ФУНДАМЕНТАЛЬНЫЕ И ПРИКЛАДНЫЕ НАУЧНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ПЛАНЕТ И МАЛЫХ ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

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 Содержание водяного пара в атмосфере Марса по данным эксперимента СПИКАМ, два марсианских года наблюдений

СПИКАМ ИК – акустооптический спектрометр, работающий в диапазоне 1-1.7 мкм с разрешением ~2000. Основной научной задачей СПИКАМ является измерение водяного пара в атмосфере Марса, малой составляющей, играющей важную роль в климате планеты. Измерения интегрального содержания водяного пара на Марсе проводились одновременно тремя экспериментами на КА Марс-Экспресс. СПИКАМ показал низкое содержание по сравнению с остальными экспериментами. В результате возникла необходимость провести наземные калибровки лабораторной версии прибора, которые прошли в июне 2007 года в Службе Аэрономии, Верьер-ла-Бьиссон и Институте спектроскопии в Реймсе. Полученные калибровки были использованы для повторного восстановления содержания водяного пара, а также обработки новых данных, поступивших за 2007 год. При восстановлении использовалась последняя версия спектроскопической базы данных HITRAN2004. В работе представлены карты сезонного распределения водяного пара за два марсианских года в период января 2004 (Ls=330°, MY26) по август 2007 (Ls=287°, MY28). Сравнение максимумов водяного пара летом в южном полушарии (Ls=260-300) указывает на значительные расхождения. Максимум 2007 года менее выражен по сравнению с 2005 годом, и содержание резко спадает после Ls=270. Подобная картина наблюдалась в эксперименте MAWD на КА Викинг 1 и 2 в 1977 году, когда две глобальные пылевые бури на Марсе, начавшиеся на Ls 205 и 275, привели к видимому уменьшению содержания водяного пара из-за значительного вклада рассеяния света в глубину полосы поглощения H₂O 1.38 мкм. Подобная пылевая буря, начавшаяся в июле 2007 года (Ls=275, MY28), объясняет уменьшение содержания водяного пара по сравнению с предыдущим годом (2005, MY27).

Трохимовский А.Ю., troh@yandex.ru, 3332102

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

Trokhimovsky, A.A. Fedorova, O.I. Korablev, J.-L. Bertaux, E. Villard, A.V. Rodin, L. Joly, Water vapor in the Martian atmosphere by SPICAM IR/Mars-Express: two years of observations European Mars Science and Exploration Conference: Mars Express & ExoMars, ESTEC, Noordwijk, The Netherlands, 12 - 16 November, 2007, p.266.

1.2 Исследование водяного пара в атмосфере Марса в экспериментах ОМЕГА и ПФС на КА Марс Экспресс

Водяной пар является самой переменной малой составляющей атмосферы Марса. Вариации содержания определяются тем, что атмосферная вода участвует в обмене с другими резервуарами, такими как полярные шапки, реголит, подповерхностный лед. Одна из основных целей миссии Марс Экспресс состоит в исследовании цикла водяного пара в атмосфере. Эта работа заключалась в анализе данных наблюдений спектрометров ОМЕГА и ПФС. Основными результатами являются детальное исследование сезонного цикла водяного пара, а также его аномального поведения над Марсианскими вулканами области Тарсис.

Сезонный цикл водяного пара. Для восстановления содержания атмосферного H₂O использовались спектры высоко разрешения ПФС в области полосы поглощения 2.56 mm. Обработанный объем данных включает период с января 2004 по апрель 2005, что соответствует Марсианскому времени с зимы (L_S=331°) MY26 по лето (L_S=196°) MY26. На рисунке 1 показан сезонный цикл атмосферной воды. Среднее содержание воды в столбе в зимний и весенний (северное полушарие) период составляет около 8 pr.µm (осажденных микрон воды). Максимальное содержание наблюдается в начале лета (L_s~110) вблизи края тающей северной полярной шапки (75°N) и составляет 65 pr.µm. Во второй половине лета (после L_S=130°) максимум атмосферной воды быстро исчезает в течение 50 дней. На рисунке 1 видно, как максимум содержания водяного пара распространяется в сторону низких широт в течение лета, что указывает на роль переноса водяного пара атмосферной циркуляцией. Содержание водяного пара имеет отчетливые максимумы над областями Arabia и Tharsis, что вероятно вызвано взаимодействием с поверхностью и/или особенностями атмосферной циркуляции.

Рис.1 Сезонная карта содержания воды в атмосфере Марса по данным наблюдений ПФС на Марс Экспрессе.

Водяная аномалия над вулканами области Tharsis. Поведение атмосферной воды над вулканами области Tharsis исследовалось инфракрасным картирующим спектрометром OMEGA, наблюдения которого достаточно равномерно покрывают полный Марсианский год в разное время суток. Наблюдения обнаружили аномально высокую концентрацию водяного пара (до 2000-3000 ррм (частей на миллион)) над вершинами всех четырех вулканов в сравнении с окружающим плоскогорьем (Рисунок 2). Такое поведение наблюдалось в течение всего года и демонстрировало четкий сезонный тренд.

Подобное поведение свидетельствует в пользу того, что водяной пар в области вулканов неравномерно распределен по высоте и сильно концентрируется у поверхности, что указывает на роль реголита. Причины обогащения атмосферы над вулканами скорее всего кроются в особенностях мезо-масштабной циркуляции. Экстремальные перепад высот и тепловой инерции на вулканах вызывают склоновые ветры, которые переносят водяной пар из долин к вершинам, где, в области пониженной температуры, он либо осаждается в виде инея, либо адсорбируется реголитом. Аналогичные исследования ведутся над другими областями с большими перепадами высот, такими как Hellas Basin and Valles Marineris.

Рис. 2 Карты концентрации атмосферной воды на вулканами области Тharsis по данным наблюдений спектрометра OMEGA.

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

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

Maltagliati L., D.V. Titov, Th. Encrenaz, R. Melchiorri, F. Forget, M. Garcia-Comas, H.U. Keller, Y. Langevin, J.-P. Bibring. Observations of atmospheric water vapor above the Tharsis volcanoes on Mars with the OMEGA/MEx imaging spectrometer, Icarus, 2007 (accepted).

Tschimmel M., N.I Ignatiev, D.V. Titov, E. Lellouch, T. Fouchet, M Giuranna, V. Formisano. Investigation of water vapour on Mars with PFS/SW of Mars Express. Icarus, 2007 (submitted).

Fouchet T, 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 190, pp.32-49, 2007, doi:10.1016/ j.icarus.2007.03.003

Melchiorri R., 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 55, 333-342, 2007.

1.3 Солнечные затмения в эксперименте СПИКАМ на борту КА «Марс-Экспресс»: вертикальные профили водяного пара и аэрозоля

Спектрометр СПИКАМ на борту КА Марс-Экспресс начал работу на орбите Марса в январе 2004 года. За два марсианских года наблюдений было выполнено около 350 наблюдений в режиме солнечных затмений, позволяющих провести вертикальное просвечивание атмосферы планеты. Спектральный диапазон СПИКАМ позволяет проводить одновременные наблюдения атмосферной плотности и содержания водяного пара по газовым полосам поглощения, а также восстанавливать свойства и распределения аэрозолей с высотой. В работе был проведен анализ 24 орбит, полученных в ноябре-декабре 2007 года (Ls=130-160, конец лета в северном полушарии Марса). Несмотря на небольшой объем обработанных данных, было найдено большее относительное содержание воды, по сравнению с предсказаниями моделей общей циркуляции Марса, что говорит о более теплых условиях на 5-10 К на высотах от 20 до 45 км, чем предсказывает модель. Это первые вертикальные профили водяного пара, полученные в атмосфере Марса, после результатов эксперимента Огюст на КА Фобос 2 (1989).

Кроме того, были обнаружены облака на высотах 50-60 км в узком диапазоне широт от 320 до 50 градусов восточной долготы на Марсе, что свидетельствует о волновой активности в свободной атмосфере. Оптические толщины таких облаков не превышают 0.001 на 1 мкм, а численная плотность достигает 10 частиц в см³.

Сравнение полученных профилей водяного пара (канал 1 и 2) с предсказаниями модели общей циркуляции.

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

Fedorova, A.; Korablev, O.; Bertaux, J.-L.; Rodin, A.; Montmessin, F.; Belyaev, D.; Reberac, A. Solar Infrared Occultations by the Spicam Experiment on Mars-Express: Simultaneous Observations of H₂O, CO₂ and Aerosol Vertical Distribution. American Astronomical Society, DPS meeting #39, #31.03.

