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

 

Тема ПЛАНЕТА. Исследование атмосфер и поверхностей планет.

Гос. регистрация: №   0120.0 602993

 

Научный руководитель д.ф.-м.н. О.И. Кораблёв.

1. МАРС

 

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

 

1.1  Сезонное распределение озона и свечения кислорода. Глобальная климатология озона по данным эксперимента СПИКАМ.

 

Спектрометр СПИКАМ на борту КА Марс-Экспресс работает на орбите Марса с января 2004 года. Эксперимент позволяет реализовать сразу несколько методов наблюдения озона. В надирном режиме наблюдений проводятся одновременные измерения озона несколькими методами. Во-первых, содержание озона измеряется по полосе Хартли (260 нм) в ультрафиолетовом канале (118-320 нм, разрешение ~ 0.51 нм). Во-вторых,  свечение синглетного кислорода (O21Dg) наблюдаемое в ИК-диапазоне по полосе 1.27 мкм, является результатом фотодиссоциации озона и чувствительно к содержанию озона на высотах более 20 км. В режиме солнечных и звездных затмений прибор позволяет проводить измерения вертикального профиля озона по полосе Хартли в УФ канале на высотах от 20 до 70 км.

За первый марсианский год наблюдения с января 2004 по март 2006 впервые были получены сезонные карты распределения интегрального содержания озона в столбе атмосферы и свечения синглетного кислорода (O21Dg).

 

Основные результаты:

  • значительное увеличение содержания озона на высоких широтах поздней зимой и ранней весной в обоих полушариях, которое полностью исчезает в летний период;
  • значительные изменения в содержании озона весной в северном полушарии относящиеся к колебаниям полярного вихря;
  • низкое содержание озона в экваториальной области.

Кроме того, на низких широтах (30S–30N) наблюдается максимум сезонного распределения эмиссии O2 в районе афелия, что может быть связано с вариациями высоты насыщения водяного пара, который в значительной мере контролирует распределение озона в атмосфере Марса.

 

 

К. ф.-м. н. Федорова А.А., fedorova@irn.iki.rssi.ru, 3331067

Д. ф.-м. н. Кораблев О.И., korab@iki.rssi.ru, 3333454

 

Perrier, S., J. L. Bertaux, F. Lefèvre, S. Lebonnois, O. Korablev, A. Fedorova, and F. Montmessin (2006), Global distribution of total ozone on Mars from SPICAM/MEX UV measurements, J. Geophys. Res., 111, doi:10.1029/2006JE002681, 2006.

 

Fedorova A., O. Korablev, S. Perrier, J. L. Bertaux, F. Lefevre, A. Rodin. Observation of O2 1.27 μm dayglow by SPICAM IR: seasonal distribution for first Martian year of Mars-Express, J. Geophys. Res., 111, E09S07, doi:10.1029/2006JE002694, 2006.

 

Quémerais, E., J.-L. Bertaux, O. Korablev, E. Dimarellis, C. Cot, B. R. Sandel, and D. Fussen (2006), Stellar occultations observed by SPICAM on Mars Express, J. Geophys. Res., 111, doi:10.1029/2005JE002604.

 

А.А. Федорова, О.И. Кораблев, С. Перрье, Ж.-Л. Берто, Ф.Лефевр, А.Родин, А. Киселев, Исследование Марса в эксперименте СПИКАМ-ИК на борту КА Марс-Экспресс. 2. Надирные наблюдения: одновременные наблюдения водяного пара и свечения O2 в атмосфере Марса, Космические исследования, т.44, №4, 2006

 

 

1.2 Озон в атмосфере Марса по измерениям эксперимента ОМЕГА на Марс Экспресс.

 

Озон является важным компонентом атмосферы, обеспечивающим возможность существования жизни на планете, защищая от солнечного ультрафиолета. На Марсе, как и на Земле,  на дневной стороне происходит фотолиз озона, в результате которого образуется кислород в возбужденном состоянии, который дает сильную эмиссию на длине волны 1.27 мкм. Интенсивность эмиссии является мерой содержания озона в верхней атмосфере,  в нижней атмосфере необходимо учитывать также потери в результате деактивации возбужденного состояния при столкновениях молекул кислорода с молекулами углекислого газа. Картирующий сректрометр ОМЕГА получает изображения с высоким пространственным разрешением, до 300 м при надирных измерениях и до 1-2 км – при лимбовых. Надирные измерения дают пространственное распределение озона, тогда как лимбовые изменения позволяют восстановить вертикальный профиль. Содержание озона сильно зависит от сезона, времени суток, ареографических координат. На дневной стороне на низких широтах наблюдался максимум содержания озона 109 – 1010 см-3 на высотах 20-30  км, а в утренних профилях  наблюдается также остаточный ночной максимум на высотах 40 – 50 км км. Пример вертикального профиля озона над областью Argire, LT=10h, Ls=64° приведен  на рис. 1.

Рис.1

 

 

 

Рис.2 Сезонные вариации содержания озона

 

 

К. ф.-м. н. Засова Л.В., zasova@irn.iki.rssi.ru, 3333466

 

1.3 Обнаружение облаков CO2 льда в мезосфере Марса по данным звездных просвечиваний в эксперименте СПИКАМ.

 

Существование облаков из CO2 льда в верхней атмосфере Марса предполагалось на основании несколько измеренных температурных профилей. Тем не менее, до измерений на КА Марс-Экспресс, подобные облака никогда не наблюдались напрямую. Ультрафиолетовый канал спектрометра СПИКАМ на борту КА Марс-Экспресс впервые обнаружил самые высокие облака на Марсе. Методом звездного просвечивания наблюдались несколько мезосферных слоев аэрозоля на высоте около 100 км зимой в субтропических широтах южного полушария. Одновременные измерения температуры указывают, что углекислый газ перенасыщен и должен конденсироваться на этих высотах. Оценки размеров частиц по данным наблюдений оказались меньше 100 нм. Такие облачные слои на Марсе близки к серебристым облакам, наблюдаемым  в полярной мезосфере Земли.

 

Д. ф.-м. н. Кораблев О.И., korab@iki.rssi.ru, 3333454

 

Montmessin, F., Bertaux J-L, Quémerais E., Korablev O., Rannou P., Forget F., Perrier S., Fussen D., Lebonnois S., Rébérac A., Dimarellis E. Subvisible CO2 ice clouds detected in the mesosphere of Mars, Icarus, Volume 183, Issue 2, p. 403-410, 2006.

 

1.4 Вертикальные профили аэрозоля и обнаружение субмикронных частиц в атмосфере Марса по данным звездных просвечиваний в УФ области.

 

Проведена обработка и анализ результатов лимбовых наблюдений и звездных просвечиваний атмосферы в УФ диапазоне за первые три четверти марсианского года наблюдений спектрометра СПИКАМ на КА Марс-Экспресс. Выявлена различная морфология профилей, полученных около экватора и на средних широтах. Высотное распределение марсианской дымки испытывает значительные сезонные вариации. Из-за конвекции и изменения уровня гидропаузы, в холодных областях высота распространения дымки меньше, чем в теплых.  Обнаружена корреляция размера частиц с непрозрачностью атмосферы: увеличение размера совпадает с увеличением экстинкции, что может указывать на формирование облачных слоев. Оптическая толщина слоя облаков на высотах около 40 км составляет 0.01-0.1 в видимой области. Размер облачных частиц, как правило, не менее 0.3 мкм, хотя по некоторым профилям размер порядка 0.1-0.2 мкм. Несмотря на различия вертикальных профилей аэрозоля, они указывают на однородные свойства частиц на высотах около 60 км, что говорит о присутствии постоянной фракции субмикронных частиц на этих высотах.

Наблюдения южной полярной ночью указывают на чистую от пыли атмосферу с τ < 0.1, аэрозоль сконцентрирован на небольших высотах, размер частиц порядка 0.1 мкм.

Кроме того, проводились оценки размера частиц по анализу отраженного солнечного излучения на лимбе в УФ области. На высотах более 20 км получены значения радиусов от 10 до 100 нм.

