2.3. Фундаментальные и прикладные научные исследования планет и малых тел Солнечной системы

Тема ПЛАНЕТА. Исследование атмосфер и поверхностей планет. Научный руководитель д.ф.-м.н. О.И. Кораблев.

1.1 МАРС.

1.1.1 Результаты исследований Марса с орбитального космического аппарата «Марс-Экспресс» приборами с российским участием

Определение состава льда остаточной Южной полярной шапке Марса

Впервые напрямую обнаружен водяной лед в постоянной южной полярной шапке Марса в конце марсианского лета. Исходя из низкой температуры поверхности считалось, что остаточная южная полярная шапка состоит исключительно из углекислотного льда. Впервые в спектрах всех трех экспериментов были отождествлены полосы поглощения льда СО₂. Кроме того, показано, что лед СО₂ включает примеси льда Н₂О и пыли, относительный вклад которых является пространственно зависимым. Лед СО₂ не покрывает поверхность полностью и в поле зрения попадают участки свободного грунта. Распределение водяного льда и пыли также пространственно неоднородно. Карты, построенные по данным ОМЕГА свидетельствуют о том, что участки водяного льда находятся по краям крупных областей СО₂-льда.

Трехмерное изображение Южной полярной шапки Марса по данным спектрометра ОМЕГА, сканер которого изготовлен в России. Условные цвета: пыль красная, углекислотный лед белый, водяной лед синий. (Bibring et al., Nature 428, 627-630, 2004).

Спектры остаточной Южной полярной шапки полученные приборами ПФС (российские детекторы) и ИК спектрометром СПИКАМ (изготовлен в ИКИ), позволяющие отождествить лед СО₂ с примесью пыли и льда Н₂О (Formisano et al 2004b, Bertaux et al, 2004b). Три спектра ПФС соответствуют трем разным орбитам. Доля поверхности не покрытой льдом изменяется от 0.14 до 0. Содержание пыли составляет 0.005 -0.05 % , льда Н₂О 0.0009 – 0.0025%.

Руководитель: д ф.-м. н. Кораблев О.И., 3335434, oleg.korablev@irn.iki.rssi.ru (отд 53)

G.Hansen, M.Giuranna, V. Formisano, S. Fonti, D. Grassi, H. Hirsh, N. Ignatiev,A. Maturilli, V.Moroz, P. Orleanski, G. Piccioni, M. Rataj, B.Saggin, L. Zasova PFS – MEX OBSERVATION OF ICES IN THE RESIDUAL SOUTH POLAR CAP OF MARS, Submitted, Planetary and Space Science, 2005

Исследование некоторых малых газовых составляющих в атмосфере Марса по данным эксперимента ПФС (Планетный фурье-спектрометр) на КА “Марс-Экспресс”. Измерение содержания водяного пара и угарного газа. Возможное обнаружение метана.

С помощью прибора ПФС (Планетный фурье-спектрометр), установленного на орбитальном аппарате “Марс-Экспресс”, проводится мониторинг содержания водяного пара и угарного газа в атмосфере Марса. Измерения в целом подтверждают и уточняют существующие данные о содержании и распределении малых газовых компонент. Подтверждено наличие областей с повышенной влажностью атмосферы и поверхности, обнаруженное ранее американскими космическими аппаратами Mars Global Surveyor и Mars Odyssey. По предварительным оценкам, требующим дальнейшего уточнения, в атмосфере Марса обнаружен метан с относительной концентрацией 10^-8. Результаты имеют важное значение для понимания физико-химических процессов в атмосфере, цикла воды, а также поисков жизни на планете Марс.

Планетный фурье-спектрометр установленный на орбитальном КА “Марс-Экспресс” — двухканальный спектрометр инфракрасного диапазона (1,2 – 40 мкм) с высоким спектральным разрешением (1,3 – 2 см^-1). Эти характеристики прибора позволяют по измеренным спектрам атмосферы исследовать распределение некоторых малых газовых составляющих атмосферы. При этом, что особенно важно, такие необходимые параметры атмосферы, как температура, давление, содержание аэрозолей, могут быть получены из тех же самых спектров. Достаточно сильными полосами в спектральном диапазоне прибора обладают водяной пар и угарный газ (H₂O: 30–50; 6,3; 2.56; 1,87 и 1.38 мкм; СО: 4,7 и 2,35 мкм). Мониторинг содержания этих газов проводится по наиболее подходящим, с точки зрения отношения сигнал/шум, полосам. Для H₂O это полоса 30–50 мкм в длинноволновом канале прибора и 2,56 мкм в коротковолновом. Для СО — полоса 4,7 мкм.

Водяной пар

Измеренные содержания водяного пара согласуются с существующей картиной цикла водяного пара на Марсе. Период весеннего равноденствия, приходящийся на первые месяцы работы КА на орбите, характеризуется асимметричным распределением водяного пара: максимум в северном полушарии 10–30° с.ш., минимум в южном 40–20° ю.ш., в период до весеннего равноденствия наблюдался так же максимум содержания над Южным полюсом. Наибольшая влажность (до 30 мкм осажденной воды) в этот сезон наблюдается в областях Arabia Terra и, несколько менее, в Tharsis. Это совпадает с влажными областями, обнаруженными как по измерениям атмосферного водяного пара ИК спектрометром TES на КА Mars Global Surveyor, так и по измерениям водяного льда (или воды, связанной в минералах) под поверхностью планеты прибором HEND на КА Mars Odyssey. Сравнение спектров из разных спектральных диапазонов указывает на то, что по крайней мере во влажных областях вертикальное распределение водяного пара неоднородно по высоте и имеет максимум у поверхности.

Содержание водяного пара по данным короковолнового канала ПФС для сезона L_s=330–30°. Выделяются области с повышенной влажностью.

Окись углерода

Характеристики прибора в области основной полосы СО 4,7 мкм позволяют измерять содержания этого газа с высокой точностью. Измерения выполненные за первые полгода показывают однородность распределения СО в атмосфере с концентрацией 0.1%. Обработка всего массива данных позволит исследовать возможную изменчивость содержания и подтвердить или опровергнуть неоднородности, обнаруженные ранее в некоторых других экспериментах.

Метан

Определено среднее содержание метана, равное 10 ± 5 ppb. Оно изменяется в пространстве от 0 до 30 ppb. Источником метана могут служить как биогенные, так и не биогенные процессы, включая подповерхностные микроорганизмы, которые существовали в прошлом или существуют сейчас, геотермальную активность, столкновения с кометами.

Распределение метана вдоль орбит ПФС. Красным показано содержание метана от 20 до 30 ppb, желтым 10-20 ppb и синим минимальные значения <10 ppb. Минимальные значения наблюдались в области Tharsis (в диапазоне долгот 150-290°Е), а максимальные от 0 до 150°Е, включая равнины Hellas и Isidis.

к.ф.-м.н. Игнатьев Н. И., (+7095)3333466, Nikolay.Ignatiev@irn.iki.rssi.ru (лаб. 531)

Ignatiev, N. I.; Titov, D. V.; Formisano, V.; Moroz, V. I.; Lellouch, E.; Encrenaz, Th.; Fouchet, T.; Grassi, D.; Giuranna, M.; Atreya, S.; The PFS TEAM PFS/Mars Express first results: Water vapor and carbon monoxide global distribution. 35th COSPAR Scientific Assembly, Paris, France, 18 - 25 July 2004. COSPAR04-A-02938; C3.2/B0.8-0063-04.

Lellouch, E.; Encrenaz, T.; Fouchet, T.; Billebaud, F.; Formisano, V.; Atreya, S.; Ignatiev, N.; Moroz, V.; Maturilli, A.; Grassi, D.; the PFS Team. Search for Local Variations of Atmospheric H2O and CO on Mars with PFS/Mars Express. 35th COSPAR Scientific Assembly, Paris, France, 18 - 25 July 2004. COSPAR04-A-01800; B0.4/C3.3-0028-04.

Formisano, V., Atreya, S., Encrenaz, Th., Ignatiev, N., Giuranna M.,

Detection of Methane in the Atmosphere of Mars. Published online 28 October 2004 [DOI: 10.1126/science.1101732] (in Science Express Reports).