Fedorova, A.; Korablev, O.; Bertaux, J.-L.; Rodin, A.; Montmessin, F.; Belyaev, D.; Reberac, Vertical distributions of water vapor and aerosol in the Martian atmosphere by the SPICAM IR spectrometer on Mars-Express, European Mars Science and Exploration Conference: Mars Express & ExoMars, ESTEC, Noordwijk, The Netherlands, 12 - 16 November, 2007, p.109

1.4 Исследования озона на Марсе по данным СПИКАМ

Продолжены исследования распределения и сезонных изменений озона на Марсе по данным спектрометра СПИКАМ. Получены сезонные и широтные вариации, вертикальные распределения, проведено сравнение с различными фотохимическими моделями, в рамках модели общей циркуляции атмосферы Марса LMD. Показано, что фотохимические модели, не включающие гетерогенной химии на облаках водяного льда, плохо аппроксимируют наблюдения.

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

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

Lefèvre, F.; Bertaux, J.-L.; Perrier, S.; Lebonnois, S.; Korablev, O.; Fedorova, A.; Montmessin, F.; Forget, F. The Martian Ozone Layer as Seen by SPICAM/Mars-Express Seventh International Conference on Mars, held July 9-13, 2007 in Pasadena, California, LPI Contribution No. 1353, p.3137

F. Lefèvre, J.-L. Bertaux, A. Fedorova, F. Forget, O. Korablev, S. Lebonnois, F. Montmessin, S. Perrier, E. Quémerais, A. Reberac, The Martian ozone layer as seen by SPICAM, European Mars Science and Exploration Conference: Mars Express & ExoMars, ESTEC, Noordwijk, The Netherlands, 12 - 16 November, 2007, p.119

1.5 Сезонная динамика льда H₂O в районе северной полярной шапки по данным прибора ОМЕГА КА Марс-Экспресс

Данные прибора ОМЕГА (КА Марс-Экспресс) дают большой объем информации, в том числе о динамике полярных ледовых шапок. Эту динамику удобно отслеживать по широким полосам льда H₂O(около 1.2, 1.5 и 2.0 микрон). Для этого спектры, полученные прибором, были очищены от воздействия атмосферы. Для атмосферной коррекции спектров в каждой точке наблюдения использовались модель GCM(European Mars Climate Database - Forget et al.,1999),топография MOLA, учитывалась шкала высоты водяного пара(зонально-усредненные значения - Smith D. E. et al, 2004; распределение на каждой широте - по модели GFDL MGCM –Родин и др., 2006).

Спектры водяного льда чувствительны к размерам частиц, слагающих поверхность(Langevin Y. et al.,2005, Green R. O. et al., 2007 и др). Мы рассчитали несколько модельных спектров(рис. 1) для различных эффективных радиусов частиц используя модель для расчета коэффициентов отражения плоской поверхности, сложенной сферическими частицами(Mishchenko et al., 1999).

Полоса в области 1.2 микрона наиболее чувствительна к размеру частиц и может служить хорошим индикатором изменения размеров частиц льда на поверхности. На рис. 2 – результаты картирования северной полярной шапки для трех летних сезонов первого года наблюдений по полосам 1.2 и 1.5 микрон(в качество спектрального индекса бралась относительная площадь внутри широкой полосы поглощения). Полоса 1.2 мкм в течение лета становится все глубже. Такую картину мы можем трактовать как сезонное изменение микроструктуры поверхности северной полярной шапки, происходит сублимация более мелких зерен льда. Кроме того такая картина сублимации отражает появление зональных волновых мод-3 и 4 ближе к середине лета(Ls~113-115).

Рис.1. Рис.2.

Рис.1. Теоретические спектры, рассчитанные с помощью модели для рассеивающей поверхности(Mishchenko et al., 1999)

Рис. 2. Картирование спектральных индексов водяного льда по полосам 1.25 и 1.5 микрон для северного лета. a)Ls~93-97(орбиты 886-922), b)Ls~113-115(орбиты 1048-1060), c)Ls~127-138(орбиты 1150-1216)

К. геогр.н. Кузьмин Р.О., rok@geokhi.ru , 3331067

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

2. ВЕНЕРА

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

2.1 Исследования мезосферы Венеры в эксперименте СПИКАВ-СУАР

2.1.1 Акустооптические калибровки спектрометра СУАР

Прибор СУАР является акустооптическим эшелле спектрометром высокого разрешения. В нем акустооптический перестраиваемый фильтр (АОПФ) выделяет из всего спектрального диапазона (2.2 – 4.4 um) интервал спектра, соответствующий лишь одному из рабочих порядков эшелле решетки (100 – 200). Чтобы точно знать, какой именно спектральный интервал попадает на эшелле решетку после АОПФ и затем регистрируется детектором, необходимо определить характеристики спектральной функции пропускания АОПФ (полоса пропускания, уровень боковых «лепестков»). Также требуется выявить дисперсионную кривую АОПФ – зависимость длины волны от частоты управляющего сигнала АОПФ. Такие калибровки были проведены с прибором СУАР в полете, когда он регистрировал «чистое» солнечное излучение в зависимости от частоты. По нескольким сильным линиям излучения Солнца были определены профили функции пропускания АОПФ в соответствующих областях спектра. При этом частота в максимуме такого профиля соответствует точной длине волны данной солнечной линии. Таким образом, была выявлена дисперсионная кривая АОПФ по нескольким точкам и наиболее близко аппроксимирована квадратичной функцией (зависимость «волновое число - частота»). Также было обнаружено, что полоса пропускания АОПФ настолько шире спектрального интервала одного порядка эшелле, что помимо одного порядка на детектор попадают сразу и его соседние +/-2 порядка (правда, с меньшей интенсивностью (см. рисунок)). Такое наложение порядков необходимо учитывать при отождествлении полос атмосферных газов.

Перекрытие соседних порядков эшелле на примере спектра CO₂.

Беляев Д.А., dbelyaev@iki.rssi.ru, 3332102

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

A. Mahieux, S. Berkenbosh, R. Clairquin, D. Fussen, N. Mateshvili, E. Neefs, D. Nevejans, B. Ristic, A.C. Vandaele, V. Wilquet, D. Belyaev, A. Fedorova, O. Korablev, and J.L. Bertaux, In-Flight performance and calibration of SPICAV SOIR on board Venus Express, submitted to Applied Optics, 2007.

2.1.2 Исследование мезосферы Венеры в эксперименте СПИКАВ/СУАР. Определение малых составляющих

Венера окутана плотным слоем облаков, состоящими из частиц серной кислоты (H₂SO₄) и расположенных на высотах от 40 до 60 км. Эксперимент СПИКАВ/СУАР, работающий в режиме солнечных просвечиваний, проводит вертикальное зондирование области атмосферы называемой мезосферой, расположенной над верхней границей облаков на высотах от 60 до 100 км. Мезосфера расположена между двумя областями общей циркуляции атмосферы: 4-дневной суперротацией, видимой на верхней границе облаков и солнечной-антисолнечной циркуляцией в термосфере (z>100 км), с восходящим потоком на солнечной стороне и транспортом к ночной стороне. В области 60-140 км атмосферный транспорт, химия, температура, аэрозоли, все это играет роль в концентрации водородосодержащих молекул на высотах, где они разрушаются под действием УФ излучения и освобождают атомы водорода интенсивно диссипирующие из верхней атмосферы. В эксперименте СПИКАВ впервые удалось обнаружить протяженный слой теплого воздуха (90-120 км) на ночной стороне, который был интерпретирован как результат адиабатического нагревания воздуха в нисходящем потоке, который должен компенсироваться восходящим потоком на дневной стороне, переносящим малые гидрогенизированные компоненты наверх. В эксперименте также измерены концентрации HCl, H₂O, HDO в мезосфере. По измерениям СПИКАВ/СУАР HCl оказался менее обилен с фактор ~4, чем было получено 40 лет назад. Изотопное соотношение HDO/H₂O оказалось приблизительно в 2.5 выше, чем тоже отношению в нижней атмосфере. Кроме того, найдено уменьшение концентрации H₂O на высотах около 80-90 км. Эти новые результаты должны послужить основой для динамических и химических моделей и для оценки современной скорости диссипации воды на Венере.

Вертикальные профили HDO, H₂O и изотопного отношения

Беляев Д.А., dbelyaev@iki.rssi.ru, 3332102

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

Bertaux J.-L., A.-C. Vandaele, O. Korablev, E. Villard, A. Fedorova, D. Fussen, E. Quémerais, D. Beliaev, A. Mahieux, F. Montmessin, C. Müller, E. Neefs, D. Nevejans, V. Wilquet, J.P. Dubois, A. Hauchecorne, A. Stepanov, I. Vinogradov, A. Rodin "A warm layer in Venus' cryosphere and high altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO." Nature, in press (29 November 2007)

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., V. 55, Issue 12, 1653-1672.

