PORÓWNANIE METOD KLASYCZNYCH Z METODĄ. SPEKTROSKOPII FURIEROWSKIEJ

Metoda spektroskopii furierowskiej, rozwinięta w ciągu ostatnich dwudziestu lat, przyniosła szereg nowych możliwości w dziedzinie badań spektralnych w fizyce, astro­ nomii i chemii. Dotyczy to zwłaszcza spektroskopii w podczerwieni — od długości fal l/i aż do fal submilimetrowych. Przyrządy klasyczne pracujące w tych obszarach długości fal są wysoce niedoskonałe i nie pozwalają na otrzymywanie widm o dużych zdolnościach rozdzielczych. Również detektory promieniowania podczerwonego są stosunkowo mało czułe w porównaniu z detektorami promieniowania widzialnego, co w połączeniu z faktem, że źródła promieniowania podczerwonego są zazwyczaj bardzo słabe nadaje duże znaczenie realizacji ulepszenia F e 1 g e t t a.

Mała waga spektrometrów furierowskich skonstruowanych w ostatnich latach oraz krótki czas potrzebny na dokonanie pomiarów mają istotne znaczenie dla zastosowań astronomicznych. Przyrząd taki można bowiem umieścić na pokładzie balonu czy samolotu bćjdź w ognisku niedużego teleskopu.

Szczytowym osiągnięciem w technice spektroskopii furierowskiej jest spektrometr służący do pomiarów laboratoryjnych w biskiej podczerwieni, zbudowany w Labora­ torium Aimć Cotton-. (C o n n e s 1970). Należy on do trzeciej generacji spektro­ metrów (interferometr trzeciej generacji plus komputer trzeciej generacji) i charaktery­ zuje się następującymi podstawowymi danymi:

a) maksymalna różnica dróg optycznych wynosi 2,0 m, co daje przedział roz­ dzielczości ba = 5 ' 10"3 cm-1,

b) reflektory typu „kocie oko” zapewniają wysoką stabilność optyczną układu, średnica czynna wiązki wynosi 8 cm,

64 G. Sęk, A. Starnawski

c)siln ik liniowy przesuwający zwierciadło pozwala na krok próbowania 3 50 A z dokładnością do 1 A oraz zapewnia szybkość? przesuwu 2 0 0 kroków /s i szybkość p o ­ miarów 50 próbek/s.

Techniki numeryczne stosowane obecnie do otrzymywania widm z interferogramów charakteryzują, się bardzo krótkim czasem potrzebnym na dokonanie obliczeń. I tak do otrzym ania widma z interferogramu zawierającego 106 punktów pomiarowych za p om ocą programu F F T 1024 K (C o n n e s 1 9 7 l a) maszyna cyfrow a IBM 360/75 z pam igcią dyskową^ zużywa 22 min.

0 znaczeniu spektroskopii furierowskiej świadczy najlepiej sąd F e I g e t t a (1967), który powiedział, źe gdyby d o chwili obecnej nie znano spektrometrów z siatką dyfrakcyjną i kto ś zaproponow ał budowę takiego przyrządu, projekt ten zo ­ stałby odrzucony ze względu na zbyt duże trudności techniczne i .eksploatacyjne, a małe możliwości w porównaniu do istniejących spektrom etrów furierowskich.

Czytelnik zainteresowany dokładniejszymi danymi na temat spektroskopii furierow­ skiej znajdzie je w naszym artykule, zamieszczonym na łamach „Postępów F izyk i” .

L I T E R A T U R A

B r a c c w c 11, R., 1965, „Th e Fourier Transform and Its Applications” , Mc Graw— Hill. t o n n e s,.)., (’. u s h , 1’ ., I9 5 9 ,.|. Phys. Radium 20, 915.

C o n n e s, J . , G u s h, P., 1960, J . Phys. Radium 21, 645.

C o n n f s , J . , C o n n e s, P., 1966, JO SA 56, 896, tłum. ros. „Spcktry płanet w bliżnej infra- krasnoj obłasti, połUczcnyje metodom preobrazowania Furie. I. Apparatura i rezultaty” w zbiorze „Now oje o Marsie i Wencric” , Moskwa 1968.

C o n n e s, J ., C o n n e s, P., M a i I I a r d, J . P., 1967 J . de Phys. Suppl. C2 , 28, 120.

