Книга Когда у Земли было две Луны. Планеты-каннибалы, ледяные гиганты, грязевые кометы и другие светила ночного неба - Эрик Асфог

Тем не менее в конце концов один олигарх вступает с другим в конфликт – маленькое гравитационное возмущение нарастает, приводя к сближению, затем к столкновению и часто к слиянию. Так начинается поздняя стадия гигантских столкновений, когда планеты разбиваются о планеты. Такие столкновения продолжались сотню миллионов лет, приведя к образованию Венеры и Земли – двух планет, сорвавших крупный куш, – а также побежденных, но выживших игроков (вроде Меркурия) и осколков (вроде Луны). Абстрактно рассуждать о гигантских столкновениях просто, но их энергии были поразительными, а физическую основу этого процесса мы до сих пор не очень хорошо понимаем.

Нам куда лучше знаком процесс ударного образования кратеров – когда планетезимали сталкиваются с планетами, а не планеты с планетами. Отчасти это потому, что мы можем сделать кратер в земле у себя во дворе или в глине – на принадлежащей другу фабрике по производству курительных трубок. Кроме того, благодаря ньютоновской физике и математике мы можем масштабировать образование кратера обычного для полученного в лабораторных условиях размера до куда более крупного события, проводя эксперимент в центрифуге с силой тяжести в сотню g. Маленькие кратеры, сформированные при более высокой гравитации, эквивалентны крупным кратерам с точностью до масштаба. Если вы правильно масштабируете все факторы – линейные размеры, время, центробежную силу, – эти два явления будут одинаковыми с точки зрения математики.

Чтобы понять, как работает масштабирование кратеров[147], представьте съемку сцены борьбы для фильма про Годзиллу. Вы хотите, чтобы актеры реалистично дрались и бросали друг друга на землю. Это означает, что, поскольку они намного больше, падать они должны медленнее и на взмах рукой или ногой им тоже требуется больше времени. Как выясняется, два дерущихся монстра высотой в 16,5 м математически подобны двум дерущимся актерам среднего роста (180 см), если вы равномерно замедлите время в три раза (квадратный корень из 16,5/1,8). Снимите эту сцену со скоростью 60 кадров в секунду, продемонстрируйте ее на скорости в 20 кадров, и все будет хорошо.

Моделирование кратеров происходит подобным же образом, но нужно учитывать куда больше деталей. Предположим, мы хотим понять, как происходит образование крупного ударного кратера на Луне. Мы берем результаты скоростной съемки лабораторных экспериментов при большой центробежной силе и замедляем их в тысячи или миллионы раз. Сделав это – взяв крупный план в пространстве и общий план во времени, – вы можете непосредственно наблюдать образование планетных кратеров.

Еще один подход – использовать гидрокоды, семейство компьютерных программ видеомоделирования, которые стали важнейшим инструментом изучения столкновений планетарных масштабов. Эти программы создаются на основе данных лабораторных экспериментов и позже проверяются в других таких же экспериментах. С гидрокодом моделирование – это просто вопрос замены единиц времени с микросекунд на минуты, а единиц расстояния с миллиметров на километры. Дальше физика сделает все сама, если только мы задействовали правильную физику. Некоторые физические характеристики масштабировать легко – например, силу тяжести, – тогда как с другими, особенно когда дело касается фрагментации, плавления и текучести горных пород, работать сложнее. Скажем, огромный каменный массив обычно непрочен, поскольку в нем имеется множество дефектов, тогда как маленький камешек разломать трудно. В итоге гидрокоды могут быть довольно сложными: иногда они содержат миллионы строк и все равно не могут охватить все физические процессы.

Аналогия с Годзиллой учит нас, что более крупные кратеры формируются медленнее, чем мелкие, и это логично. Масштабируя по времени, мы видим, что крупному астероиду, движущемуся с обычной для Солнечной системы скоростью около 10 км/с, потребуется несколько секунд, чтобы пронзить лунную кору. По эмпирическому правилу он проникает на глубину, вдвое превышающую его диаметр, а потом останавливается. Энергия летящего с большой скоростью тела переходит в ударные волны, вызывающие взрыв, от которого остается воронка; на самом деле удар астероида почти неотличим от взрыва подземного заряда той же мощности на той же глубине. Интенсивный процесс порожденного соударением взрыва масштабируется иначе, чем физические процессы, определяющие окончательный размер кратера, что приводит к любопытному результату: чем больше кратер, тем больше доля ударного (импактного) расплава в окончательной впадине. Вдобавок самые крупные кратеры пробивают кору до мантии, которая заполняет их пробкой из горячего вещества – этот процесс считается движущей силой гидротермальной активности, первоначально имевшей место на Марсе.

В случае с гигантскими структурами вроде Моря Дождей, целые горные цепи могли опрокинуться вверх дном и оказаться похороненными под массами нижней коры и верхнего слоя мантии. Все, что находилось около поверхности и близко к месту удара, улетает в космос, превращенное в порошок, пар или расплав. Первоначальная воронка, образованная расширяющейся ударной волной, недолговечна, так как прочность коры для этого не достаточна. Она проваливается, и внутрь прорывается мантия. Десятки часов вся Луна сотрясается с огромной силой. Обрушение в середине кратера начинается уже тогда, когда его внешняя часть еще продолжает разрастаться, так что он напоминает скорее волну, а не кратер, колеблясь, как круги на воде вокруг брошенного в пруд камня.

В случае кратеров с диаметром свыше нескольких сотен километров уже никак нельзя приближенно считать, что Луна плоская. Бассейн Южный полюс – Эйткен и Океан Бурь – гигантские структуры, каждая из которых покрывает четверть площади Луны. Кривизна лунной поверхности имеет тут значение, как и граница между корой и мантией, и тот факт, что направление «вниз» будет очень разным на разных сторонах кратера. Для таких крупных событий масштабирование кратеров становится весьма затруднительным, поэтому нам остается лишь полагаться на моделирование с помощью гидрокода, который учитывает геометрию шарообразной планеты посреди космоса.