 

Д. ф.-м. н. Кораблев О.И., korab@iki.rssi.ru, 3333454

 

Rannou, P., S. Perrier, J.-L. Bertaux, F. Montmessin, O. Korablev, and A. Rébérac (2006), Dust and cloud detection at the Mars limb with UV scattered sunlight with SPICAM, J. Geophys. Res., 111, doi:10.1029/2006JE002693.

 

Montmessin, F., E. Quémerais, J.L. Bertaux, O. Korablev, P. Rannou, S. Lebonnois, Stellar Occultations at UV wavelengths by the SPICAM instrument: retrieval and analysis of Martian haze profiles, J. Geophys. Res., 111, doi:10.1029/2005JE002662, 2006.

 

1.5  Солнечные просвечивания в атмосфере Марса.

 

За первый марсианский год ИК спектрометр СПИКАМ на борту КА Марс-Экспресс провел около 250 успешный наблюдений солнечных затмений для сезонов от Ls=139˚ до 344˚ с хорошим пространственным покрытием по широте и долготе в южном и северном полушарии. Получены вертикальные профили аэрозоля с облачными слоями на высотах от 20 до 60 км и различными оптическими толщинами от 0.001 до 0.01. Прижатые к поверхности полярные профили контрастируют с высокими профилями аэрозоля, полученными в низких и средних широтах.

 

К. ф.-м. н. Федорова А.А., fedorova@irn.iki.rssi.ru, 3331067

Д. ф.-м. н. Кораблев О.И., korab@iki.rssi.ru, 3333454

 

Korablev, O., J. L. Bertaux, A. Fedorova , D. Fonteyn, A. Stepanov,  Yu. Kalinnikov, A. Kiselev, A. Grigoriev, V. Jegoulev, S. Perrier, E. Dimarellis, J.P. Dubois, A. Reberac,  E. Van Ransbeeck, B. Gondet, F. Montmessin, A. Rodin. SPICAM IR acousto-optic spectrometer experiment on Mars Express, J. Geophys. Res., 111, doi:10.1029/2006JE002696, 2006.

 

A.A. Fedorova, O.I. Korablev, J.L. Bertaux, A.V. Rodin, F. Montmessin, D. Belyaev, E. Dimarellis and SPICAM team, Solar infrared occultation by the SPICAM experiment on Mars-Express: results of first Martian year on the Orbit. COSPAR-2006-A-01355, C3.1-0006-06.

 

1.6 Содержания водяного пара в атмосфере Марса: сезонное и пространственное распределение, полученное по результатам разных экспериментов на КА Марс-Экспресс.

 

Водяной пар – это малая составляющая марсианской атмосферы, играющая важную роль в климате планеты. Она подвержена значительным сезонным вариациям. Понять водяной цикл помогают Модели Общей Циркуляции атмосферы Марса, но проверка этих моделей лежит на сравнении их результатов с данными наблюдений. До начала работы КА Марс-Экспресс сезонный цикл и распределение водяного пара строилось в основном по результатам экспериментов MAWD/Викинг 1 и 2 и TES/Марс-Глобал-Сервейор. Марс-Экспресс – уникальная атмосферная миссия, сразу три эксперимента которой позволяют определить содержание водяного пара в атмосфере планеты. Одновременное использование этих данных позволяет сравнить как точность различных методик наблюдений, так и получить дополнительную информацию о вертикальном распределении водяного пара. В 2006г опубликованы результаты измерений водяного пара приборами СПИКАМ, измерения приборами ОМЕГА и ПФС находятся в стадии опубликования. Проведено сравнение данных Марс-Экспресс с данными с результатами прибора TES на КА Mars Global Surveyor, и результаты последнего скорректированы в сторону уменьшения на 30-50%.   

 

Д.ф.-м. н. Кораблев О.И., korab@iki.rssi.ru, 3333454

К. ф.-м. н. Игнатьев Н.И., inick@irn.iki.rssi.ru

К. ф.-м. н. Федорова А.А., fedorova@irn.iki.rssi.ru, 3331067

К. ф.-м. н. Титов Д.В., titov@mps.mpg.de   

 

Korablev, O.; Ignatiev, N.; Fedorova, A.; Rodin, A.; Zasova, L.; Bertaux, J.L.; Montmessin, F.; Encrenaz, T.; Lellouch, E.; Fouchet, T.; and 7 coauthors Water in Mars atmosphere: comparison of recent data sets Second workshop on Mars atmosphere modelling and observations, held February 2 7 - March 3, 2006 Granada, Spain. Edited by F. Forget, M.A. Lopez-Valverde, M.C. Desjean, J.P. Huot, F. Lefevre, S. Lebonnois, S.R. Lewis, E. Millour, P.L. Read and R.J. Wilson. Publisher : LMD, IAA, AOPP, CNES, ESA, 2006., p.244

 

T. Fouchet, E. Lellouch, N.I. Ignatiev, D. Titov, M. Tschimmel, V. Formisano, M. Giuranna, A. Maturilli and T. Encrenaz, Martian water vapour: Mars Express PFS/LW observations, Icarus, 2006 (submitted)

 

R. Melchiorri, T. Encrenaz, T. Fouchet, P. Drossart, E. Lellouch, B. Gondet, J.-P. Bibring ,Y. Langevin, B. Schmitt, D. Titov, N. Ignatiev. Water vapour mapping on Mars using OMEGA/Mars Express, Planet. Space Science, 2006 (in press).

 

Tschimmel, M.; Ignatiev, N.I.; Titov, D.V.; Lellouch, E.; Fouchet, T.; Formisano, V.; Giuranna, M.; Maturilli, A. Atmospheric water vapour from the PFS/Mars Express observations Second workshop on Mars atmosphere modelling and observations, held February 2 7 - March 3, 2006 Granada, Spain. Edited by F. Forget, M.A. Lopez-Valverde, M.C. Desjean, J.P. Huot, F. Lefevre, S. Lebonnois, S.R. Lewis, E. Millour, P.L. Read and R.J. Wilson. Publisher : LMD, IAA, AOPP, CNES, ESA, 2006., p.241

 

Fedorova, A., O. Korablev, J. L. Bertaux, A. Rodin, A. Kiselev, S. Perrier. Mars water vapor abundance from SPICAM IR spectrometer: seasonal and geographic distributions, J. Geophys. Res., 111, doi:10.1029/2006JE002695,  2006

 

1.7 Результаты исследований Марса с орбитального космического аппарата Марс-Экспресс по данным эксперимента  ПФС.

 

1)     Сезонные вариации  поля температуры

 

ПФС является уникальным прибором, позволяющим восстанавливать из одного и того же спектра температурный профиль и оптическую толщину аэрозоля, и вдоль каждой индивидуальной орбиты, получать поле температуры. Сезонные вариации температурного поля от весны до лета в северном полушарии можно видеть на примере орбит, проходящих через Tharsis. Практически везде вдоль всех трех орбит наблюдаются облака из водяного льда, оптическая толща которых растет к лету и после полудня (красная линия – оптическая толща облаков). Оптическая толща максимальна в районе вулканов, она растет от 0.5 при Ls =27°, 10h до 2 при Ls = 130°, LT=13h  и до нескольких единиц при Ls=97°, LT=16h. Облака из водяного льда наблюдаются в области южного полярного воротника (polar hood). В сезон Ls=913° CO2 может конденсироваться на поверхности при φ>40°S.

2)     Облака над северным полюсом в афелии и экваториальный пояс облаков

Впервые показано (сравнено с результатами GCM), что в афелии во время бурного таяния полярной шапки над северным полюсом образуются облака из водяного льда. Они формируются вблизи поверхности, где температурный профиль близкий к изотермическому и имеет слабую инверсию. Массовая плотность экваториальных облаков получена близкой к модельной. Результаты ПФС могут быть использованы для проверки модели в нестандартных ситуациях. При восстановлении температурных профилей, никакой априорной информации, полученной с помощью GCM не используется – результаты независимы.