Северная полярная область Марса в конце полярной зимы

Длинноволновый канал ПФС позволяет зондировать атмосферу Марса от поверхности до 55 км, получать температурные профили в атмосфере, распределение аэрозоля ( пыли и облаков) и малых составляющих из каждого индивидуального спектра. Распределение водяных облаков, в частности, может быть сопоставлено с визуальными изображениями ОМЕГА

Впервые экспериментально получено детальное строение атмосферы в области нисходящей ветви ячейки Хедли. Температурная инверсия в области высот 10 -20 км не была ранее предсказана теоретическим моделированием. Для сезона орбиты 262 характер циркуляции изменяется и строение атмосферы также изменяется, хотя полярная шапка отступает всего на 3 градуса и температуры поверхности близки. Температурная инверсия в области полярного воротника больше не наблюдается. В том и другом случае полярный воротник покрыт облачным слоем со средним размером частиц около 4 мкм.

Очевидно, температурная инверсия на высоте около 20 км, связана с нисходящей ветвью ячейки Хедли.

Верхний рисунок – температурное поле (изолинии) в зависимости от высоты и широты для орбиты 68 через Ascraeus Mons (10° N ) и край Alba Patera (40° N). Полярный воротник имеет плотные ледяные облака и инверсию в температурном профиле около 20км. Он наблюдается при φ> 48 N, а край поляной шапки, состоящей из льда СО2, наблюдается φ>62 N

Нижний левый рисунок – температура поверхности в зависимости от широты для двух орбит (красная линия – орбита 68, черная линия – орбита 262.

Нижний правый рисунок – температурное поле для орбиты 262.

к.ф.-м.н. Засова Л. В., 333-34-66, zasova@irn.iki.rssi.ru (лаб. 531)

Zasova L., Formisano V., V. Moroz , et al. Northern polar region of Mars during late Northern winter: PFS on Mars Express data. Comparison with OMEGA. 35th COSPAR Scientific Assembly, Paris, France, 18 - 25 July 2004

Модуляция свечения О2 1.27 мкм гравитационными волнами.

Эмиссия кислорода 1.27 мкм, наблюдалась в спектрах всех трех экспериментов: с высоким спектральным разрешением экспериментами СПИКАМ и ПФС и высоким пространственным разрешением – ОМЕГА. Наибольшей интенсивности эмиссии достигают в северной полярной области в конце полярной зимы. Изображения ОМЕГА на орбите 68 в полосе излучения 1.27 мкм имеют волновую структуру, подобные же волны наблюдаются и в изображениях облаков из водяного льда и СО2. Это могут быть гравитационные волны, которые наблюдаются в атмосфере Марса в северной полярной области в эмиссии О2 впервые. Сильная температурная инверсия на высоте 10-20 км, которая наблюдалась на орбите 68 прибором ПФС, ниже которой может происходить конденсация СО2, создает благоприятные условия для генерации гравитационных волн. Хотя эмиссии О2 наблюдаются во многих спектрах, но волновые структуры наблюдались только в двух сеансах вблизи северного полюса (68 и 588).

к.ф.-м.н. Засова Л.В., 333-34-66, zasova@irn.iki.rssi.ru (лаб. 531)

Zasova L., Formisano V., V. Moroz , et al. Northern polar region of Mars during late Northern winter: PFS on Mars Express data. Comparison with OMEGA. 35th COSPAR Scientific Assembly, Paris, France, 18 - 25 July 2004

Аэрозоль в атмосфере Марса ( водяные облака и пыль в конце южного лета)

По измерениям ПФС получено распределение ледяных облаков и пыли на орбитах проходящих через Tharsis и Hellas облаков. Получено достаточно высокое содержание однородно перемешанной пыли на широтах < 70° на орбите через Hellas и присутствие облаков практически вдоль всей орбиты через Tharsis , за исключением южных широт > 30° . Ледяные облака наблюдались над Olympus, Ascraeus Mons, Alba Patera , в северной полярной области. Наличие облаков подтверждено изображениями ОМЕГАю

Наблюдения облаков из водяного льда и пыли относятся к основным научным задачам эксперимента Планетный Фурье Спектрометр (PFS) на борту европейского КА Марса - Экспресс. Работа посвящена измерениям в начале миссии во время позднего южного лета, полученным на трех орбитах : 37, 41, 68. Температурные профили, оптическая толща облаков, состоящих из водяного льда, и пыли восстановлены из теплового ИК (LW канал PFS) самосогласованным образом с использованием одного и того же спектра. Орографические облака из водяного льда идентифицированы над Olympus (орбита 37) и Ascraeus Mons (орбита 68). Оба вулкана наблюдались около полудня в сезон Ls = 337 ° и 342 ° соответственно. Эффективный радиус частиц предварительно оценен, равным 1 - 3 мкм: он изменяется вдоль склона. Соответствующая визуальная оптическая толща равна 0.2 - 0.4 над Olympus и 0.1 - 0.6 над Ascraeus Mons. В случае Ascraeus Mons облака из водяного льда наблюдались на южном склоне с максимальной оптической толщиной над вершиной вулкана с южной стороны. В случае Olympus облака были найдены по обе стороны вершины. Изображение Ascraeus Mons, полученное видимым каналом OMEGA одновременно с PFS, подтверждает присутствие облаков из водяного льда выше кальдеры. Другой тип ледяных облаков наблюдался на широте φ ≥ 50°N (орбита 68) в области полярного воротника: эффективный радиус частиц оценен как 4 мкм. Облака из водяного льда на этих широтах также видны на видимых изображениях OMEGA. Ниже уровня 1 мб обнаружена инверсия в температурных профилях с температурным максимумом в районе уровня 0.6 мб. На орбите 68 эта инверсия проявляется над Alba Patera, затем увеличивается к северу и уменьшается над полярной шапкой из CO2. Начиная с широты 20°S над Tharsis (орбита 68), облака из водяного льда и пыль дают сопоставимый вклад в форму спектра. И далее, облака из водяного льда найдены всюду вдоль орбиты 68 вплоть до Северной полярной шапки, кроме областей между северным склоном Ascraeus Mons (ниже 10 км) и краем Alba Patera . Орбита 41 сдвинута от орбиты 68 практически на 180 ° по долготе и проходит через Hellas. Ледяные облака не видны этой орбите на φ ≤ 80°S. Оптическая толща пыли антикоррелирует с высотой поверхности. От 70°S до 25°N по широте вертикальное распределение пыли следует экспоненциальному закону со шкалой высот 11.5±0.5 км, который соответствует шкале высот для газа около полудня и указывает на хорошее перемешивание .Оптическая толща пыли отнесенная к нулевой высоте поверхности определена как 0.25±0.05, что соответствует 0.5-0.7 для визуальной оптической толщи (в зависимости от размера частиц).

к.ф.-м.н. Засова Л.В., 333-34-66, zasova@irn.iki.rssi.ru (лаб. 531)

Л.В. Засова , В. Формизано , В. И. Мороз , Ж.-П. Бибринг, Д. Грасси, Н.И. Игнатьев, М. Джюрана, Ж.. Беллучи, Ф. Альтери , М. Блека, В.Н. Гнедых, A. В. Григорьев, Э. Лелюш,. А. Матана, A. Матурилли, Б.Е. Мошкин, Д.В. Пацаев, Ж. Пичиони, М. Ратай, Б. Сагин, С. Фонти⁸, Х. Хирш, И. И. Хатунцев, A. П. Экономов « Результаты измерений ПФС в конце южного лета. Сравнение с изображениями эксперимента Омега». Принято к печати в журнале «Космические исследования». 2004.

L. Zasova , V. Formisano V. Moroz , D. Grassi , N. Ignatiev, M. Giuranna, G. Hansen, M. Blecka, A. Ekonomov, E. Lellouch, S. Fonti, A. Grigoriev, H. Hirsch , I. Khatuntsev, A. Mattana, A. Maturilli, B.Moshkin, D. Patsaev, G. Piccioni, M.Rataj, and B.Saggin, et al. Water clouds and dust aerosols observations with PFS MEX at Mars. Planet. Space Sience, 2004 in press

Анализ данных экспериментов ПФС и ОМЕГА на КА “Марс-Экспресс”.

Космический аппарат Марс Экспресс начал наблюдения на орбите Марса в начале 2004 года. В состав полезной нагрузки входят приборы Планетный Фурье Спектрометр (ПФС) и ОМЕГА, которые предназначены для исследования атмосферы и поверхности планеты. Анализ данных этих экспериментов был направлен на изучение малых газовых составляющих атмосферы. Предварительные результаты этой работы выглядят следующим образом.