C o n n e s, J., 1970, tłum. ros. „Furie-spektroskopia s ispolzowaniem milliona toczek interferogramy” w zbiorze „Infrakrastiaja spektroskopia w ysokowo razreszenija” , Moskwa 1972.

C o n n e s , J „ I9 7 1 a, „Com puting Problems in Fourier Spektroscopy” [w] „ Aspen International Conference on Fourier Spectroscopy, 1970” AFCRL Report No. 114.

C o n n f s , J . , C o n n e s, P., 197 1 *\ „lnterferom etriczeskije spcktry płanet” |w] „Infrakrasnaja astro­ nomia” , Moskwa.

C o o l e y , J.W ., T u k e y, J .W., 1965, Math, of Com pul. 19, 297. F e I g e t t, P., 1967, J . de Phys. Suppl. C j , 28, 165.

F i n k , U . , L a r s o n , 11., 1971, „Fourier Spectroscopy at the Lunar and Planetary Laboratory of the University of Arizona” , AFCRL Report No. 114.

G e b b i e, H.A., 1961, Nature, 191, 264.

G e b b i e , H.A., 1962, M NRAS, 123, 497, tłum. ros. „Primienienije interferometra Majkclsona dla potuczenia infrakrasnych spektrów Wenery” |w ]„N ow yje metody w astrofizikie” , Moskwa 1964.

G e b b i e , H. A., 1964, A. J . 69, 5. 0

H o r I i c k, G., 1968, Applied Spectroscopy, 22, 617.

M e r t z, L., 1965, „Transform ations in Opties” , J . Wiley & Sons, tłum. ros. „Integralnyjc pre- obrazowanija w optikie” , Moskwa 1969.

M e r t z, L ., 1967, J . de Phys. SuppL C j , 28, 87.

S t a i r , A.T., 1971, „Fourier Spectroscopy at A FC R L” , A FCRL Report No. 114. S t a r n a w s k i, A , S g k, G., Postępy Fizyki (w druku).

POSTjSPY ASTRONOM II Tom X X I (19 73)l Zeszyt 1

P RZEGLĄD WYNIKÓW EKSPLORACJI KSIĘŻYCA PRO GRA M U APOLLA

B u r b u r a K o ł a c z e k

Instytut Geodezji Wyższej i Astronomii Geodezyjnej Politechniki Warszawskiej (Warszawa)

0B30P PE3yj]bTAT0B BKCnJlOPAUMM JlYHbl B nPQPPAMME. AI10JIJI0

B. K o j i a q e K

C o f l e p * a H H e

B CTaTbe flaH KpaTKMii o63op pe3yjibTaT0B MccjieAOBaHMM JlvHbi, ee

noBepxHOCTM u aTMoc^epbi a TaK*e o63op acTp0H0MHqecKMx HaojiiofleHHH

mctomhmkob M3JiyHeHMH X k y , cojiHeMHoR KopoHbi, 30/inaKa.ibHoro CBeTa

u MeTeopMTOB nojiyqeHbix Anojuio 11-16.

REVIEW OF THE APOLLO LUN AR E XPLO RA TIO N PRO GRA M M E S u m m a r y

The article presents a short review of the Apollo I I 16 missions results: lunar surface und utmosphere, observutions of A' and y radiation, solar corona, zodiacal light and meteorites.

Niniejsze opracowanie oparte jest na przeglądzie rezultatów wstępnych opracowań ogromnego materiału obserwacji Księżyca wykonanych przez Statki Apollo, jaki przed­ stawiony został pr/.cz NASA na XV Kongresie COSPAR w Madrycie,w maju 1972 r.

Bezpośrednia eksploracja Księżyca przez człowieka rozpoczęła się lotem statku Apollo 11 i pierwszym postawieniem stopy człowieka na Księżycu w dniu 21 lipca 1969 r. o godzinie 356 czasu środkowoeuropejskiego. Tę bezpośrednią eksplorację Księżycu pr/.cz człowieka poprzedził okres bezpośrednich badań, za pomocą statków kosmicznych typu Ranger, które dostarczyły zdjęć powierzchni Księżyca pozwalają­ cych po raz pierwszy dostrzec szczegóły jego powierzchni wielkości 1 m, a następnie statków kosmicznych typu Surveyor z uutomutycznyini stacjami księżycowymi, które lodowały na Księżycu, badając właściwości mechaniczne gruntu i jego skład chemiczny. Satelity księżycowe typu Lunar Orbiter dostarczyły dokładnych map widocznej i nie­ widocznej części powierzchni Księżyca, szczególnie dokładnych na obszarach planowa­

l i

66 B. Kołaczek

nych miejsc lądować statków Apollo. Obserwacje dopplerowskie tych satelitów pozwoliły na wyznaczenie pierwszych parametrów charakteryzujących pole grawitacyjne Księżyca. Podobne eksperymenty prowadzone były równolegle przez ZSRR.