 

3)     Сезонные вариации в северной полярной области

На основе температурных полей ПФС показано поведение температуры над северной полярной областью от поздней зимы, когда граница “polar hood” находится на широте 40-50° и наблюдается температурная инверсия на средних широтах на 10-20 км высоты, связанная с нагревом в нисходящей ветви ячейки Хэдли и водяными облаками (LS=342°). Полярная шапка из СО2 наблюдается при φ>60°, облака СО2 φ>70°. Весной край “polar hood” сдвигается на север, характер циркуляции изменяется и изменяется характер температурного профиля. Температурная инверсия появляется опять осенью. Она связана с облаками из водяного льда “polar hood” и нисходящей ветвью ячейки Хэдли. Обнаружена ПФС впервые

 

4) Утренняя дымка в долине Маринеров

 

Утренняя дымка в долине Маринеров наблюдалась PFS, OMEGA, HRSC.

По данным ПФС удалось отождествить состав и оценить размер частиц и оптическую толщину.

к. ф.-м. н. Засова Л.В., zasova@irn.iki.rssi.ru, 3333466

 

Zasova, L.V.; Formisano, V.; Grassi, D.; Giuranna, M.; Ignatiev, N.I.; Maturilli, A.
Water ice clouds from the PFS Mars Express data COSPAR2006-A-01412. Представлена в ASR

 

Zasova, L.V. Thermal structure of the Martian atmosphere: seasonal , local time and spatial variation from the PFS/Mars Express data. COSPAR2006-A-03232. Представлена в ASR

 

Zasova, L. V.; Formisano, V.; Grassi, D.; Giuranna, M.; Ignatiev, N.; Maturilli, A. Seasonal variation of the structure of martian atmosphere from PFS Mars express data: water ice clouds. 2nd Workshop on Mars Atmosphere Modelling and Observations, #261Z, 2006.

 

Rinaldi, G.; Formisano, V.; Grassi, D.; Cottini, V.; Ignatiev, N. I.; Zasova, L. V.  Is the scattered radiation inside the 2.7 microns CO2 band a measurement of the aerosols dust opacity? 2nd Workshop on Mars Atmosphere Modelling and Observations, #226R, 2006.

 

Giuranna, M.; Hansen, G.; Maturilli, A.; Zasova, L.; Formisano, V.; Grassi, D.; Ignatiev, N. Spatial variability and composition of the seasonal north polar cap of Mars. 2nd Workshop on Mars Atmosphere Modelling and Observations, #424G, 2006.

 

Grassi, D.; Wolkenberg, P.; Fiorenza, C.; Formisano, V.; Ignatiev, N. I.; Zasova, L. V.  Studies of the local circulation in the martian atmosphere from PFS data. 2nd Workshop on Mars Atmosphere Modelling and Observations, #131G, 2006.

 

 Zasova, L. V.; Formisano, V.; Moroz, V. I.; Bibring, J.-P.; Grassi, D.; Ignatiev, N. I.; Giuranna, M.; Bellucci, G.; Altieri, F.; Blecka, M.; Gnedykh, V. N.; Grigoriev, A. V.; Lellouch, E.; Mattana, A.; Maturilli, A.; Moshkin, B. E.; Nikolsky, Yu. V.; Patsaev, D. V.; Piccioni, G.; Ratai, M.; Saggin, B.; Fonti, S.; Khatuntsev, I. V.; Hirsh, H.; Ekonomov, A. P. Results of measurements with the Planetary Fourier Spectrometer onboard Mars Express: Clouds and dust at the end of southern summer. A comparison with OMEGA images. Cosmic Research, 44, n4, 2006

 

1.8  Гравитационные волны в атмосфере Марса (по ОМЕГА и ПФС измерениям).

 

Обнаружены гравитационные волны в атмосфере Марса над северной полярной шапкой Марса, связанные с областями, где существуют облака из СО2. Эти волны обнаруживаются в распределении эмиссии О2 1.27 мкм, облаков из водяного льда и льда СО2. Они обнаруживаются только на широтах, где возможна конденсация СО2 в атмосфере. Одновременные наблюдения с ПФС позволяют отделить области, где СО2 лед лежит на поверхности, т.е. наблюдается полярная шапка из льда СО2, а где существуют облака из СО2 и объяснить наблюдаемую антикорреляцию льдов Н2О и СО2.

 

Максимум содержания озона обнаружен в северной полярной области на щироте 65°.

 

 

Верхний рисунок – распределение эмиссии кислорода 1.27 мкм в северной полярной области в конце полярной зимы

2 сверху – распределение водяных облаков, полярный вихрь

3 сверху – распределение льда СО2 на поверхности и в атмосфере

Нижний – Распределение видимого содержания озона

 

к. ф.-м. н. Засова Л.В., zasova@irn.iki.rssi.ru, 3333466

 

L.V. Zasova, F. Altieri, D. Grassi, G. Bellucci, J.-P. Bibring, N.I. Ignatiev, T. Encrenaz.  Ozone in Martian atmosphere from the 1.27 µm O2 emission: OMEGA Mars Express measurements. Conference on Mars atmospheric modeling and observations. 2006

 

L.V. Zasova, F. Altieri, D. Grassi, G. Bellucci, J.-P. Bibring, V. Formisano, N.I. Ignatiev, T. Encrenaz. The 1.27 µm O2 day glow and ozone in Martian atmosphere from OMEGA Mars Express measurements. COSPAR 2006. COSPAR2006-A-01409. Представлена Advances in Space Research

 

F. Altieri, L.V. Zasova, D. Grassi, G. Bellucci, J.-P. Bibring, N.I. Ignatiev, T. Encrenaz Apparent abundance and vertical profile of ozone from OMEGA measurements.  EPSC2006-A-00569, Euruplanet conference , 2006

 

L.V. Zasova, F. Altieri, D. Grassi, G. Bellucci, J.-P. Bibring, N.I. Ignatiev. OMEGA Mars Express : ozone distribution in Martian atmosphere. Will be published in special issue of JGR devoted to OMEGA  Mars Express

 

1.9  Код с учетом многократного рассеяния для интерпретации лимбовых измерений Марс Экспресс (ПФС ОМЕГА).

 

Результаты:

- успешно протестирован компьютерный код SCATRD;

- разработан и успешно протестирован код SCATRD-OFOS (базирующийся на коде SCATRD и адаптированный для орбитальных спектрометрических измерений);

- восстановлен высотный профиль аэрозольного поглощения для длины волны 1.23 мкм по данным лимбовых наблюдений Omega Mars Express.

 

 

 

Майоров Б, bogdan@irn.iki.rssi.ru, 3334102

 

A.V.. Vasilyev, В. S. Mayorov, L. V. Zasova, Jean-Pierre Bibring, A. A. Fedorova. 'SCATRD' code for calculation of multiple scattering solar radiation in the spherical atmosphere. First application to Omega MEX limb aerosol profiles.

Report: 2006, October, 16-19, Russia, Moscow, Space Research Institute of the Russian Academy of Sciences. The conference devoted to 75-anniversary of V. I. Moroz: “Planetary studies and future missions”

 

1.10  Наблюдения полярных регионов Марса в сезон афелия картирующим спектрометром ОМЕГА на КА Марс-Экспресс

 

По данным картирующего спектрометра ОМЕГА на КА Марс-Экспресс построены карты северного полярного региона Марса в спектральных индексах конденсированных форм воды (водяного льда и гидратов). В работе проанализированы данные в спектральном диапазоне 1-2.6 мкм. В картах, полученных в сезон афелия, выявлены признаки широтной миграции и зональная структура. Для коррекции атмосферного поглощения проведены расчеты спектральных функций пропускания атмосферы для условий наблюдений, включая геометрию, сезон и местное время. Для учета температуры атмосферы и давления у поверхности использована база данных European Mars Climate Database (Forget et al., 1999).  Аэрозольная составляющая атмосферы не учитывалась. Для картирования  использовались относительные глубины полос связанной воды и водяного льда.  На рис. 1 представлены широтные вариации количества связанной воды по полосе 1.91 мкм. Картирование по трем широким полосам водяного льда: 1.2, 1.5 и 2.0 мкм, выполненное в ложных цветах представлено на рис. 2. По относительным глубинам этих полос можно судить о средних размерах частиц на поверхности (рис. 3) 

Рис. 1. Распределение связанной воды в приполярных районах северного полушария во время северного лета (ls~91-93)

                      

Рис. 2. Распределение льда H2O в приполярной области северного полушария  летом (ls~91-93) в псевдоцветах:

Red  – 1.2 µm

Green – 1.5 µm  ice

Blue – 2.0 µm

 

 
 

 

 

 


Рис. 3. Зависимость относительных глубин полос поглощения льда H2O в зависимости от размеров частиц материала, Langevin et al.,2005

 

 

Благодаря аккуратному рассмотрению проблемы атмосферного поглощения удалось добиться более высокого качества коррекции спектров по сравнению с аналогичными алгоритмами, применяемыми в настоящее время в эксперименте. Результаты исследований подготовлены к публикации.

