевых структур морей, образовавшихся при соударе-
нии в течение ранней истории Луны. В каждой из этих
трех точек присутствует реголит, сформировавшийся под
действием ударной бомбардировки. Чужеродные обломки
в реголите, по всей вероятности, являются ранее мета-
морфизованным материалом многокольцевых структур и
дают надежное статистическое представление о составе
вещества большинства районов суши до образования
морей.
Библ. И. Илл. 5.
УДК 621.52:552.12:523.3.
Приемка и изучение лунного грунта в среде инертного
газа. Ю. А. С у р к о в, Е. М. Р у д н и ц к и й, В. А. Г л о-
т о в.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во
«Наука», 1974.
Описываются процесс приемки лупного грунта, достав-
ленного станцией «Луна-16», устройство вакуумной при-
емной камеры для работы с веществом в атмосфере гелия
и основные операции по извлечению вещества из ампулы
и бура.
Илл. 4.
УДК 552.12:523.3
Бокс для работы с лунными образцами в атмосфере азо-
та. Ю. И. Ст а х е с в, Л. С. Т i р а с о в, К. К. К р е-
с т и н и и а, А. В. П в а н о в.— Сб. «Лунный грунт из
Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Для проведения предварительных исследований, рас-
фасовки и подготовки проб лунного грунта к анализу
сконструирован специальный бокс. В нем имеются отде-
ления для фасовки и просмотра пробы, рассева и измель-
чения образца на вибромельнице, взвешивания, приго-
товления шлифов и резки образцов с помощью алмазной
пилы. Работа проводится в атмосфере особо чистого
азота.
Илл. 6.
УДК 552.123:552.124:523.3
Морфология и типы частиц образца реголита из Моря
Изобилия. К. П. Фл о р е н с к и й, А. В. Иванов.
Л. С. Т а р а с о в, Ю. И. С т а х е е в. О. Д. Р о д э.— Сб.
«Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука»,
1974.
Приводится морфологическая характеристика образца
и слагающих его компонентов. Средний объемный вес
образца грунта определен около 1,2 г!см\ что соответст-
вует средней пористости грунта до глубины 35 cat около
60%. Выделяются две основные генетические группы
частиц реголита: первичные, представленные главным
образом обломками магматических пород типа базальта
и габбро, а также мономинеральными зернами слагаю-
щих их минералов, и вторичные, составляющие более
70% материала в крупных фракциях (частицы брекчий,
спекшиеся агрегаты сложной ветвистой формы и стеклян-
ные и остеклованные частицы различного состава).
Формирование реголита происходит под влиянием двух
основных факторов — измельчения коренных магматиче-
ских пород в процессе интенсивной метеоритной бомбар-
дировки поверхности и изменения и агломерации обра-
зовавшихся при дроблении фрагментов пород.
Табл. 3. Илл. 5.
УДК 552.123:523.3
Гранулометрические характеристики лунного грунта пз
Моря Изобилия. Ю. И. С т а х е е в, Е. К. В у л ь ф с о н,
А. В. Иванов, К. П. Ф л о р е н с к и й.— Сб. «Лунный
1рунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Электрическим импульсным, а также ситовым метода-
ми зарегистрированы распределения размеров частиц в
интервале 1—1000 мкм по глубине колонки лунного грун-
та, доставленного станцией «Луна-16». Результаты изме-
рений представлены в виде кумулятивных зависимостей
логарифм размера — логарифм числа частиц, а также
логарифм размера — масса частиц на вероятностной шка-
ле. Первые на всех глубинах представляют собой супер-
позицию двух прямых с угловыми коэффициентами от
2,10 до 4,05. Вторые зависимости близки к прямолиней-
ным, что вместе с близостью вычисленных значений
асимметрии распределений к нулю и вычисленных зна-
чений эксцесса распределений к единице говорит о бли-
зости зарегистрированных распределений к логарифмиче-
ски-нормальному закону. Это согласуется с предположе-
нием об образовании частиц реголита в процессе интен-
сивного механического измельчения.
Табл. 2. Библ. 7. Илл. 3.
УДК 552.123:523.3
Морфометрическая характеристика частиц реголита, до-
ставленного автоматической станцией «Луна-16». П. В.
Флоренский, В. Я. Беленький, Н. М. Кара-
ченцева, Л. Ф. П а н к р а т о в а.— Сб. «Лунный грунт
из Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Изучена форма частиц реголита фракции 0,5—1.0 лим,
для чего рассчитаны два параметра: 1 — сферичность —
отношение площади проекции частицы к площади мини-
мального описанного около нее круга; 2 — отношение пе-
риметра проекции частицы к периметру равновеликого
ей круга. Для сравнения изучены по этой методике гео-
метрические фигуры и земные образования: пески, шлаки
современного вулкана и дробленый базальт. Установле-
но, что по форме частицы реголита образуют группы —
шарики; брекчии и осколки: шлаки и спеки. Реголит
резко отличается от обычно однородных земных образо-
ваний разнообразием форм частиц, что связано с их
полигеппостыо.
Табл. 1. Библ. 5. Илл. 3.
УДК 552.122:523.3
Измерение объемного веса и пористости лунных пород
по образцам автоматической лунной станции «Л.5 на- 16».
В. Ф. Волынец, к. П. <1- л о р е и с к и й, А. В. II в а-
нсг.— Сб. «Л'пный гр'’нт из Моря Изобилия». И/.д-во
«Наука», 1974.
Исследованы три фрагмента полнокристаллических из-
верженных пород типа габбро весом 30—50 мг каждый
Объемный вес фрагментов определен с помощью ртути
614
Рефераты,
пикнометра и равен 3.05—3,12 ?/с№ с относительной
ошибкой не более 2%. Величина пористости определена
по разности объемов, определенных ртутным и газовым
методами, для всех трех образцов вместе и составляет
13 , причем ошибка определения вследствие малых
объемов равна 70%.
Табл. 1. Библ. 9.
УДК 552.3:549.0:523.3.
Петрология лунных пород из Моря Изобилия. Л. С. Пав-
ленко, Л. С. Тарасов. II. Д. Шевалеевский,
А. В. II в а н о в.— Сб. «Лунный грунт пз Моря Изобилия».
Пзд-во «Наука», 1974.
Па основании сравнительного анализа петрохимии
комплексной пробы габбро-базальтов и тонкой фракции
реголита из Моря Изобилия со средними составами
разных типов морских и пеморских базальтов, анортози-
тов и реголитов из Моря Спокойствия и Океана Бурь
высказываются соображения о природе крупной и топкой
фракций. Показано, что комплексная проба габбро-ба-
зальтов из крупной фракции в нижней части колонки
может быть представлена как смесь морских базальтов
Моря Спокойствия и неморских базальтов типа крипа в
отношении примерно 3 : 2. Подтверждено, что составы
реголитов «Аполлона-11» и «Аполлона-12» комплементар-
ны с составами базальтов и анортозитов Моря Спокойст-
вия и Океана Бурь соответственно.
Табл. 4. Библ. И. Илл. 11.
УДК 552.3:549.0:523.3.
Петрология порции лунного реголита из Моря Изобилия.
II. Я к е ш, Дж. Уорнер, В. И. Ридли, А. М. Рид.
Р. С. X а р м о и, Р. Б р е т т, Р. В. Б р а у п.— Сб. «Лун-
ный грунт из Моря Изобилия». Пзд-во «Наука», 1974.
Было сдельно 1300 микрозондовых анализов стекол,
пироксенов, нолезых шпатов, окислов, оливинов, троили-
та и металла в 0.025-граммовых образцах пробы
«Лупы-16» для того, чтобы охарактеризовать реголит
Моря Изобилия. В пироксенах проявлен очень широкий
интервал составов, чрезвычайное фракционирование и
метастабильпая кристаллизация. Ортопироксены очень
редки. Зональность в плагиоклазе варьирует не очень
сильно. Преобладающей окисной фазой являются ильме-
нит и в значительно меньшем количестве ульвошпинель,
редко встречающаяся хромовая шпинель и шпинель.
Оливины более железисты, чем оливины из других морен.
На основе наиболее характерных составов проведена
предварительная классификация стекол.
Библ. 15. Табл. 6. Илл. 10.
УДК 552.3:549.0:523.3
Относительные размеры и петрологическое значение ча-
стиц в грунте из Моря Изобилия. Дж. Б. Р е й д,
Дж. Дж. Т е й л о р. У. Б. 31 е р в и н, Дж. А. В у д.— Сб.
«Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Изучены кристаллические и стекловидные частицы из
колонки грунта «Луны-16». Соотношения между тинами
частиц па двух уровнях и между фракциями данного
размера в обоих уровнях очень близки, что указывает
на хорошо перемешанный реголит. Светлоокрашенные
вещества неморского происхождения в грунте состоят из
анортозитовых фрагментов, сходных с фрагментами
«Аноллопа-11», и габбро с низким содержанием Ti, К и
Р, которое не обнаружено предыдущими экспедициями,
и их стекловидных эквивалентов. Нориты, богатые кри-
повой составляющей, и их стекловидные аналоги очень
редки. Базальты «Луны-16» менее разнообразны по
структуре, чем базальты экспедиций «Аполлопов-11 и 12»,
и содержат пироксены, которые образуют две группы
точек па графиках в координатах TiO? в зависимости от
Fe / (Fe ч- Mn + Mg). Составы шлакообразного стекла и
брекчиевидпой основной массы не идентичны составу
реголита.
Табл. 4. Библ. 20. Илл. 16.
УДК 552.01:523.3
Петрология базальтовых и мономинеральных фрагментов
грунта из Моря Изобилия. А. Е. Б е н с, В. X о л ь ц-
в а р т, Дж. Дж. Папа й к.— Сб. «Лунный грунт из Мо-
ря Изобилия». Пзд-во «Наука», 1974.
Базальтовые и мономинералытые частицы размером
150—425 из колонки «Лупы-16» были изучены мето-
дами оптической петрографии, электронного микроанали-
за и рентгеновской дифракции монокристаллов. В базаль-
тах были идентифицированы три структурные разновид-
ности — интерсертальные, субофитовые и перекристалли-
зованные. Структуры и состав индивидуальных минера-
лов (особенно пироксенов) показывают, что эти базальты
кристаллизовались в условиях, очень сходных с теми,
которые были установлены по данным «Аполлона-11».
Все наблюдения, сделанные на тонкозернистых базальто-
вых частицах, свидетельствуют о быстрой кристаллизации
в одну стадию, вблизи от поверхности.
Небольшой вклад материала из лунных горных райо-
нов может быть определен по частицам высоко кальцие-
вых плагиоклазов An95-98 и анортозит-ортопироксеновых
пород. Некоторые из пироксеновых частиц могут быть
производными более глубоко залегающих базальтов.
Табл. 16. Библ. 21. Илл. 9.
УДК 552.3:549.0:523.3.
Предварительное сообщение о минералогическом и пе-
трографическом изучении образца лунного грунта «Лу-
ны-16». М. Кристоф-Мишель-Лев и, К. Леви,
Р. Пьерро.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия».
Пзд-во «Наука», 1974.
С помощью электронного микроскопа изучены хондры,
стекла и отдельные минералы в лунном грунте.
Библ. 1. Илл. 14.
УДК 552.3:523.3
Ударные эффекты в образцах лунного грунта, доставлен-
ного советской станцией «Луна-16» из района Моря Изо-
билия. Б. М. Фрэн ч.— Сб. «Лунный грунт из Моря
Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
В образцах «Лупы-16» различаются два типа ударных
эффектов: 1) деформация и явления частичного плавле-
ния во фрагментах пород и минералов (1—2% фрагмен-
тов); 2) образование гетерогенного стекла и стекловатых
брекчий при плавлении от удара (70—80% фрагментов).
Ударные явления наблюдались в пироксенах, плагиокла-
зах, обломках базальта и в стеклах. Ударно-метаморфи-
ческие эффекты в образцах «Луны-16» и их подобие
тому, что наблюдалось для материала станций «Аполлон»,
показывают, что образование реголита при соударении с
метеоритами характерно как для Моря Изобилия, так и
для Луны вообще.