A. Mahieux, S. Berkenbosh, R. Clairquin, D. Fussen, N. Mateshvili, E. Neefs, D. Nevejans, B. Ristic, A.C. Vandaele, V. Wilquet, D. Belyaev, A. Fedorova, O. Korablev, and J.L. Bertaux In-Flight performance and calibration of SPICAV SOIR on board Venus Express, submitted to Applied Optics, 2007

2.1.3 Определение сил линий изотопа 628 CO2 в полосе 3.3 мкм по спектрам высокого разрешения, полученным спектрометром СУАР

В спектрах высокого разрешения атмосферы Венеры, полученных спектрометром СУАР в области 2982 см-1, были обнаружены линии неизвестного поглотителя. Позднее оказалось, что они принадлежат изотопу CO2 (¹²C¹⁶O¹⁸O) и соответствуют полосе поглощения 01111-00001. В работе приведены расчеты сил линий, полученные по спектрам СУАР в мезосфере Венеры. Силы линий Q-ветви этой полосы, рассчитанные по спектрам СУАР, на два порядка превышают теоретические расчеты, приведенные в спектроскопической базе данных колебательно-вращательных переходов молекул HITEMP.

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

Vandaele, A.-C.; Wilquet, V.; Mahieux, A.; Perevalov, V.; Tashkun, S.; Fedorova, A.; Korablev, O.; Montmessin, F.; Bertaux, J. First Detection Of The 01111-00001 Band Of ¹²C¹⁶O¹⁸O In The Venus Atmosphere By Spicav/soir American Astronomical Society, DPS meeting #39, #45.03

Bertaux J.-L., Ann-Carine Vandaele, Valérie Wilquet, F. Montmessin, R.Dahoo, E. Villard, O. Korablev, A. Fedorova, First Observation of 628 CO2 isotope band at 3.3 mm in the atmosphere of Venus by solar occultation from Venus Express, Accepted to Icarus, 2007

2.2 Результаты, полученные в результате интерпретации эксперимента ВИРТИС Венера Экспресс

2.2.1 Свечение молекулярного кислорода в ближнем ИК спектре на ночной стороне Венеры

Свечение молекулярного кислорода на длине волны 1.27 мкм на ночной стороне Венеры возникает в результате рекомбинации атомов кислорода, которые образуются на дневной стороне при фотолизе СО₂ и СО. Атомы кислорода заносятся на ночную сторону глобальной циркуляцией в верхней мезосфере и термосфере Венеры, основной характеристикой которой является движение газа, поднимающегося в подсолнечной точке, через терминаторы на ночную сторону и опускающегося в антисолнечной точке (SS-AS циркуляция). Наблюдение движения кислородных облаков позволяет изучать циркуляцию на высоте около 100 км, до сих пор слабо изученyю.

1) Эмиссия О2 1.27мкм в атмосфере Венеры наблюдается и с Земли. Надирные наблюдения с орбиты Венеры Экспресс позволили получить высокое пространственное разрешение для всего Южного полушария от экватора до полюса.

Свечение кислорода в высокой степени переменно. Ниже два примера надирных изображений южного полушария. Интенсивность дана в мегарелеях, исключены тепловое излучение нижней атмосферы, на которое накладывается свечение О₂, и отражение излучения кислорода от облачного слоя. На лимбе – область близкая к экватору. Не изображена эмиссия кислорода, наблюдаемая вдоль всего лимба, так как она сильно отличается по интенсивности.

0 3.07 MR 0 3.70 MR

Свечение О₂ на диске Венеры

Если бы весь атомарный кислород, образовавшийся при фотолизе на дневной стоне был бы занесен на ночную, тогда усредненная по диску эмиссия составила бы 2 MR. Очевидно, что примерно половина атомов кислорода доставляется циркуляцией на ночную сторону.

2) Циркуляция атмосферы на высоте около 100 км по надирным изображениям.

Сравнивая изображения, полученные с интервалом в 1 час, по смещению кислородных деталей вычисляется скорость ветра. На изображении для двух орбит стрелками показаны направления движения кислородных облаков.

Ниже 90 км основной компонент циркуляции это зональная суперротация. Выше 90 км циркуляция носит характер движения от от подсолнечной точки к антисолнечной, и скорость меняет знак около полуночи На дневной стороне вблизи полудня атомы кислорода, образовавшиеся около 90 км высоты, поднимаются вверх и переносятся на ночную сторону на высоте около 120 км и опускаются около полуночи. Такая симметрия может быть нарушена действием волн различной природы.

Получена зональная компонента скорости в пределах от –50 до +60м/с,

Меридиональная компонента, оцененная по движению О2, изменяется в пределах -30 - +30 м/с (ошибка скорости ±10 м/с).

Наиболее яркое свечение О2 имеет место на широтах, где наблюдаются сходящиеся меридиональные потоки, увеличивающие концентрацию атомарного кислорода.

Видимые движения кислородных деталей в зависимости от местного времени и широты. Скорости получены по 16 орбитам.

3) Обнаружено два пика эмиссии кислорода, при этом сохраняется основной пик на высоте 97±1 км и появляется второй на 104-110 км. Вероятно, они объясняются действием волновых процессов

5) Впервые наблюдалась эмиссия О2 1. 58 µm в спектре другой планеты

черный спектр – лимбовый – только нетепловые эмиссии О2, красный – только тепловое излучение нижней атмосферы, рассеянной облаками, и тепловое излучение облаков около 4 мкм

Впервые в спектре другой планеты наблюдалась эмиссия О2 1.58 мкм, с интенсивностью 1.2% от 1.27 мкм и совпадающим вертикальным профилем. Обе эмиссии являются результатом одного и того же процесса: ~98.8% всех молекул в состоянии а1Δg дают эмиссию 1.27 мкм и 1.2% 1.58 мкм

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

Zasova, L; Piccioni, G.; Migliorini, A.; Drossart, P.; Shakun, A.; VIRTIS/Venus Express Team. Vertical Distribution of the 1.27 µm O₂ Airglow from the Limb VIRTIS-M VEX Observations. American Astronomical Society, DPS meeting #39, #45.07

Zasova L., Drossart P., G.Piccioni, A.Shakun and the VIRTIS Venus Express team.

The O2 night glow of Venus from limb observation of VIRTIS –M VEX; upper boundary of the clouds . EGU 2007.

R. Hueso , A. Sánchez-Lavega, L. Zasova , I. Khatuntsev, P. Drossart, G. Piccioni ,

S. Lebonnois, and the VIRTIS-Venus Express Team

Morphology and apparent motions of O2 airglow features in Venus viewed by VIRTIS-VEX. EGU 2007

P. Drossart, G. Piccioni, J.C. Gerard, M.A. Lopez-Valverde, A. Sanchez-Lavega, L. Zasova, R. Hueso, F. Taylor, B. Bйzard, A. Adriani, F. Angrilli, Arnold G., K.H. Baines, G. Bellucci, J. Benkhoff, J.P. Bibring, A. Blanco, M. I. Blecka, R.W. Carlson, A. Coradini, A. Di Lellis, T. Encrenaz, S. Erard, S. Fonti, V. Formisano, T. Fouche, R. Garcia, R. Haus10, J. Helbert, N.I. Ignatiev, P. Irwin, Y. Langevin, S. Lebonnois, D. Luz, L. Marinangeli, V. Orofino, A.V. Rodin, M. C. Roos-Serote, B. Saggin, D. M. Stam, D. Titov, G. Visconti, M. Zambelli, C. Tsang & the VIRTIS-Venus Express Technical Team. Venus upper atmospheric emissions from VIRTIS spectral imaging observations. Nature, 29 November, 2007

2.2.2 Получена детальная структура южного полярного диполя

Орбита 38

Вращение диполя (λ = 5 мкм). Кружок - южный полюс

Изображения в окнах 1.74 (слева) и 2.35 мкм), излучение нижней атмосферы, рассеянное облачным слоем. Оно практически отсутствует для φ>80°S.

Получена детальная структура южного полярного диполя (прежде исследовался только северный диполь на Пионер Венера и Венера 15). Он имеет два центра вращения в направлении против часовой стрелки (как и поток зональной циркуляции).

Период вращения на первых орбитах получен 2.48+-0.5 суток.

Полярный диполь как и в северном полушарии окружен полярным воротником.

Облачный слой переменен. В начале наблюдений состояние атмосферы, напоминало наблюдавшееся Венерой 15 (1983год) в северном полушарии: на широтах выше 80 ° практически вся область покрыта плотным облачным слоем с верхней границей на 60-62 км. Красный спектр на рисунке практически не содержит теплового излучения в окнах 1.74 и 2.3 мкм. Облачный слой в южной полярной области, как и в северной (показано Венерой 15) состоит из серной кислоты.