Кузьмин Р.О., rok@geokhi.ru

Евдокимова Н.А. evdokimova@iki.rssi.ru, 3331067

 

Evdokimova N.A., Kuzmin, R.O., Rodin A.V., Fedorova A.A., Bibring J.-P., and OMEGA team Mapping of the water ice and bound water spectral indices in the Northern polar region of Mars, based on OMEGA (Mars Express) data. Vernadsky-Brown microsymposium #42, M44_17, Москва, 2006.

 

2. ВЕНЕРА

 

2.1 Результаты исследований Венеры с орбитального космического аппарата «Венера-Экспресс» приборами с российским участием.

Статьи с первыми результатами экспериментов проекта Венера-Экспресс готовятся для специального номера журнала Nature.

 

2.1.1 Высотное распределение и химический состав мезосферы Венеры по результатам солнечные и звездные просвечивания в эксперименте SPICAV/SOIR.

 

Область выше ~70 км в атмосфере Венеры, называемая мезосферой, находится на границе двух режимов общей циркуляции: четырехдневной суперротации, наблюдаемой в верхнем слое облаков, и анти-солнечной циркуляции в термосфере. Известно, что в фотохимические реакции в этом слое вовлечены SO2, H2O, HCl и другие вещества, однако их распределение до сих пор плохо известно из наблюдений.  Наблюдалась оптически-тонкая дымка переменной толщины и такие малые составляющие атмосферы как CO, SO2 and H2O. Вертикальное распределение дымки и этих соединений известно плохо, так как спускаемые аппараты проводили измерения в атмосфере лишь начиная с ~60 км.

В эксперименте SPICAV/SOIR на борту КА Венера Экспресс техника солнечного и  звездного просвечивания впервые распространена на атмосферу Венеры. Она позволяет получить уникальную информацию структуре и химическом составе этой важной области венерианской атмосферы. Профили температуры и плотности получены для различных широт. Ночная температура, определенная по звездному просвечиванию в УФ-диапазоне существенно выше чем в стандартной модели (150 K вместо 127 K). Слой оптически-тонкой дымки простирается вплоть до 105 км, его шкала высоты 5 км. УФ наблюдения позволяют оценить размер частиц как субмикронный. Есть указания и на наличие частиц большего размера вблизи экватора (скорее всего, частиц водяного льда), о чем свидетельствуют  относительно редкие наблюдения ореола вокруг звезды. Прибор SOIR являющийся частью аппаратуры SPICAV, представляет собой эшелле-спектрометр, в котором селекция порядков дифракции производится при помощи акустооптического фильтра. Он предназначен для исследования спектра атмосферы Венеры  методом солнечного просвечивания в ИК-диапазоне (2.2-4.3 мкм) с разрешением 0.15 см-1. Прибор позволяет измерять профили многих составляющих атмосферы, и такие газы, как CO2, H2O, HDO, HCl, HF и CO были отождествлены сразу же после первых измерений. В основном, высотное распределение измеряется в интервале 65-110 км. Эти данные позволяют получить новые для химических моделей атмосферы Венеры и сделать выводы об эволюции запасов воды на планете. Оптическая плотность аэрозоля на различных длинах волн (0.6-1.5 мкм) была исследована при помощи ИК-спектрометра SPICAV на основе акустооптического фильтра.  Этот прибор, являющий одним из трех каналов комплекса  SPICAV/SOIR разработан и изготовлен в ИКИ РАН. Радиус частиц аэрозоля, предположительно водного раствора H2SO4, увеличивается с 0.3 до 1.1  мкм при изменении высоты с 90 до 72 км. На этих высотах уверенно отождествляется бимодальной распределение аэрозоля.

 

Д.ф.-м.н. Кораблев О.И., korab@iki.rssi.ru, 3335434

К. ф.-м. н. Федорова А.А., fedorova@irn.iki.rssi.ru, 3331067

 

J.L. Bertaux, D. Nevejans, O. Korablev, E. Villard, E. Quémerais A. Fedorova, J.P. Dubois, E. Neefs, C. Muller, F. Leblanc, SPICAV/SOIR: a suite of three spectometers to study the global structure and composition of the Venus atmosphere COSPAR-2006-A-02900, C3.3-0005-06.

 

О.И. Кораблев, И.И. Виноградов, А.В. Григорьев, А.В. Киселев, Ю.К.Калинников, А.В.Степанов, А.А. Федорова Акустооптические спектрометры для исследования планет. Выездной семинар ИКИ РАН «Космическое приборостроение», Россия, Таруса, 7-9 июня 2006, тезисы, стр. 34

 

Nevejans, D.; Neefs, E.; van Ransbeeck, E.; Berkenbosch, S.; Clairquin, R.; de Vos, L.; Moelans, W.; Glorieux, S.; Baeke, A.; Korablev, O.; Vinogradov I.I. and 4 coauthors Compact high-resolution space borne echelle grating spectrometer with acousto-optical tunable filter based order sorting for the infrared domain from 2.2 to 4.3 µm Applied Optics, vol. 45, Issue 21, pp.5191-5206

 

Jean-Loup Bertaux, D. Nevejans, O. Korablev, E. Villard, E. Quémerais, E. Neefs, F. Montmessin, F. Leblanc, J.P. Dubois, E. Dimarellis, A. Hauchecorne, F. Lefèvre, P. Rannou, J.Y. Chaufray, M. Cabane, G. Cernogora, G. Souchon, F. Semelin, A. Reberac, E. Van Ransbeek, S. Berkenbosch, R. Clairquin, C. Muller, F. Forget, F. Hourdin, O. Talagrand, A. Rodin, A. Fedorova, A. Stepanov, I. Vinogradov, A. Kiselev, Yu. Kalinnikov, Georges Durry, B. Sandel, A. Stern, J.C. Gérard SPICAV/SOIR on Venus Express: Three Spectrometers to Study the Global Structure and Composition of the Venus Atmosphere, Planet. Space Sci., 2006, (in press).

 

2.1.2 VIRTIS. Южный полярный диполь.

 

Сравнение с северным полярным диполем (Венера 15) показывает, что и южный полярный расположен на высоте около 60-61 км, так же как и северный.

На широте > 80°  в Южной полярной области также наблюдается плотный облачный слой с резкой верхней границей. Излучение в окне 2.35 µm отсутствует практически везде на широте > 80° и в окне 1.74 µm так же близко к нулю.

В более коротковолновых окнах излучение хоть и ослаблено, но присутствует, это связано с альбедо однократного рассеяния, очень близким к 1. Этот факт – косвенное указание на то, что наблюдаемые в диполе облака состоят из серной кислоты (В спектрах Венеры 15 на этих широтах имеются детали, связанные с серной кислотой).

Таким образом, мы находим, на широтах φ > 80° S  плотный облачный слой с верхней границей на 59-63 км, состоящий из серной кислоты, форма этой области (темной в 1.74µm) повторяет форму диполя (“S”). Область эта неоднородна, и наблюдаются отдельные районы с более разреженными облаками. На широтах 75-80° (в горячих областях диполя) облака наиболее разрежены (это подтверждает и изображение в 1.74µm, здесь наблюдается  максимум интенсивности).

В области холодного воротника, изменение соотношения интенсивности 1.74/2.35 (изменениям в большей степени подвержена интенсивность в окне 2.35 µm) говорит в пользу изменения размера частиц. Это также находится в согласии с данными Венеры 15 – крупные частицы наблюдаются в самых холодных областях, где верхняя граница облаков расположена достаточно низко (например, в направлении утреннего терминатора)

 

5.1 μm                                                            1.74 μm

 

 

 

к. ф.-м. н. Засова Л.В., zasova@irn.iki.rssi.ru, 3333466

 

2.1.3  Эмиссия О2 1.27 μm на ночной стороне Венеры по данным VIRTIS.