Табл. 1. Библ. 23. Плл. 22.
УДК 552.323.5:523.3
Полевошпатовые базальты в лунном грунте п природа
лунных материков. А. М. Рид, У. II. Ридли, Р. С.
X а р м о н, Дж. Уорнер, Р. Б р е т т. П. Я к е ш,
Р. У. Браун.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия».
Пзд-во «Паука», 1974.
Приблизительно 25% стекол в двух образцах грунта
«Аполлона-14» и в двух пробах, взятых па различной
глубине колонки «Лупы-16», имеют составы, эквивалент-
ные полевошпатовому базальту или анортозитовому
габбро. Полевошпатовые базальты являются главными
компонентами грунта, взятого в четырех местах посадки,
имеют во всех четырех местах один и тот же состав
(по главным элементам), весьма близкий к анализам,
полученным «Сервейором-7» для материкового района. Та-
ким образом, имеются серьезные основания полагать,
что вещество такого состава широко распространено на
лунных материках.
Табл. 2. Библ. 14. Плл. 2.
УДК 552.3:549.(1:523.3
Петрографо-минералогическое исследование магматиче-
ских пород из Моря Изобилия. Л. С. Тарасов. II. Д.
Ш е в а л е е в с к и й, М. А. II а з а р о в.— Сб. «Лунный
грунт из Моря Изобилия». Пзд-во «Наука», 1974.
Рассмотрены петрографические и минералогические
особенности фрагментов магматических пород реголита
из Моря Изобилия. Структуры и минеральный состав
пород варьируют в зависимости от их типа. Приведено
более 50 реитгеиоспектральпых анализов минералов (оли-
вина, пироксенов, плагиоклазов, рудных), химические со-
ставы которых изменяются даже в пределах отдельных
обломков пород.
Табл. 10. Библ. 18. Илл. 15.
Рефераты,
615
УДК 549.1:548.73:523.3.
Рентгенографическая идентификация минералов лунного
реголита, доставленного автоматической станцией «Лу-
на-16». Е. С. М а к а р о в, В. II. II в а п о в, В. II. М о к е-
е в а. К. II. Т о б е л к о, В. II. Б у к и п, А. Я. В о л к о-
в а. Г. А. Кузнецов а, Л. М. К у з п е ц о в.—Сб. «Лун-
ный грунт пз Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Методами порошковой и монокрнсталыюй рентгено-
графии ппдентпфпцпрован минеральный состав валовых
проб реголита с разных уровней буровой колонки и около
100 отдельных частиц реголпта, доставленного станцией
<«Луна-16». Установлено, что в состав реголита Моря
Изобилия Луны входят пироксены авгпт-пижопитового
ряда, анортиты-плагиоклазы, ильменит, оливины, шпине-
ли, а-крпстобалит, железные частицы, стекла и некото-
рые еще не идентифицированные частицы. Приведены
кристаллографические и рентгенометрические данные для
всех найденных лунных минералов.
Табл. 10. Библ. *13. Илл. 4.
УДК 552.3:549.0:523.3.
Минералогия, петрология и химия обломка базальта, до-
ставленного «Луной-16». А. Л. А л ь б и. А. А. Ч о д о с,
А. И. Г а п к а р ц. Е. II. Хейнес, Д. А. Папана-
с т а с и у, Л. Р э й. Ф. Тера, Г. Дж. Вассербург,
Т. Вен.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во
«Наука», 1974.
Образец В-1, доставленный па землю «Луной-16», был
самым крупным обломком (62 лг), полученным в резуль-
тате обмена образцами с СССР. Были выполнены петро-
логические, минералогические и химические исследова-
ния наряду с Rb —Sr и Аг10 / Аг39 измерениями, прове-
денными нашими коллегами. Образец В-1 представляет
собой тонкозернистый базальт офитовой структуры, но
отличается от образцов «Аполлонов» присутствием одного
пироксена, преимущественно пижонита, содержанием иль-
менита (7%), промежуточным по сравнению с таковым в
образцах «Аполлон-11 и 12». и почти равными содержа-
ниями пироксена (50%) и плагиоклаза (40%). В химиче-
ском отношении он отличается высоким содержанием Sr
(437 г -nt) и высоким значением отношения K/U (4700).
Содержание К (1396 г mi в нем выше, чем в образце лун-
ного грунта А-2, доставленного «Лупой-16».
Табл. 6. Библ. 27. Илл. 13.
УДК 552.3:523.3
Некоторые кристаллические продукты крайне основной
магмы. Л. С. X о л л и с т е р, Ч. Г. К у л и к.— Сб. «Лун-
ный грунт из Моря Изобилия». Пзд-во «Наука», 1974.
Образец Г-36, доставленный «Лупой-16», представ-
ляет собой микробазальт, содержащий скелетные кри-
сталлы оливина, плагиоклаза, ильменита и интерсти-
циального пироксена. Очевидно, эта порода возникла в
результате очень быстрой кристаллизации полностью
жидкой основной магмы, явившейся продуктом далеко
зашедшего фракционирования. Хотя по ряду признаков
этот образец и отличается от обогащенных ферро-магне-
зпальными компонентами базальтов «Аполлонов-11 и 12»,
но в общем эти породы подобны. В связи с этим под-
черкивается проблема выяснения характера процесса,
который приведет на Лупе к генерации крайне основных
магм.
Табл. 1. Библ. 8. Илл. 6.
УДК 549.51:523.3
Изучение рудных минералов и систематическое исследо-
вание изменений состава шпинелей из Моря Изобилия.
С. Е. X а г г е р т и.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изоби-
лия». Пзд-во «Паука». 1974.
С помощью рудной микроскопии и электронного микро-
зонда идентифицированы рудные минералы, включающие
ильменит, члены серии хромит — ппкрохромпт — герци-
нит — ульвошпинель, рутил, троилит, металлическое
железо* и железо-никелевые сплавы. Составы шпинелей
указывают на широко распространенную, ио несовершен-
ную серию твердых растворов между FeCr2O4— FeABO4
и Fe2TiO4.
Табл. 2. Библ. 26. Илл. 36.
УДК 549.0 : 550.42 : 52.25.
Минеральный и общий химические составы трех образ-
цов, доставленных «Луной-16». II. М. С т и л. Дж. В.
Смит.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия >.
Пзд-во «Паука», 1974.
Электронные микроанализы образца Г-37 показывают,
что он является «морским» базальтом с высоким содер-
жанием алюминия и низким — магния. Приведены де-
тальные анализы оливина, пироксена, ильменита, ульво-
шпинели и плагиоклаза. Образец Г-46 является шлаком
с общим составом, очень близким к Г-37. Образец Г-52
полностью состоит из плагиоклаза, с низким содержа-
нием второстепенных элементов.
Табл. 1. Библ. 6. Илл. 4.
УДК 550.42:523.3.
Рентгеноспектральный микроанализ состава индивиду-
альных частиц лунного реголпта. И. П. Ильин. Л. Е.
Лосева, В. Г. С е п и н.— Сб. «Лунный грунт из Морд
Изобилия». Изд-во «Наука». 1974.
Определены химические составы отобранных криг тал-
лов оливинов, сферических частиц с размерами <»т 17о
до 350 мкм, шпинелей, магнитных частиц. Оливины с -
держит 30—50 мол. % фаялита. Сферические частицы раз-
личной окраски представляют собой алюмосиликатные
стекла, значительно обогащенные СаО (16,1—27.6%) по
сравнению со средним составом реголита. Степень
окраски зависит от содержания FeO, меняющегося от
2,3 до 17,7%, а также примесей Т1О2 (0,04—1,9%), МпО
(0,01—0,4%) и СгоОз (0,07—1,2%). По составу шпинель
диагностирована как хромпикотит. Показано, что магнит-
ные частички представляют собой сложные сростки ни-
келистого железа с алюмосиликатами. Состав металли-
ческой фазы одной частицы: 86% Fe, 13,6% Ni, 0.16 : Со
в сочетании с плагиоклазом и микровключениями иль-
менита в силикате. В другом сростке определен камасит:
94% Fe, 5% Ni, 0,5% Со.
Табл. 2. Библ. 5. Плл. 7.
УДК 552.42:549.0:523.3
Исследование методом электронного микрозонда трех
фрагментов базальтов, доставленных станцией «Л>-
на-16». Р. Г р и в, Г. М а к - К э й, Д. В э й л.— Сб.
«Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Паука». 1 974.
Три небольших фрагмента базальта «Луны-16» (Г-38)
были проанализированы па электронном микрозонде.
Минералогия их в общем подобна минералогии извержен-
ных пород «Аполлонов-11 и 12»: главные минералы —
клинопироксен, плагиоклаз, ильменит и оливин; акцес-
сорные — шпинель, троилит, металлическое железо и
остаточные фазы. В отличие от некоторых базальтов
«Аполлона-12» существует непрерывная зональность в
шпинелях образца Г-38 без разрыва в составе. В плати -
клазах Г-38 так же, как и в плагиоклазах «Аполлонов-12
и И», отмечены тенденции к нестехиометрпчности с -
ставов. Исследование этих образцов позволяет говорить
о магматической истории — быстрой кристаллизаций из
восстановленных расплавов, подобной той. к<»Т"рая бьтла
установлена при изучении базальтов «Аполлона-11> и
«Аполлона-12».
Табл. 1. Библ. 19. Илл. 15.
УДК 549.0:548.74 523.3
Растровая электронная микроскопия лунного реголита из
Моря Изобилия. М. К. Антош и н. II. П. II л - и н.
Г. В. С п и в а к.— Сб. «Лунный грунт из М г Из•би-
лия». Изд-во «Наука». 1974.
Растровая электронная микрош опия и- и?.н?не::а для
изучения морфологии и кат<»долюми:>« цедции частиц
лунного реголита. По характеру поверх:: .ти и структу-
ре выделяются две группы частиц, а» • ри<.таллические с
отчетливыми гранями, поверхностями* с.- -.-ла. которые
представляют собой зерна минералов и осколки пород;
б) аморфные, сплавленные, глазурированные частично
или полностью. Локальное оплавление частиц, круглые
отверстия па их поверхности объясняются вторичными
воздействиями на реголит факторов лунного выветрива-
ния и прежде всего ударами микрометёоритов.
Библ. 9. Илл. 14.
616
Рефераты
УДК 549.0:523.3
Силикатные шарики в образце реголита, доставленном
автоматической станцией «Луна-16». А. В. Иванов,
О. Д. Р о д э, Ю. И. С т а х е е в, К. П. Флорен-
ский.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во
«Наука», 1974.
Содержание сферических оплавленных частиц в рего-
лите из Моря Изобилия увеличивается с уменьшением
размера частиц и меняется от 1—2% в относительно
крупных фракциях до 3—4% в мелких. Среди сфериче-
ских образований отмечается большое разнообразие
форм, причем наиболее распространены (~80%) части-
цы, близкие по форме к правильной сфере, что свиде-
тельствует о приобретении формы в жидкой фазе под
действием сил поверхностного натяжения. По цвету
наиболее распространены черные и темноокрашенные ча-
стицы. Шарики из зоны Б колонки заметно отличаются
от таковых из других зон по форме и цвету, что может
указывать на слоистость реголита. Распределение сфери-
ческих частиц из зоны А реголита в зависимости от их
размера в интервале диаметров 40—480 мкм подчиняется
степенному закону с показателем степени в интеграль-
ной форме, равным — 2,9. В интервале 0,05—5 мкм рас-
пределение имеет моду в районе 0,4 мкм, что указывает
на высокую интенсивность распыления силикатного рас-
плава. Значительная разница гранулометрических ха-
рактеристик сферических частиц реголита в целом ука-
зывает, что образование частиц реголита и входящих в
его состав шариков происходило в результате различных,
хотя и, возможно, одновременных процессов.
Табл. 3. Библ. 3. Илл. 6.
УДК 549.0:523.3.
Исследование стеклянного шарика из пробы «Луны-16».
В. П. Гласс.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия».
Изд-во «Наука», 1974.