Водяной пар. Спектральные детали атмосферного водяного пара отчетливо наблюдаются в спектрах ПФС ( 1.38, 2.56 и 50 микрон), а также ОМЕГИ (1.84 и 2.56 микрон). На рисунке 1 показан спектр ПФС и соответствующий модельный спектр. Рисунок 2 показывает предварительные результаты восстановления содержания атмосферной воды на Марсе по данным ПФС. Наряду с ожидаемой широтной зависимостью содержания Н₂О имеются существенные пространственные вариации. Интересным результатом является тот, что одна из влажных областей (Arabia Terra), наблюдаемых ПФС, коррелирует с областью повышенного содержания протонов под поверхностью, обнаруженной экпериментом HEND на борту Марс Одиссей. Предварительный анализ данных эксперимента ОМЕГА, проведенный для нескольких орбит, в основном подтверждает результаты ПФС, хотя работа с данными осложнена тем, что при низком спектральном разрешении ОМЕГИ становится существенным влияние вариации спектральных свойств поверхности.

Другие малые составляющие. По данным ПФС была проведена оценка содержания других малых составляющих атмосферы:

· СО – содержание 1000-1500 частей на миллион;

· Отношение D/H в 5-10 раз превышает земное;

· Верхний предел содержания метана СН₄ около 30 частей на миллиард;

Результаты этой работы докладывались на сессиях Европейского Геофизического Общества и КОСПАР.

к.ф.-м.н. Титов Д.В., 333-34-66, titov@irn.iki.rssi.ru

1.1.2 Исследования состава грунта на поверхности Марса при помощи Мессбауэровского спектрометра во время миссии Mars Exploration Rover

Разработанный по инициативе специалистов ИКИ РАН в 1990г для космической миссии Марс-96 Мэссбауэровский спектрометр был установлен на марсоходах Spirit и Opportunity американской миссии Mars Exploration Rover. Эксперимент был успешно осуществлен с участием специалистов института в 2003 – 2004гг. Впервые в космических исследованиях получены мессбауэровские спектры состава грунта одной из планет Солнечной системы. По этим спектрам определен состав соединений железа на поверхности Марса. Эти результаты указывают на возможность существования воды на поверхности планеты в прошлом.

На графике первый спектр Мессбауэровского спектрометра на Mars Exploration Rover Spirit в кратере Гусева, демонстрирует наличие трех различных железосодержащих пород. Один из них, оливин – ярко-зеленый минерал часто встречающийся в лавах на Земле. Сохранность этого минерала говорит о том, что он не подвергался эрозии и химическому воздействию воды. Справа: мессбауэровский спектр позволил отождествить в камне «Эль Капитан» на равнине Меридиани минерал яросит, содержащий связанную воду (гидроксил). (Morris et al., Science, 305, 6 August, 2004; Klingelhofer et al., Science, in press)

Руководитель: к ф.м.-н Евланов Е.Н., 333 11 67, evlanov@iki.rssi.ru ( лаб. 537)

Работа выполнена ИКИ РАН совместно со специалистами Дармштадского Технического Университета, Университета им. И.Гуттенберга в Майнце /Германия/ и Калифорнийским Институтом Технологии в Пасадене /США/.

Евланов Е.Н., Б.В. Зубков, В.М. Линкин, О.Ф. Прилуцкий. Мессбауэровские спектры поверхности Марса – как это начиналось.// Сборник выступлений, посвященных 70-летию Р.З. Сагдеева, ИКИ РАН, С.152, 2004г

R.V. Morris, G. Klingelhofer, B. Bernhardt, C. Schroder, D.S. Rodionov, P.A. de Souza Jr., A. Yen, R. Gellert, E.N. Evlanov, J.Foh, E.Kankeleit, P. Gutlich, D.W. Ming, F. Renz, T. Wdowiak, S.W. Squyres, R.E. Arvidson. Mineralogy at Gusev Crater from the Mossbauer Spectrometer on the Spirit Rover.// Science, Vol.305, 6 August, 2004.

G. Klingelhofer, R.V. Morris, B. Bernhardt, C. Schroder, D.S. Rodionov, P.A. de Souza Jr., A. Yen, R. Gellert, E.N. Evlanov, B. Zubkov, J.Foh, U. Bonnes, E.Kankeleit, P. Gutlich, D.W. Ming, F. Renz, T. Wdowiak, S.W. Squyres, R.E. Arvidson. Jarosite and Hematite at Meridiani Planum from Opportunity’s Mossbauer Spectrometer.// Science, выйдет из печати в декабре 2004г

1.1.3 Строение атмосферы Марса по данным IRIS Mariner 9 (продолжение работы по интепретации ИК спектров

Была продолжена работа с данными IRIS Mariner 9. Кроме того, что эти данные представляют научный интерес (до сих пор они детально не изучены), спектральный интервал и спектральное разрешение интерферометра IRIS практически совпадает с этими параметрами Планетного Фурье спектромерта (ПФС). Применение методики самогласованного восстановления к ИК спектрам, полученным в эксперименте IRIS Mariner 9, позволило получить температурные профили и содержание аэрозоля в атмосфере Марса для различных сезонов, времени суток, разных областей планеты: Hellas, Arsia Mons, Северный полярный район зимой, ночью и др. Эти данные предложены для включения в Международную модель атмосферы Марса; Пример температурных профилей для полярных широт во время полярной зимы приведен на рисунке. Штрих-пунктирные линии – температура конденсации при содержании Н2О 0.1, 1, 10, 100 ppm. Пунктирная линия – температура, соответствующая насыщению СО2.

Засова Л.В. , 333-34-66, zasova@irn.iki.rssi.ru (лаб. 531)

L.V. Zasova, V. Formisano, D. Grassi, N. I. Igantiev, V.I. Moroz. Thermal structure of the Martian atmosphere from the IR spectrometry in the 15 μm CO2 band.: Input to MIRA. Adv. Space Res. 34 (8), 2004

1.1.4 Свойства приполярной атмосферы и термосферы Марса на высотах 125-145 км по данным радиозатменного эксперимента на аппарате Марс-Глобал Сурвейор

По данным радиозатменного эксперимента на космическом аппарате Марс Глобал Сервейор проанализировано несколько сот высотных профилей электронной концентрации разработанным методом определения шкалы высот нейтральной атмосферы, положения пика электронной концентрации и вычисления долготного хода профиля постоянной плотности нейтралов. Выявленные изменения шкалы высот нейтральной атмосферы в северном и южном полушариях Марса при зенитных углах < 82⁰ указывают на неизотермичность приполярной атмосферы на высотах 125 – 145 км и экспериментально подтверждают предсказания ряда моделей атмосферы. Оцененный усредненный высотный градиент температуры нейтралов в термосфере свидетельствует, что при приближении к терминатору приполярная атмосфера охлаждается, и эффекты изменения солнечного зенитного угла модулируют эффекты локального времени в обоих полушариях. В северном полушарии оказалось, что долготное распределение отклонений высоты поверхности постоянной плотности атмосферы от средних значений хорошо согласуется с вариациями плотности нейтральной атмосферы, полученными из данных акселерометра КА Марс Одиссей 2001.

Д. ф.-м. н. Бреус Т.К., 333 21 44, breus@space.ru (лаб. 533)

К. К. Барашян, Т. К. Бреус и А. М. Крымский, Характеристики приполярной атмосферы/термосферы Марса на высотах 125–145 км по данным радиозатменного эксперимента на аппарате Марс Глобал Сервейор, Космические исслед. Принята в печать в 2004

1.1.5 Влияние магнитных аномалий на Марсе на свойства марсианской ионосферы и ионосферы по данным наблюдений на Марс-Глобал Сурвейоре.

А) Проводились исследования эффектов солнечной радиации в Марсианской атмосфере по данным о 732 и 219 профилей электронной концентрации, полученных радиозатменными методами на аппарате Марс-Глобал Сурвейор в северном и южном полушариях. При этом широтные, долготные и суточные вариации не оказывали влияние на результаты. Полученные данные о суточных средних значениях шкал высот и значений электронной концентрации в пике концентрации сопоставлялись с интенсивностью потока ультрафиолетового излучения Солнца, пересчитанного для Марса по околоземным данным. Большинство крупномасштабных мини-магнитосфер у Марса сосредоточено в южном полушарии. Это приводит к асимметрии свойств нейтральной атмосферы и ионосферы Марса в различных полушариях и различному характеру их взаимодействия с солнечным ветром. Оказалось, что плазменная конвекция на высотах > 165 км эффективна не только в северном полушарии, но даже внутри крупномасштабных мини-магнитосфер южного полушария. Поэтому резкий спад электронной концентрации на вершинах высотных профилей электронной плотности (200 – 210 км) в южном полушарии на Марсе имеет магнитосферный характер, но не определяется взаимодействием ионосферы с солнечным ветром, как на Венере. Электронная температура в южном полушарии оказывается на 50-60% выше, чем в северном полушарии, где температура электронов контролируется в основном взаимодействием ионосферы с солнечным ветром. Плазменная шкала высот в южном полушарии также имеет больший разброс, чем в северном, что коррелирует с большими вариациями угла между ориентацией магнитного поля магнитных аномалий и местным зенитным углом.