 

Эмиссия кислорода налагается на излучение нижней атмосферы в окне прозрачности 1.27 μm, которое наблюдается сквозь облачный слой на ночной стороне Венеры. Однако максимум теплового излучения смещен в длинноволновую сторону. Нами было предложен способ отождествления эмиссии кислорода построением  RGB изображений внутри окна 1.27 μm. Эмиссия кислорода при .том будет окрашена в бело-голубые тона, а тепловое излучение в красно-коричневые. Примеры распределения эмиссии кислорода на ночной стороне Венеры приведены ниже .

 

По сериям изображений будет получено распределение скоростей ветра на высоте 90-100 км в атмосфере Венеры

Получены вертикальные профили распределения эмиссии О2 вдоль луча зрения. Следующим этапом будет получение непосредственно вертикальных профилей с помощью «onion technique».

Примеры приведены ниже. Максимумы соответсвуют более низким высотам, чем в реальном вертикальном профиле, так как эмиссия здесь проинтегрирована вдоль луча зрения.

Примеры вертикальных профилей излучения кислорода, проинтегрированное по лучу зрения. По оси х – интенсивность в W/m2/mkm/sr

 

к. ф.-м. н. Засова Л.В., zasova@irn.iki.rssi.ru, 3333466

Шакун А.В., avshakun@irn.iki.rssi.ru, 3334102

 

2.2  Результаты исследований Венеры Фурье-спектрометром на КА Венера15.

 

Опубликован обзор данных последних советских миссий к Венере. Построена термическая модель атмосферы. Средняя атмосфера, где особенно существенно влияние термических приливов, построена модель в зависимости от местного времени.

Результаты измерений ФС В15 и их интерпретации сохранили свою значимость в настоящее время в связи с отказом ПФС. Частично задачи ПФС перекрываются другими экспериментами, как VIRTIS, но не на дневной стороне планеты.

Перечислим результаты, которые ФС В15 были получены впервые:

1.               Трехмерное поле температуры в координатах: широта-высота-местное время в средней атмосфере 55 – 100 км

2.               Показано, что температура на определенной широте – высоте – описывается разложением Фурье (термический прилив) в зависимости от местного времени с сохранением до ¼ сут гармоники термического прилива. Построено распределение амплитуд гармоник в зависимости от широты и высоты

3.               Впервые скорости термического ветра получены без зонального усреднения (это позволяла полярная орбита). Это показало важность приливов и в распределении скорости  ветра и в частности скорость ветра в средне-широтном джете описывается разложением Фурье в зависимости от местного времени с сохранением гармоник до ¼ сут. Максимальная скорость ветра наблюдается утром около 9 АМ,  а минимальная  после полудня около 4 РМ.

4.               Облака (ИК измерения практически нечувствительны к наличию частиц моды 1). Показано, что основным компонентом облаков на всех широтах является серная кислота (мода 2). Большие частицы (мода 3) отождествлены в низких широтах ниже 57 км  (как и Пионер Венера) и в холодном воротнике. В последнем случае они отождествляются в самых холодных  частях при низком положении верхней границы. Большие частицы в холодном воротнике тоже состоят из серной кислоты (ее полосы отождествляются в спектрах)

5.               Впервые получено положение верхней границы и шкалы высоты облаков в зависимости от широты и местного времени. Верхняя граница облаков снижается с широтой и уменьшается шкала высоты. Положение верхней границы облаков в зависимости от местного времени имеет солнечно-связанный характер.

6.               Полярный диполь наблюдался как два горячих пятна (температура 245-255К) по сравнению с окружающим полярным районом. Наиболее горячие области наблюдались на широтах около 78 °  Шкала высоты облаков в диполе составляет около 1 км и положение верхней границы облаков ( в наиболее оптически плотном районе) 60-61 км. При φ > 80° облака расположены выше на 1-3 км и имеют шкалу высоты < 0.5km (плотные облака с резкой верхней границей особенно при φ >85 °).

7.                Три фундаментальных полосы SO2, имея существенно различный коэффициент поглощения и находясь в областях спектра с существенно различным коеффициентом аэрозольного поглощения позволили восстановить вертикальные профили SO2. Содержание воды получено по двум полосам: 6.3 и 40 µm.

Венера 15. Положение верхней граница облаков в зависимости от широты

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 


к. ф.-м. н. Засова Л.В., zasova@irn.iki.rssi.ru, 3333466

 

Zasova L.V., N. Ignatiev, I. Khatuntsev, V.  Linkin.  Structure of the Venus atmosphere. Planet. Space Sci., in press.

 

Засова Л.В., В.И. Мороз, Н.И. Игнатьев,  И.В. Хатунцев, В. Формизано. Исследование Венеры с помощью ИК-Фурье спектрометров: ФС на Венере 15 и ПФС – на Венере Экспресс. Космические исследования, т.44, n.4, 2006

 

 Засова Л.В., В.И. Мороз, В.М. Линкин, И.В. Хатунцев, Б.С. Майоров. Строение атмосферы Венеры от поверхности до 100 km. Космические исследования, т.44, n.4, 2006

 

 L.V. Zasova. Atmospheric structure and cloud properties on Venus. European Planetary Science Conference. Berlin,18-20.09,2006. Приглашенный доклад. Абстракт EPSC2006-A-00485

 

de Bergh,C.; Moroz,V.I.; Taylor,F.W.; Crisp,D.; Bézard,B.; Zasova,L.V. The composition of the atmosphere of Venus below 100 km altitude: An overview. Planetary and Space Science, Volume 54, Issue 13-14, p. 1389-1397, 2006

 

3 МЕРКУРИЙ

 

3.1 Новые наблюдения планеты Меркурий в утренней элонгации.

 

В работах L. Ksanfomality, G. Papamastorakis and N. Thomas (The planet Mercury: Synthesis of resolved images of unknown part in the longitude range 250-290OW. Planetary and Space Science, 2005, v. 53, pp. 849-859); и Л.В. Ксанфомалити (Разрешенные изображения неизвестного сектора поверхности планеты Меркурий // Письма в астрономический журнал, 2005, том 31,№11, с. 860–880) приводились результаты обработки массива изображений Меркурия, полученного в весенней вечерней элонгации 2002 г. Рассматривая возможности развития методов обработки, в отчете ИКИ за 2005 г. я уже приводил основные характеристики метода коротких экспозиций, как они были рассмотрены в работе Фрайда (1978). В работе приводился подробный анализ искажений волнового фронта атмосферными турбулентностями. Фрайд рассматривал искажения волнового фронта, создаваемые атмосферными неоднородностями плотности с характерными размерами r и протяженностью вдоль луча ro, которые ухудшают разрешение астрономических инструментов. Основные выводы работы Фрайда (1978) заключаются в том, что при фиксированной шкале турбулентности r0 вероятность “удачной короткой экспозиции” p наиболее высока при наблюдениях перед рассветом, когда атмосферная турбулентность еще не возникла, а для дневных наблюдений (с малыми зенитными расстояниями) достаточно длительные экспозиции можно получить при небольших дневных ветрах.  «Удачной» считается экспозиция, при которой наклон волнового фронта не превышает 1/2 (λ/D).

 

Действительно, имеющиеся экспериментальные данные показывали, что утренние экспозиции улучшает разрешение астрономических изображений (Л.В. Ксанфомалити и др., Астрон. Вестн., 2002). Но обсерватория в Грузии практически недоступна, а попытки провести такие наблюдения в обсерватории Пик Терскол (2003-2005) оказались невозможными из-за технических ограничений прекрасного 2-м телескопа. По согласованию с  администрацией САО РАН (Нижний Архыз) мне было выделено 11 ночей (16-26 ноября) в очень благоприятный для наблюдений период утренней элонгации 10-30 ноября 2006 г. В этот период 4 ночи оказались пригодными для наблюдений. Удалось получить большой экспериментальный материал. Положение обсерватории 41o26’29”E, 43o39’11”N.