Шарик стекла (580 лскле—максимальный диаметр) был
извлечен из зоны А образца, доставленного станцией
«Луна-16». По внешнему виду, морфологии поверхности
и петрологии этот шарик похож на извлеченные из проб
грунта станций «Аполлон». От них он отличается по
химическому составу, который более близок к составу
реголита пробы «Луны-16», чем к каким бы то ни было
породам и грунту, отобранным станциями «Аполлон».
Табл. 1. Библ. 7. Илл. 4.
УДК 549.0:523.3
Включения силикатного расплава и стекла в образцах
грунта из керна, доставленного «Луной-16». Э. Р е д д е р,
П. В е й б л е н.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия».
Изд-во «Наука», 1974.
Несколько квадратных миллиметров полированной по-
верхности обломков из двух образцов керна лунного
грунта были проанализированы с помощью микрозонда
и микроскопически. В целом включения силикатного рас-
плава и стекла отличаются от тех, что наблюдались
ранее на материале, доставленном станциями «Аполлон».
Включения расплава в оливине содержат ориентирован-
ные кристаллы-узники, причем такая эпитаксия харак-
терна и для внешнего окружения кристаллов, что не
наблюдалось в других лунных образцах. Включения в
ильмените, вероятно, захватывались в течение последова-
тельных стадий дифференциации. Представляется доста-
точно вероятным возникновение несмесимости в силикат-
ном расплаве на поздних стадиях кристаллизации.
Состав расплава близок, но не идентичен тому, который
установлен для образцов «Аполлона-11» и «Аполлона-12».
Для обломков и шариков стекла характерно большое
разнообразие структур, что отражает значительные ва-
риации состава и условий остывания. Для двух изучен-
ных частей керна (зона А и зона Д) не найдено каких-
либо заметных отличий.
Табл. 3. Библ. 10. Илл. 21.
УДК 549.0:523.3
Фрагменты пород, стекла и хондры из грунта «Луны-16».
К. К е й л, Г. Курат, М. Принц, А. Г р и н.— Сб.
«Лунный грунт из Моря Изобилия'/. Изд-во «Наука», 1974.
С помощью электронного микрозонда были определены
общие составы обломков изверженных пород и микро-
брекчий, стекол и хондр из грунта «Лупы-16». Обломки
изверженных пород и стекла делятся на две группы,
анортозито-норито-троктолитовую (АНТ) и базальтовую.
Хондры всегда имеют состав АНТ, а обломки микробрек-
чий делятся на группы 1 и 2. Грунт «Луны-16» более
сходен по составу с материалами «Аполлона-11», чем с
таковыми «Аполлона-12» и «Аполлона-14». В составе об-
ломков пород, стекол и хондр из слоев А и Г колонки
грунта «Луны-16» не отмечено никакой разницы. Облом-
ки микробрекчий группы 1 образовались на месте путем
смешивания больших количеств базальтового материала
с небольшим количеством материала АНТ. Стекла яв-
ляются по составу аналогами обломков пород, а не
микробрекчий, большинство стекол возникло непосред-
ственно из изверженных пород. Не найдено никаких до-
казательств существования трехвалентного железа и во-
дусодержащих минералов. Присутствие большого разно-
образия изверженных пород в образцах «Луны-16»
(анортозиты, норитовые анортозиты, анортозитовые но-
риты, оливиновые нориты, троктолиты и базальты)
подтверждает наше прежнее заключение о том, что на
Луне должно было иметь место плавление в крупном
масштабе или частичное плавление па значительную
глубину и широкая магматическая дифференциация.
Табл. 2. Библ. 36. Илл. 14.
УДК 549.51:548.73
Рентгеноструктурное исследование хромо-алюминиевой
лунной шпинели из Моря Изобилия. IO. 3. Н о з и к,
А. Б. Т о в б и с.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изоби-
лия». Изд-во «Наука», 1974.
Проведено рентгеноструктурное исследование образца
лунной шпинели из Моря Изобилия. Определен химиче-
ский состав и распределение катионов в структуре. Обра-
ботка экспериментальных данных методом наименьших
квадратов дала значение кислородного параметра и =
= 0,261 и изотропного температурного фактора 1,09 А2.
Табл. 2. Библ. 5.
УДК 550.42:523.3.
Химический состав лунного реголита «Луны-16». А. П.
Виноградов, М. С. Чупахин, И. Д. Ш е в а ле-
ев с к и й, Ю. И. Б е л я е в.— Сб. «Лунный грунт из Мо-
ря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Проведено определение химического состава двух се-
рий образцов из всех зон колонки реголита, доставленно-
го автоматической станцией «Луна-16», и двух фрагмен-
тов базальта из нижнего слоя. Искровым масс-спектро-
метрическим, первичным рентгеноспектральпым, эмиссион-
ным спектральным и атомно-абсорбциоппым методами
определено до 72 макро- и микрокомпонентов лунного
грунта. Показано, что химический состав отдельных зон
реголита мало различается между собой, что совпадает
с данными других авторов. Заметный разброс данных
наблюдается для фрагментов базальта, что совершенно
закономерно, так как исследовались фрагменты, значи-
тельно различающиеся петрохимически.
Табл. 5. Библ. 39.
УДК 550.42:543.53:523.3
Определение 29 элементов в грунте «Луны-16» путем
активационного анализа без разрушения. И. Жером,
Ж. Филиппо, Э. Бриш е.— Сб. «Лунный грунт пз
Моря Изобилия». Изд-во «Наука». 1974.
Распространенность 29 элементов, включая И редких
элементов, была изучена в грунте «Лупы-16» (образец
Л-16-19-118) путем инструментального нейтронно-актива-
ционпого анализа. Отрицательная ей аномалия является
самой меньшей из когда-либо найденных в лунном рего-
лите. В общем химический состав пород Моря Изобилия
сходен с составом пород Моря Спокойствия, хотя крипо-
вый компонент принимает меньшее участие в грунте
первого участка, возможно, из-за большего расстояния
от Моря Дождей.
Табл. 3. Библ. 20. Илл. 1.
УДК 550.42:543.53:523.3
Исследование состава лунного грунта из Моря Изобилия
нейтронно-активационным методом. Ю. А. Сурков,
Ф. Ф. К и р н о з о в, И. Н. II в а н о в, Г. М. К о л е с о в,
Рефераты
G17
Б. Н. Рыв к и н, А. П. Ш п а н о в.— Сб. «Лунный грунт
из Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Радиоактивационным методом с использованием гене-
раторных и реакторных нейтронов, а также гамма-
спектрометрии со сцинтилляционным и Ge (Li ^детектора-
ми определен элементный состав образцов лунного рего-
лита, доставленного «Луной-16» из Моря Изобилия.
Табл. 3. Библ. 5. Илл. 3.
УДК 550.42:543.53:523.3.
Активационный анализ образца лунного грунта, достав-
ленного автоматической станцией «Луна-16», проведен-
ный без разрушения образца. М. Чайка, Э. С а б о.—
Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Паука»,
1974.
Исследовался состав образца лунного грунта, достав-
ленного автоматической станцией «Лупа-16» из Моря Изо-
билия, с помощью активационного анализа без разруше-
ния образца. Структура доставленного грунта неоднород-
на, поверхностный слой тонкий, сыпучий, довольно одно-
родный, зернистость увеличивается с глубиной. На
основании размера зерен образец был разделен на 5 зон.
Активационный анализ проведен на образце, взятом из
сыпучего поверхностного слоя (зона А).
Табл. 2. Библ. 1. Илл. 3.
УДК 550.42:523.3
Метеоритные и неметеоритные рассеянные элементы в
образцах «Луны-16». Ж. С. Лал, Р. Г а н а п а с и,
Д. В. Морган, Э. А н д е р с.— Сб. «Лунный грунт
из Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Два образца грунта «Луны-16» были проанализирова-
ны па Ag, Au, Bi, Вг, Cd, Со, Cs, Си, Ga, Ge, In, Ir, Ni,
Rb, Re, Sb, Se, Те, TI и Zn. Как будто бы имеется в на-
личии метеоритный компонент, сходный с таковым в
грунте «Аполлона-11» и «Аполлопа-12». Проба «Луны-16»
обогащена Cd, Ag и Bi, предположительно эти элементы
были внесены материалом, богатым Cd — Ag — Bi, что
отмечалось в секции VI колонки «Аполлона-12» (12028).
Табл. 1. Библ. 17. Илл. 2.
УДК 550.42:546.65:523.3
Определение редкоземельных элементов в реголите про-
бы «Луны-16» химико-спектральным методом. Н. С.
Строганова, В. А. Рябухин, Н. В. Лактионо-
ва, Л. В. Агеева, И. П. Галкина, Н. Г. Гатин-
с к а я, А. Н. Ер м а к о в, А. В. К а р я к и н.— Сб. «Лун-
ный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Химико-спектральным методом произведен анализ ре-
голита из слоя А пробы «Луны-16» на редкоземельные
элементы. Химическое и ионообменное концентрирование
позволило определить содержание 12 элементов на
уровне 10-3—10-4% при воспроизводимости эмиссионно-
го определения 10—15%. Результаты в пределах воспро-
изводимости согласуются с данными, полученными масс-
спектральным, активационным и рентгено-флюоресцент-
ным методами.
Табл. 1. Библ. 9. Илл. 1.
УДК 550.42:523.3.
Породообразующие и редкие элементы в лунном грунте
из Моря Спокойствия и Океана Бурь. И. Д. Ш е в а л е е в-
с к и й, М. С. Ч у п а х и н,— Сб. «Лунный грунт из Моря
Изобилия». Пзд-во «Паука», 1974.
В работе обсуждаются методические и аналитические
возможности, связанные с использованием искровой
масс-спектрометрии и рентгеновской спектроскопии для
определения элементарного состава образцов лунного ре-
голита, доставленных иа Землю «Аполлоном-11» и «Апол-
лоном-12». С помощью рентгеноспектралыюго метода
были определены основные составляющие проб лунного
грунта, а масс-спектрометрически — примесные. Главное
отличие образцов «Аполлона-11» от образцов «Аполло-
па-12» было обнаружено по элементам, содержащимся в
микроконцентрациях. Особенно это относится к редкозе-
мельным элементам.
Табл. 2. Библ. 1.
УДК 552.42:523 3
Содержание главных элементов и редких земель в зонах
А и Г пробы грунта «Луны-16». ДЕД ж и л л у м, В. Д.
Э м а н, X. В а кит а. Р. А. Шмитт- Сб. «Лунный
грунт из Моря Изобилия». Изд-L' Наука». 1974.
Распространенности главных, малых и рассеянных
элементов (SiO2, О2, ТЮ;, А1.0 . FeO. СаО. Na.О, К2О,
Сг2О3, MnO, Sc, V, Со, La, Sm, Eu. Yb. Lu) были опреде-
лены путем последовательного инструментального ней-
тронно-активационного анализа /.ИНАЛ.» в двух • •боазцах
грунта «Луны-16» с уровня А (^ 7 с.ч и Г .и с.м глу-
бины). Распространенности главных элемент в в грунте
«Луны-16» обычно согласуются с величинами. <_ о<-.отцеп-
ными Виноградовым. Распространенности как главных,
так и рассеянных элементов примерно одинаковы для
обоих уровней колонки грунта А и Г. За исключением
более низкого содержания TiO2, общий химический состав
грунта «Лупы-16» более сходен с грунтом < Аполлона-11 >,
чем с грунтом «Аполлона-12». Картина распределения в
грунте «Луны-16» редкоземельных элементов, нормализо-
ванных к хондритам, сходна с таковой в грунте «Апол-
лона-1 1», но они обе совершенно отличны от картины
обогащения легкими редкоземельными элементами грун-
тов «Аполлона-12» и «Аполлона-14». Распространенность
редкоземельных элементов и соотношение Sm Eu в грун-
те «Луны-16» значительно отличаются от более высоких
значений этих величин для грунта «Аполлонов-. Грунт
«Луны-16» меньше обеднен Ей, чем все до сих пор изу-
ченные лунные грунты. Это заставляет предположить,
что по степени частичного расплавления, которое
обусловливает возникновение изверженных пород, изу-
ченные районы Луны могут быть расположены в следую-
щем порядке: Море Изобилия > Океан Бурь > Фра-
Мауро > Море Спокойствия.
