книги / Основы прикладной геомеханики в строительстве

Химический состав реголита

пределах. Самый верхний слой (толщиной в несколько миллимет­ ров) находится в очень рыхлом состоянии, глубже реголит стано­ вится плотнее. Плотность, реголита, определенную радиационным плотномером «Луны-13», получили равной 0,8 г/см3; это значение следует считать близким к минимальной плотности поверхностного слоя. При последующих определениях на Луне, сделанных различ­ ными способами, получили плотности от 1,1—1,5 г/см3 на поверх­ ности и до 1,75—1,85 г/см3 на глубине нескольких десятков санти­ метров. В нижней части грунтоноса экспедиции «Аполлон-15» плот­ ность реголита оказалась равной 2,15 г/см3.

Оценка механических свойств реголита базировалась на резуль­ татах наблюдений космонатов при движении по поверхности Лу­ ны, причем учитывались глубина отпечатка ботинка, глубина вдав­ ливания опоры корабля «Аполлон», глубина колей от ручной те­ лежки для перевозки научных приборов, показания ручного пене­ трометра, результаты отбора проб трубчатыми грунтоносами и ре­ зультаты тарировочных экспериментов на земных аналогах грунтов Луны (табл. 6.3).

При оценке данных этой таблицы следует иметь в виду, что наблюдения были визуальными; видимо, значения углов внутрен­ него трения завышены.

Советские самоходные автоматические лаборатории «Луноход-1 и 2» при движении по поверхности Луны определяли несущую спо­ собность и сопротивление вращательному сдвигу через каждые 15— 30 м пути. Выяснилось, что наибольшее сопротивление оказывал грунт на участках, усеянных камнями, а наименьшее — на кольце­ вых валах кратеров. При повторном вдавливании конического индентора в одном-и том же месте была обнаружена способность ре­ голита к значительному уплотнению и упрочнению. Многократное определение одних и тех же свойств в разных местах дало возмож­ ность с большой надежностью установить их средние значения и пределы отклонений.

На трассе «Лунохода-1» наиболее часто встречающееся значе­ ние несущей способности равно 0,34 кгс/см2 при колебаниях от 0,2 до 1,0 кгс/см2, а сопротивление вращательному срезу — в среднем 0,048 кгс/см2 при колебаниях от 0,02 до 0,09 кгс/см2.

Исследования «Лунохода-2» показали, что несущая способность грунтов составляет в среднем 0,5 кгс/см2 и колеблется в пределах от 0,1 до 1,5 кгс/см2, а у самого верхнего пылевого слоя равна 0,02—0,04 кгс/см2, До глубины ~ 1 0 см грунт достаточно одноро­ ден; в среднем он имеет коэффициент пористости е= 0,8, угол внут­ реннего трения ф=22,5° и сцепление с=0,05 кгс/см2.

Причина рыхлого сложения грунта в кольцевых валах лунных кратеров, по А. К. Леоновичу и В. В. Громову, состоит в том, что вал образуется при ударно-взрывном возникновении кратера из частиц грунта, перенесенных по баллистическим траекториям. Ско­ рость падения частиц тем больше, чем больше дальность их выбро­ са. По мере удаления от кратера плотность отложений возрастает. Подобным же образом объясняется и особо рыхлая структура са­ мого верхнего слоя толщиной 1—2 см. В нем, по-видимому, образу­ ется масса мельчайших кратеров в результате ударов микрометео­ ритов и скорости падения выброшенных частиц.

В СССР лабораторные опыты по определению механических свойств реголита проводились на миниатюрных образцах в установ­ ке «ТОР-1» и на образцах большого объема в особом герметичном боксе с атмосферой азота. В. В. Громов, руководивший опытами в герметичном боксе, исследовал пробы реголита «Луны-16 и 20» массой по 20 г. Было установлено, что угол внутреннего трения, модуль общей деформации и сопротивление вдавливанию конуса тесно связаны с плотностью реголита (табл. 6.4).

В рыхлом насыпном состоянии плотность реголита «Луны-16» равна 1,115 г/см3, а после уплотнения вибрацией, ударами и трам­ бованием— 1,793 г/см3. Реголит «Луиы-20» имел предельные плот­ ности соответственно 1,04 и 1,798 г/см3. Сжимаемость обоих грун­ тов при одинаковых плотностях оказалась одинаковой.

Анализ результатов компрессионных испытаний реголита «Лу­ ны-20» показал, что компрессионная кривая описывается двучлен-

Механические свойства реголита

ным уравнением

= 0,98 е -о ^ + О .Э е -0.^,

где вг — коэффициент пористости; р — уплотняющее давление. Сцепление у реголита «Луны-20» в рыхлом состоянии практи­

чески отсутствует, а после уплотнения давлением более 0,4 кгс/см2

Л. Джаффе также проводились на малой пробе массой 1,3 г, доставленной с Луны экспедицией

«Аполлон-12» в негерметичном контейнере и поэтому подвергав­ шейся воздействию земной атмосферы.