 

 Следует напомнить, что сама идея повышения разрешения астрономических изображений путем применения коротких экспозиций существовала давно (Л.В. Ксанфомалити, 1999; 2001; 2004; 2005 и др.), 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 электронных снимков Меркурия.

 

Обработка полученных данных еще предстоит, но пробный экспресс-анализ показывает, что результаты намного превосходят полученные ранее. Это неизвестный сектор Меркурия, примыкающий с запада к исследованному в работе Л.В. Ксанфомалити (Разрешенные изображения неизвестного сектора поверхности планеты Меркурий // Письма в астрономический журнал, 2005), показанному для сравнения на рис.2. Схема долгот нового наблюдавшегося сектора планеты показана на рис. 1, а на рис.3 приведен предварительный результат экспресс-синтеза нового изображения. Депрессии типа кратерных морей, с центральными образованиями, долины и материковые районы видны достаточно четко. Планета представлена в той позиции, как была видна в телескоп, северный полюс справа. Полосы в полярных зонах – дефекты обработки. Светлая дуга вдоль лимба, вероятнее всего, луч выбросов из ударного кратера вблизи северного полюса. У теминатора, севернее экватора виден гигантский кратер Бассейн Скинакас, диаметром около 1000 км (центр 285оW, 8oN) причем хорошо различимы его детали. Подтверждается его сложная структура, включающая темный 400-км кратер со светлым центральным образованием и деформированные примыкающие депрессии.

(Работа еще не опубликована).

 

 Новые изображения поверхности планеты, рис. 2 и 3, покрывают значительную часть поверхности Меркурия, остававшейся не заснятой камерой МАРИНЕРА-10. Подтверждается, что протяженные детали рельефа, подобные темным бассейнам, по-видимому, асимметрично распределены по поверхности Меркурия.

д.ф.-м.н. Ксанфомалити Л.В., ksanf@iki.rssi.ru, 333-23-22

 

3.2   Фотометрические свойства поверхности (реголита) Меркурия.

 

Модели закона отражения для поверхности Меркурия .

Разрешенные наблюдения диска Меркурия позволяют попытаться уточнить закон отражения для поверхности планеты. Интенсивность света, отраженного областью планетного диска

где r является коэффициентом отражения или первым элементом так называемой матрицы отражения, зависящей от косинусов углов зенита Солнца m0 и наблюдателя m and on the azimuth difference  и от разницы в азимутах y между направлениями падения и отражения. pFo является потоком, падающим нормально на единичную площадку. Естественно, коэффициент отражения зависит также от свойств поверхности планеты. В случае Меркурия с его очень разреженной атмосферой, коэффициент отражения главным образом зависит от свойств реголита, составляющего поверхность.

Для описания фотометрических свойств реголита поверхности было предложено множество моделей и была предпринята их параметризация в терминах их оптических и физических свойств (см., например, Hapke, 1993). Среди них одна из самых простых - формула Миннаерта с единственным параметром k,  описывающим так называемую шероховатость поверхности:

где k изменяется от 0.5 (очень грубая поверхность) до 1.0 (известный закон Ламберта для изотропно отражающей поверхности), а rs0 – альбедо поверхности. 

            Наиболее часто используемая модель отражения поверхностью была создана Hapke (1993), который попытался получить фотометрическую функцию для поверхности из макрочастиц из уравнения переноса излучения. Формула включает эффекты анизотропного рассеяния, многократного рассеяния, пористости, блокирования и затенения индивидуальными частицами в микроскопическом масштабе и, наконец, макроскопическую  шероховатость поверхности. Здесь не приводится окончательный вид этой формулы, потому что, во-первых, она длинна и сложна, и, во вторых, может быть легко найдена в книге Hapke (1993) или в последней работе, посвященной этой проблеме

 (Hapke, 1984). В своих работах Hapke (1984, 1993) применял также эту модель к профилям яркости Меркурия, построенным  по данным Маринера-10 и оценивал обоснованность модельных параметров на основе сравнения теоретической фотометрической функции с наблюдаемым долготным и широтным распределением  яркости. Были получены следующие значения параметров его модели:

w =0.25, h=0.40, q=20°, P(a)=1+0.579P1+0.367P2 (где P1 и P2 – первый и второй полиномы Лежандра, соответственно).

Другой подход в поисках закона отражения поверхности из реголита базируется на предположении, что свободная поверхность макрочастицы должна иметь ту же самую фотометрическую функцию как и поверхность (Акимов и Корнинко, 1994). В этом случае, формула, полученная для яркости выделенной области наблюдаемого планетного диска содержит только геометрические параметры и альбедо поверхности:

              

где a -- угол фазы, l и j -- фотометрические долгота и широта. l  отсчитывается от центрального меридиана наблюдаемой поверхности и

Следующие соотношения позволяют преобразовать a, l, и j в азимут и зенитное расстояние падающего и отраженного лучей:

где L = l + a/2 фотометрическая долгота, отсчитываемая от субтерральной точки. На рис. 1 приведено сравнение этих моделей для фазового угла 50°.

Рис. 1. Модели: Minnaert (k=0.95)   Hapke (для параметров, приведенных выше)  Акимов

Очень большое число изображений Меркурия, полученное в наземных астрономических наблюдениях лаб. 535 преставляют фактические данные для разных фазовых углов. Пример изображения для угла 60.5° показан на рис. 2.

Рис. 2.

Хотя формула Акимова никаких физических параметров, описывающих свойства реголита, не содержит эта модель, кажется, описывает распределение яркости по Ртутному диску Меркурия лучше всех. На рис. 3. показаны результаты вычитания соответствующей модели из изображения Меркурия, приведенного выше.

Рис.3

Тонкие контуры и точки около центра каждого изображения - результаты процедуры совмещения. Области различных серых оттенков, разделенных прямыми границами в верхнем правом углу каждого изображения - следы поворота и перемещения начального изображения Меркурия для получения вертикального положения терминатора. 

 

Другая полуэмпирическая формула, предложенная Акимовым (1988) содержит два параметра для описания свойств реголита. Хотя она была успешно применена для Луны с использованием как наземных наблюдений, так и данных аппарата Клементина (см., Kreslavsky и другие., 2000), модельное изображение, построенное этим методом (рис. 4), отличается от изображений Меркурия и больше напоминает модели Hapke и Minnaert.

Рис. 4

Для характеристики поверхности были также рассмотрены как изотропный, так и неизтропный законы рассеяния. Было получено, что (1) альбедо поверхности может быть оценено с помощью метода теней; (2) метод теней очень хорошо работает в длинноволновых каналах. В то же время метод имеет следующие ограничения: (1) его точность чувствительна к пространственному разрешению изображений; (2) метод несколько «субъективен», поскольку результат зависит от корректного выбора сравниваемых областей.

 

Литература:

Акимов Л.А. Кинематика и физика небесных тел. Т.4, 1, 3-10, 1988.

Акимов Л.А. и Корниенко Ю.В. Рассеяние света лунной поверхностью.  Кинематика и физика небесных тел. Т.10, 2, 15-22, 1994.

 

Hapke, B. Bidirectional reflectance spectroscopy. 3. Correction for macroscopic roughness. Icarus, 1984, 59, 41-59.

 

Hapke, B. Theory of Reflectance and Emittance Spectroscopy. Cambridge Univ. Press, New York. 1993.

 

Kreslavsky M.A., Shkuratov Yu.G., Velikodsky Yu.I., Kaydash V.G., Stankevich D.G. Photometric properties of the lunar surface derived from Clementine observations. J.Geophys.Res.,105, E8, 20281-20295, 2000.

 

W.J. Markiewicz,  E.V. Petrova, N.M. Hoekzema, A. Inada, H.U. Keller, K. Gwinner, H. Hoffmann, G. Neukum, and the HRSC Co-Investigator Science Team

            «The retrieval of atmospheric optical depth and surface albedo of Mars from the brightness of surface shadows in the HRSC images» Geophysical Research Abstracts, Vol. 7, 05193, 2005

 

O. Korablev , V.I. Moroz, E.V. Petrova, A.V. Rodin

«Optical properties of dust and the opacity of the Martian atmosphere»

Advances in Space Research 35, 21–30, 2005

 

д.ф.-м.н. Ксанфомалити Л.В., ksanf@iki.rssi.ru, 333-23-22

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

 

L. Ksanfomality. Resolved Images of Surface of the Planet Mercury in Longitude sector 210 to 290ºW.  XXVIth General Assembly of IAU. Prague, August 14-25, 2006. Abstract book, pp.             349/JD10-23).