Табл. 1. Библ. 25. Плл. 3.
УДК 552.42:523.3
Редкие земли и другие рассеянные элементы в грунте
«Луны-16». А. X е л м к е, Л. А. Хаскин.— Сб. «Лун-
ный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Паука», 1974.
Нейтронно-активационным методом изучено распреде-
ление редких земель, Ва, Cd, Сг, Ga, Hf, К и Sc в тонкой
фракции реголита и обломках базальтов из разных уров-
ней колонки грунта «Луны-16».
Табл. 1. Библ. 10. Илл. 1.
УДК 550.42:523.3
Химические особенности образца реголита «Луны-16».
Н. Дж. X а <5 б а р д, Л. Е. Н а й к в и с т, Дж. М. Род с,
Б. М. Б е н з е л. X. Вис м а н. С. Е. Ч е р ч.— Сб. «Лун-
ный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Образец реголита «Луны-16» отличается от образцов
реголита и базальта «Аполлонов» тем, что у него меньше
отрицательные аномалии Ей и Sr и почти хондритовые
соотношения Eu , Sm и Eu / Sr, хотя общие содержания
р.з.э., Ва, Sr и U в 25—45 раз больше, чем у хондритов.
Данные по главным элементам, в частности по FeO, в со-
поставлении с А120з показывают, что в образце реголита
«Луны-16» изменение Fe / Al количественно отличается
от изменения Fe Al в образцах «Аполлонов». Небольшие
аномалии Ей и Sr и смещенное изменение Fe / Al отно-
шения являются двумя химическими чертами, уникаль-
ными для образца реголита «Луны-16».
Табл. 2. Библ. 12. Плл. 4.
УДК 550.42:523.3
Содержание лития, калия, рубидия, стронция, бария, ред-
ких земель, циркония и гафния в грунте «Луны-16».
Ж. А. Филпоте, К. К. Ш н е т ц л е р, М. Л. Ботт и-
н о, С. Ш у м а п, X. X. Т о м а е.— Сб. «Лунный грунт из
Моря Изобилия». Пзд-во «Наука», 1974.
Масс-спектралыю методом изотопного разбавления в
некоторых пробах из керна «Луны-16» были определены
содержания Zr, Li, К, Rb, Sr, Ва, TR и Hf. Для двух проб
реголита — фракции <125 л<клг— из различных глубин
колонки и четырех кусочков пород, включая извержен-
ные породы и брекчии, установлены сходные содержания
редких элементов. Материал «Луны-16» имеет одинако-
618
Рефераты
вую характеристику в отношении редких элементов, по
он отличается от других, доставленных с Луны образ-
цов особен кистями, которые указывают на присутствие
избыточного полевого шпата. Если изверженные породы
< Луны-16» не являются переплавленным грунтом, то они,
по-’впдпмому, представляют собой либо частичные пла-
гиоклазовые кумуляты, либо наименее дифференцирован-
ный магматический материал, который до сих пор с
Луны еще не доставлялся. Сходство в содержании ред-
ких элементов в изверженных породах и в топкой фрак-
ции реголита указывает па сугубо местное происхожде-
ние материала реголита.
Табл. 2. Библ. 14. Илл. 3.
УДК 530.42:548.73/74:523.3
Рентгепоэлектронное исследование лунного реголита пз
Моря Изобилия и Моря Спокойствия. А. П. В и и о г р а-
д о в. В. II. II е ф е д о в, В. С. У р у с о в. Н. М. Жаво-
ронков.— Сб. «Лунный грунт пз Моря Изобилия».
Изд-во «Паука». 1974.
На спектрометре Вариап IEE-15 получены рентгено-
электронные спектры 2р-уровней Fe, Ti. Si. Al и Mg и
ls-уровпя Fe в лунном реголите из Морей Изобилия и
Спокойствия. Спектры тех же элементов были сняты
приблизительно для 30 породообразующих минералов,
океанического габбро, метеоритов. Анализ результатов
показал, что все изученные элементы имеют обычные
степени окисления, и в их ближайшем окружении на-
ходятся атомы кислорода. Преобладающее координацион-
ное число А1 равно 4. В спектре Fe2p реголпта. наряду с
линией окисных форм Fe (от различных железосодержа-
щих минералов) имеется максимум, относящийся к ме-
таллическому железу и составляющий по интенсивности
10—15% от интенсивности окисленного Fe. Анализ и
сравнение спектров Fe2p в реголитах, различных желез-
ных метеоритах и нержавеющих сталях приводит к сле-
дующим выводам: металлическое железо в лунном рего-
лите находится в высокодисперспом состоянии и необы-
чайно устойчиво но отношению к окислению кислородом
земной атмосферы.
Табл. 1. Библ. 7. Плл. 4.
УДК 538.113:523.3
Электронный парамагнитный резонанс некоторых образ-
цов лунной породы. II. Н. М а р о в. IO. II. Д у б р о в,
А. II. Е р м а к о в.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изоби-
лия». Пзд-во «Паука», 1974.
Приведены результаты исследования образцов лунной
породы из пробы, доставленной автоматической станцией
«Лупа-16», методом электронного парамагнитного резо-
нанса (ЭПР). Метод ЭПР позволяет с высокой чувстви-
тельностью обнаруживать парамагнитные центры и ис-
следовать их природу. Исследован ЭПР мелкого материа-
ла п пяти олпвиповых частиц размером 0,3 дим.
Табл. 1. Библ. 8. Илл. 4.
УДК 550.42:538.1 1:523.3
Исследование лунного реголита, доставленного станцией
«Луна-16», методом мессбауэровской спектроскопии.
Т. В. М а л ы ш е в а.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изо-
билия». Пзд-во «Наука», 1974.
Методом мессбауэровской спектроскопии па ядре Fe57
измерены образцы фракций лунного реголита пз поверх-
ностного слоя А и более глубинного слоя В. Обнаружены
металлическое железо, ильменит, оливин, пироксен (в ос-
новном авгит) и стекла. Распределение железа по мине-
ральным фазам свидетельствует о том, что реголит
«Лупы-16» отличается от реголита «Аполлопа-11» мень-
шим количеством ильменита и большим количеством оли-
вина и от реголита «Аполлона-12» —несколько большим
количеством оливина. Не обнаружено заметного количе-
ства железа в трехвалентном состоянии.
табл. 8. Библ. 13. Плл. 8.
УДК 550.42:538.1 1:523.3
Анализ лунного грунта, собранного автоматической стан-
цией «Лупа-16», с помощью эффекта Мессбауэра. Д. Л.
Паль. Л. Ч е р, К. К у л ч а р.— Сб. «Лунный грунт пз
Моря Изобилия». Пзд-во «Паука», 1974.
С помощью мессбауэровской спектроскопии изучено
распределение железа по минеральным фазам в тонкой
фракции реголита «Лупы-16».
Табл. 1. Библ. 3.
УДК 550.42:546.49:523.3
О содержании ртути в реголите Моря Изобилия, Моря
Спокойствия и Океана Бурь. IO. II. Б е л я е в, Т. А. К о-
в е ш н и к о в а.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изоби-
лия». Пзд-во «Паука». 1974.
Атомно-флуоресцентным методом определено содержа-
ние ртути в реголите Моря Спокойствия, Моря Изобилия
и Океана Бурь. Замечено увеличение содержания ртути
с глубиной и с уменьшением размеров зерен реголпта.
Высказано предположение о существовании меридиональ-
ного «ртутного ветра» между подсолнечной областью
Луны (нагреватель) и полярными областями (холодиль-
ник). Показано, что в условиях, имитирующих лунный
день, испаряется до 15—20% ртути из поверхностного
слоя реголита Моря Изобилия.
Табл. 2. Библ. 7. Плл. 3.
УДК 550.42 : 543.42 : 523.3
Определение меди, скандия, молибдена, олова, свинца и
элементов группы железа в лунном грунте. Л. II. П а в-
л е п к о, Л. В. Симонов а. А. В. К а р я к и н.— Сб.
«Лунный грунт из Моря Изобилия». Пзд-во «Паука»,
1974.
Разработан количественный метод одновременного
спектрального определения меди, скандия, молибдена,
олова, свинца, кобальта, никеля, хрома и ванадия в ба-
зальтоидных породах. Чувствительность метода 10-3—
10~4%, точность метода 10—20%. Эти элементы определе-
ны в образцах из различных зон реголпта, взятого в
районе Моря Изобилия, и в образцах основных и ультра-
основных пород Восточно-Африканского рифта. Содержа-
ния меди, скандия, молибдена, олова, свинца, кобальта,
никеля, хрома и ванадия в лунном грунте «.Туны-16»
сопоставимы с содержанием этих элементов в образцах
лунных пород, доставленных «Аполлонами», за исключе-
нием скандия, содержание которого в последних значи-
тельно выше.
Табл. 3. Библ. 12. Илл. 2.
УДК 550.42:543.42:523.3.
Определение легколетучих анионов — фосфора, серы,
фтора, а также бериллия и бора в лунном реголите ме-
тодом эмиссионного спектрального анализа. Е. Н. С а в и-
н о в а. А. В. К а р я к и н. Т. П. Андреев а.— Сб.
«Лунный грунт из Моря Изобилия». Пзд-во «Паука»,
1974.
Разработай принципиально новый метод прямого
спектрального определения анионов: фосфора, серы, фто-
ра, а также бериллия и бора в лунном грунте. Источник
возбуждения — плазмотрон. Плазмообразующий газ — ге-
лий. Навеска пробы на одно определение* 10 ли». Чувстви-
тельность метода (Зо-критерий): Р — 2,5 • 10-% S*— 5.0 •
• Ю-% F — 2,5 • 10-3, Be — 5.0 • 10~5, В — 2,5 • 10-4. Коэффи-
циент вариации единичного определения фосфора, серы,
фтора, бериллия и бора 5—10%.
Табл. 3. Библ. 25. Плл. 2.
УДК 550.42:552:3:523.3
О генезисе реголита Луны. А. П. В п н о г р а д о в.— Сб.
«Лунный грунт пз Моря Изобилия». Изд-во «Паука»,
1974.
На основании сопоставления минерального и химиче-
ского составов реголитов с составами первичных магма-
тических пород Луны показано, что морской реголит
обогащается алюминием и обедняется железом, титаном,
хромом. Этот эффект не может быть объяснен только
примесью материкового анортозитового материала. Вся
совокупность геохимических данных позволяет говорить
о значительной роли глубинной дифференциации вещест-
ва магм в формировании состава первичных лунных
пород и, соответственно, состава реголпта. При образо-
вании реголита первостепенное значение имеют процессы
вскипания магмы при излиянии ее на лунную поверх-
ность. Удары микрометеоритов являются второстепенным
фактором.
Табл. 3. Библ. 26.
Рефераты,
619
УДК 540.0:552.112:523.3
Результаты исследования газов пз включений в лунных
стеклах. 10. А. Долгов, IT. А. Ш у г у р о в а.— Сб.
«Лунный грунт из Моря Изобилия*. Пзд-во «Пахка».
1974.
Адсорбционпо-волюмометрическпм методом исследова-
ны обычные газы из включений в стеклянных обломочках
и шариках лунного грунта, доставленного автоматиче-
ской станцией «Лупа-16». Анализу подверглись включе-
ния из 8 частичек, размеры которых редко превышали
500 лк, а включения в них — десятки микрон. Выполнено
18 анализов. Газовые смеси из включений имеют двух-
(СО2. Н2), трех-(СО2, Н2, No + р. г.) и (H2S, SO2, Х2 - р. г.)
и четырехкомпонентнып состав (H2S, SO2, NH3, СО2, Н2,
No -а- р. г.). Сернистые газы и возможный аммиак получе-
ны в 12 анализах от 3 до 61 об.%. Азот и редкие газы — в
13 анализах 9,4—77 об.%. Водород во всех (18) ана-
лизах от 10 до 95 об.%. Диффузионный обмен с земной
атмосферой отсутствовал (во многих вакуолях отсутст-
вуют кислород и азот). Получена неожиданно высокая для
поверхности Луны плотность газов из вакуолей.