Obecnie 5 załogowych statków Apollo zakończyło już swoje loty, przywożąc setki kilogramów próbek gruntu księżycowego, tysiące metrów filmów ze zdjęciami po­ wierzchni Księżyca, miliony bitów informacji naukowej z założonych na powierzchni Księżyca i subsatelitach stacji naukowych, którym naukowcy całego świata poświęcili juz setki roboczolat pracy i tysiące stron publikacji, zwiększając proporcjonalnie naszą, wiedzę o Księżycu. W ęiągu ostatnich lat wiedza ta wzbogaciła się_ o większą, liczbę, informacji niż w ciągu ubiegłych stuleci.

30 W. 20°W.

M A R E I M 8 R I U M

10° W.

- A RCHI ME DES m z

10°E. 20°E. _30°E.

2 0 °N

10°N--- Z W 1 E R C 1 A 5 Ł A L A S E R O W E

--- A L S E P EKSPERYMENTY APOLLO 17 /ProjeKt/

-Ot, ^{SINUS MEDU} APOLLO 12,

10 °s

o / f fra maub® .

Z r ł

i r .

r f o APOLLO-M « • \ >

Rys. 1. Sietf stacji ALSEP i zwierciadeł laserowych założonych na Księżycu przez statki Apollo Na załączonej mapie powierzchni Księżyca zaznaczone są, miejsca lądowania kolej­ nych statków Apolla, łącznie z planowanym miejscem lądowania statku Apollo 17* (rys. 1). Badania naukowe globu Księżyca, jego powierzchni i otoczenia, prowadzone były przez zespoły instrumentów umieszczone przez astronautów na powierzchni Księżyca w miejscach lądowania (ALSEP — Apollo Lunar Surface Experiment Package), przez zespół instrumentów umieszczony na statku macierzystym Apolla 15 i 16

Przegląd wyników eksploracji Księżyca . ₆₇

(SIM — Scientific Instrument Module) i na subsatelitach, które zostały wypuszczone na księżycowe orbity przez statki Apollo 15 i 16. Subsatelita Apollo 15 krążył po orbicie eliptycznej (140—110 km) o nachyleniu 2 8 ° do płaszczyzny równika księżycowego ok. pół roku. Subsatelita Apollo 16 został umieszczony na orbicie eliptycznej (121—95 km) nachylonej 10°6 do płaszczyzny równika księżycowego. Przewiduje się, że jego czas krą­ żenia po tej orbicie wyniesie 220 dni.

Zespół instrumentów ALSEP kolejnych statków Apollo zawierał: 1) bierny sejsmometr (Apollo 12, 15, 16),

2) powierzchniowy magnetometr (Apollo 12, 15, 16), 3 ) detektor jonów (Apollo 12, 14, 15),

4 ) urządzenie z zimną katodą (Apollo 14, 15),

5) urządzenie do pomiaru przewodnictwa cieplnego (Apollo 15, 16), 6) spektrometr wiatru słonecznego i detektor pyłu.

Zespół instrumentów SIM statków Apollo 15 i 16 zawierał: 1) spektrometr promieni X , promieni y i cząstek a, 2 ) spektrometr masowy,

3) zestaw altimetru laserowego z kamerą fotogrametryczną i kamerą do zdjęć nieba, 4 ) kamerę panoramiczną o sile rozdzielczej 1,5—2 m,

5) subsatelitę,

6) urządzenie dołącznos'ci z pojazdem księżycowym.

Poza tym statki macierzyste wyposażone były również w dodatkową kamerę fotogra­ ficzną, spektrometr dalekiego nadfioletu, urządzenie radarowe do pomiaru struktury po­ wierzchni Księżyca, urządzenie do badania meteorytów. Wyposażenie subsatelity składało się z magnetometru, detektora cząstek naładowanych, nadajnika radiowego. Ponadto na powierzchni Księżyca została założona sieć trzech stacji zwierciadeł laserowych (Apollo 11, 12, 15), służących do precyzyjnych pomiarów odległości Ziemia—Księżyc techniką laserową.