 

Л. В. Ксанфомалити. Транзиты внесолнечных планет на низких орбитах

Бюлл. Спец. астрофиз. обсерв., Т. 60, стр. ХХ, 2006

 

Л.В.Ксанфомалити. Планеты, карликовые планеты и малые тела в солнечной системе // Принята в Астрономический вестник, 2006

 

Л.В.Ксанфомалити. Поиск  внесолнечных  планет  поляриметрическим  методом // Принята в Астрономический вестник, 2006.

 

Л. В. Ксанфомалити. Внесолнечные низкоорбитальные планеты. Диссипация их

атмосфер и вероятное магнитное поле. Представлена в Письма в АЖ, 2006

 

Л.В.Ксанфомалити. Планетные системы звезд // Наука и жизнь, №№11-12, 2006

 

Л. Ксанфомалити.  Вселенная в темных тонах: темная материя, темная энергия, темные эпохи (Киев), 2005, №9-10 (16-17), с. 6–11. Научно-популярная статья, ч.1, 2.

Научно-популярная статья в Киевском журнале.” Вселенная, пространство, время” на основе переработанной публикации 2005 г. из журнала «Наука и Жизнь».

 

4. РАННЯЯ ЭВОЛЮЦИЯ ПЛАНЕТНЫХ ТЕЛ

 

Химия ударных процессов.

 

4.1 Термовосстановление слабо сидерофильных элементов на стадии аккреции Земли и Луны.

Исследована проблема дефицита слабо сидерофильных элементов (V, Cr, Mn) в земной мантии. Предложено новое решение этой проблемы, которое заключается в механизме металлизации элементов при ударной аккреции планеты и выводе V, Cr, Mn в ядро Земли. Из экспериментальных данных следует, что в процессе высокотемпературного испарения и плавления ультраосновных составов происходит частичное восстановление элементов. Эксперименты проведены на лазерной импульсной установке, а анализ продуктов эксперимента выполнен методами XPS (конденсат) и AUGER спектроскопии (стекло). Изучение валентного состояния элементов доказывает высокую степень восстановления Fe, V, Mn, Cr (а также Si и Mg) и в паре, и в расплаве при высокой температуре. Определение содержания кислорода в стеклах косвенно подтверждает этот процесс, так как по сравнению с исходным составом  ~20% О2 выходит из расплава. Образование металлических форм элементов в ударном процессе позволяет предполагать подобные явления на стадии ударной аккреции и объяснить тем самым наблюдаемый дефицит сидерофильных элементов в силикатном веществе Земли и на Луне.

 

Яковлев О.И., Диков Ю.П., Герасимов М.В. Термовосстановление слабо сидерофильных элементов на стадии аккреции Земли и Луны: результаты экспериментов. Электронный Информационный журнал «Вестник Отделения Наук о Земле РАН», 2006. (Материалы Ежегодного семинара по экспериментальной минералогии, петрологии и геохимии. Москва. 2006)

 

Яковлев О.И., Диков Ю.П., Герасимов М.В. Экспериментальные данные

термовосстановления Mn, Cr и V и их геохимическая интерпретация на стадии аккреции Земли и Луны. Ежегодный семинар по экспериментальной минералогии, петрологии и геохимии. (ГЕОХИ РАН, ИЭМ РАН). Тезисы Докладов, Москва, 2006, с. 87-88.

 

Dikov Yu.P., Gerasimov M.V., Yakovlev O.I.. High-temperature reduction of slightly siderophile elements (V,Cr and Mn) in impact process. LPSC XXXVII, 2006, LPI Houston, #1087. CD-ROM.

 

4.2 Экспериментальные данные по термовосстановлению фосфора и железа и их значение для интерпретации ударного изменения вещества на Луне.

 

В модельных экспериментах, имитирующих ударное плавление и испарение, исследуется вопрос об изменении валентного состояния фосфора на Луне. Показано, что при высокой температуре, характерной для ударного процесса, фосфор изменяет свою валентность, частично переходя из окисленной (фосфатной) формы в восстановленную  (нульвалентную). Восстановление фосфора происходит параллельно с восстановлением железа из силикатов. При этом процесс металлизации железа и фосфора обусловлен исключительно эффектом термовосстановления. Подтверждается предположение, высказанное ранее рядом авторов, что фосфаты Луны (апатит и витлокит) могут быть источниками восстановленного фосфора, из которого с восстановленным железом образуются типичные для материковых пород Луны фосфор-несущие минералы – шрейберзит и раствор фосфора в железе.

 

Яковлев О.И., Диков Ю.П., Герасимов М.В. Экспериментальные данные по термовосстановлению фосфора и железа и их значение для интерпретации ударного изменения вещества на Луне. Геохимия. 2006. № 9. с. 915-923.

 

4.3 Рассмотрены возможные механизмы восстановления железа при ударном процессе.

Экспериментальные данные показывают, что восстановление железа из первично окисленного вещества происходят: а) в реакциях термической диссоциации окислов железа; б) в реакциях с восстановителями типа H2, C и S; в) в реакции диспропорционирования по схеме  3FeO = Fe0 + Fe2O3. Эксперименты показывают также, что восстанавливаются  и сидерофильные элементы, которые концентрируются в образующейся при ударе металлической фазе. Приводятся данные, доказывающие возможность эффективного синтеза углеводородов при ударе. Синтез происходит по механизму Фишера-Тропша на поверхности сконденсированных частиц пара. Рассмотрен также механизм агрегации и удаления металлической фазы при разлете облака пара.

 

Яковлев О. И., Диков Ю. П., Герасимов М. В.  Экспериментальные данные по диспропорционированию железа в высокотемпературных процессах плавления и испарения. 7-я Международная конференция «Физико-химические и петрофизические исследования в науках о Земле». 2006, Борок, Ярославская обл. Москва. ИФЗ РАН. С.86-88.

 

Gerasimov M.V., Dikov Yu.P., Yakovlev O.I.  The effect of reduction of elements on their dynamics during impact. In: 40th ESLAB Symposium, First International Conference on Impact Cratering in the Solar System, ESTEC, Noordwijk, The Netherland, 2006, CD-ROM, #75.

 

4.4 Проблема глобального химического изменения вещества Земли в процессе ударной аккреции.

При высокоскоростном ударе происходит селективное испарение высокотемпературного расплава. При этом пар обогащается относительно летучими компонентами – щелочами и кремнеземом, что по ходу аккреции должно приводить к образованию более щелочного и кислого (гранитоидного) материала поверхностных зон планеты. Помимо дифференциации главных ударного расплава происходит разделение микроэлементов и обогащение паровой фазы редкоземельными элементами и рядом других некогерентных  микроэлементов. В работе приводятся данные, показывающие, что в ходе высокотемпературного плавления происходит восстановление железа и других сидерофильных элементов. Высказывается предположение, что выделение металлической фазы, несмешивающейся с силикатным расплавом, может привести к увеличению массы металлического ядра. Обсуждается также проблема взаимодействия летучих при разлете облака пара и приводятся данные об образовании и процессе полимеризации углеводородов.

Экспериментальные данные получены на имитирующих ударное плавление и испарение установках – легкогазовая пушка (скорость соударения 6 км/сек) и импульсный лазер. Результаты экспериментов интерпретируются в рамках проблемы дифференциации вещества планет на начальной, ударно-аккреционной стадии эволюции. Дифференциация вещества происходит при селективном испарении высокотемпературного ударного расплава. В экспериментах обнаружено: 1) резкое испарительное разделение главных компонентов природного вещества: щелочи, железо, кремний обогащают паровую фазу, а алюминий, кальций, титан – остаточный расплав; 2) разделение микроэлементов: некогерентные элементы типа REE, U, Th, Zr и др. обогащают паровую фазу; 3) термовосстановительные процессы с образованием металлической фазы; 4) реакции в газовой фазе с синтезом углеводородных соединений и образованием керогеноподобного конденсата. Все наблюдаемые в эксперименте эффекты  должны иметь место в ударных процессах на стадии аккреции и играть важную роль при формировании состава коры планеты и ее ядра.