Д. ф.-м. н. Бреус Т.К., 333 21 44, breus@space.ru (лаб. 533)

Работа выполнена совместно с Ростовским Университетом (Россия), Стэнфордским Университетом (США), Католическим Университетом (США)

Breus T.K., A.M. Krymskii, D.H.Crider, N.F.Ness, D.Hinson and K.K.Barashyan, Effect of solar radiation in the topside atmosphere/ionosphere of Mars:Mars Global Surveyor observation, J.Geophys.Res.109, doi.1029/2004JA010431, 2004

Breus T.K. , N.F. Ness , A.M. Krymskii, D.H. Crider, M.H. Acuna, J.E.P. Connerney, D. Hinson and K.K. Barashyan, The effects of crustal magnetic fields and the pressure balance in the high latitude ionosphere/atmosphere at Mars, представлена в печать в Adv.Space Rev.

Б) Исследования свойств нейтральной атмосферы и ионосферы Марса по сопоставлению данных, полученных магнитометром/ электрон-рефлектрометром, акселерометром и из наблюдений радиозатмений, свидетельствует о том, что сложные магнитные структуры остаточного магнетизма на Марсе – магнитные аномалии - в значительной мере определяют характеристики не только ионизованной, но и нейтральной компонент верхней атмосферы планеты. Вблизи внешних границ мини-магнитосфер шкала высот нейтральной атмосферы обычно выше, чем ее среднее значение, рассчитанное по всем данным. Она также относительно велика вблизи потенциальных «каспов» (локальных областей, где угол магнитного поля с вертикалью < 30⁰ или > 150⁰), когда потенциальные «каспы» находятся вблизи экватора. Это может означать, что а) возрастание шкалы высот нейтралов связано с разогревом, вызванным высыпанием энергичных частиц солнечного ветра в атмосферу; б) магнитные аномалии контролируют положение областей, где происходит это высыпание.

Д. ф.-м. н. Бреус Т.К., 333 21 44, breus@space.ru (лаб. 533)

Работа выполнена совместно с Ростовским университетом (Россия), Католическим Университетом (США), Университетом в Делавере (США), Стэнфордским Университетом (США), НАСА (США).

Krymskii A.M., N.F.Ness, D.H.Crider, T.K.Breus, M.H.Acuna, D.Hinson, The Solar Wind interaction with ionosphere/atmosphere in the crust magnetic fields of Mars: Mars Global Surveyor Magnetometer/Electron Reflectometer, Acclerometer and Radio Science Data. J.Geophys. Res., JA 010420, 2004

1.1.6 Проведены расчеты общей циркуляции атмосферы Марса при различных режимах инжекции пыли в атмосферу.

Полученные данные моделирования, соответствующие широкому диапазону параметров, используются в качестве исходной климатологической оценки состояния атмосферы при обработке и интерпретации данных дистанционного зондирования КА Марс-Экспресс.

Модель общей циркуляции атмосферы Марса адаптирована для расчетной сетки 2x2°. Это позволяет моделировать взаимодействие циркуляции атмосферы с такими деталями топографии, как отдельные возвышенности и даже отдельные крупные вулканы. Мезомасштабные явления в атмосфере при этом моделируются самосогласованным образом в рамках единой модели. Показано, что обтекание пассатными ветрами вулканов Фарсиды, в частности Олимпа, приводит к образованию облачной шапки интенсивному осаждению воды в конденсированном состоянии к западу от вулкана. Предположительный сток воды из атмосферы на поверхность на западном склоне Олимпа может объяснять наблюдаемые КА “Марс-Экспресс” особенности рельефа.

На основе данных моделирования показано, что для поддержания современного гидрологического цикла Марса необходимо наличие в атмосфере ядер конденсации субмикронных размеров, образующих моду марсианского аэрозоля, отличную от ранее наблюдавшейся пыли постоянной дымки. Такая мода наблюдается КА “Марс-Экспресс” как экстинкция в ультрафиолетовом диапазоне, простирающаяся до высот более 60 км.

К. ф.-м. н. Родин А. В., rodin@irn.iki.rssi.ru, 333-40-67 (лаб. 536)

1.2 ВЕНЕРА.

1.2.1 С целью подготовки к решению научных задач эксперимента ПФС на Венере Экспресс произведен анализ данных Фурье спектрометра на Венере 15, как предшественника ПФС.

ФС на Венере 15, который показал, что ИК спектрометрия является мощным средством для исследования средней атмосферы Венеры, можно рассматривать, как предшественник длинноволнового канала ПФС, со спектральным интервалом 5– 45 мкм и разрешением 1.8 см^-1, для миссии Венера Экспресс, которая будет запущена в 2005 году. Получив наблюдения с лучшим спектральным разрешением, более полным пространственным покрытием, а так же производя измерения в течение времени, позволяющего покрыть интервал в несколько венерианских суток (1 венерианские сутки = 117 земных суток), этот эксперимент, работающий на полярной орбите, позволит лучше понять процессы происходящие на Венере, в частности улучшить наше понимание самой яркой загадки Венеры – явления суперротации.

Длинноволновый канал ПФС

Мы сравнили параметры ФС Венера 15 и ПФС ДВК, что бы показать, что нового может дать ПФС с большим спектральным разрешением (1.8 см^-1 по сравнению с 4.5 и 6.3 см^-1 ФС). Во-первых, более высокое разрешение позволит более аккуратно восстановить содержание, а возможно и вертикальный профиль воды в верхнем облачном слое. Более высокое разрешение позволит также более точно восстановить температурный, аэрозольный вертикальные профили, а также профиль двуокиси серы. В частности, разрешение 1.8 см^-1 позволяет более точно восстановить вертикальный профиль в области высот около 100 км.

Коротковолновый канал (КВК) ПФС

КВК ПФС покрывает спектральный диапазон 0.9–5 мкм. Этот канал не имеет предшественников и впервые используется в бортовой планетной спектрометрии.

На дневной стороне

Характер спектра в коротковолновом канале на дневной стороне определяется следующими факторами:

1) Многократное рассеяние солнечного излучения облачными частицами, которое преобладает в области ν < 4000 см^-1

2) Истинное поглощение солнечного излучения, которое преобладает в области ν > 4000 см^-1.

3) Содержание поглощающих газов в облаках и над облаками

СО₂ поглощение доминирует практически во всем спектральном интервале. Полосы поглощения Н₂О и СО более слабые, но достаточно четко проявляют себя в спектре. Хоть полосы поглощения HCl и HF и очень слабые, но они могут быть наблюдаемы с высоким спектральным разрешением ПФС.

На ночной стороне

Характер спектра на ночной стороне определяется следующими факторами:

1) Температурным профилем в атмосфере,

2) Вертикальным профилем и отношением смеси поглощающих газов, а именно, основной составляющей атмосферы, СО₂, и малыми составляющими (H₂O, SO₂, H₂S, CO, OCS, HCl, HF). Их спектральные полосы наблюдаются в «окнах» между гораздо более сильными полосами поглощения СО₂.

3) Ослабление излучения облаками ν < 3500 см^-1

4) Тепловым излучением облаков ν > 3500 см^-1

5) Тепловым излучением поверхности, около 10000 см^-1

В различных окнах прозрачности излучение формируется на разных уровнях в атмосфере от поверхности в коротковолновой части (10000 см^-1) до верхнего облачного слоя и надоблачной атмосферы в длинноволновой части спектра. В окнах прозрачности 1–1.18 мкм максимум весовой функции расположен вблизи поверхности, в окне 1.7 мкм — на 20 км, 2.3 мкм — на 30 км, 2.4 мкм — 50 км, в интервале 3 – 4 мкм — около 70 км, а в самой полосе 4.3 мкм — 80–100 км.

к.ф.м.н Засова Л.В., 333-34-66, zasova@irn.iki.rssi.ru (лаб.531)

Л.В. Засова , В.И. Мороз, В. Формизано, Н.И. Игнатьев, И.В. Хатунцев . Исследование Венеры с помощью ИК Фурье-спектрометров: ФС на Венере 15 и ПФС на борту Венеры Экспресс. Принято к печати в журнале «Космические исследования». 2004.

L. V. Zasova, V. I. Moroz, V. Formisano, N. I. Ignatiev, I. V. Khatountsev. Infrared spectrometry of Venus: IR Fourier Spectrometer on Venera 15 as a precursor of PFS for Venus Express. Submitted to Adv. Space Res., 34(8),1655-1667, 2004.