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

G. Piccioni, P. Drossart,A. Sanchez-Lavega, R. Hueso, F. Taylor,C. Wilson,D. Grassi, L. Zasova ,M. Moriconi,A. Adriani, S. Lebonnois, A. Coradini, B. Be´zard, F. Angrilli, G. Arnold, K. H. Baines, G. Bellucci, J. Benkhoff,J. P. Bibring, A. Blanco, M. I. Blecka, R. W. Carlson, A. Di Lellis, T. Encrenaz, S. Erard, S. Fonti,V. Formisano, T. Fouchet, R. Garcia, R. Haus10, J. Helbert10, N. I. Ignatiev7, P. Irwin6, Y. Langevin12, M. A. Lopez-Valverde17, D. Luz, L. Marinangeli, V. Orofino, A. V. Rodin, M. C. Roos-Serote, B. Saggin,D. M. Stam, D. Titov, G. Visconti, M. Zambelli & the VIRTIS-Venus Express Technical Team.

South-polar features on Venus similar to those near the north pole. Nature, 29 November, 2007

2.3 Исследование атмосферы и облачного слоя Венеры на спутнике Венера Экспресс

В 2007 году продолжались интенсивные исследования Венеры КА Венера Экспресс. В октябре была успешно завершен первый этап миссии длиной в 2 Венерианских дня и начался следующий этап (продленная миссии). Работа по данному проекту включала в себя планирование и координацию наблюдений, а также анализ данных экспериментов Venus Monitoring Camera (VMC) и картирующего спектрометра VIRTIS. Основными результатами этих экспериментов являются:

1) наблюдения крупномасштабной структуры облачного слоя в широком спектральном диапазоне от УФ до теплового ИК;

2) наблюдения мелкомасштабных структур (конвективных ячеек, волн) у верхней границы облаков;

3) картирование высоты облачного слоя;

4) определение поля скоростей ветра у верхней границы облаков по движению УФ деталей;

5) расчеты скоростей термического ветра в мезосфере.

Ниже эти темы обсуждаются более подробно.

2.3.1 Планирование и координация наблюдений миссии

Программа наблюдений на Венере Экспресс включает мониторинг планеты из апоцентра и на восходящей ветви орбиты, а также надирные, лимбовые и затменные наблюдения солнца, звезд и Земли. Такая насыщенная программа требует координации планирования между семью экспериментами, которая воплощена в разработаный документ «План научных наблюдений». Кроме этого, особое место в этой работе отводилось наблюдениям VMC, для которой разрабатывалась стратегия наблюдений.

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

Titov D., R. Hoofs, H. Svedhem and the VEX Team, Venus Express science activity plan (issue 3, rev 1), ESA document VEX-RSSD-PL-0002_3_1, 2007.

Koschny, D., D.V. Titov, R. Hoofs, D. Merritt, A. Hulsbosch, H. Svedhem, J. Zender, R. Trautner, J. D. del Rio, O. Witasse, Q. Wijnands, and P. van der Plas, 2006. The Venus Express Science Operations Centre (VSOC) – science planning and commanding, ESA SP-1295, Noordwijk, The Netherlands, 2007 (in press).

Hoofs, R., D. Titov, H. Svedhem, D. Koschny, O. Witasse, I. Tanco. Venus Express – science observations experience at Venus, IAC-07-A3.2.03. Proceedings of the IAC-2007 Conference, Hyberabad, India.

Titov D., R. Hoofs, H. Svedhem and the VEX Team, Venus Express Science Activity Plan for Extended Mission (issue 1, rev 0), ESA document VEX-RSSD-PL-025_1_0, 2007.

2.3.2 Морфология и альтиметрия облачного слоя

Венера Экспресс систематически получает изображения Венеры в широком диапазоне длин волн. Рис.1 показывает вид планеты с расстояния около 30000 км, синтезированный из УФ снимка VMC и инфракрасного VIRTIS.

Рис.1. Изображение Венеры в искусственных цветах, синтезированное из УФ снимка VMC (голубая часть, 0.365 мкм, дневная сторона) и VIRTIS (красная часть, окно прозрачности атмосферы на 1.7 мкм, ночная сторона).

Морфология верхней границы облаков (~70 km) переходит от хаотической с преобладанием конвективных ячеек в низких широтах (<40 deg) к более регулярной полосчатой, свидетельствующей о квази-ламинарном течении в средних широтах. В полярных широтах облачные структуры свидетельствуют о наличии глобального вихря с размером в несколько тысяч километров. Внешний вид диска Венеры в УФ демонстрирует сильную изменчивость на шкале времени около суток, что указывает на быстрые динамические и микрофизические процессы у верхней границы облаков.

Наблюдения в ближнем ИК диапазоне на ночной стороне несут информацию о структуре и динамике в глубине основного облачного слоя (~50 km). Как и в УФ диапазоне здесь наблюдается глобальный околополярный вихрь, что свидетельствует о существовании этой структуры на всем протяжении облачного слоя. Этот вихрь на несколько градусов широты смещен по отношению к полюсу о вращается вокруг оси планеты с периодом около 2.5 суток. Как у верхней границы так и в глубине облаков наблюдались периодические структуры, указывающие на волновую активность.

Наблюдения VIRTIS в полосах поглощения CO₂ в ближнем ИК диапазоне, проведенные совместно с VMC, позволили определить высоту верхней границы облачного слоя. Она меняется от ~70 км в низких и средних широтах до ~64 км в полярных областях.

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

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

2.3.3 Динамика атмосферы Венеры

Последовательность снимков VMC позволяет определить направление и скорости ветра у верхней границы облаков по слежению за перемещением УФ деталей на снимках. На рисунке 2 показаны предварительные результаты измерений зонального ветра по снимкам VMC.

Рис.2 Средняя Зональная компонента скорости ветра у верхней границы облаков (~70 км) (сплошная кривая) и период движения контрастных деталей (пунктир).

Скорость зонального ветра практически постоянна и равна 90+\-10 м/с в низких широтах и быстро падает в средних и высоких широтах. Меридиональная компонента ветра находится в пределах 10-20 м/с. Наблюдения свидетельствуют также о зависимости зональной скорости ветра от времени суток. Сравнение зональных скоростей ветра, измеренных по слежению за УФ деталями на снимках VMC, с термическим ветром, рассчитанным по полю температуры, восстановленному по данным VIRTIS в предположении циклострофического баланса, в целом дает хорошее согласие. Отличия, наблюдаемые, в средних и низких широтах могут свидетельствовать о нарушении этого баланса.

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

Хатунцев И.В., nip@irn.iki.rssi.ru

Svedhem, H., D.V. Titov, F.W. Taylor, O. Witasse. Venus as a more Earth-like planet, Nature 450, pp 629-632, 29 November 2007, doi:10.1038/nature06432.

Markiewicz, W.J., D.V. Titov, S.S. Limaye, H.U.Keller, N. Ignatiev, R. Jaumann, N. Thomas, H. Michalik, R. Moissl and P. Russo. Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus. Nature 450, pp 633-636, 29 November 2007, doi:10.1038/nature06320.

D.V. Titov, M. Bullock, D. Crisp, N. Renno, F.W. Taylor, L.V. Zasova. Radiation in the atmosphere of Venus, in the AGU Chapman book “Venus as terrestrial planet”, 2007.

F.W. Taylor, H. Svedhem, and D.V. Titov. Venus Express and terrestrial planet climatology, in the AGU Chapman book “Venus as terrestrial planet”, 2007.

Svedhem, H., D.V. Titov, D. McCoy, J.-P. Lebreton, S. Barabash, J.-L. Bertaux, P. Drossart, V. Formisano, B. Häusler, O. Korablev, W.J. Markiewicz, D. Nevejans, M. Pätzold, G. Piccioni, T.L. Zhang, F.W. Taylor, E. Lellouch, D. Koschny, O. Witasse, M. Warhaut, A. Accommazzo, J. Rodriguez-Canabal, J. Fabrega, T. Schirmann, A. Clochet, and M. Coradini. Venus Express – the first European mission to Venus, Planet. Space Sci. 55, n12, 1636-1652, 2007.

W.J. Markiewicz, D.V. Titov, N. Ignatiev, H.U. Keller, D. Crisp, S.S. Limaye, R. Jaumann, R. Moissl, N. Thomas, L. Esposito, S. Watanabe, B. Fiethe, T. Behnke, I. Szemerey, H. Michalik, H. Perplies, M. Wedemeier, I. Sebastian, W. Boogaerts, S.F. Hviid, C. Dierker, B. Osterloh, W. Boeker, M. Koch, H. Michaelis, D. Belyaev, A. Dannenberg, M. Tschimmel, P. Russo, T. Roatsch and K.D. Matz. Venus Monitoring Camera for Venus Express, Planet. Space Sci. 55, n12, 1701-1711, 2007.