Табл. 1. Библ. 18. Илл. 3.
УДК 546.02:550.42:523.3
Изотопный состав лития, калия, рубидия и стронция в
лунном грунте. В. Г. 3 а с л а в с к и й. Л. К. Левеки й,
А. Н. М у р и и.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия».
Пзд-во «Паука». 1974.
Методом термоионной эмиссии, без химического выде-
ления, исследован изотопный состав щелочных и щелоч-
ноземельных элементов вещества реголита в месте по-
садки станции «Луна-16». Изотопный состав лития в двух
образцах реголита не отличается в пределах 0,5% от
средней величины для земного эталона. В то же время
наблюдаемое различие (1%) в изотопном составе лития
для указанных образцов между собой требует дальней-
шего исследования и подтверждения. Изотопный состав
К и ВЬ не отличается в пределах ошибки опыта от изо-
топного состава эталона.
Табл. 1. Библ. 8.
УДК 546.02:546.291:523.3
Изучение изотопного состава гелия в тонкой фракции
лунного грунта, доставленного автоматической станцией
«Луна-16». Б. С. Б о л т е и к о в. В. Н. Гартманов,
Э. И. Ильясов, Г. Е. Кочаров, Б. А. М а м ы-
р и я. 10. А. С у р к о в, Л. В. X а б а р и н.— Сб. «Лун-
ный грунт из Моря Изобилия». Пзд-во «Наука», 1974.
Измерено содержание изотопов Не в двух образцах
тонкой фракции лунного грунта «Луны-16»* из зоны А
(обр. 3-2к) и из зоны В (обр. 9-1п). Отношение Не4 / Не3
(2500 ± 100 для 3-2к и 2650 ± 100 для 9-1п) и концентра-
ция изотопов Не (0,229 см3 Не4 / г для 3-2к и 0,237 cat3
Не4 / г для 9-1п) в пределах экспериментальных ошибок
одинаковы для обоих образцов. Содержание изотопов Не
в магнитной фракции, выделенной из обр. 3-2к, сущест-
венно превышает концентрацию изотопов в немагнитной
фракции этого же образца. Получены кривые по кинети-
ке выделения изотопов Не из магнитной фракции обр.
3-2к. Для обоих изотопов опн одинаковы и характери-
зуются рядом особенностей. Измерен Не в отдельных
кристаллах.
Табл. 4. Библ. 8. Илл. 3.
УДК 550.42:546.02:523.3
Содержание лития, бериллия, бора, титана и изотопный
состав лития, бора и магния в пробе реголита «Лу-
ны-16». О. Э й г с т е р.— Сб. «Лунный грунт из Моря
Изобилия». Пзд-во «Наука», 1974.
Масс-спектральным методом изотопного разбавления в
образце лунного грунта «Лупы-16» были определены Li,
Be. В, Ti. Для сравнения эти же элементы были опреде-
лены в грунтах «Аполлонов» и в земном диабазе W-1.
Содержания их в грунте «Луны-16» и «Аполлона-11»
близки, а в грунте «Аполлопа-12» и «Аполлона-14» их
в 2—4 раза больше. Рассмотрены соотношения этих эле-
ментов в пробах лунных грунтов из разных районов.
Табл. 2. Библ. 16. Илл. 2.
УДК 546.21:546.02:523:3
Изотопный состав кислорода грунта «Луны-16». Р. II.
Клейтон.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия».
Пзд-во «Паука». 1974.
Был изучен изотопный состав кисл'шода в порции
лунного грунта «Луны-16». II-• и >-т--иному составу
кислород грунта из Моря Пз -билит -уличим от кисло-
рода грунта из Моря Спокойствия и <-бласти Фра-Мауро.
Значение 6О18 для пего 6,20°. :.
Табл. 1. Библ. 7.
УДК 546.21:550.42:523.3
Определение содержания кислорода в образце лунного
грунта, доставленного станцией «Луна-16», методом ней-
тронной активации. А. Надь, А. Ч -Ч С а б о.
Б. Форзац, Э. 3 е м п л е н.— Сб. «Лхннми г: у нт из
Моря Изобилия». Изд-во «Наука». 1974.
Методом нейтронной активации «при энергии-дейтр-щ«»в
14 Мэв) определено содержание О. в "бэа'щ- лунн--го
грунта № 16/078, доставленного автоматик»-. -и - танцией
«Лупа-16». Содержание О2 в образце 42.1 _ 1.2 вес
Табл. 1. Библ. 6. Илл. 1.
УДК 546.29:550.42:523.3
Инертные газы в реголите пз Моря Изобилия А П В и-
п о г р а д о в, И. К. 3 а д о р о ж и ы й — Сб. . Лхнний
грунт из Моря Изобилия». Пзд-во «Нау, . 1.-7-,
Исследовано содержание и изотопный с < тав инертных
газов Не, Ne, Аг, Кг и Хе в пробах лунн -г-- р^г-.-лита.
доставленного автоматической станцией -Луна-16-. Про-
бы были отобраны с глубины около 12 и г о с.«.
В исследованных образцах измерены высокие ы-н-
центрацип инертных газов, превышающие на несколько
порядков таковые в обыкновенных каменных м- те- рнтах.
Газы в лунном реголите представляют сложную <-мрсь
газов различного происхождения: солнечные. к«-см-•ген-
ные, радиогенные и др. Доминирующими являются газы
солнечного ветра, распределенные в тонном поверхност-
ном слое (доли микрона) зерен реголита. Изотопный!
состав инертных газов солнечного пр--исх-«жления (.за
исключением Аг40) приближается к их составу, измерен-
ному в богатых газами метеоритах.
Имеется незначительная примесь космогенной компо-
ненты и избыток Аг40, генетически не связанный с распа-
дом К40 в породах. Этот избыток Агк представляет собой
радиогенный аргон, выделенный из лунных пород в ат-
мосферу и затем импрегнированный обратно в поверхно-
стный слой вместе с газами солнечного ветра.
Табл. 2. Библ. 22. Плл. 3.
УДК 546.29:546.02:550.42:523.3
Инертные газы в двенадцати частичках и одном образце
«пыли» из пробы «Луны-16». Д. Хейман н, А. П а н и в,
С. Лакатос.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия».
Пзд-во «Наука». 1974.
Было проведено масс-спектральное измерение инерт-
ных газов в 12 частичках (брекчии и базальты) в одном
образце «пыли» из пробы «Лупа-16». Основные элементы
были определены в стеклянных перлах, приготовленных
пз 6 частиц, гомогенизированных и растертых в пудру.
Брекчии больше базальтов обогащены захваченными га-
зами и, очевидно, былп образованы при сплавлении тон-
кой фракции реголита. Отношение He*/Ne20 в брекчии
было систематически меньше, чем в базальте, возможно
вследствие фракционирования Не и Ne во время и п«»сле
образования брекчии. По-видимому, отношение Не1 Хе-
в тонкой фракции реголита в целом в общем случае,
возможно, отражает пропорцию базальтовых и брекчие-
вых (плюс размельченное стекло) частиц в топк- й Фрак-
ции реголита. Были найдены существенные вариации в
отношении Не4 / Не3, которые не могут быть объяснены
присутствием переменных количеств космогеншт" Н< косм
Табл. 5. Библ. 14.
УДК 546.29:546.02:523.3.
Изучение редких газов в образце реголпта «Л\ны-16»
методом ступенчатого нагревания. В. А. К а й з е р.— Сб.
«Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука»,
1974.
620
Рефераты,
Не, Ne, Аг, Кг, Хе были изучены в мелкой фракции
реголита (С 125 мкм) «Луны-16» при выделении их на
12 температурных интервалах, с особенно малыми интер-
валами в области низких температур (интервал 80° С).
Концентрации газа, так же как их относительные рас-
пространенности, находятся в согласии с величинами,
рапее опубликованными для «Луны-16» и для «Аполло-
на-11», за исключением Ne.
Кроме распределения указанных инертных газов были
изучены изотопные отношения Не3 / Не4, Ne20 / Ne22,
Аг3’ / Аг36, Аг40 / Аг36, а также в криптоне и ксеноне.
К — Аг возраст, основанный на «избытке» Аг40 и величи-
не К в 880 ррт, необъяснимо высок (6,73 • 109 лет). Ра-
диационный возраст, основанный на Кг83 и Хе126 и хими-
ческих распространенностях Sr, Y, Zr, Ва и Ce(TR), ока-
зался заметно выше, чем подобный возраст для образцов
«Аполлона-11».
Табл. 6. Библ. 37. Илл. 6.
УДК 546.29:546.02:523.3.
К вопросу о природе инертных газов в лунном грунте.
Л. К. Левеки й.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изоби-
лия». Изд-во «Наука», 1974.
Происхождение изотопов инертных газов в лунном
грунте исследуется с точки зрения изотопной двухкомпо-
нентности инертных газов в Солнечной системе. Отклоне-
ние кривой атомной распространенности изотопов инерт-
ных газов в лунном грунте от кривой космической рас-
пространенности следует приписать либо преимуществен-
ному удержанию изотопов тяжелых газов (криптон,
ксенон) веществом реголита, либо различному генезису
тяжелых и легких газов. Последняя возможность поддер-
живается экспериментальным изучением изотопного со-
става инертных газов в реголите. Гелий и неон пред-
ставляют компоненту солнечного ветра (нефракциониро-
ванные газы типа В), в то время как криптон и ксенон
являются планетарными газами (фракционированные
газы типа А). Газы типа А захвачены веществом реголи-
та в ранние этапы существования Солнечной системы и
принесены вместе с пылью на поверхность Луны. Ве-
щество реголита поэтому не может рассматриваться как
продукт эрозии кристаллических пород Луны и в этом
смысле является экстралунным. Вещество реголита, со-
держащее газы типа А, следует идентифицировать с
высокотемпературными минералами углистых хондритов.
Табл. 2. Библ. 15. Илл. 5.
УДК 546.02:550.2:523.3
Космогенные А126 и Na22 в лунном реголите, доставлен-
ном «Луной-16». А. П. В и н о г р а д о в, А. К. Л а в р у-
х и н а, В. Д. Г о р и н, Г. К. У с т и н о в а.— Сб. «Лун-
ный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Измерена активность космогенных изотопов Al2fl и Na22
в двух пробах, взятых с разной глубины колонки лунно-
го реголита, доставленного автоматической станцией
«Луна-16». Измерения проводились на низкофоновом
сцинтилляционном гамма-спектрометре в режиме гамма-
гамма-совпадений. Измеренные активности в пересчете
на момент забора лунного грунта составляют (в расп •
• мин-' • кг-'): А12С — 62 ± 8 и 54 ± 9, Na22 — 42 ± 8 и
48 ± 9. Рассчитаны глубинные распределения активности
рассматриваемых изотопов в лунных породах разных
типов, которые свидетельствуют о наличии значительного
глубинного градиента активности вблизи поверхности,
обусловленного спадом потоков первичного и вторичного
космического излучения. Отсутствие такого градиента в
измеренных пробах, наряду с данными по трекам и со-
держанию инертных газов, а также гранулометрически-
ми характеристиками реголита, свидетельствует о том,
что поверхностный слой реголита в месте забора пробы
испытал перемешивание. Сравнение с данными по изуче-
нию реголитов из других областей лунпой поверхности
дает основания ожидать превалирования в эволюции
лунного реголита процессов послойного изменения его в
результате выбросов при бомбардировке поверхности ме-
теоритами и космическими частицами.
Табл. 1. Библ. 20. Плл. 10.
УДК 530.42:550.35:523.3
Гамма-спектрометрический анализ образца лунного грун-
та. доставленного автоматической станцией «Луна-16».
Ю. А. Сурков, Г. А. Федосеев, О. П. С о б о р н о в,
Г. Б. Назаркина, Л. П. Бачин а.— Сб. «Лунный
грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
С помощью низкофонового сцинтилляционного гамма-
спектрометра с защитой на антисовпадениях определено
содержание естественных радиоэлементов (К, U, Th) и
долгоживущих космогенных радиоизотопов (Al26, Na22,
Мп54) в образце реголита Моря Изобилия.