1.2.2 Новый анализ спектрофотометрических данных, полученных на спускаемых аппаратах Венера – 11, Венера – 13 и Венера – 14.

В результате спектрофотометрических экспериментов, осуществлённых на спускаемых аппаратах Венера – 11 в 1978 г. и Венера – 13, Венера – 14 в 1982 г., были получены спектры рассеянного в атмосфере Венеры солнечного излучения для шести различных направлений (~0°, ~±45°, ~±135°, ~180°) в области высот от 62 км до поверхности планеты. Диапазон длин волн от 0,44 до 1,20 мкм. Разрешение по высоте составляет ~0,14 км; спектральное разрешение (ширина инструментального профиля по уровню ½) меняется в пределах от 0,022 мкм (в коротковолновой области) до 0,035 мкм (в инфракрасной области). Эти данные и в настоящее время сохранили свою уникальность, поскольку других фотометрических измерений, сопоставимых по точности, разрешению и охваченному спектральному диапазону, в нижней атмосфере Венеры не проводилось.

СА Венера – 11.

Нами исследовалась коротковолновая область спектра ( 0,70 мкм). На основе метода дискретных ординат, была получена модель подоблачной атмосферы, наиболее точно соответствующая измерениям (при этом не учитывалось аэрозольное рассеяние, поскольку измерения проводились только для одного направления - в зенит). В результате были получены высотные и спектральные профили коэффициента истинного поглощения и альбедо однократного рассеяния в диапазоне высот от 36 км до поверхности планеты. Из приблизительного сходства спектральных зависимостей объёмного коэффициента истинного поглощения в области высот 3 ÷ 19 км (чёрные кружки на рис.) и сечения поглощения аллотропа серы S₃ [3] (сплошная линия рис.) можно предположить, что поглощение тут обусловлено S₃. Тогда относительное содержание этого соединения растёт в этом диапазоне высот приблизительно от 0,03 до 0,1 ppb.

СА Венера – 13 и 14.

Полностью выполнена работа по восстановлению и оцифровке фактически утерянных данных спектрофотометрического комплекса, работавшего на спускаемых аппаратах «Венера 13». Появилась возможность использовать в расчётах не только наблюдения «вниз» и «вверх», а все 6 направлений, в которых измерял прибор (на рис. чёрные цифры у кривых - четыре угла наблюдения, = 0,59 мкм). После процедуры сглаживания высотных профилей, был проведён первичный анализ области спектра 0,70 мкм, аналогичный описанному выше для СА Венера – 11 и обнаружен слой с повышенной экстинкцией в области высот 2 8 км ( 0,54 – 0,58 мкм). Нисходящие и восходящие потоки, полученные из этих наблюдений, планируется использовать для анализа теплового баланса нижней атмосферы Венеры. Начата работа по оцифровке спектрофотометрических данных СА Венера – 14. Эти данные также сохранились в виде атласов спектров.

Б.С. Майоров, bogdan@spectrum.iki.rssi.ru (лаб.531)

A.А. Федорова, 333-10-67, fedorova@spectrum.iki.rssi.ru (лаб.531)

Б. С. Майоров, Н. И. Игнатьев, В. И. Мороз, Б. Е. Мошкин, И. В. Хатунцев, А. П. Экономов, Новый анализ спектров, полученных на спускаемом аппарате «Венера – 11» в подоблачной атмосфере (область длин волн 0,44 0,66 мкм). Подготовлена к печати в журнале «Астрономический вестник»

Майоров Б.С. Доклад на конференции молодых ученых ко дню кoсмонавтики в ИКИ.

Майоров Б. С., Федорова А.А., Спектроскопия нижней атмосферы Венеры по данным «Венеры 13», Тезисы докладов Всероссийской астрономической конференции ВАК-2004, 3-10 августа, 2004 года, Москва, стр. 55

1.2.3 Построена численная модель теплового излучения в подоблачной атмосфере Венеры.

Молекулярное поглощение в модели описывается полинейным расчетом с представлением формфактора спектральной линии, основанном на приближении далекого крыла. Получена оценка потока уходящего теплового излучения вблизит поверхности на уровне 2,7 Вт/м2. Результаты моделирования существенно лучше описывают наблюдения, чем ранее полученные оценки. Показано, что конвективная зона на нижней границе облачного слоя образуется в результате поглощения облаками излучения глубоких горячих слоев атмосферы.

К. ф.-м. н. Родин А. В., 333-40-67, rodin@irn.iki.rssi.ru (лаб. 536)

1.2.4 Малые компоненты атмосферы Венеры по результатам масс-спектрометрических измерений на аппаратах «Венера-11-12-13-14».

Для решения задачи проводится повторная обработка результатов измерений с использованием новых методов и компьютерных программ обработки и анализа масс-спектров.. В проекте предусматривается получение новых данных по тяжелым инертным газам - криптону и ксенону, обилие и изотопный состав которых определены крайне не точно, как на “Пионер-Венус”, так и на “Венерах” ( разброс данных составляет почти два порядка), а так же по аргону 36, в 1.5 раза. Это связано с тем, что концентрации неона, криптона, и ксенона оцениваются, и прежде всего в измерениях на “Пионер-Венус, посредством сравнения с величиной масс-пика аргона 36.

Применение предлагаемых новых методов обработки и анализа масс-спектрометрической информации позволяет исключить влияние “врезок” служебной информации в информацию прибора и использовать значительную часть масс-спектров, более 50 %, которые в предыдущих обработках не использовались и провести суммирование всех масс-спектров с целью повышения соотношения сигнал / шум.

- Проведена доработка моделей и отладка компьютерных программ, предназначенных для обработки информации и суммирования масс-спектров, составлен предварительный каталог масс-спектров по

“Венерам”-13 и 14.

- Проведена подготовка калибровок аналогов приборов, оставшихся в лаборатории, на газовой смеси, близкой по составу к атмосфере Венеры. Результаты будут использованы при обработке информации.

К. ф.-м. н. Кочнев В. А., koch@mx.iki.rssi.ru, 3331513 (лаб. 534)

Гречнев К.В., grech@mx.iki.rssi.ru , 3333500 (лаб. 534)

1.3 МЕРКУРИЙ.

1.3.1 Измерения составляющих мгновенных спин-векторов планет земной группы. Дальняя когерентность радиолокационного поля, рассеянного Меркурием.

Использование нового для астрономии эффекта дальней когерентности (или спекл-смещения) рассеянного движущимися объектами радиолокационного поля позволяет перейти к прецизионным измерениям мгновенных составляющих вращения планет земной группы с помощью наземных радаров. Дальняя когерентность – это поперечная пространственно-временная корреляция эхо-сигналов на базовых расстояниях, сравнимых и превосходящих диаметр Земли при пространственном радиусе корреляции радиолокационного поля не более нескольких километров. Теоретические результаты, полученные в предшествующие годы, в 2004 г. (и начиная с мая 2002) проверялись экспериментально в локации Меркурия на интерферометрах США с базами в несколько тысяч км Голдстоун (диаметр 70 м) – Грин Бэнк (100 м) и Аресибо (300 м) – Голдстоун. Проведенная локация Меркурия подтвердила наши теоретические предсказания эффекта дальней когерентности в виде узкой области сильной корреляции. В то же время степень взаимной когерентности эхо-сигналов и отношение сигнал/шум в экспериментах пока недостаточны для достижения теоретического предела получаемой точности. После устранения расхождений точность измерения составляющих мгновенных спин-векторов планет земной группы может быть улучшена на 3-4 порядков величины, при одновременном снижении времени измерения на 5-7 порядков величины (т.е. с нескольких лет до минут). Так, предел точности измерения наклонения и амплитуды вынужденных физических либраций Меркурия с использованием эффекта дальней когерентности составляет около 1 угловой секунды.

В 2004 г. были рассмотрены теоретически пространственно-временные свойства пятенных структур, образующихся при рассеянии когерентных радиоволн планетами. Показано, что при диаметре пятна всего в несколько км вследствие спин-орбитального движения спекл-структуры перемещаются в “замороженном” виде на значительные расстояния, превышающие диаметр Земли, т. е. имеет место дальняя когерентность радиолокационного поля. Оценены потери степени когерентности эхо-сигналов от Меркурия из-за декорреляции структур, которые для наземных интерферометров по порядку величины не превосходят либо сравнимы с 10^-4. Столь малые потери означают высокую степень устойчивости спекл-структуры в пределах Земли, т. е. в глобальном масштабе, что позволяет перейти к решению задач прецизионного измерения составляющих мгновенных спин-векторов планет земной группы с помощью радиолокационных средств, расположенных по всему земному шару.