Drossart, P., G. Piccioni, J.C. Gérard, M.A. Lopez-Valverde, A. Sanchez-Lavega, L. Zasova, R. Hueso, F. Taylor, B. Bézard , A. Adriani, F. Angrilli, Arnold G., K.H. Baines, G. Bellucci, J. Benkhoff, J.P. Bibring, A. Blanco, M. I. Blecka, R.W. Carlson, A. Coradini, A. Di Lellis, T. Encrenaz, S. Erard, S. Fonti, V. Formisano, T. Fouchet, R. Garcia, R. Haus, J. Helbert, N.I. Ignatiev, P. Irwin, Y. Langevin, S. Lebonnois, D. Luz, L. Marinangeli, V. Orofino, A.V. Rodin, M. C. Roos-Serote, B. Saggin, D. M. Stam, D. Titov, G. Visconti, M. Zambelli, C. Tsang. A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS in Venus Express, Nature 450, pp 641-645, 29 November 2007, doi:10.1038/nature06140.

G. Piccioni, P. Drossart, A. Sanchez-Lavega, R. Hueso, F. W. Taylor, C. F. Wilson, D. Grassi, L. Zasova, M. Moriconi, A. Adriani, S. Lebonnois, A. Coradini, B. Be´zard, F. Angrilli, G. Arnold, K. H. Baines, G. Bellucci, J. Benkhoff, J. P. Bibring, A. Blanco, M. I. Blecka, R. W. Carlson, A. Di Lellis, T. Encrenaz, S. Erard, S. Fonti, V. Formisano, T. Fouchet, R. Garcia, R. Haus, J. Helbert, N. I. Ignatiev, P. G. J. Irwin, Y. Langevin, M. A. Lopez-Valverde, D. Luz, L. Marinangeli, V. Orofino, A. V. Rodin, M. C. Roos-Serote, B. Saggin, D. M. Stam, D. Titov, G. Visconti, M. Zambelli & the VIRTIS-Venus Express Technical Team. South-polar features similar to those near the north pole. Nature 450, pp 641-645, 29 November 2007, doi:10.1038/nature06209.

Bertaux, J.-L., A.-C. Vandaele, O. Korablev, E. Villard, A. Fedorova, D. Fussen, E. Que´merais, D. Belyaev, A. Mahieux, F. Montmessin, C. Muller, E. Neefs, D. Nevejans, V. Wilquet, J. P. Dubois, A. Hauchecorne, A. Stepanov, I. Vinogradov, A. Rodin, M. Cabane, E. Chassefie`re, J.Y. Chaufray, E. Dimarellis, F. Leblanc, P. Rannou, E. Villard, D. Fussen, E. Van Ransbeeck, L. Zasova, F. Forget, S. Lebonnois, D. Titov, S. Rafkin, G. Durry, J. C. Ge´rard, and B. Sande. A warm layer in Venus’ cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H₂O and HDO. Nature 450, pp 646-649, 29 November 2007, doi:10.1038/nature05974.

Svedhem H., D. McCoy, D.V. Titov, F.W. Taylor, O. Witasse, 2006a. Venus Express - science objectives and mission overview, ESA SP-1295, Noordwijk, The Netherlands, 2007 (in press).

P. Drossart, G. Piccioni, A. Adriani, F. Angrilli, G. Arnold, K.H. Baines, G. Bellucci, J. Benkhoff, B. Bezard, J.-P. Bibring, A. Blanco, M.I. Blecka, R.W. Carlson, A. Coradini, A. Di Lellis, T. Encrenaz, S. Erard, S. Fonti, V. Formisano, T. Fouchet, R. Garcia, R. Haus, J. Helbert, N.I. Ignatiev, P.G.J. Irwin, Y. Langevin, S. Lebonnois, M.A. Lopez-Valverde, D. Luz, L. Marinangeli, V. Orofino, A.V. Rodin, M.C. Roos-Serote, B. Saggin, A. Sanchez-Lavega, D.M. Stam, F.W. Taylor, D. Titov, G. Visconti, M. Zambelli, R. Hueso, C.C.C. Tsang, C.F. Wilson and T.Z. Afanasenko. Scientific goals for the observation of Venus by VIRTIS on ESA/ Venus Express mission, Planet. Space Sci. 55, n12, 1653-1672, 2007.

Piccioni G, P. Drossart, E. Suetta, M. Cosi, E. Ammannito, A. Barbis, R. Berlin, A. Boccaccini, G. Bonello, M. Bouye, F. Capaccioni, G. Cherubini, M. Dami, O. Dupuis, A. Fave, G. Filacchione, Y. Hello, F. Henry, S. Hofer, G. Huntzinger, R. Melchiorri, J. Parisot, C. Pasqui, G. Peter, C. Pompei, J.M. Reess, A. Semery, A. Soufflot, A. Adriani, F. Angrilli, G. Arnold, K. Baines, G. Bellucci, J. Benkhoff, B. Bezard, J.-P. Bibring, A. Blanco, M.I. Blecka, R. Carlson, A. Coradini, A. Di Lellis, T. Encrenaz, S. Erard, S. Fonti, V. Formisano, T. Fouchet, R. Garcia, R. Haus, J. Helbert, N.I. Ignatiev, P. Irwin, Y. Langevin, S. Lebonnois, M.A. Lopez Valverde, D. Luz, L. Marinangeli, V. Orofino, A. Rodin, M.C. Roos-Serote, B. Saggin, A. Sanchez-Lavega, D. Stam, F. Taylor, D.V. Titov, G. Visconti, M. Zambelli. VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) for Venus Express, ESA SP-1295, Noordwijk, The Netherlands, 2007 (in press).

2.4 Анализ спектрофотометрических данных, полученных на советских спускаемых аппаратах КА 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 нескольких различных направлений (значений полярного угла визирования) 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.

Подпись: Подпись: Пример зависимости измеренного значения интенсивности (Flux) [ ] от времени спуска (Time) [сек] К настоящему времени полностью выполнена работа по восстановлению и оцифровке фактически утерянных данных спектрофотометрического комплекса, работавшего на всех вышеуказанных спускаемых аппаратах КА «Венера». Появилась возможность использовать в расчётах не только наблюдения «вниз» и «вверх», а все направления, в в которых измеряли приборы.

Для задач интерпретации данных оптического дистанционного зондирования планетных атмосфер рассмотрена возможность построения готовой оптической аэрозольной модели с малым числом варьируемых параметров и извлечением из модели необходимого для конкретной задачи набора оптических характеристик аэрозольных частиц (сечений ослабления и рассеяния, индикатрисы или матрицы рассеяния). Предложен алгоритм построения указанной аэрозольной модели для случаев фиксированного химического состава доминирующих в атмосфере аэрозольных веществ. В качестве конкретного результата предложена оптическая модель аэрозолей Марса с тремя варьируемыми параметрами: длиной волны, модальным радиусом и характеристикой полуширины функции распределения аэрозольных частиц по размерам.

Майоров Б.С, bogdan@irn.iki.rssi.ru., 333-41-02

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

3 МЕРКУРИЙ

3.1 Наблюдения планеты Меркурий и их интерпретация

Астрономические наблюдения. В элонгациях мая 2007 и ноября 2007 в обсерватории САО РАН (положение обсерватории 41^o26’29”E, 43^o39’11”N) проводились новые наблюдения Меркурия в положении планеты, позволяющем документировать районы, не

охваченные съемкой МАРИНЕРА-10 в 1974-75 гг. ПЗС- камера STV была установлена на телескопе Цейс-1000 (рис. 1, 2). В осенней элонгации предполагалось использовать более совершенную камеру САО. В отличие от наблюдений прошлых лет, использовалась непрерывная последовательность видеокадров с аналог-цифровым преобразованием в реальном времени и записью на жесткий диск компьютера. Такой метод значительно увеличивает продуктивность наблюдений. К сожалению, в обеих элонгациях (май и ноябрь) сколько-нибудь удачные наблюдения провести не удалось из-за крайне неблагоприятных метеорологических условий.

К экспериментальным работам можно также отнести освоение новых программ обработки ранее накопленного наблюдательного материала: программы ASTROSTACK 3 и программы RegiStax 2. Предполагается, что переход от 8-разрядного bmp-формата к 16-разрядным raw, fits и другим форматам повысит разрешение и четкость мелких деталей изображений. Эта работа пока не завершена.