Do ważniejszych osiągnięć uzyskanych tylko przez statek Apollo 15, prowadzący po raz pierwszy w historii misji Apollo tak rozległy program badań Księżyca zaliczyc należy:

1) opracowanie geochemicznej mapy ok. 40% powierzchni Księżyca,

2 ) pierwsze pomiary promieniowania y i promieniowania cząstek a po niewidocznej stronie Księżyca,

3 ) dokładne pomiary topografii Księżyca za pomocą laserowego altimetru, które w po­ łączeniu z wykonanymi dokładnymi zdjęciami pozwolą na stworzenie podstawy do opra­

cowań kartograficznych powierzchni Księżyca,

4 ) uzyskanie zdjęć powierzchni Księżyca o dużej rozdzielczości (1,5—2 m) na dużych obszarach,

5) wykrycie anomalii pola magnetycznego Księżyca,

6 ) uzyskanie po raz pierwszy kilkugodzinnych, nieprzerwanych obserwacji źródeł pro­ mieniowania y i X,

7) wykonanie zdjęcia zewnętrznej korony słonecznej sięgającej na odległość 40 pro­ mieni Słońca.

Szczegółowy przegląd wyników poszczególnych badań prowadzonych przez statki Apollo podany jest poniżej.

68

B. Kołaczek

Z zebranych informacji wynika, że Ziemia, Księżyc i cały nasz Układ Słoneczny po­ wstał ok. 4,6 bilionów lat temu. W tym czasie zaistniały warunki do powstania magmy wewnątrz Księżyca. Kolejne wypływy lawy miały miejsce w okresie 4,0—3,7 bilionów lat temu. W okresie 4,6—3,9 bilionów lat temu powstały morza w wyniku upadku dużych meteorytów. Większość formacji księżycowych utworzonych zarówno przez upadki me­ teorytów, jak i działalność wulkaniczną, powstała ok. 3 biliony lat temu. Większość krate­ rów jest pochodzenia meteorytowego, ale wiele kraterów średnich i małych może bytf też pochodzenia wulkanicznego. Niewielka działalność wulkaniczna wciąż może mieć miej­ sce na Księżycu. Astronauci zauważyli Sady, które mogą być interpretowane jako ślady niedawnej działalności wulkanicznej. Interpretacja danych nie pozwala na rozstrzygnięcie kwestii, czy Księżyc posiada małe płynne jądro, czy nie.

Pomiary wykonane za pomocą spektrometrów promieni 7 i

X

pozwoliły opracować mapę chemicznego składu ok. 40% powierzchni Księżyca. Spektrometr promieni wyko­ nujący pomiary w zakresie 0,1—10 MeV zbadał rozkład radioaktywnych pierwiastków potasu, uranu, toru, ale także magnezu, aluminium, krzemu, żelaza i tlenu. Dane te wy­ kazały, że średńio promieniowanie

y

jest dwukrotnie silniejsze po widocznej stronie Księżyca niż po stronie niewidocznej. Niezwykle silne obszary promieniowania znajdują się na obszarze Mare Imbrium i Mare Procellarum, a ich źródłem jest uran i tor. Ilość po­ tasu na powierzchni Księżyca jest bardzo mała w stosunku do warunków ziemskich. S to ­ sunek K/U wynosi na Księżycu 2000, a na Ziemi 10 000.

Spektrometr promieni

X

badał występowanie aluminium, krzemu i magnesu na obsza­ rach powierzchni Księżyca oświedonej Słońcem w okresie normalnej aktywności Słońca. Występowanie sodu, potasu, wapnia i żelaza może być także zbadane w okresie wzmożo­ nej aktywności Słońca. Badania te wykazały, że obszary mórz i obszary górzyste Księżyca mają inny skład chemiczny. Obszary górzyste mają znacznie więcej aluminium i znacznie mniej magnezu od obszarów mórz. Wynik ten przeczy hipotezie, która głosiła, że morza są pokryte pyłem pochodzącym z otaczających obszarów górzystych. Dominującym składnikiem mórz są skały bazaltowe. Wzgórza są zbudowane głównie z anortozytowych skał o większym albedo i mniejszej gęstości. Wydaje się, że obszary wzgórz księżycowych są formacją wcześniejszą od mórz i że tworzyły początkowo jednolitą skorupę powierzch- niową^Księżyca.