Опыты Л. Джаффе показали, что параметры сопротивления од­ ноплоскостному сдвигу следующим образом зависят от плотности реголита (табл. 6.5).

В опытах Р. Скотта при плотности 1,8 г/см3 сцепление достигло 0,059 кгс/см2 и угол внутреннего трения 45°.

Параметры сопротивления одноплоскостному сдвигу

Наконец, следует упомянуть о результатах испытаний больших образцов реголита массой 200 г из проб, доставленных экспеди­ цией «Аполлон-12». Опыты проводились так, что однозначно опре­ делить значения сцепления и трения было нельзя. Однако косвен­

тать наиболее достоверным.

Давая самую общую характеристику лунному реголиту, можно констатировать, что он представляет собой совершенно сухой пы­ леватый песок с примесью более крупных частиц в виде брекчий и спеков, механические свойства которого определяются в основном плотностью. Сцепление между зернами в плотном состоянии созда­ ется силами Ван-дер-Ваальса., По абсолютной величине оно неве­ лико и значительно уступает капиллярной связности пылеватого песка при частичном увлажнении водой в земных условиях.

Тем не менее в условиях низкой гравитации на Луне это не­ большое сцепление обеспечивает образование комков из первичных частиц и позволяет реголиту держать вертикальные откосы высотой 18 см и более.

О грунтах планеты Марс*. Планета Марс улиц, интересую­ щихся космическими телами и космомеханикой горных пород, в первую очередь у инженеров и биологов, вызывает повышенный ин­ терес, особенно после опубликования (примерно около 100 лет то­ му назад) астрономических наблюдений Дж. Скиапарелли об об­ наружении на Марсе правильной сети каналов, сезонно изменяю­ щих свой цвет (по предположению, сооруженных некими разумны­ ми существами), и знакомства с .интереснейшей научно-фантасти­ ческой книгой известного писателя Г. Уэллса «Борьба миров» (впервые изданной в 1898 г.).

Однако, как показали последующие, особенно современные (1971—1977) наблюдения, выполненные непосредственно автомати­ ческими космическими аппаратами, наличие «каналов Скиапарел­ ли» на Марсе оказалось «оптическим обманом»; наблюдаемые же

* При изложении материалов этого раздела использованы данные, опубли­ кованные в журналах: Земля и Вселенная, 1969, № 1; 1973, № 5; Вокруг света,

и 27 сент. и некоторые статьи о результатах исследований планеты Марс в США космическими аппаратами «Марикер-9», «Викинг-1 и 2», и другие публикации.

близительно вдвое меньше земного, а сезоны года на Марсе вдвое длиннее земных, так как марсианский год в 1,881 раза длиннее зем­ ного и равен 687 сут; плотность вещества Марса равна в среднем 3,9 кгс/см3, т. е. значительно меньше средней плотности Земли, рав­ ной 5,52 кгс/см3, а масса планеты составляет лишь 0,107 ог земной массы, так что, например, человек весом 70 кг на Земле станет легче на Марсе на 43 кг с учетом ускорения силы тяжести, которое на поверхности Марса равно a = g j2,5; обращение Марса вокруг своей оси равно 24 ч 37 мин 23 с, т. е. близко к земному; у Марса есть два небольших спутника — Фобос и Деймос, которые пред­ ставляют собой глыбы массивно-кристаллической породы размером в несколько десятков километров, испещренные вулканическими во­ ронками и выбоинами от метеоритов; орбита этих спутников с те­ чением времени уменьшается, и они постепенно приближаются к планете Марс; климат на Марсе более суровый, чем земной (вдвое холоднее земного), с большими колебаниями температуры в тече­ ние суток; так, замеры с помощью автоматических космических станций показали, что днем на экваторе Марса температура подни­ мается до +30° С, а ночью опускается до —70 и даже до —90° С; средняя температура поверхности Марса равна —57° С; как пока­

зали исследования, в настоящее время вода на Марсе может нахо­ диться только в форме льда (на полярных шапках Марса, особен­ но на северной и под нетеплопроводным покровом минеральной тонкой пыли) или в форме пара, выделение которого из некоторых тектонических трещин наблюдалось при восходе Солнца.

До сего времени методы исследования Марса применялись глав­ ным образом астрофизические как с помощью орбитальных авто­ матических станций, (за 14 лет было 'запущено с Земли 15 автома­ тических станций и аппаратов), так и со спускаемых межпланет­ ными станциями на поверхность Марса специальных приборов, (ав­ томатических «капсул») — «Марс-3 и 6» (СССР) и «Викинг-1 и 2» (США), которые имели различные радиометры: инфракрасный — для измерения температуры и определения количества осажденной из атмосферы воды; углекислотный — для оценки рельефа местно­ сти; радиометр в диапазоне видимых лучей — для изучения атмо­ сферы и поверхности планеты и другие приборы, а на космических аппаратах «Викинг-1 и 2» были, кроме того, применены специально сконструированные спускаемые на поверхность автоматические при­ боры для обнаружения органической, хотя бы бактериальной, жиз­ ни (остатков органических веществ) на Марсе и химического со­ става поверхностных грунтов.