к.ф.-м.н. Холин И. В, 333-23-22

Холин И. В. (2004) Дальняя когерентность радиолокационного поля, рассеянного вращающимся Меркурием. Астрон. вестн. 38, вып. 6 (в печати).

1.3.2 Развитие метода коротких экспозиций для картирования неизвестных районов планеты Меркурий.

В последние годы достигнут существенный прогресс в получении разрешенных изображений Меркурия на основе электронных снимков, сделанных с короткими экспозициями с помощью средств наземной астрономии (Ксанфомалити, 2002). Для этого используются, как правило, ПЗС-камеры и сложные программы компьютерной обработки первичных данных. Метод коротких экспозиций принципиально отличается от известной техники адаптивной оптики тем, что использует мгновенные прояснения атмосферы.

Съемкой аппарата “Mariner-10” было охвачено всего 46% площади планеты (Grard, Balogh, 2001). Возросший интерес исследователей к рельефу неизвестной части Меркурия объясняется тем, что новые планетные миссии, “Messenger” и “BepiColombo”, нуждаются во многих исходных данных (поскольку съемкой с аппарата “Mariner-10” было охвачено всего 46% площади планеты, -- Grard, Balogh, 2001).

Идея коротких экспозиций существовала давно, причем опубликовано несколько попыток теоретической оценки возможного выигрыша в разрешении. Но только с появлением ПЗС-матриц с высоким квантовым выходом стало возможным получение, в частности, разрешенных (хотя и в ограниченных пределах) электронных снимков Меркурия.

Имеющиеся экспериментальные данные показывают, что уменьшение экспозиции действительно значительно улучшает разрешение астрономических изображений. Если считать, что метод коротких экспозиций позволяет приблизиться к дифракционному пределу, предельный возможный выигрыш обычно составляет от 3 до 9 раз, причем разрешение определяется, главным, атмосферной турбулентностью. Уменьшение экспозиции не устраняет искажения, вызваемые нерегулярностями воздушных линз, но существенно уменьшает размытие изображения.

Основные характеристики метода коротких экспозиций были рассмотрены в работе Фрайда (1978), которая имела название «Сколько снимков необходимо сделать, чтобы получить один хороший?». В работе приводится подробный анализ искажений волнового фронта атмосферными турбулентностями. По существу, те же ограничения определяют в астрономической аппаратуре отношение сигнал-шум (Ксанфомалити, 1966). Фрайд рассматривал искажения волнового фронта, создаваемые атмосферными неоднородностями плотности с характерными размерами r и протяженностью вдоль луча r_o, которые ухудшают разрешение астрономических инструментов. Разрешение «ограниченное турбулентностью», согласно Фрайду, составляет λ/r_o, а возможный выигрыш может составить 3.4 при коротких экспозициях. Вероятность удачной короткой экспозиции p:

p ≈ 5.6 exp [-0.1557 (D/r_o)²]. (1)

(D -- диаметр инструмента). Выводы Фрайда можно суммировать следующим образом: при фиксированной шкале турбулентности r_o вероятность p резко уменьшается, когда возрастает диаметр телескопа D. «Удачной» принимается экспозиция, при которой наклон волнового фронта не превышает 1/2 (λ/D). Из этого условия оценивается требуемая длительность экспозиции t:

t = r_o /2V, (2)

где V – скорость ветра, поперечного по отношению к линии визирования.

В работе (Ксанфомалити и др., 2002) с помощью метода коротких экспозиций было показано, что атмосферные нестабильности появляются и исчезают в течение нескольких секунд (или десятков секунд), что, в свете сказанного, еще более ограничивает возможности малых инструментов.

В 2004 г. проведены новые наблюдения Меркурия. Наблюдения выполнялись в вечерней элонгации июль август 2004 г. в астрофизической обсерватории Пик Терскол (Баксан, Кабардино-Балкария). Использовалась ПЗС-камера STV (с размером пиксела 7.4х7.4 мкм). Удалось получить до 1 тысячи электронных снимков планеты при посредственных метеоусловиях. Наблюдения выполнялись на телескопе системы Риччи-Кретьена (D = 2 м, F = 20 м), с отрезающими стеклянными фильтрами КС 17 и КС 19, коротковолновые границы у 670 и 700 нм соответственно. Длинноволновая граница определялась спектральными свойствами ПЗС-матрицы. Обработка этих снимков планеты только начинается.

По результатам обработки серии более ранних снимков (от 4.12.2003) были получены предварительно синтезированные изображения той части Меркурия, которая охватывает область долгот 90-200^oW. Предварительное их сравнение показывает, что на наших снимках присутствуют низкие пространственные частоты, которые на снимках Маринера-10, по-видимому, подавлены, что привело к распространенным в литературе утверждениям об отсутствии на планете образований типа лунных морей. Возможной причиной подавления низких пространственных частот на снимках Маринера-10 может быть то обстоятельство, что ТВ-камера аппарата использовалась в нештатном режиме из-за отказа ЗУ аппарата. Так называемый хайпикер, использовавшийся в ТВ-камерах тех лет, подавлял низкие частоты из-за различий в проектной скорости сброса на ЗУ и при реальной подаче сигнала на модулятор передатчика.

д.ф.-м.н Ксанфомалити Л.В., 333-23-11, ksanf@iki.rssi.ru (лаб 535)

Л.В.Ксанфомалити. Гигантский бассейн в неизвестной части Меркурия в интервале долгот 250-290^oW. Астрономич. Вестник, 2004, т. 38, № 1, с. 23-30.

L. Ksanfomality, G. Papamastorakis and N. Thomas. The planet Mercury: Synthesis of resolved images of unknown part in the longitude range 250-290^OW. Planetary and Space Science, 2004 (accepted).

L. Ksanfomality Earth-based optical imaging of Mercury (приглашенный доклад

B0.1/D3.6-0016-04 на 35-й сессии КОСПАР). Текст статьи представлен (manuscript number: JASR-D-04-00747).

1.4 ТИТАН

1.4.1 Построена модель для расчета поля излучения видимого и ближнего ИК диапазона.

На основе моментного представления процесса коагуляции построена одномерная диагностическая модель фотохимической дымки в атмосфере Титана и на ее основе рассчитано поле излучения видимого и ближнего ИК диапазона. Модель предназначена для интерпретации наблюдений КА “Кассини-Гюйгенс”, посадка которого на Титан ожидается 15 января 2005г.

К. ф.-м. н. Родин А. В., 333-40-67, rodin@irn.iki.rssi.ru (лаб. 536)

1.5 РАННЯЯ ЭВОЛЮЦИЯ ПЛАНЕТНЫХ ТЕЛ.

Проводились экспериментальные работы по исследованию воздействия высокоскоростных ударов крупных метеоритов на эволюцию планетных тел и выявлению последствий таких глобальных катастроф в атмосфере и литосфере Земли.

1.5.1 Получены экспериментальные данные, подтверждающие эффективное термовосстановление ряда сидерофильных элементов (Fe, P, W, Mn) при ударно-испарительных процессах.

Продолжались исследования по проблеме термовосстановления сидерофильных элементов при ударно-испарительных процессах. Считается, что отделение железного ядра на Земле происходило до образования Луны, которая позже сформировалась из вещества земной мантии, что и объясняет примерно одинаковую распространенность сидерофилов в силикатном веществе Земли и Луны, а также одинаковую их обедненность относительно вещества углистых хондритов I типа. Восстановление сидерофильных элементов на стадии аккреции Земли происходило, по-видимому, одновременно с восстановлением и формированием железной фазы, и все это могло реализоваться в ударном процессе, который, как известно, был доминирующим геологическим процессом при аккреции планеты. Тогда сидерофильные элементы распределялись преимущественно в железную фазу. Результаты выполненых высокотемпературных экспериментов, моделирующих ударно-испарительные процессы, демонстрируют возможность восстановления ряда сидерофильных элементов (Fe, P, W) до нульвалентного состояния. Они также доказывают реалистичность гипотезы термовосстановления ряда гетеровалентных элементов (в частности Mn) и обретение ими в ударном процессе сидерофильных свойств.

Выявленный механизм имеет важное значение для понимания степени мобильности сидерофильных элементов в высокотемпературных силикатных расплавах, образующихся при ударных процессах. Выявленный механизм также позволяет понять механизм обогащения труднолетучими сидерофильными элементами слоев отложений паро-газового облака от крупных ударных событий в земной истории.

Работа выполнялась в кооперации с ИГЕМ РАН и ГЕОХИ РАН.