Ударные кратеры в секторе 210-285^oW. В статье L. Ksanfomality, A. Sprague: New images of Mercury’s surface from 210^O to 290^O W longitudes with implications for Mercury's global asymmetry. (ICARUS, 2007. 188. p. 271-287) приводятся новые результаты обработки массива изображений Меркурия, полученного в весенней вечерней элонгации 2002 г. Новый шаг в повышении разрешения (рис. 3) позволил перейти к районированию наиболее крупных ударных кратеров на поверхности Меркурия. Некоторые из них похожи на кольцевые структуры, но не имеют лучей. Вместе с тем, кратеры с протяженными лучами видны во многих районах планеты (например, у 8ºS, 265ºW). Большой кратер с системой лучей находится у 10ºS, 247ºW, где он окаймляет с запада вторую наиболее яркую в данной фазе область этого полушария Меркурия (статья Л.В. Ксанфомалити в ПАЖ, 2005, т. 31, №11, с. 860-880, Разрешенные изображения неизвестного сектора поверхности планеты Меркурий). Светлые участки образуют здесь дугу или, возможно, кольцевое образование диаметром 600-700 км. При выборочном увеличении контраста становятся заметны многочисленные ударные кратеры. Таков кратер с диаметром 140 км и кольцом выбросов диаметром 450-500 км вокруг него, с центром у 21ºS, 248ºW. Возможно, примыкающие к валу снаружи участки – это выбросы из кратера. Подобные кратеры встречаются практически во всех районах сегмента 210-290ºW. На рис. 4 показаны 5 крупных ударных кратеров (выбранных на исходном рис. 3), несомненно, ударного происхождения, размерами от 400 до 800 км, которые во время наблюдений находились на терминаторе и поэтому наиболее контрастны. Стрелки соединяют исходное положение районов с их увеличенными 2:1 контрастированными изображениями. Сторона квадратов на рис. 4, где показаны кратеры, составляет 900 км. Все кратеры имеют широкие террасы выбросов. Статистически ударные кратеры Меркурия в 1.5 раза меньше лунных, что объясняется вдвое большим ускорением свободного падения. Во всех вариантах синтезированных изображений у северного рога, у самого полюса, присутствует крупный ударный кратер (см. рисунки, опубликованные в статье в ПАЖ), с обширным венцом выбросов, диаметром около 6º (280 км). Его центральная темная часть имеет диаметр около 2º (90 км). Венец кратера заметно светлее окружающих деталей и выделяется на их фоне. На 2-3 градуса ближе к полюсу, на его северной стороне находится несколько меньший кратер, примерно 60 км. Координаты крупного кратера по широте 85ºN. В момент наблюдений северный полюс находился несколько градусов ближе к наблюдателю, чем лимб, поэтому зона полюса была видна. Из-за близости к полюсу и некоторой размытости лимба, долгота кратеров в зоне полюса Меркурия определяется с вероятной ошибкой не лучше 5º. Но положение кратеров удалось сопоставить с независимыми данными, так как для района северного полюса имеется подробная радиолокационная карта, с группой крупных ударных кратеров, с разрешением до 1.5 км (Harmon et al., 2001). По-видимому, именно эти кратеры видны на синтезированных изображениях. Их сравнение с радиолокационной картой (Harmon et al., 2001) показывает, что размеры и положение кратера у 85ºN практически полностью совпадают с кратером К радиолокационной карты (центр 85.5ºN, 292ºW, диаметр около 80 км). Интересно, что венец выбросов на радиолокационной карте виден только с северной стороны кратера К, как темный пояс, без деталей, в то время, как в оптическом диапазоне терраса выбросов охватывает кратер со всех сторон, причем она видна как светлое образование. Высокую яркость выбросов из кратера K можно сопоставить с особенностями кратеров, показанных на радиолокационной схеме. Согласно (Harmon et al., 2001) кратеры у полюса необычны по своей природе. На их дне под слоем реголита находятся, по-видимому, большие массы льда. Дно полярных кратеров всегда остается в тени своих валов и имеет температуру, достаточно низкую для того, чтобы лед сохранился за космогоническое время. Согласно другой гипотезе, на дне кратеров находятся отложения серы (Sprague et al., 1995), которая в дециметровом диапазоне имеет сходные со льдом характеристики рассеяния. В нашем случае важно другое – не исключено, что высокое альбедо выбросов связано именно с природой кратеров.

Таким образом, имеющиеся экспериментальные данные действительно показывают, что кратеры на Меркурии морфологически заметно отличаются от лунных. Для второго на рис. 4 кратера, на Луне можно найти только один аналог – кратер Варгентин, на западном лимбе Луны. Многие специалисты считают его поднятием, заполненным лавой.

Обработка данных 2006 г. Как уже указывалось в опубликованных работах, утренние экспозиции намного улучшают разрешение астрономических изображений. (Л.В. Ксанфомалити, ПАЖ, 2005). Уместно напомнить, что хотя идея повышения разрешения астрономических изображений существовала давно, но только с появлением ПЗС-матриц с высоким квантовым выходом стало возможным получение разрешенных изображений Меркурия, путем обработки электронных снимков, сделанных методом коротких экспозиций. Непревзойденным результатом остается изображение сектора долгот Меркурия 270-330oW, рис. 5, уже приводившийся в отчете 2006 г. Пока удалось выполнить только предварительную обработку полученных данных. Результат представлен на рис. 6.

Новые изображения поверхности планеты, рис. 5 и 6, покрывают значительную часть поверхности Меркурия, остававшейся не заснятой камерой МАРИНЕРА-10. Подтверждается, что протяженные детали рельефа, по-видимому, асимметрично распределены по поверхности Меркурия.

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

J. L. Margot, S. J. Peale, R. F. Jurgens, M. A. Slade, I. V. Holin. Large longitude libration of Mercury reveals a molten core. Science 4 May 2007: Vol. 316, no. 5825, pp. 710-714.

T. Van Hoolst, F. Sohl, I. Holin, O. Verhoeven, V. Dehant, T. Spohn. Mercury’s interior structure, rotation, and tides. Space Science Reviews: 2007 (in press).

L. V. Ksanfomality and A. L. Sprague. New images of Mercury’s surface from 210^O to 290^O W longitudes with implications for Mercury's global asymmetry. ICARUS, 2007. v. 188. p. 271-287

L.V. Ksanfomality. Earth-based optical imaging of Mercury. Advances in Space Research, 2006. v. 38. p. 594-598.

L. Ksanfomality, J. Harmon, E. Petrova, N. Thomas, I. Veselovsky, J. Warell. Earth-based visible and near ir imaging of Mercury. Сборник ISSI “MERCURY”. Workshop of the International Space Science Institute, 26-30 June 2006. В печати.

Л.В. Ксанфомалити, В.В. Власюк, К.В. Гречнев. Изображение неизвестного сектора Меркурия (260-350^OW), полученное в САО методом коротких экспозиций. (2007), принята к публикации

3.2 Теоретические и экспериментальные исследования Меркурия

На основе метода, радиолокации, предложенного И.В. Холиным (1988, 1992, 1999), радиолокацией на интерферометре Голдстоун – Грин Бэнк и др. (США) измерялись составляющие мгновенного спин-вектора планеты, наклонение и амплитуда 88-дневных либраций Меркурия, а также проверялось его соответствие состоянию Кассини (Margot et al., 2007). Существенных отклонений от состояния Кассини не обнаружено, а полученные значения для наклонения и амплитуды составляют 2′1 ± 0′1 и 35″8 ± 2″ соответственно (вместо прежних 60″ ± 6″), на основании чего сделан вывод о либрации оболочки отдельно от ядра, т.е. наличии в последнем жидкой фазы (Margot et al., 2007). И.В. Холин считает, что публикация Margot et al. (2007) не свободна от существенных недостатков, среди которых в первую очередь следует указать искаженное историческое описание, ряд несоответствий с известными работами (Green 1968, George 1976, Holin 1988, 1992, 2004) и отсутствие должного обсуждения с соавторами. Достигнутые точности пока заметно ниже теоретического предела, установленного Холиным (1992). Желательно, чтобы результаты работы были тщательно выверены. Работа Margot et al. (2007) является первым практическим использованием метода Холина (1992), который, как уже отмечалось (Холин, 1998), может способствовать заметному прогрессу в исследовании Солнечной системы. Рассмотрены возможности, связанные со строительством нового радара в ЕврАзии, где благодаря множеству уже имеющихся радиотелескопов (особенно в Европе) точности значительно возрастают (Van Hoolst et al., 2007). Одно из предлагаемых возможных мест для размещения подобного мощнейшего радиолокационного комплекса Северный Кавказ.

К.ф.-м.н. Холин И.В, ksanf@iki.rssi.ru., 333-23-55

Margot J. L., S. J. Peale, R. F. Jurgens, M. A. Slade, I. V. Holin. Large longitude libration of Mercury reveals a molten core. Science 4 May 2007: Vol. 316, no. 5825, pp. 710-714.

Van Hoolst T., F. Sohl, I. Holin, O. Verhoeven, V. Dehant, T. Spohn. Mercury’s interior structure, rotation, and tides. Space Science Reviews, and ISSI book series (in press).