По данным содержаний естественных радиоэлементов
делается попытка классифицировать исследуемый обра-
зец в шкале петрохимических типов земных горных
пород, расположенных в соответствии с их кремпекислот-
ностью и щелочностью. В рамках калиево-урановой си
стематики лунных образцов проведено сравнение К/U
отношения, полученного для образца из Моря Изобилия,
с аналогичными данными по другим районам Луны. Рас-
смотрены также вопросы, связанные с глубинным распре-
делением космогенных радиоизотопов по профилю рего-
лита.
Табл. 2. Библ. 16.
УДК 550.35 : 523.3
Некоторые результаты исследования трековым методом
лунного вещества, доставленного автоматической стан-
цией «Луна-16». Л. Л. К а ш к а р о в, А. К. Лавру-
хина, Л. И. Г е н а е в а.— Сб. «Лунный грунт из Моря
Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Сообщаются предварительные данные исследования
треков в кристаллах оливина, выделенных из пяти зон
колонки лунного грунта. С помощью оптического микро-
скопа измерены градиенты плотностей треков, их длины
и угловое распределение. По всей глубине колонки обна-
ружены кристаллы, носящие следы воздействия низко-
эпергетичных солнечных космических лучей, что указыва-
ет па наличие процессов перемешивания в поверхност-
ном слое лунного грунта. Рассчитанный по плотности
треков возраст нахождения исследованных образцов па
поверхности Лупы лежит в интервале 0,7—16 млн. лет.
Табл. 1. Библ. 8. Илл. 9.
УДК 546.65 : 523.3
Захват нейтронов гадолинием и самарием в образце
грунта, доставленном «Луной-16». Дж. Р. Расс ИГ.—
Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Паука».
1974.
Изотопный состав Gd и Sm был измерен в образце из
грунта, доставленного «Луной-16». Этот образец харак-
теризуется наибольшим потоком нейтронов низких энер-
гий [V = 5,9 • 10'6 нейтрон/см2 (Е < 0,18 эв) ], установлен-
ным до сих пор для лунных образцов. Отношение чис-
ла электронов, захваченных атомом Sm149, к типовому
Gd157 равно 0,76, что отличается от значения 0,86, уста-
новленного для мест посапки «Аполлопя-11, 12 и 14».
Это указывает на более мягкий энергетический спектр
нейтронов в Море Изобилия.
Табл. 3. Библ. 11.
УДК 550.35 : 523.3
Радиационные нарушения и структура, регистрируемые
с высоким разрешением в зернах пз тонких фракций грун-
та «Луны-16». Л. Д ю р р о, К. Ж у р е, Ж. Р. Б и б-
р и н г, Р. Мень е. М. М о р е т т.— Сб. «Лунный грунт
из Моря Изобилия». Пзд-во «Наука», 1974.
В самых мелких частицах из пробы, доставленной па
Землю «Луной-16», были изучены ультрамикроскопиче-
ские особенности ппи помощи высоковольтного электрон-
ного микроскопа. Результаты были сравнены с данными,
полученными на частицах из проб «Аполлонов». Во
всех этих частицах наблюдались следующие черты: очень
большая плотность треков ядерных частиц, ультратоп-
кие аморфные оболочки, сильно округлые формы и по-
разительно хорошее упорядочение кристаллической ре-
шетки.
Табл. 3. Библ. 18. Илл. 3.
УДК 550.35 : 523.3.
Изучение методом треков образца лунного грунта из Мо-
ря Изобилия. Ж. П у п о, Ж. Ш е т р и, П. Пеллас.—
Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука»,
1974.
В зернах полевых шпатов, оливинов и пироксенов из
фракции 100—500 мкм было изучено распределение ядер-
Рефераты,
621
пых треков. Полевые шпаты, подвергнутые ударному ме-
таморфизму, непригодны для изучения треков.
Библ. 6. Илл. 1.
УДК 550.35 : 535.37 : 523.3.
Изучение древних треков и термолюминесценции на ма-
териале «Луны-16». Р. У о л к е р, Д. Циммерман.—
Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука»,
1974.
Плотности треков в кристаллах полевого шпата из
пробы Л-16-А-14 и Л-16-Г-14 (с глубины 6—8 и 29—31 слс)
изменяются от 2,5 • 108 па 1 слс2 до более чем 2 • 109 на
1 см-. Никакой .существенной разницы между этими дву-
мя пробами не найдено. Плотности треков сходны с на-
блюденными в сильно облученных образцах «Аполлонов»
и показывают, что эти две пробы состоят из хорошо пе-
ремешенного материала, поступившего из ряда источни-
ков. Измерения термолюминесценции (ТЛ) показывают
одинаковую естественную ТЛ (нормализованную по бета-
чувствительности) на двух глубинах в пределах 15%.
Это сходно с результатами по колонке «Аполлона-12» на
тех же глубинах. ТЛ может быть вызвана редким мине-
ралом, богатым ураном, или связана с фазой, богатой
ураном.
Библ. И. Илл. 3.
УДК 550.35 : 535.37 : 523.3.
Регистрация треков в частицах грунта из Моря Изобилия.
Г. М. Комсток, Р. Л. Флейшер, X. Р. Харт.—
Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «На-
ука», 1974.
Определена плотность треков частиц в 36 зернах, взя-
тых с двух уровней колонки грунта, доставленного «Лу-
ной-16» из Моря Изобилия. Один образец из близповерх-
ностного участка, другой с глубины примерно 30 слс. Все
кристаллы, кроме одного, имели очень высокую плот-
ность треков (> 108 слс2). Весь грунт «Луны-16» облучал-
ся очень близко к поверхности. «Современное» переме-
шивание ранее экранированного материала с глубины
более 30 слс было либо очень незначитель’ ым, либо пол-
ностью отсутствовало.
Табл. 2. Библ. 7. Илл. 1.
УДК 550.35 : 523.3
Исследование радиационных нарушений и структуры ча-
стиц образца «Луны-16» с помощью высокоразрешающих
электронных микроскопов Ж. Борг, Л. Дюрро,
К. Журе, Л. Л. Кашка ров, М. Моретт, П. М о-
р и с.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во
«Наука», 1974.
С помощью сканирующего и просвечивающего элект-
ронного микроскопа были изучены радиационные нару-
шения и особенности структуры частиц из образца грун-
та Л-16-19. Частицы были отобраны из фракции 200 лсеш
и микронных размеров. Особенности их были сопостав-
лены с особенностями частиц, изученных теми же мето-
дами для 20 различных образцов лунной пыли из сборов
экспедиций «Аполлонов».
Илл. 5.
УДК 550.35:523.3
Экстремальные радиационные превращения вещества
лунного грунта из Моря Изобилия. П. П. Ф а к е й,
П. Б. П р а й с.—Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия».
Изд-во «Наука», 1974.
Для сравнения воздействия радиации на зерна лунно-
го грунта размером 1 мкм, взятого в месте посадки «Лу-
ны-16», с данными по четырем точкам посадки кораблей
«Аполлон» использован метод высоковольтной электрон-
ной микроскопии. Радиационные превращения под воз-
действием тяжелых космических частиц в образце «Лу-
ны-16» намного значительнее, чем в остальных четырех
образцах. Предполагается, что в Море Изобилия проис-
ходила более слабая миграция грунта, возможно, вслед-
ствие близости района к лунному лимбу. Поэтому бом-
бардировка электронами высоких энергий в «хвосте»
магнитосферы Земли, способная вызывать электростати-
ческое возбуждение мелких частиц грунта, занимала
меньший промежуток времени.
Табл. 2. Библ. 17. Илл. 5.
УДК 550.93:523.3
Абсолютный возраст материала лунного реголита из Моря
Изобилия. А. П. Виноградов. Ю. М. А р т е м о в.—
Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия >. Изд-во «Наука»,
1974.
В результате определения абсолютного возраста ма-
териалов лунного реголита из Миря Изобилия для тон-
кой фракции реголита (мельче .к.ч) из зоны В ко-
лонки было получено значение возраста 4.65 109 лет
± 0,4 • 109 лет (2сг), с использованием в ьачестве первично-
го отношения Sr87/Sr88 значения 0,69854 1 aDOR i. К этому
значению возраста близка также возрастная . цепка по от-
ношению Pb2O7/Pb2Ofl. Использование в качестве первично-
го отношения Sr87/Sr8fl значения 0,69ь?8 (ВАВЬ умень-
шает расчетное значение возраста тонной фракции рего-
лита до 4,25 • 109 лет. Тонкая фракция лунног? реголи-
та из Моря Изобилия характеризуется та? же минималь-
ной величиной добавки радиогенного Sr5', минимальным
значением Rb/Sr отношения и максимальным значени-
ем K/Rb отношения по сравнению с аналогичным лхн-
ным материалом из других точек.
Для фракции разнозернистого габбро из эт:й же
фракции более полевошпатовой части материал Rb —
Sr изохронным (по породе и минералу из породы । ме-
тодом получено значение возраста 3.5 10’ лет =С.6-
• 109 лет (2ст), с первичным значением отношения
Sr87 / Sr86 0,6991 (0). Этот возраст отвечает времени ••рис-
таллизации отдельных минеральных фаз породы. На ос-
новании проведенных исследований делается заключе-
ние, что значение возраста 4,4 • 109— 4,7 • 10* лет отве-
чает времени дифференциации первичного вещества .Т.-
ны и значение возраста около 3,5-10* лет являет?во-
зрастом максимального развития выплавления сн.в-
ных пород морской лунной коры. Реголит морских тер-
риторий, как, очевидно, и реголит континентальных
ластей, образовался главным образом из местных
на которых он залегает.
Табл. 3. Библ. 61. Илл. 5.
УДК 550.93:523.3
Возраст по Rb — Sr методу и содержание калия, руби-
дия, стронция, бария и редких земель в грунте нз Моря
Изобилия. К. Ж. Аллегре, Ж. Л. Бир к. М. .4 у б •.
А. Прово.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия’
Изд-во «Наука», 1974.
В пробе лунного грунта «Луны-16» весом 17 мкг. из
которой были выбраны все более крупные фрагменты
пород, определено содержание К, Rb, Sr. Ва‘и TR. а
также изучен изотопный состав стронция. Отношение
Rb87/Sr84 — 0,02407 и Sr87/Sr8fl в разных экспериментах
0,700442 ± 0,000063 и 0,700384 ± 0.000150. Образец Луны-
16» беднее К, Rb, TR и богаче Sr, чем пробы «Апэлло-
на-11». Ей аномалия менее четко выражена, чем в об-
разцах «Аполлонов». Грунт наиболее беден радиогенным
Sr87 по сравнению с грунтом из других мест ..уны. а
соответствующие точки на эволюционной стр.нцдевзй
диаграмме ложатся на прямую 4,6 млрд. лет.
Библ. 7. Илл. 4.
УДК 550.93:523.3
Возраст базальта «Луны-16» и модельный возраст лун-
ного грунта. Д. А. Папанаетасиу. Г. Л ж БсС-
с е р б у р г.— Сб. «Лунный грунт из Моря Из.билич •.
Изд-во «Наука», 1974.
Rb — Sr изохрона по породе в целом для 62 .к? ба-
зальтовой частички из материала. Диставленнзго «Л>-
пой-16», отвечает возрасту 3,42 ± 0,18 млрд, лет и имеет
низкое первичное отношение Sr:' Sr"—. л&сч6 = 4.
Возраста базальтов из четырех морских районов опреде-
ляют узкий возрастной интервал в о.55 млрд, лет для
образования морей. Первичное отношение Sr!" Sb; в
этих базальтах ограничено очень низкими величинами,
указывающими на возникновение базальтов в областях
с низким Rb/Sr отношением. Грунт «Луны-16-> имеет
низкое Rb/Sr отношение («0,007; и отвечает модельным
возрастам Т£АВ1 = 4,2 = и,3 млрд, лет и Г . 1— 4,1 +
±0,3 млрд. лет. Лунный грунт, как «Аполлонов*, так и
«Луны-16» ложится близко к изохроне 4,6 мл од. лет, про-
ходящей через BABI. Это, по-видимому, является общей
характеристикой лунного грунта и должно соответство-
вать процессам лунной дифференциации, непосредствен-
но следующим за образованием Луны.