Рассматривается связь между условиями, пригодными для жизни на планете, и сценариями ранних этапов развития планет. В частности, рассматривается вклад ударных процессов в химическую обстановку на планете массы Земли.

 

 

Gerasimov M.V., Dikov Yu.P., Yakovlev O.I. On the early differensiation of terrestrial planets by impacts during the accretion period. In: 44d Vernadsky-Brown Microsymposium on Comparative Planetology, Vernadsky Geochemistry Institute, Moscow, 2006, CD-ROM #m44_20.

 

Gerasimov M.V., Dikov Yu.P., Yakovlev O.I. On the possibility of impact-induced chemical differentiation of terrestrial planets during their accretion. In: Workshop on Early Planetary Differentiation, LPI Houston, 2006, CD-ROM, #4022.

 

E. Nisbet, K. Zahnle, M. Gerasimov, R. Jaumann, J. Helbert, B. Hoffman, K. Benzerara. Creating habitable zones, at all scales, from planets to muds, on Earth and on Mars. In: "Geology and Habitability of Terrestrial Planets", Chapter 2, ISSI,  в печати.

 

к. ф.-м. н. Герасимов М.В,  mgerasim@mx.iki.rssi.ru , 3331155

 

5. ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ

 

5.1 Проведено сравнение  синтетических спектров атмосферы Венеры с данными эксперимента VIRTIS КА Венера-Экспресс.

 

В рамках работ по обработке и интерпретации данных эксперимента “VIRTIS” проекта “Венера-Экспресс” были проведены расчеты синтетических спектров  тепловой эмиссии ночной стороны Венеры с учетом разработанного группой алгоритма, включающего параметризацию столкновительного уширения и интерференции линий. Получено удовлетворительное согласие с данными наблюдений с точностью до абсолютной калибровки данных. Определены параметрические зависимости модельных спектров от используемого приближения, параметров облачного слоя и т.п.

 

Афанасенко Т.С., taras@irn.iki.rssi.ru, 3334067

 

Афанасенко Т.С., Родин А.В. Интерференция спектральных линий в тепловом излучении нижней атмосферы Венеры.  Письма в астрономический журнал 2007, в печати.

 

Afanasenko, T.S. and A.V. Rodin. Radiative transfer in Venus lower atmosphere: theoretical models and laboratory data. COSPAR2006-A-03197, Beijin, China, 2006

 

5.2 Продолжены исследования по численному моделированию современного климата Марса с помощью модели общей циркуляции  атмосферы.

 

Модель общей циркуляции атмосферы Марса с полным самосогласованным описанием микрофизических и радиационных процессов в конденсационных облаках перенесена на динамическое ядро FMS, использующее параллельные технологии. Проведены пробные расчеты, получены реалистичные поля температур, ветра и переноса  примесей.

Проведены сравнительные исследования различных численных алгоритмов моделирования микрофизических процессов в облаках, включая моментные и сеточные методы.

 

к. ф.-м. н. Родин А. В., rodin@irn.iki.rssi.ru, 3334067

 

Родин, А.В., Уилсон, Р.Дж. Сезонный цикл климата Марса: экспериментальные данные и численное моделирование. Космические  исследования, т.44, #4, с.1-5, 2006.

 

Базилевский А.Т., А. В. Родин, Й. Раитала, Г. Нойкум, С. Вернер, А. С. Козырев, А. Б. Санин, И. Г. Митрофанов, Дж. В. Хэд, В. Бойнтон, Р. С. Саундерс. Поиск причин аномально низкого потока эпитепловых нейтронов в области Земля Аравия, Марс.  Астрономический вестник, т. 31, #5, с. 320-342.

 

Rodin A.V., Wilson R.J., Montmessin F. Cloud modeling in Martian GCM simulartions: accuracy and limitations. COSPAR Scientific Assembly, COSPAR2006-A-03289, Beijing, China, 2006

 

5.3  Построена самосогласованная микрофизическая модель аэрозольной дымки спутника Сатурна Титана на основе спектрофотометрических данных  эксперимента DISR посадочного зонда “Гюйгенс”.

 

Продолжены исследования микрофизических свойств аэрозольной дымки Титана по данным КА “Гюйгенс” (совместно с Институтом Солнечной системы им. М.Планка). Впервые построенная одномерная самосогласованная микрофизическая модель аэрозоля, учитывающая коагуляцию, фотоэффект и зарядку частиц под действием ионных и электронных столкновений дает  удовлетворительное согласие с наблюдениями. Предложена гипотеза о том, что резкое изменение оптических свойств дымки, в частности, аномальное поведение поляризационных кривых, в области понижения температуры около тропопаузы, связано с капиллярной конденсацией азота и других составляющих атмосферы в порах фрактальных аэрозольных частиц.

 

к. ф.-м. н. Родин А. В., rodin@irn.iki.rssi.ru, 3334067

 

Rodin, A.V., Skorov, Yu.V., Grieger B., Schroeder, S., Keller H.U., Tomasko M.J. Charging and coagulation processes in Titan tholin haze as inferred from Huygens/DISR spectrophotometry data. EGU06-A-09899, PS3.03-1TU3P-0743, EGU general Assembly, Vienna, 2006.

 

Keller, H.U.,  A.V.Rodin, Yu.V.Skorov, B.Grieger, and M.J.Tomsko. Microphysical transition of tholin aerosols below Titan tropopause. EUROPLANET, EPSC2006-A-00620, Berlin, Germany, 2006.

 

Rodin, A.V., Yu.V.Skorov, B. Grieger, H.U.Keller and M.Tomasko. Aggregation, charging and capillary condensation on tholin aerosols in the Titan's troposphere. Vernadsky-Berown microsymposium, M44-72, Moscow, 2006.

 

5.4 Теоретические исследования в области планет.

 

Показано, что следует ожидать эффекты «космической погоды» на Марсе и что имеется уникальная возможность отделить эффекты в реакции марсианской атмосферы, термосферы и ионосферы на воздействие электромагнитных излучений, солнечного ветра и межпланетного магнитного поля, от эффектов, связанных с существованием магнитных аномалий на Марсе. Методы радиозатмения позволяют по массивам данных о высотных профилях электронной концентрации, полученных на американских спутниках Марса Марс – Глобал Сурвеер и Марс – Одиссей  выявить свойства не только марсианской ионосферы и ее динамики, но также и структуру и свойства марсианской атмосферы и их реакцию как на проявления УФ радиации, солнечные вспышки, пересоединения  магнитных полей аномалий и ИМП, высокоскоростные стримеры солнечного ветра и выяснить роль магнитных аномалий во всех этих процессах.

 

д. ф.-м. н. Бреус Т.К., breus36@mail.ru , 332144

 

A.M.Krymskii, N.F.Ness, D.Morgan, N.Armand, W.I.Axford, T.K.Breus, D.Crider, S.Bougher. A.Coates and M.Paetzold “Space weather at Mars: Study of response of the day-side Martian ionosphere/ thermosphere to Solar radiation, solar wind and crustal magnetic fields”, подготовлена и представлена в Space Sci.Rev. в сентябре 2006г

Применение вычислительных методов квантовой химии в биологических задачах

 

В рамках исследований по совместному использованию данных времяпролетного масс-спектрометра и данных ИК диапазона в наземных лазерных экспериментах, и в плазменном факеле СВС-удара, направленных на обнаружение внеземной жизни, проводились расчеты энергии и спектров возбуждений углеводородов и полинуклеотидов с использованием техники вейвлет-преобразования. Часть результатов опубликована в следующей работе :

М.В.Алтайский. Вычислительные методы квантовой химии в биологических задачах. с.99-134. в Сборник трудов кафедры биофизики международного университета «Дубна», ред. Е.А.Красавин, Изд-во РАЕН, Москва, с.99-134, 2006.

М.В.Алтайский, к.ф.-м.н., тел.333-41-67, e-mail: altaisky@mx.iki.rssi.ru