4. ТИТАН

Продолжены исследования микрофизических свойств аэрозольной дымки Титана по данным КА “Гюйгенс” (совместно с Институтом Солнечной системы им. М.Планка). Проведена серия численных экспериментов с одномерной самосогласованной микрофизической моделью аэрозоля, учитывающей коагуляцию, фотоэффект и зарядку частиц под действием ионных и электронных столкновений. Показано, что распределение частиц по размерам определяется главным образом кулоновским взаимодействием коагулирующих частиц. Выше тропопаузы модель предсказывает бимодальное распределение, причем характерный размер мономера ~0.05 мкм определяется, по-видимому, кулоновским барьером для броуновской коагцляции частиц, несущих один элементарный заряд. Изменение оптических свойств дымки вблизи троапопаузы может быть вызвано двумя конкурирующими процессами: капиллярной конденсацией органических газов в порах фрактальных аэрозольных частиц и «старением» поверхности частиц, время жизни которых на тропопаузе выше, чем в других областях атмосферы.

К.ф.-м.н. А.В.Родин, rodin@irn.iki.rssi.ru , 3334412

A.V.Rodin, Yu.V. Skorov, H.U.Keller, B.Grieger and M.Tomasko. Microphysical modeling of tholin haze in the Titan atmosphere. Europlanet 2007, Potsdam, Aug. 2007.

Yu. V. Skorov, H. U. Keller, and A. V. Rodin. Optical properties of aerosols in Titan’s atmosphere. Planet and Space Sci., in press

Rodin, A.V., H.U. Keller, Yu.V. Skorov, and M.G. Tomasko. Microphysical processes in Titan haze inferred from DISR/Huygens data. Submitted to Icarus

5. РАННЯЯ ЭВОЛЮЦИЯ ПЛАНЕТНЫХ ТЕЛ

Химия ударных процессов

5.1 Реакция диспропорционирования железа в процессах ударного испарения и конденсации

Условия образования металлической фазы в связи с глобальными проблемами образования ядер планет и окисленного состояния железа в мантии являются актуальными вопросами современной планетологии. В последнее время в качестве одного из механизмов образования металлического железа все бóльшее внимание исследователей привлекает реакция диспропорционирования вюстита: 4FeO → Fe⁰ + Fe₃O₄ или 3FeO → Fe⁰ + Fe₂O₃. Реакция диспропорционирования экспериментально изучена в области высоких температур и высоких статических давлений, т.е. в условиях мантии. Последние результаты наших экспериментов, показывают возможность протекания данной реакции в иных, так сказать, «немантийных» условиях, а именно, в условиях ударного процесса, геологическая роль которого, как известно, особенно велика на стадии аккреции планет. Эксперименты по высокотемпературному плавлению образцов (авгита и смесей перидотита с окислами MnO₂и WO₃) были выполнены на лазерной установке, имитирующей ударное нагревание. Опыты проводились при характерной температуре ~4000-5000К, длительности импульса ~10^-3 сек и в атмосфере He (Р=1атм). Конечный продукт опытов – конденсат, анализировался методом рентгеновской фотоэлектронной спектроскопии. Результаты анализов однозначно показали, что в конденсате присутствуют все валентные формы железа (Fe⁰, Fe²⁺ и Fe³⁺), причем в соотношениях близких к стехиометрии реакции диспропорционирования. Имеются, таким образом, доказательства, что в высокотемпературном процессе испарения и конденсации силикатных систем, который может быть реализован в ударном процессе на стадии аккреции, механизм образования Fe-металла и предельно окисленной формы железа в реакции диспропорционирования может быть эффективным.

Поиски продуктов реакции диспропорционирования в природных объектах показали, что они обнаруживаются в ряде ударных кратеров Финляндии и России и ряде метеоритов. Анализ конденсатной фазы тонкой фракции лунного вещества (Луна-16) также показал наличие как восстановленной формы железа (Fe⁰), так и предельно окисленной (Fe³⁺). Экспериментальное подтверждение реакции диспропорционирования при высокой температуре позволяет по- новому взглянуть на ранние стадии эволюции планетарного вещества.

Яковлев О.И., Диков Ю.П., Герасимов М.В. Эффект реакции диспропорционирования двухвалентного железа при ударно-испарительных процессах. Геохимия. 2007. В печати.

Яковлев О.И., Диков Ю.П., Герасимов М.В. Реакция диспропорционирования железа в процессах ударного испарения и конденсации. Ежегодный семинар по экспериментальной минералогии, петрологии и геохимии. (ГЕОХИ РАН, ИЭМ РАН). Тезисы Докладов, Москва, 2007, с. 85.

Яковлев О.И., Диков Ю.П., Герасимов М.В. Реакция диспропорционирования железа в данных эксперимента и веществе Луны. Электронный Научно-Информационный журнал «Вестник Отделения Наук о Земле РАН» Отделения Наук о Земле РАН, 2007. № 1(25), ISSN 1819-6586, URL

Gerasimov M.V., Yakovlev O.I., Dikov Yu.P. The role of reaction of disproportionation in the redox behavior of iron during impact. LPSC. XXXVIII. 2007. (Abstracts). CD-ROM. #1597.

5.2 Термовосстановление сидерофилов в ударном процессе

С целью изучения роли ударного процесса в продуцировании металлизованных форм сидерофильных элементов была выполнена серия экспериментов на смесях перидотита и окислов ряда сидерофилов. Эксперименты по испарению выполнялись на лазерной установке. Характерная температура испарения на образце при длительности лазерного импульса ~10^-3с составляла 4000-5000К. Эксперименты проводились в атмосфере He при 1 атм. В процессе опыта на пути разлета облака пара на расстоянии 7-8 см от образца устанавливался плоский экран, на поверхности которого происходила закалочная конденсация и формирование конденсатной пленки толщиной ~10³-10⁴ Ǻ. Химический анализ конденсата выполнен методом рентгеновской фотоэлектронной спектроскопии. Метод позволял определять концентрацию элемента в конденсате и его валентное состояние. В качестве образцов, подвергнутых высокотемпературному плавлению и испарению, были смеси перидотита с окислами W, Mo, V, Mn, Cr, Ni, Co, P. В статье представлены новые данные по испарению и конденсации смесей перидотита с WO₃ и MoO₃. Послойный состав конденсатов показал высокую степень восстановления Fe, W и Mo. Степень восстановления вольфрама (до металлического состояния) в слоях конденсата варьировала от 16 до 34% , а молибдена от 38 до 59%. Результаты расчетов степени восстановления всех выше перечисленных сидерофилов были сравнены с показателями дефицитности этих сидерофилов в мантийных породах Земли и Луны. Сравнение данных показывает реалистичность предположения о возможном механизме металлизации элементов в высокотемпературном ударном процессе на стадии аккреции планет и причине дефицитности сидерофилов в мантийных породах.

Яковлев О.И., Диков Ю.П., Герасимов М.В. Термовосстановление сидерофилов в ударном процессе. 8-е совещание «Физико-химические и петрофизические исследования в науках о Земле». Москва. (ГЕОХИ РАН, ИФЗ РАН, ИГЕМ РАН, ИЭМ РАН). 2007. С. 162-164.

5.3 Синтез органических молекул Земли и планет в процессе ударной аккреции

Рассматриваются факторы, которые создают пригодную для жизни планету, от глобальных планетарных масштабов до локальных микроскопических условий в осадочных отложениях. Возможность зарождения пригодных для жизни условий возникает в процессе аккреции, как результат ударных процессов и эволюции летучих соединений. Вода важна не только для создания благоприятных условий для жизни, но и способствует непрерывной тектонической переработке и эрозии, которые обеспечивают необходимый окислительно-восстановительный контраст и биохимические продукты для поддержания условий для жизни. Грязь или мягкий осадок может быть биохимической необходимой предпосылкой, чтобы обеспечить нужный субстрат и защиту. Как только жизнь зародилась, среда жизнедеятельности расширяется как через воздействие на парниковый эффект, так и через диверсификацию восстановителей (например, мертвый органический материал) и окислителей (например, отходы жизнедеятельности). Обсуждаются потенциальные марсианские среды, благоприятные для жизни: при сравнении с Землей есть много потенциальных мест на Марсе, где жизнь могла однажды возникнуть, а может даже продолжать существовать. Также рассматривается долгосрочная эволюция зон с благоприятными условиями для жизни в Солнечной Системе.

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. Space Science Reviews (2007) v. 129, pp. 79-121.

M.V. Gerasimov, E.N. Safonova, Yu.P. Dikov. Synthesis of Organic Molecules During Impacts at Accretion of the Earth and Planets. In: II International Conference “Biosphere Origin and Evolution”, Loutraki, Greece, 28.10-02.11.2007, abstracts, Novosibirsk, p. 58.