Полученные непосредственно на поверхности Марса измерения передавались (сигналами) на орбитальные станции, где фиксиро­ вались запоминающим устройством, а уж от них сведения посту­ пали на Землю, что обеспечивало высокое качество телепередач. Межпланетные станции «Викинг-1 и 2» исследовали также атмо­ сферу Марса (в частности, «Викинг-1» обнаружил облака тумана и произвел химический анализ марсианского грунта).

Отметим, что вопрос о бактериальной жизни на Марсе после

нескольких почти 20-дневных химико-биологических исследований остается открытым, так как убедительных показателей получено не было.

Атмосфера Марса почти на 95% состоит из углекислого газа, азота в ней 2—3%, аргона 1—2%, кислорода всего 0,3%. Все газы атмосферы Марса составляют менее 1% земных. Озон в атмосфере Марса не образуется, и Марс не защищен от губительных ультра­ фиолетовых излучений Солнца.

Атмосферное давление в южном полушарии Марса 3—4 мбар; на 65° широты — до 8 мбар и на северном полюсе — около 6 мбар;

всреднем оно составляет около 6% земного.

Ватмосфере Марса обнаружено очень мало осажденной воды. Но автоматическая станция «Марс-5» в некоторых районах (по-ви­ димому, имеющих большое число тектонических трещин) обнару­ жила до 60 мкм осажденной воды. Полярные ледяные шапки Мар­ са, как показали измерения «Викинг-1 и 2», имеют температуру в

«Марс-2 и 3» на орбиту Maj>ca длительное время наблюдалась сильнейшая, закрывшая всю планету, пылевая буря, которая под­ няла (по подсчетам) вверх до 10—14 км более 1 млрд, т пыли, при этом скорость ветра была около 30—50 м/с. Пылевые бури вызы­ вают антипарпиковый эффект— быстрое понижение температуры

до изотермической.

По некоторым данным, климат Марса претерпевает каждые 25 000 лет резкие изменения; при этом происходит интенсивное тая­ ние приполярных и других льдов и выход из недр Марса паров во­ ды и газа. Есть предположение, что около 20 000 лет тому назад на Марсе существовал флювиальный (водный, по П. Н. Кропотки­ ну) период с обильными водными потоками, оставивший после себя значительное число высохших русел и других водотоков; тогда кли­ мат Марса был значительно теплее, влажнее, а атмосфера содер­ жала больше кислорода.

Грунты Марса и подстилающие их коренные породы почти не исследовались; можно лишь отметить некоторые, в большинстве случаев косвенные, показатели их свойств.

Согласно изложенному ранее, условия формирования грунтов

(рыхлых горных пород) на Марсе весьма сложны, особенно учи­ тывая суточные колебания температур поверхности от положи­ тельных к отрицательным и сложность рельефа Марса, характери­ зуемого наличием больших плоских долин, иногда прорезаемых очень глубокими ущельями, тектоническими рвами и пр. Так, на­ блюдениями установлена рифтовая долина глубиной до 3 км, ши­ риной до 100 км. Вершины горных цепей превышают среднюю по­ верхность планеты на 10 км, а отдельные пики гор по сравнению с дном рифтовых долин — до 15 км. Конусы древних вулканов, воз­ никших десятки миллионов лет тому назад, имеются в изобилии.

Из них сфотографирован огромный конус потухшего вулкана «Снег Олимпа», возвышающийся Над местностью более чем на 10 км и имеющий диаметр кратера 500 км, а общую высоту до 16 км. Это самый большой вулкан на планетах Солнечной системы.

Химический анализ пробы грунта (покровных отложений), взя­ той аппаратом «Викинг-1», показал следующий его состав: содер­ жание кремния— 15—30%, железа— 12—16%, кальция — 3—8%, алюминия — 2—7%, фосфора — менее 10%, марганца и кобальта — менее 7%, хрома и никеля — менее 5%, ванадия и титана — менее

Современные представлёния о грунтах Меркурия, Венеры и Марса. — Основания, фундаменты и механика грунтов, 1978, № 3.

озной пылевой бури 1971—1972 гг., равен 2 мкм; по составу это силикатные частицы, покрытые гидратом окиса железа (аммонит), цвета ржавчины, причем в атмосфере пыли содержится до 30— 60% кремния (ЭЮг). Слои пыли (по измерениям астрофизически­ ми методами) имеют весьма малую теплопроводность, которая поч­ ти не меняется до глубины 50 см, что указывает на возможную