We wszystkich miejscach badanych przez astronautów kilkumetrowa warstwa po­ wierzchniowa składała się z warstwy ziemi, r e g o 1 i t u specyficznych materiałów i skał różnych wielkości. W miejscach zbadanych sejsmicznie okazało się, że warstwa regolitu spoczywa na warstwie bardziej zwartej. Na przykład w miejscu lądowania Apolla 11 war­ stwa regolitu ma grubość 8,5 m, a szybkość rozchodzenia się fal

P

w tej warstwie wynosi 104 m/sek. Pod nią rozciąga się warstwa o grubości 19—76 m, dla której szybkość roz­ chodzenia się fal wynosi 299 m/sek. Szybkość ta wzrasta do 6 km/sek na głębokości 15—20 km, co jest szybkością niespotykanąw przypadku Ziemi. Wszystkie te informacje, łącznie z możliwością uniesienia wielkich anomalii maskonów, wskazują na istnienie zimnego, cienkiego płaszcza powierzchniowego.

Pomiary spektrometru cząstek

a

mierzącego w zakresie 4,7—9,3 MeV wykazały, że emisja cząstek

a

na powierzchni Księżyca powodowana rozpadem izotopów radonu 226 Rn, 222 Rn, których koncentracja jest funkcją koncentracji toru i uranu, jest bardzo

Przegląd w yn ik ó w eksploracji K siężyca .

69

mała (0,004 zliczenia/cm2) i znacznie mniejsza od przewidywanej na podstawie ziem­ skiego modelu dyfuzji radonu. Na Księżycu zanotow ano istnienie 210Po, który jest po­ chodną 222 Rn. Jego większa koncentracja na obszarze krateru Ciołkowskiego i Mare Crisium wskazuje na istnienie tam aktywnego źródła 222 Rn w ciągu ostatnich lat.

Księżyc sejsmicznie jest znacznie spokojniejszy niż Ziemia. Na Księżycu obserwuje się średnio jedno trzęsienie, o wielkości 1—2 w skali Richtera na 1,3 dnia w stosunku do kilkuset takich trzęsień występujących w ciągu dnia na Ziemi. Trzęsienia te pochodzą bądź z rzeczywistych trzęsień występujących na Księżycu, bądź z upadków meteorytów. Ciekawe trzęsienia występują na Księżycu w obszarze położonym 600 km na południe od stacji Apolla 12 i 800 km w głąb globu. Występowanie ich związane jest z przejściami Księżyca przez perigeum. Głębokość ich występowania jest prawie o 100 km większa od największych głębokości trzęsień ziemskich.

Wyniki pomiarów pola magnetycznego Księżyca wykazały, że pole to jest niezmiernie słabe i mniejsze od 5 y. Silne pole magnetyczne zostało pomierzone przez magnetometry stacji Apolla 12 i 14 (38—103 y). Badane skały księżycowe wskazują jednak na istnienie w przeszłości znacznie silniejszego pola magnetycznego, którego źródłem mogło być bądź nie istniejące obecnie silne wewnętrzne pole magnetyczne Księżyca, lub silniejsze pole magnetyczne Ziemi lub Słońca.

Pole magnetyczne w otoczeniu Księżyca, mierzone przez m agnetom etr umieszczony na subsatelicie, okazało się słabsze i stabilniejsze po widocznej stronie Księżyca. Najbar­ dziej wyróżniające się anomalie tego pola są związane z wielkimi kraterami, takimi jak Van de Graff, Hertzsprung, Korolev, Gagarin, Milne.

Statek Apollo 15 wyposażony był w altim etr laserowy (laser rubinowy o energii impulsu wynoszącej 250 milidżula i czasie trwania impulsu rzędu 10 nanosekund), sprzężony z dwoma kamerami fotograficznymi. Pomiar wysokości statku nad powierzch­ nią Księżyca był wykonywany jednocześnie ze zdjęciem terenu księżycowego znajdują­ cego się pod statkiem i zdjęciem nieba dla celów orientacji przestrzennej całego urządze­ nia. Dokładność pomiarów wynosi 10 m. Pomiary wykonane przez ten zespół instrum en­ talny pozwolą ustalić selenodezyjną sieć punktów kontrolnych na Księżycu i dokładny selenocentryczny układ współrzędnych dla celów kartograficznych. Prowizoryczne rezul­ taty opracowań danych uzyskanych z altim etru laserowego są następujące:

1) Średni promień Księżyca wynosi 1737 km.