5.4 Особенности испарения магнезиальных силикатов при ударно-испарительных процессах

Представлен обзор экспериментально выявленных эффектов химического фракционирования кремния и магния в условиях, соответствующих расширению плотного и горячего облака пара, возникающего при высокоскоростном соударении метеоритов, астероидов и др. Моделирование высокотемпературных химических процессов в облаке расширяющегося пара проводилось с использованием импульсного лазера, а также на двухступенчатой легкогазовой пушке. Характерные температуры начальной стадии расширения облака силикатного пара были ~ 4000-5000 К. Мишенями служили породы и минералы основного и ультраосновного состава, а также некоторые метеориты. Показано, что Si/Mg отношение в конденсатах стремится к единице. Этот эффект интерпретируется как кластерный характер улетучивания элементов из многокомпонентных систем, каковыми являются породы и минералы. Кластеры могут объединять химические элементы, обладающие отличной индивидуальной летучестью и обеспечивать им одинаковое улетучивание, контролируя стехиометричность состава конденсата. Выявленный кластер был назван «энстатитовым» (Mg:Si=1:1).

М. В. Герасимов, О. И. Яковлев, Ю. П. Диков. Особенности испарения магнезиальных силикатов при ударно-испарительных процессах

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

6. ВНЕСОЛНЕЧНЫЕ ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ

Рассматривались физические свойства и особенности внесолнечных планет и планетных систем, у которых наблюдаются прохождения низкоорбитальных планет-гигантов по диску звезды (транзиты). Были рассмотрены особенности поиска транзитов. Основное внимание уделялось различию физических свойств низкоорбитальных гигантов. Сопоставление экспериментальных данных, полученных в наблюдении транзитов «горячих юпитеров» указывает на существование различающихся подтипов низкоорбитальных внесолнечных планет. «Горячие юпитеры» с малой плотностью (HD 209458b), «горячие юпитеры» с массивным ядром из тяжелых элементов (HD149026b) и «очень горячие юпитеры» (HD189733b) представляют собой тела, которые относятся, по-видимому, к разным категориям экзопланет. Диссипация атмосфер низкоорбитальных гигантов, оцениваемая по экспериментальным данным, сопоставляется с расчетными потерями атмосферы по Джинсу. Ожидаемые джинсовы потери массы «горячих юпитеров» из-за убегания атмосферы за время, сравнимое с длительностью существования Солнечной системы, вряд ли превышают несколько процентов. Низкоорбитальные планеты-гиганты должны иметь сильное магнитное поле. Благодаря тому, что орбитальная скорость горячих юпитеров близка к магнитозвуковой (или даже может превосходить ее), движущаяся планета должна активно взаимодействовать с плазмой «звездного ветра». Присутствие у внесолнечных планет-гигантов магнитного поля и эффекты их взаимодействия с плазмой в принципе можно использовать для поиска внесолнечных планет.

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

Л.В. Ксанфомалити. Внесолнечные низкоорбитальные планеты. Диссипация их атмосфер и вероятное магнитное поле. Письма в АЖ, 2007. т. 33, №7, с. 550-560

Л.В. Ксанфомалити. Транзиты внесолнечных планет на низких орбитах. Бюллетень Специальной астрофизической обсерватории, 2007 т. 60-61, с. 88-99

Л.В. Ксанфомалити. Поиск внесолнечных планет поляриметрическим методом. Астрономический вестник, 2007. т. 41, №4, с. 330-336

Л.В. Ксанфомалити. Транзиты внесолнечных планет. Астрономический вестник, 2007. т. 41, №6, с. 500-520

7. ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ

7.1 Разработана модель общей циркуяции атмосферы Марса на базе динамического ядра FMS

Модель общей циркуляции атмосферы Марса адаптирована для нового динамического ядра FMS, разработанного Лабораторией геофизической гидродинамики США (GFDL). Программная реализация модели включает использование библиотек OpenMP и MPI и предполагает применение параллельных вычислительных технологий. Модель впервые перенесена на отечественную вычислительную платформу – многопроцессорный сервер с общей памятью МФТИ, идентичный по архитектуре средствам GFDL, на которых модель разрабатывалась и тестировалась. Проведено моделирование гидрологического
цикла Марса, получены качественно удовлетворительные результаты, однако общее содержание водяного пара в атмосфере, предсказанное моделью, приблизительно вдвое превышает наблюдаемые значения. Выявлены признаки широтной миграции и зональная структура. По результатам исследований готовятся публикации. Результаты моделирования вошли в публикации по интерпретации данных экспериментов «СПИКАМ» и «ОМЕГА»

К.ф.-м.н. А.В.Родин, rodin@irn.iki.rssi.ru , 3334412

7.2 Исследованы механизмы рассеяния света

Исследованы механизмы рассеяния света, приводящие к возникновению эффектов оппозиции в яркости и поляризации у тел Солнечной системы. С помощью моделирования агрегатных частиц различной плотности упаковки показано, что поведение яркости и поляризации на малых фазовых углах определяется главным образом когерентным обратным рассеянием и взаимодействием рассеивающих частиц в ближнем поле. Сделана оценка вклада каждого из механизмов в зависимости от свойств рассеивающей среды.

Хотя оппозиционные явления, наблюдаемые в яркости и поляризации у различных астрономических объектов и лабораторных образцов, исследуются уже в течение многих лет, они не нашли еще полного объяснения. Чаще всего в этой связи обсуждают эффект скрытия теней и эффект когерентного обратного рассеяния. Мы обращаем внимание еще на один механизм когерентного рассеяния, а именно на интерференцию и взаимодействие рассеивателей в ближнем поле, которые оказывают влияние на яркость и поляризацию сложных ансамблей частиц на малых фазовых углах. Мы рассматриваем вклад каждого из механизмов рассеяния с помощью модели реголита, которая представляет собой ансамбль кластеров, соизмеримых с длиной волны. Хотя в данной модели отдельные кластеры были упакованы достаточно плотно, плотность упаковки всего ансамбля, то есть расстояния между кластерами, была переменной. Моделирование показало, что фазовая зависимость интенсивности и поляризации света, рассеянного сложными структурами на малых фазовых углах, в основном определяется взаимодействием двух механизмов: (1) конструктивной интерференцией волн, проходящих в ансамбле частиц по одним и тем же путям, но в противоположных направлениях, и (2) эффекта ближнего поля, обусловленного неоднородностью волн вблизи составляющих ансамбль частиц. Первый механизм работает наиболее эффективно в разреженных ансамблях, в то время как второй проявляет себя в более компактных структурах, сравнимых с длиной волны, и на расстояниях порядка длины волны. Разделить количественно вклады каждого из механизмов ни в моделировании с помощью простых структур, ни, тем более, в измерениях, не представляется возможным. Однако очевидно, что ряд наблюдений, особенно объектов с низким и средним альбедо, невозможно объяснить без привлечения эффекта ближнего поля.

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

E.V. Petrova, V.P. Tishkovets, K. Jockers. Modeling of opposition effects with ensembles of clusters: Interplay of various scattering mechanisms. ICARUS v.188 (2007) p. 233-245

E.V. Petrova, V.P. Tishkovets, K. Jockers. Rebuttal to the Comment by Yu.G. Shkuratov and E.S. Zubko “On a mechanism of negative polarization of light scattered by particulate clusters”. ICARUS (2007), принята к публикации.

7.3 Выявление природы плазменных границ у немагнитных планет при их взаимодействии с солнечным ветром

По предложению Института космических исследований в Берне был проведен анализ новых результатов по взаимодействию солнечного ветра с Марсом и Венерой и свойствам их ионосфер, по данным новых европейских проектов – Марс-Экспресс и Венера – Экспресс. Показано, что у обоих планет эффективным препятствием, останавливающим солнечный ветер, является индуцированная магнитосфера с верхней границей - MPB – то есть границей резкого возрастания магнитного поля, падения электронных потоков и драпировки магнитных силовых линий СВ вокруг планеты (Ранее эта граница у Венеры не наблюдалась). Границы баланса тепловой плазмы и динамического давления солнечного ветра – ионопаузы – как считалось ранее в газодинамических моделях, не существует в качестве границы препятствия. Ионопауза – резкий спад концентрации тепловой плазмы наблюдается только вблизи границы баланса давлений у Венеры в периоды низкого давления солнечного ветра.

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

7.4 Роль мини-магнитосфер и каспов, образованных магнитными аномалиями на Марсе во взаимодействии с солнечным ветром

Картина взаимодействия СВ и ММП с Марсом веcьма динамична, из-за наличия крупно-масштабных и мелко-масштабных магнитосфер, сформированных магнитными аномалиями преимущественно в южном полушарии, масштабы которых могут изменяться в зависимости от динамического давления солнечного ветра, окрывая их для прямого проникновения СВ вглубь атмосферы, возникновения разогрева, ускорения и убегания атмосферных частиц и возникновения свечений. В частности, сопоставление одного из таких случаев по данным Марс-Экспресс дает прекрасное совпадение локализации полярного сияния с каспом, обнаруженным магнетометром КА Марс-Глобал-Сюрвеер. Подготовлена к печати публикация в сборнике ISSI.

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