Табл. 2. Библ. 12. Илл. 5.
622
Рефераты
УДК 550.93:323.3
U—Th —Pb анализы грунта из Моря Изобилия. Ф. Т е р а,
Г. Дж. В а с серб у р г — Сб. «Лунный грунт из Моря
Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Определен изотопный состав свинца образцов грунта
с двух уровней керна «Луны-16». Свинец заметно радио-
генен и отвечает модельному возрасту по РЬ207 / РЬ20°,
равному 4,8 млрд. лет. Данные интерпретируются как
отражающие процессы ранней лунной дифференциации.
Наиболее реальная величина для Pb208 / Pb204 = 1 1 1 по-
казывает что грунт «Лупы-16» значительно менее радио-
генеи, чем было найдено для других лунных грунтов.
Содержание (ч. п. млп) Pb ~ 0,9; U ~ 0,3; Th ~ 1,2, при
Th / U отношении 3,8. Концентрация U является наимень-
шей из всех величин, найденных для лунных грунтов.
Эти данные показывают, что только незначительная часть
магматической составляющей попала в грунт «Лупы-16».
Табл. 4. Библ. 26. Илл. 3.
УДК 550.2:523.3
Радиогенные и радиационные возраста базальтовых ча-
стиц из Моря Изобилия. Дж. С. Хане к е, Ф. А. Под о-
с е к, Г. Дж. В а с с е р б у р г.—Сб. «Лунный грунт из
Моря Изобилия». «Пзд-во «Паука». 1974.
Определены радиогенный Аг40 / Аг39 и радиационный
Аг38 / Аг37 возраста базальтовой частицы В-1 из пробы,
доставленной «Луной-16» из Моря Изобилия. Для образ-
ца установлена значительная низкотемпературная потеря
Аг4П, по достаточно хорошо определено высокотемпера-
турное плато (3,45 ± 0,04 млрд. лет). Предполагается,
что этот возраст датирует период магматической актив-
ности в Море Изобилия. Она происходила позднее, чем
в Море Спокойствия, но раньше, чем в Оксане Бурь и
Море Дождей. Радиационный возраст частицы В-1 равен
475 млп. лет.
Табл. 2. Библ. 30. Плл. 4.
УДК 523.37
Оптические характеристики реголита из Моря Изобилия,
Моря Спокойствия и Океана Бурь. II. II. Ант и п о в а-
Каратаева, К). II. Стахеев, К. П. Флорен-
ский.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Пзд-во
«Наука», 1974.
Представлены результаты исследований спектров диф-
фузного отражения ' реголита, доставленного станцией
«Луна-16», и миссиями «Аполлон-11» и «Аполлон-12»,
индикатрис рассеяния и спектров зеркального отражения
реголита из Моря Изобилия, а также спектров диффузного
отражения от шлифов лунных пород из Моря Спокойствия
и Океана Бурь. Спектры диффузного отражения исследо-
ванных образцов не имеют ясно выраженной структуры
и близки друг к другу. Наиболее низкой отражательной
способностью обладает реголит из Моря Спокойствия,
наибольшей — из Океана Бурь. В спектрах заметна сла-
бая полоса поглощения с максимумом вблизи 1 нм,
соответствующая иону Fe2+ в октаэдрическом положении
в решетке минералов — компонентов реголита. Ее поло-
жение и интенсивность различны в спектрах разных об-
разцов, что обусловлено их разным минералогическим
составом. При регистрации индикатрис рассеяния рего-
лита обнаружена зеркальная компонента, спектр кото-
рой несколько отличен от спектра диффузного отражения.
Это отличие объясняет, по-видимому, визуально наблю-
даемое изменение оттенков реголита от бурого до зелено-
ватого при его освещении и наблюдении под различными
углами.
Библ. 9. Илл. 4.
УДК 523.37
Об индикатрисах рассеяния света лунным грунтом, до-
ставленным автоматической станцией «Луна-16». Н. П.
|б а р а б а ш о в|, Л. А. А к и м о в.—Сб. «Лунный грунт
из Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Произведены измерения индикатрис рассеяния лунно-
го грунта на специальном приборе — индикатометре — с
расходимостью освещающего пучка менее 0,5° и прини-
маемого около 1,5°. Полученные результаты сравнены с
индикатрисами для средней Луны, полученными путем
наземных телескопических измерений. Сделан вывод
о том, чтэ основные особенности отражения света Луной
(быстрый рост яркости при приближении к полнолунию)
формируются микрорельефом, представленным в основ-
ном зернами размером менее миллиметра.
Табл. 1. Библ. 2. Плл. 1.
УДК 523.37
Инфракрасная спектроскопия реголита лунных морей.
М. В. Ах ма нова, Б. В. Д е м е н т ь е в, А. В. К а р-
т а ш е в, А. В. К а р я к и н, М. II. М а р к о в, М. М. С у-
щ и п с к и й.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия».
Пзд-во «Наука», 1974.
В области 1,8—13 мкм исследованы спектры отраже-
ния, излучения и пропускания реголита, доставленного
станцией «Лупа-16». Показано наличие максимума отра-
жения (до 30%) в области 3—5 лкл и соответствующего
минимума коэффициента излучения. Интерпретация
спектров проведена па основе сопоставления оптических
свойств с химическими и структурными свойствами ре-
голита. Реголит по всей совокупности свойств в инфра-
красной области существенно отличается от земных
объектов. Установлено по индикатрисам рассеяния, что
зеркальный эффект увеличения отражения при нормаль-
ном наблюдении, имеющий место в видимой и ближней
ПК-области, исчезает к 6—8 м/к. Кроме того, исследованы
спектры диффузного отражения и спектры при углах
падения 0° и отражения 15, 30° для образцов реголита,
доставленных экспедициями «Аполлон-11» и «Аполлон-
12». Сравнительное исследование выявило подобие инфра-
красных отражательных характеристик реголита различ-
ных морских районов Луны. Это связано со сходными
дисперсными свойствами грунта лунных морей, одинако-
вой микропористой структурой частиц, составляющих
реголит, а также близостью типа пород, их валового п
минерального составов.
Табл. 1. Библ. 9. Илл. 14.
УДК 523.37
Фотометрический и полярометрический анализ образцов
лунного грунта, доставленного советской автоматической
станцией «Луна-16». А. Д о л л ф у с, Е. Боуэлл —
Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука»,
1974.
Поляриметрические свойства были определены па об-
разцах Л-16-19-1-116 весом 0,087 г. Измерения были сде-
ланы па 5 длинах волны между 3540 и 5850 Д. Кроме
того, для каждой из этих длин воли было определено
нормальное альбедо. У образца альбедо слегка темнее
типичного вещества темных лунных морей (8,5% оранже-
вого света). Кроме того, проявлена ветвь отрицательной
поляризации. Не исключено, что поляриметрические и
фотометрические свойства, наблюденные на лунном об-
разце, получили часть своих свойств под влиянием облу-
чения солнечным ветром, действию которого подвергалась
лунная поверхность.
Табл. 1. Библ. 3. Илл. 6.
УДК 523.37
Фото-полярпзацпонные исследования лунных образ-
цов — отрицательная ветвь. А. Дол л ф у с. Е. Б о-
уэлл.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Пзд-во
«Паука», 1974.
На основании телескопных измерений поляризации
света от поверхностей планет, аналогичных измерений
для земных минералов, метеоритов и лунных образцов
построены поляризационные кривые — графики зависи-
мости степени поляризации от фазового угла V.
Плл. 8.
УДК 523.37
Инфракрасные спектры пропускания реголита пз Моря
Изобилия. М. В. Ахманов а. А. В. К а р я к и н,
Л. С. Т а р а с о в.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изоби-
лия». Пзд-во «Наука», 1974.
В области 2—25 лкл получены спектры пропускания
образцов лунной пыли, доставленной станцией «Луна-16».
Сравнительное исследование образцов «Луны-16», «Апол-
лона-11» и «Аполлона-12» показало, что инфракрасные
спектры пропускания образцов реголита из морских райо-
нов подобны спектрам основных базальтовых пород.
Полосы поглощения проявляются в области колебаний
SiO4-rpynn. По спектрам вода и ОН-группы в образцах
623
не обнаружены. Спектры образцов, прокаленных при
температуре 1000° С, показывают такие изменения, кото-
рые могут интерпретироваться как изменения в спектрах
облученных кристаллов (особенно отчетливо для образ-
цов «Луны-16»).
Табл. 1. Библ. 13. Илл. 6.
УДК 537.533:523.3
О катодолюминесценции реголита, доставленного авто-
матической станцией «Луна-16», Г. В. Сппва к, М. К.
Антоши н, Н. П. Ильин, Г. В. С а п а р и н.— Сб.
«Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во «Наука»,
1974.
Описываются наблюдения локальной вариации интен-
сивности и спектрального состава катодолюминесценции
лунного грунта, выполненные при помощи растрового
электронного микроскопа. Цветная катодолюминесценция
вызывалась пучком быстрых электронов в растровом
электронном микроскопе.
Библ. 8. Илл. 4.
УДК 538.11:523.3
Магнитные свойства лунных образцов, доставленных ав-
томатической станцией «Луна-16». Э. С. Горшков,
Е. Г. Гуськова, В. И. Почтаре в.— Сб. «Лунный
грунт из Моря Изобилия». Пзд-во «Наука», 1974.
Приводятся результаты измерения удельной магнит-
ной восприимчивости реголита. Полученные данные сви-
детельствуют о том, что образцы реголита из Моря Спо-
койствия и Моря Изобилия подобны по порядку величи-
ны удельной магнитной восприимчивости. Подобным
значением удельной магнитной! восприимчивости обладает
и ряд каменных метеоритов подгруппы L. При сравнении
с искусственными аналогами можно заключить, что
объемное содержание ферромагнитных минералов в об-
разцах реголита составляет 3—4%.
Табл. 1. Библ. 8. Илл. 12.
УДК 549.0:620.18:523.3
Металлографические исследования металлического фраг-
мента лунного грунта. Р. II. М и н ц, Т. М. П е т у х о в а,
А. В. II в а н о в.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изоби-
лия». Изд-во «Наука», 1974.
Прецизионное исследование металлического фрагмента
лунного вещества, доставленного советской автоматиче-
ской станцией «Луна-16», позволило выделить три ха-
рактерных температурных интервала с различной кине-
тикой распада твердого раствора. В структуре металла,
представляющего собой железо-никель-кобальтовый сплав,
обнаружены: а) б-фаза и а-феррит диффузионного, сдви-
гового происхождения в зернограничпой и игольчатой
формах; б) мартенсит — изотермического и атермическо-
го характера, в виде игольчатого, пластинчатого, массив-
ного и дендритного. Многообразие форм структурных
составляющих связано с влиянием на их формирование
упругих искажений и различных механизмов деформа-
ционно-релаксационных процессов, что обеспечило соот-
ветственно характер распада твердого раствора и кине-
тику превращения в объемах, соизмеримых с субзерном.
Табл. 1. Библ. 5. Плл. 11.
УДК 548.74:523.3
Экзоэлектронная эмиссия частиц лунного грунта. Р. П.
31 и н ц, В. И. А л и м о в, В. П. М е л е х и н, И. И. М и л ь-
м а н, В. И. Крю к, Л. Л. К у н ин, Л. С. Т а р а с о в.—
Сб. «Лунный грунт пз Моря Изобилия». Изд-во «На-
ука», 1974.
На специально сконструированной установке с по-
мощью вторично-электронного умножителя изучалась
термостимулированная экзоэлектронная эмиссия отдель-
ных частиц лунного грунта, доставленного советской
автоматической станцией «Луна-16». В изохронном и
изотермическом режимах термостимуляции зарегистри-
рована «природная» экзоэмиссия с фрагментов шлака,
стекла, анортозита и металлической частицы. Температу-
ра начала эмиссии зависит от типа фрагмента реголита.