Руководитель: к.ф.м.н. Герасимов М.В. тел. 333-11-55, mgerasim@mx.iki.rssi.ru(Лаб. 532)

M.V.Gerasimov, Yu.P.Dikov, O.I.Yakovlev (2004) Reduction of W, Mn, and Fe, during high-temperature vaporization. In: Lunar and Planetary Science XXXV, Abstract #1491, Lunar and Planet. Inst., Houston, Texas, (CD-ROM).

Яковлев О.И., Диков Ю.П., Герасимов М.В. (2005) Термовосстановление фосфора в ударных процессах на Луне: экспериментальные данные. Геохимия, в печати

Яковлев О.И., Диков Ю.П., Герасимов М.В. (2004) Сидерофильность как следствие термовосстановления в ударном процессе. Электр. науч.-инф. журн. "Вестник Отделения наук о Земле РАН", №1(22)'2004, http://www.scgis.ru/russian/cp1251/h_dgggms/1-2004/informbul-1_2004_prog.htm

1.5.2 Экспериментально изучен процесс формирования составов ударных стекол.

Изучены тренды изменения химических составов стекол, образующихся в результате импульсного воздействия высоких температур (4000 – 5000 К) на силикатные системы при ударно-испарительных процессах. В частности, исследовалось поведение основных и кислых силикатов, моделирующих состав земной коры. Полученные данные использовались для интерпретации составов стекол Логойской астроблемы. Важность данного исследования вытекала из-за отсутствия систематических данных об испарительных трендах элементов в указанном диапазоне температур и связанной с этим неопределенностью в интерпретации составов ударных стекол как в земных, так и в лунных ударных кратерах. Измеренные тренды улетучивания элементов сравнивались с расчетными термодинамически равновесными составами, экстраполированными на данный температурный интервал. Поведение силикатных систем характеризовалось значительной потерей Si, Fe и щелочей в начальный период испарения с обогащением остаточных расплавов Mg, Ca, Al и Ti. В последующем расплавы резко теряли Mg при том, что более летучие Si и Na продолжали оставаться в остаточном расплаве. Конечные расплавы были существенно обогащены труднолетучими элементами Ca, Al и Ti. Неполная потеря шелочей и Si при значительных испарительных массопотерях (до 70%) является особенностью испарительных трендов при высоких температурах, что подтверждается как экспериментально, так и термодинамическими расчетами и имеет важное геохимическое приложение для интерпретации составов ударных стекол. На примере ударных стекол из Логойской астроблемы продемонстрирована применимость выявленных трендов для оценки степени их испарительной модификации.

Работа выполнялась в кооперации с ИГЕМ РАН, ГЕОХИ РАН и Институтом химии общества им. М.Планка (ФРГ).

Руководитель: к.ф.м.н. Герасимов М.В. тел. 333-11-55, mgerasim@mx.iki.rssi.ru (Лаб. 532)

M. V. Gerasimov, O. I. Yakovlev, Yu. P. Dikov, and F. Wlotzka (2005) Evaporative differentiation of impact-produced melts: laser-simulation experiments and comparison with impact glasses from the Logoisk crater. In: Large meteorite impacts III, Kenkmann, T., Hörz, F., and Deutsch, A., eds., Boulder, Colorado, Geological Society of America Special Paper No 384, в печати.

1.5.3 Экспериментально установлена возможность синтеза сложных органических соединений при высокоскоростном соударении силикатов.

Продолжались исследования по проблеме синтеза сложных органических соединений в условиях ударно-испарительных процессов. Идея экспериментов состоит в том, чтобы изготовить образцы, не содержащие органики, но содержащие заметное количество необходимых для органических соединений элементов (С и Н) в неорганической форме, а затем смоделировать ударно-испарительный процесс и исследовать полученные продукты на содержание органики. Неорганические углерод и водород задавались либо в форме солей (например MgCO₃·Mg(OH)₂), либо испарение чистых по органике силикатов проводилось в атмосфере, содержащей СО₂ и Н₂О. Было установлено эффективное формирование органических соединений в модельных экспериментах по высокотемпературному испарению силикатных мишеней, содержащих изначально неорганический углерод и водород. Так при испарении перидотита в атмосфере, содержащей СО₂ и Н₂О заметное количество органики наблюдалось только в случае, когда атмосфера одновременно содержала СО₂+Н₂О, но практически отсутствовало при испарении образцов в средах, содержащих либо СО₂, либо Н₂О по отдельности. Полученные результаты свидетельствуют об эффективном синтезе органического вещества в условиях, когда в системе присутствуют оба необходимых для образования органики элемента (углерод и водород), по сравнению с условиями, когда один из них отсутствует. При испарении образцов, содержащих неорганический углерод и водород в форме солевой добавки, также отмечался эффективный синтез достаточно сложных углеводородовсо степенью полимеризации С₁₀-С₂₀. Выполненные эксперименты указывают на роль гетерогенного катализа на поверхности силикатных конденсированных наночастиц по механизму Фишера-Тропша. Работа демонстрирует принципиальную возможность синтеза заметных количеств органического вещества в окислительных условиях при ударно-испарительных процессах.

Руководитель: к.ф.-м.н. Герасимов М.В., 333-11-55, mgerasim@mx.iki.rssi.ru(Лаб.532)

M. V. Gerasimov, E. N. Safonova, Yu. P Dikov, and O. I. Yakovlev. Chemical Effects of High-Temperature Processing of Silicates. In; Chondrites and the Protoplanetary Disk, abstract #9011, Lunar and Planet. Inst., Houston, Texas, (CD-ROM).

1.6 ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА РЕГОЛИТА

1.5.1 Механизмы рассеяния света на агрегатных частицах. Эффекты ближнего поля.

В 2004 г. Были исследованы различные механизмы рассеяния света на агрегатных частицах, в том числе эффекты ближнего поля. Особое внимание уделено условиям возникновения эффектов оппозиции, широко наблюдаемым у различных тел Солнечной системы (от спутников планет и астероидов до комет).

Проведено подробное исследование рассеивающих характеристик плотно упакованных ансамблей частиц (агрегатов). Показано, что при расстояниях между частицами порядка длины волны эффекты ближнего поля играют важную роль в формировании рассеивающих характеристик агрегата как целого.

Во внешнем слое агрегатной частицы эти эффекты приводят к сильной неоднородности волнового фронта, достигающего внутренних частиц. В результате положение частиц внутри плотного кластера и их свойства оказывают слабое воздействие на характеристики рассеяния кластера в целом. Однако структура внешнего слоя кластера, так же как и степень плотности упаковки, оказывает определяющее влияние на поляризацию рассеянного света. Возникновение отрицательной ветви поляризации и ее форма зависят существенным образом от эффективности интерференции многократно рассеянных волн и взаимодействия в ближнем поле на этих фазовых углах, которые, в свою очередь, определяются размерами элементарных рассеивателей и структурой ансамбля.

Эффекты оппозиции регулируются взаимодействием рассеивателей в масштабах одной или нескольких (в зависимости от показателя преломления) длин световых волн. Причем возникновение этих эффектов в яркости и в поляризации может идти независимо друг от друга, так как основные регулирующие механизмы - когерентное обратное рассеяние и взаимодействие в ближнем поле - работают в разных областях агрегата и по-разному влияют на каждый из этих эффектов. Так, условия для когерентного усиления возникают преимущественно при рассеянии на частицах внешнего слоя агрегата, и эта интерференция вызывает как увеличение яркости в обратном рассеянии, так и отрицательную поляризацию в этой области фазовых углов. Эффекты ближнего поля проявляют себя за внешним слоем частиц, слагающих агрегат, и приводят к уменьшению яркости и появлению дополнительной отрицательной поляризации.

Исследование влияния размеров сферических частиц, составляющих агрегат (мономеров), показывает, что оппозиционные эффекты возникают, если параметр размера мономеров несколько больше 1 (в зависимости от показателя преломления). Однако при дальнейшем увеличении параметра размера резонансные детали, присущие сферическим частицам, отчетливо проявляют себя в поведении фазовых кривых агрегата в целом.