2) Centrum masy Księżyca jest przesunięte względem centrum figury Księżyca o 2 km w kierunku Ziemi (3 7 ° na wschód od pierwszego promienia).

3 ) Średnia wysokość wzgórz ponad poziom mórz wynosi 3 km, licząc względem cen­ trum masy Księżyca.

4) Rozległa depresja o głębokości 2 km względem sfery księżycowej o promieniu 1737 km (a 5 km względem otaczających wzgórz), zaobserwowana po raz pierwszy przez Rosjan, rozciąga się na obszarze 1400 kilometrów wokół południka o długości 180°.

5) Morza są niezwykle płaskie. Różnice wysokości sięgają tam tylko ±150 m na obsza­ rach 2 0 0 -6 0 0 km.

6) Obszary wzgórz mają bardzo zróżnicowane wysokości, spotyka się tam różnice 600—1500 m na odcinkach 40 km.

70

B. Kołaczek

pozwoliły na dokładniejsze zbadanie pola grawitacyjnego Księżyca. Rezultaty tych badań wykazały, że na Księżycu nie ma większych anomalii grawitacyjnych poza znanymi już maskonami. Szczegółowo zbadano grawitacyjny profil maskonów Mare Serenitatis, Marę Crisium, Mare Nectaris, który wskazuje na to, że źródłem anomalii grawitacyjnej masko­ nów może być masa w postaci dysku powierzchniowego o średnicy rzędu 200 km i gru­ bości kilku kilometrów, a nie ciało sferyczne położone głęboko pod powierzchnią, jak początkowo przypuszczano. Na podstawie omawianych obserwacji opracowano mapę grawitacyjną obszaru równikowego Księżyca |i^| < 28°, której dokładność jest kilka razy lepsza od dotychczasowej mapy uzyskanej z obserwacji satelitów typu Lunar Orbiter.

Z badail powierzchni Księżyca prowadzonych przez statki Apollo należy wymienić jeszcze obserwacje radarowe powierzchni prowadzone przez bistatyczny radar umie­ szczony na statkach macierzystych Apollo 14, 15, 16. Anteny Stanford University i Goldstone odbierały jednocześnie fale przesłane ze statku wprost na Ziemię oraz po odbiciu od powierzchni Księżyca. Analiza tych danych pozwoliła na zbadanie grubości warstwy regolitu, stałej dielektrycznej materiału pokrywającego powierzchnię Księżyca, zdolności rozpraszania fal radiowych przez powierzchnię Księżyca.

Dokonano również statystycznej oceny pochyłości formacji księżycowych. Pochyłości o długości 20—200 m wahają się w granicach 1—8 ° . Na obszarach mórz jest dwa razy więcej pochyłości o długości 20 m niż pochyłości o długości 200 m. Na obszarach górzy­ stych ilości te są równe. Największą pochyłość —2 6 ° zanotowano w kraterze Lansberga. Olbrzymi materiał zdjęć powierzchni Księżyca wykonanych przy różnych kątach pa­ dania promieni słonecznych stanowiący podstawę do studiów geologicznych, fotograme­ trycznych, fotometrycznych — został zebrany za pomocą kamery panoramicznej o dużej sile rozdzielczej, 1,5—2 m i polu widzenia 11° x 108° oraz kamery fotogrametrycznej sprzężonej z altimetrem laserowym o sile rozdzielczej 20 m i polu widzenia 74° X 74°, pracujących w zespole SIM statków Apollo 15 i 16. Szczegółowe opracowanie tego m a­ teriału potrwa wiele lat. Ich pierwsze opracowanie pozwoliło na wybór miejsca lądowania statku Apollo 17 w obszarze gór Taurus, który pokryty jest najciemniejszym z obserwo­ wanych na Księżycu materiałem, prawdopodobnie pochodzenia wulkanicznego, i to ma­ teriałem najmłodszym na Księżycu. Badanie tego obszaru może wnieść wiele ciekawych informacji do studiów termicznej ewolucji Księżyca. Poza tym wykryto na powierzchni Księżyca żużlowe stożki, jezioro lawy na niewidocznej stronie Księżyca w pobliżu kra­ teru Perelman, liczne strumienie lawy w zachodniej części Mare Im brium , wzniesienie kopulaste o średnicy do 40 km w pobliżu Rima Schredinger I. Niektóre z tych wzniesień są gładkie i mogą być zupełnie młodymi formacjami wulkanicznymi na Księżycu.