Для первых трех частиц изотермический спад эмиссии
описывается кинетическими уравнениями первого по-
рядка. Для фрагмента анортозита экзоэмиссия при
постоянней температуре характеризуется симметричной
кривой с максимум м ~ ~':
вуют О наличии у И..ЛтД.З
прежде всего у апорт.зить
центров, природа котм: ы\
предысторией частиц.
Библ. 5. Илл. 5.
ь:е данные свидетельст-
вах ментов реголита,
~;г ь:х поверхностных
'ыть обусловлена
УДК 5'18.74:523.3
Температурный спектр эмиссии экзо.1Лгктр«-н<-в .'\нн
реголита. Р. II. Минц, В. И. А л и м f ' -
хин, II. II. Мильмап, В. II. Крюк. ~ -
х о в а, Л. Л. К у н и н. Л. С. Тарасов - 2'
пый груш из Моря Изобилия». Изд-во «Наука- 1-
При линейном нагреве в вакууме 10~6 торр изучалась
термостпмулированная экзоэлектронная эмиссия восьми
фрагментов реголита, доставленного советской автомати-
ческой станцией «Луна-16 >. Характер экзоэмиссионных
«глов-кривых» определяется типом частицы. Фрагменты
брекчии, спека, шлака, анортозитов, стеклянной пластин-
ки и габбро лейкократового при первом нагреве обнару-
живают один максимум экзоэмиссии, температурное по-
ложение которого находится в пределах 1 15—200° С. Два
максимума эмиссии (при 1зи и 2 б" о отмечено у
стеклянного сфероида и три максимума (50, 170 и
300° С) — у частицы оливина.
За исключением частицы оливина длз г. ^х образцов
наблюдаются пики экзоэмиссии после к •"??.:• та с атмо-
сферой. Проведенная по методу Баларина — II-тш» оценка
эффективной энергии активации (Е) экз-^ми - ли пока-
зывает, что для частиц, обнаруживающих п: и первом
нагреве один максимум, величина Е находит-, i в преде-
лах 0,25—0,35 эв. Значительно большие значения Е ха-
рактерны для высокотемпературных пиков --лизина
(0,55 и 1,30 эв) и стеклянного сфероида (0.55 и l.-щ -е-.
Полученные данные свидетельствуют о сложной и д-
нородной энергетической структуре отдельных Фрагмен-
тов реголита. Для большинства частиц можно предп -л -
жить наличие поверхностных состояний, способных к об-
разованию сорбционных связей. Экзоэмиссия анортозита,
оливина и стеклянного сфероида обусловлена наличием
деформационных дефектов на их поверхности.
Библ. 6. Плл. 14.
УДК 552.12:536.2:536.63:523.3
Теплофизические свойства лунного вещества, доставлен-
ного на Землю автоматической станцией «Луна-16».
В. С. А в д у е в с к и й, Н. А. А н ф и м о в, М. Я. М а-
р о в, Ю. II. Т р е с к и н, С. П. Ш а л а е в, А. П. Э к о-
номов.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия».
Пзд-во «Наука», 1974.
Изучены плотность, удельная теплоемкость и коэффи-
циент теплопроводности образца лунного грунта из про-
бы, доставленной автоматической станцией «Луна-16».
Работа проводилась в камере наполненной гелием. Плот-
ность грунта при свободной засыпке составляет 1.2 г'
/см\ а прп утряске — 1,7 г саг3. Удельная теплоемкость
0,177 ± 0,010 кал • г-1. Коэффициент теплопроводности в
веществе 4,8 • 10-6 ± 1,2 • 10~6 кал • cat-1 . сек-1 • град-‘.
Табл. 4. Библ. 12. Илл. 4.
УДК 552.12:536.2:621.3.012:523.3
Результаты исследования тепловых и электрических
свойств грунта Луны и его аналогов. А. Р. Голов к и н.
А. Н. Дмитриев, Е. А. Духовской. Г. Я. Но-
вик, Р. Г. П е т р о ч е ii к о в. В. В. Ржевский.
А. А. С и л и н, В. В. Ш в а р е в.— Сб. «Лунный грунт
из Моря Изобилия». Изд-во «Паука». 1974.
Представлены результаты исследований тепловых и
электрических свойств лунного грунта, доставленного на
Землю автоматической станцией «Лупа-16», и его земных
аналогов в вакууме 10~5 лкм рт. ст. и в атмосфере гелия.
Исследования лунного грунта и аналогов показали. что
их удельная теплоемкость и электрические свойства
близки по значениям, а коэффициенты теплопроводности
разные. Результаты сравниваются с данными по тепло-
вым и электрическим свойствам поверхностного слоя
Лупы, полученными косвенными радиометрическими ме-
тодами, и с результатами, полученными на образцах лун-
ного грунта, доставленного на Землю экипажем космиче-
ского корабля «Аполлон-11».
Табл. 2. Библ. 7. Илл. 2.
624
Рефераты
УДК 550.12:523.3
Результаты исследований физико-механических свойств
образца лунного грунта в исследовательском боксе в
среде азота. А. К. Л е о н о в и ч, В. В. Г р о м о в, А. Д.
Дмитриев, В. А. Ложкин, П. С. Павлов,
А. В. Рыбаков, В. В. Ш в а р е в.— Сб. «Лунный грунт
из Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Приведены результаты исследований механических
свойств образца лунного грунта, доставленного автомати-
ческой станцией «Луна-16». Исследования включали
определение объемного веса грунта, изучение характера
его разрушения, определение характеристик сжимаемо-
сти, сопротивления сдвигу • и несущей способности.
В статье приведены количественные данные по механи-
ческим свойствам лунного грунта, многие из которых
определены впервые. Дается описание приборов и методи-
ки проведения исследований.
Табл. 2. Библ. 4. Плл. 19.
УДК 552.12:523.3
Исследование механических свойств лунного грунта и
его аналогов в различных атмосферных условиях и в
вакууме на установке ТОР-1. А. И. В е д е н и н, Е. А. Ду-
хов с к о й, В. В. Маркачев, А. А. С и л и н, И. И.
Черкасов, В. В. Шваре в.— Сб. «Лунный грунт из
Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Приведено описание конструкции измерительных узлов
прибора ТОР-1 и методик для определения удельного
сопротивления пенетрации, сжимаемости и сопротивле-
ния вращательному срезу лунного грунта и его аналогов.
Исследования проводились в атмосфере гелия при нор-
мальном давлении, а также в вакууме 5 • 10-6 мм рт. ст.
в интервале температур +20 — 140° С. Получены значения
удельного сопротивления пенетрации грунта, коэффициен-
та относительной сжимаемости и параметров сопротивле-
ния вращательному сдвигу при трех видах его уплотне-
ния.
Табл. 7. Библ. 5.
УДК 552.12:523.3
Исследование фрикционных свойств лунного грунта и
его аналогов. Е. А. Духовской, Э. А. Мотовилов,
А. А. Силин, М. И. С м о р о д и н о в, В. В. Ш в а-
р е в.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во
«Наука», 1974.
В работе приводится описание приборов для определе-
ния фрикционных свойств поверхностного слоя лунного
грунта, доставленного автоматической лунной станцией
«Луна-16», и его аналогов: андезито-базальтового песка и
базальта. Изложена методика проведения эксперимента
и результаты исследований. Эксперименты проводились
в атмосфере гелия при нормальном барометрическом
давлении, температуре +20° С, а также в условиях ва-
куума 5 • 10—6 мм рт. ст. и при повышенных темпера-
турах ( + 150° С). Получены значения коэффициентов тре-
ния ряда неметаллических и металлических материалов
при перемещении их по образцам лунного грунта и его
аналогов. Значения фрикционных характеристик для лун-
ного грунта очень близки к значениям его аналогов.
Табл. 2.
УДК 578.08 : 552.12 : 523.3
Микробиологические и экспериментально-гистологиче-
ские исследования лунных образцов, доставленных авто-
матической станцией «Луна-16». Д. Р. К а у л е н, Т. И.
Булатова, А. Я. Ф р и д е н ш т е й н, Е. Б. Сквор-
цова.— Сб. «Лунный грунт из Моря Изобилия». Изд-во
«Паука», 1974.
В работе представлены материалы по биологическому
изучению свойств лунного грунта, доставленного стан-
цией «Луна-16». В обследованных образцах не было обна-
ружено жизнеспособных микроорганизмов. Показано, что
изученные образцы не обладают ни стимулирующим, ни
угнетающим влиянием на рост микроорганизмов, а так-
же не обладают цитопатогенным действием на культуру
ткани. Суспензия частиц лунного грунта не токсична при
парентеральном введении некоторым лабораторным жи-
вотным. Частицы подвергаются интенсивному фагоцито-
зу соединительнотканными клетками in vivo и in vitro.
Библ. 2. Илл. 8.
УДК 578.08:552.12:523.3
Исследование биологического действия тонкой фракции
лунного грунта, доставленного на Землю автоматической
станцией «Луна-16». В. В. К у с т о в, О. Ф. О с т а п е н-
к о, В. Г. П е т р у х и н.— Сб. «Лунный грунт из Моря
Изобилия». Пзд-во «Наука», 1974.
Исследовалось биологическое действие образца лунно-
го грунта, доставленного автоматической станцией
«Луна-16». Было выполнено три серии экспериментов на
белых мышах, которые позволили сделать вывод о прак-
тической безвредности для мышей испытанных доз тон-
кой фракции лунного грунта.
Табл. 3. Библ. 6. Илл. 3.
УДК 578.08:552.12:523.3
Влияние лунного грунта на лучевое поражение у мышей.
В. В. А н т и п о в, Б. И. Д а в ы д о в, Н. А. Г а й д а м а-
к и н, Т. С. Л ь в о в а, В. Г. Петрухин, С. Н. К о-
марова, Е. Б. Скворцов а.— Сб. «Лунный грунт из
Моря Изобилия». Изд-во «Наука», 1974.
Исследовалось влияние образца тонкой фракции лун-
ного грунта из Моря Изобилия на лучевую реакцию (по-
ражение) у мышей, вызванную воздействием ионизирую-
щего излучения. Вещество вводилось в организм тремя
путями — аэрогенно, через пищевод или внутрибрюшин-
но. Показано, что введение лунного грунта существенно
не влияло на гибель животных и реакцию перифериче-
ской крови, вызываемую действием радиации. У мышей,
которым перед облучением ипгаляционно или внутри-
брюшинно вводилось лунное вещество, наблюдалось от-
ставание в приросте веса тела. К концу 8 месяца иссле-
дования у 20 животных были обнаружены новообразова-
ния различной природы и локализации, причем 16 из них
в той или иной форме имели контакт с лунным грунтом.
Табл. 4. Библ. 8. Илл. И.
Лунный грунт из моря Изобилия
Утверждено к печати Ордена Ленина Институтом
геохимии и аналитической химии им. В. И. Вернадского
Редактор Л. С. Тарасов
Редакторы издательства И. А. Клинцова, Т. А. Николаева
Художник Б. И. Астафьев
Макет книги А. А. Киселевой
Технический редактор О. М. Гуськова
Сдано в набор 20/П1 1973 г. Подписано к печати 30/VII 1973 г.
Формат 84Х108'/|б. Усл. печ. л. 66,57. Уч.-изд. л. 69,3.
Тираж 2000 экз. Т-11364. Тип. зак. 1948. Бумага № 1 для
глубокой печати
Цена 5 руб. 83 коп.
Издательство «Наука», 103717 ГСП, Москва, К-62, Подсосен-
ский пер., д. 21
2-я типография Издательства «Наука», 121099, Москва, Г-99,
Шубинский пер., 10.
ОПЕЧАТКИ II ИСПРАВЛЕНИЯ
Стр. Строка Напечатано Должно быть
31 2 сн., прав, колонка контроля вакуума в мощью этих насосов»
установке. Световая сиг- 2«10“ь торр.
113 8 сн., правая колонка Аьби Альби
195 рис. 7, 9 сн. промплеонасту хромплеонасту
199 13 сн., лев. колонка армалколит армолколит
483 16 св. правая колонка Након Наклон
Лунный грунт из Моря Изобилия.