Показано, что с точки зрения агрегатной модели пылевых частиц можно объяснить поведение фазовых кривых поляризации, как для комет, так и для поверхностей реголита. Проведенное моделирование подтверждает, что размеры частиц кометной пыли больше длины волны. Однако зерна, составляющие частицы кометной пыли или реголита, (или детали поверхности частиц) имеют размер менее 0.3¸0.5 мкм, что согласуется с оценками, полученными другими методами. Если число частиц в агрегате больше нескольких десятков, его роль в формировании отрицательной ветви поляризации невелика, однако влияние на положение максимума поляризации весьма значительно. Для однозначной оценки показателя преломления частиц данных поляриметрии недостаточно: необходимо привлечение измерений яркости. Для более полной корректной количественной интерпретации наблюдений должны быть проведены расчеты матрицы рассеяния для агрегатов, сравнимых по величине (или больших) длины волны как в коротковолновом, так и в длинноволновом диапазоне, что пока сталкивается с серьезными трудностями и теоретического, и технического характера. Кроме того, для получения однозначных результатов представляется необходимым расширить спектральный диапазон наблюдений и привлекать данные других типов измерений, например, спектроскопии, для совместной интерпретации.

к.ф.-м.н. Петрова Е.В., 333-23-55, epetrova@iki.rssi.ru (лаб. 535)

Е.В. Петрова, В.П. Тишковец, К. Йокерс

«Поляризация света, рассеянного телами Солнечной системы, и агрегатная модель пылевых частиц»

Астрономический вестник, 38, № 4, 354-371, 2004

V.P. Tishkovets, E.V. Petrova, K. Jockers

“Optical properties of aggregate particles comparable in size to the wavelength”

Journal of Quantitative Spectroscopy & Radiative Transfer, V 86, N 3, pp. 241-265, 2004

V. Tishkovets, P. Litvinov, E. Petrova, K. Jockers, and M. Mishchenko

“Backscattering Effects for Discrete Random Media”

In Photopolarimetry in Remote Sensing (G. Videen, Ya. S. Yatskiv, and M. I. Mishchenko, Eds.), Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, pp. 221-254, 2004

Тема ТЕОРИЯ. Физика многомасштабных нелинейных процессов в атмосферах планет солнечной системы. Научный руководитель к.ф.-м.н. А.С.Петросян

Решена задача о стационарном обтекании ступеньки потоком жидкости в рамках приближений мелкой воды и исследована устойчивость решений при условии односвязности области, занимаемой жидкостью в области, примыкающей к ступеньку. Установлены ограничения на возможные течения в зависимости от направления потока. Найдены все режимы течений, характеризующиеся отношением величины потока к высоте ступеньки и направлением потока. Получены аналитические выражения, налагающие ограничения на величины гидродинамических параметров течения в каждом режиме.

Петросян А.С. 333-5478 apetrosy@iki.rssi.ru

Предложена теория распада произвольного разрыва для уравнений «мелкой воды» на ступенчатой границе. Теория основана на двухслойной модели течений жидкости с учетом физических процессов вблизи ступеньки. В результате решение задачи сводится к задаче о распаде произвольного разрыва для классических уравнений «мелкой воды» на плоской границе. Сформулирована и решена задача о распаде произвольного в рамках разработанной теории. Предложена модель, позволяющая воспроизводить сложную физику течения вблизи ступеньки, основанная на разбиении потока жидкости на два слоя: нижнего, взаимодействующего со ступенькой, как непротекаемой границей и верхнего, для которого отсутствует прямое влияние ступеньки. В результате численных расчетов на основе квази-двухслойной модели было подтверждены предположения об автомодельности течений вблизи ступеньки и существования зоны стационарности для каждого из решений.

Петросян А.С. 333-5478 apetrosy@iki.rssi.ru

Для изучения сжимаемой МГД – турбулентности сформулирован метод крупных вихрей, основанный на средневзвешенной фильтрации исходной системы уравнений, описывающих МГД – течения, как для случая политропии, так и для общего случая двухпараметрической термодинамики. Для обоих случаев предложены параметризации подсеточных процессов. Разработана разностная схема полученной модели крупных вихрей и выполнена компьютерная реализация для трехмерных политропных течений. Впервые проведены численные расчеты для сжимаемой МГД – турбулентности.

Петросян А.С. 333-5478 apetrosy@iki.rssi.ru

Разработан новый численный алгоритм для исследования устойчивости сжимаемых МГД – течений, обеспечивающий точность аппроксимации решений в в области непрерывности не ниже второго при сохранении удовлетворительной точности в областях разрывных решений. Выполнена программная реализация трехмерного численного алгоритма для физических расчетов на базе однопроцессорных вычислительных машин. Проведены тестовые расчеты для задач, имеющих аналитическое решение и для группы численных решений полученных зарубежными исследователями.

Петросян А.С. 333-5478 apetrosy@iki.rssi.ru

Тема. МАРСЕС. Электромагнитное зондирование криолитозоны МАРСА. Научный руководитель. к.ф.-м.н. Ю.Р. Озорович

Основной задачей данной программы – разработка комплекса аппаратуры для возможных исследований подповерхности планет земной группы. Для Марса основной задачей представляется определение структы мерзлоты и возможных запасов в подповерхностных горизонтов.

В соответствии с планом научных работ по теме “ МАРСЕС” в 2003-2004 годах были выполнены опытные полевые работы на полигоне “Центральное” для выявление характерных геоэлектрических маркеров – ореолов, отражающих особенности геологического строения через геоэлектрические параметры. Отработка нового методического подхода позволит выявить критерии для оценки структуры мерзлотных слоев в условиях прямых измерений на поверхности Марса или Фобоса.

Все полученные результаты отражены в отчете НИОКР - “ОПЫТНЫЕ ГЕОФИЗИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ С ПРИМЕНЕНИЕМ МОБИЛЬНОЙ ЭЛЕКТРОРАЗВЕДОЧНОЙ АППАРАТУРЫ МАРСЕС-ТДЕМ ДЛЯ ОЦЕНКИ СТРОЕНИЯ ЗАЛЕЖИ ТИТАН-ЦИРКОНИЕВЫХ РУДНЫХ ПЕСКОВ И ОБВОДНЕННОСТИ ПЛОЩАДИ МЕСТОРОЖДЕНИЯ ЦЕНТРАЛЬНОЕ” ДЛЯ НАЗЕМНЫХ РАБОТ МЕТОДОМ СТАНОВЛЕНИЯ ПОЛЯ С ЦЕЛЬЮ РАЗРАБОТКИ МЕТОДИКИ И ТЕХНОЛОГИИ ЭЛЕКТРОРАЗВЕДОЧНЫХ РАБОТ В УСЛОВИЯХ СЛАБОКОНТРАСТНЫХ ГЕОЭЛЕКТРИЧЕСКИХ РАЗРЕЗОВ”.

Основные результаты:

- Получена структурная трехмерная геоэлектрическая структура месторождения на основе выделенных геоэлектрических маркеров.

- Разработаны методические и программные принципы для получения адекватной информации на основе квази-стохастического подхода интерпретации исходных геоэлектрических данных.

- Выявлены основные подходы для построения аппаратного мобильного комплекса для выполнения работ в различных температурных режимах – зима, лето.

- Показана перспективность использования космических аналогов приборов для использования в условиях полярных областей Земли при низких температурах.

Выбор оптимальных методов и инструментария для проведения экспериментов по

определению структуры криолитозоны Марса является весьма актуальной задачей

предстоящих миссий на Марс. Анализ данных по элементному составу

поверхностного слоя Марса (эксперимент по определению элементного состава поверхности Марса) показал наличие магнитных материалов в верхнем слое Марса. Это в какой-то степени подтверждает теорию метеоритного выпаривания верхней зоны марсианской криолитозоны. В тоже время сама мерзлотная структура будет проявляться при измерении любыми методами частотного или временного зондирования в дополнительных эффектах вызванной поляризации.

Такая достаточно сложная геоэлектрическая подповерхностная структура Марса

заставляет искать дополнительные методические и инструментальные пути для выявления истинной структуры мерзлоты Марса.

Одним из таких путей представляется выявление геоэлектрических маркеров подповерхностных слоев, имеющих свои геоэлектрические,физико-химические и фазовые особенности.Это позволит получить достоверную структуру

подповерхностных слоёв Марса в результате прямых измерений на поверхности

Марса или на основе зондирующих измерений с орбиты низкочастотным радаром с синтезированной апертурой..

Для решения такой задачи была проведена комплексная экспедиция на тестовом полигоне вблизи Тамбова.

С целью выявления подобных геоэлектрических маркеров были проведены

эталонные измерения методом ТДЕМ, которые позволили на основе данного подхода получить пространственную геоэлектрическую структуру.

Рис. 1. Трехмерная структурная геоэлектрическая модель тестового полигона,полученная на основе измерений с использованием прототипа марсианского портативного прибора

( х,У – расстояние в м, вертикальная компонента – глубина в м)

Полученные результаты показывают необходимость дальнейших экспериментальных

и методических изысканий на примере земных аналогов марсианских мерзлотных образований.