Niezależnie od obserwacji fotograficznej powierzchni Księżyca odpowiednio wyszko­ lona załoga statków Apollo prowadziła także wizualne obserwacje pewnych wybranych geologicznych formacji. Trzydziestometrowa siła rozdzielcza oka ludzkiego w połączeniu z jego specyficzną wrażliwością na subtelne różnice w tonacji kolorów i strukturze powie­ rzchni Księżyca stanowiła niezastąpioną możliwość badania Księżyca na tej drodze przez człowieka. Wyjaśniono wiele szczegółów budowy geologicznej Księżyca, a między innymi fakt, że materiał krateru Ciołkowskiego nie jest ciemniejszy od średniego kolorytu mate­ riału mórz, na co wskazywały zdjęcia fotograficzne; zidentyfikowano warstwy w ścianie krateru Picarda o prawdopodobnym pochodzeniu wulkanicznym; zaobserwowano

żużlo-Przegląd w yn ikó w eksploracji K siężyca .

71

wc stożki z ciem nym halo; rozp o zn an o , że liczne strum ienie Oceanu Procellarum są w y­ pełnione m łodszym m ateriałem m órz pokryw ającym starsze pokłady.

Poza badaniem właściwości budow y sam ego globu Księżyca i jego pow ierzchni przed ­ m iotem badania misji Apollo była rów nież atm osfera Księżyca, masa i w ielkość spadają­ cych m e teo ry tó w . O dpow iednie urządzenia d o m ierzenia ciśnienia atm osferycznego były zainstalow ane na stacji A pollo 14 i 15 i na sam ym sta tk u Apollo 15. Ciśnienie księżycow ej atm osfery w ykazyw ało duże zm iany 10"6 —1 0 " 12 to ra (zakres badaw czy in stru m e n tu ) zaraz po założeniu stacji i działalności astro n a u tó w . D olną granicę pom iaru in stru m en tu ciśnienia osiągnęło do p iero p o upływ ie czterech księżycow ych dni od założenia stacji. Z an o to w an o rów nież w ahania ciśnienia pom iędzy księżycow ym dniem 1 0 ' 10 i no cą

1 0 * '2 tora.

Obserwacje ilości i wielkości spadających m eteorytów w ykonane przez statk i A pollo zgadzają się zarów no z k rzy w ą uzyskaną na podstaw ie danych obserw acji ziem skich, jak i danym i uzyskanym i z obserw acji prow adzonych przez S urveyory, satelity księżycow e typu L unar O rbiter oraz analizę księżycow ych skał.

Właściwości w iatru słonecznego były badane za pom ocą:

1 ) d e te k to r a cząstek naładow anych, składającego się z dw óch teleskopów i pięciu p łytkow ych analizatorów w ykryw ających elektrony w zakresie energii 0 ,5 —14 keV , 2 0 —3 0 0 keV i p ro to n y w zakresie 4 0 keV — 2 MeV,

2 ) sp ektrom etrów w iatru słonecznego um ieszczonych na pow ierzchni Księżyca w p o ­ staci alum iniow ej folii o rozm iarach 3 0 X 140 cm, badających skład atom ów gazu w iatru słonecznego, a w szczególności 3He, 4 He, 20Ne, 2 'N e , 22Ne, 36 Ar,

3 ) d e te k to ra jonriw znajdujących się na stacji A polla 12, 14, 15.

Obszar całkow icie osłonięty przed w iatrem słonecznym , tzw . m a r t w y o b s z a r (cavity ) w i a t r u s ł o n e c z n e g o znajduje się za ciem ną (nieośw ietloną) stro n ą Księ­ życa. Z upełny brak elektronów o energii 5 0 0 eV obserw uje się w sektorze o szerokości 2 5 ° po w schodniej stronie nieośw ietlonej półkuli K siężyca. W tym obszarze na w ysokości 120' km intensyw ność elektronów o energii 50 0 eV zm niejsza się 3 0 —100-krotnie wzglę­

W dokumencie Postępy Astronomii nr 1/1973 (Stron 79-91)