Тема ПЛАНЕТА. Исследование атмосфер и поверхностей планет.

Гос. регистрация: №   0120.0 602993

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

 

1 МАРС

 

1.1 Сезонный цикл водяного пара на Марсе по полосе 1.38 мкм

 

Продолжена работа по восстановлению содержания водяного пара в атмосфере Марса по данным СПИКАМ ИК на КА Марс-Экспресс в полосе 1.38 мкм. Получены карты сезонного распределения водяного пара за три марсианских года в период января 2004 (Ls=330°, MY26) по октябрь 2009 (Ls=359°, MY29). 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. Основной неопределенностью при восстановлении содержания H2O по полосе в ближнем ИК-диапазоне является рассеяние света на аэрозоле в атмосфере Марса, что приводит к изменению глубины полосы газа и видимому уменьшению его содержания.

Для эксперимента СПИКАМ ИК:

1)     проведен анализ EPF наблюдений для ИК канала (всего 8 орбит для Марс-Экспресс), найдены оптические толщины в ближнем ИК-диапазоне и определены размеры частиц при сравнении с результатами УФ канал.

2)     Получены карты распределения водяного пара за три марсианских года (рис.1)

3)     Сделаны восстановления водяного пара с пылью для нескольких орбит, привлечены данные ПФС  по температуре, пыли и облакам для доступных орбит

Рис. 1 Сезонное распределение водяного пара за три марсианских года по данным СПИКАМ ИК. Содержание H2O дано в осажденных микронах, сверху вниз MY 26, 27, 28 и 29.

Анализ данных СПИКАМ показал значительные различия в спектроскопических параметрах линий и числе самих линий в полосе 1.38 мкм между HITRAN2000 и 2004, что могло оказать влияние на результаты, предыдущих миссий, анализ которых проводился много лет назад. В результате параллельно с работой по СПИКАМ ИК был выполнен повторный анализ данных эксперимента MAWD (Mars Atmospheric Water Detector) на КА Викинг 1 и 2. Получены новые карты распределения водяного пара по данным MAWD с учетом новой спектроскопии и климатологии современной модели общей циркуляции (статья отослана в журнал). В результате абсолютные значения содержания водяного пара уменьшились в 2 раза. Северный полярных максимум составляет около 50 осаж.мкм. Сравнение распределения водяного пара по данным MAWD и СПИКАМ показал согласие водяного цикла для наблюдений, проведенных 30 лет назад (MY12-14) и наблюдений проводимых с 2004 г. (MY27-29) (рис.2). Это указывает на отсутствие глобальных межгодовых вариаций за последние тридцать лет. Незначительные сезонные межгодовые вариации, особенно летом в южном полушарии объясняются как реальными различиями в содержание воды в атмосфере, так и вкладом рассеяния в перенос излучения, и обусловлены влиянием пылевой активности на климат Марса. В тоже время сравнение наблюдений по полосе 1.38 мкм с данными TES по тепловой полосе 20-40 мкм показало систематические расхождения для всех сезонов, что говорит о возможной неопределенности спектроскопических параметров как в ИК-диапазоне, которые могут привести к систематическим ошибкам в интерпретации результатов наблюдений.

 

 

Рис. 2 Сравнение результатов для MY12-14 с данными SPICAM (MY27-29) и ТЕС (MY24-26) для трех широт: -55, 0 и 70˚. Данные были усреднены по 5˚x5˚ по широте и сезону.

 

К. ф.-м. н. Федорова А.А., fedorova@iki.rssi.ru, 3335434

                   Трохимовский А.Ю., trokh@iki.rssi.ru, 3332102

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

 

A. Fedorova, O. Korablev, A.Trokhimovsky, J.L. Bertaux, A.Rodin, F. Montmessin, L.Maltagliati, S.Guslyakova, A.Reberac, A.Kiselev and the SPICAM team, Infrared measurements with SPICAM experiment on Mars-Express: three Martian years of observations of the Martian atmosphere, ASTROKAZAN 2009 reports, August 19-26, Kazan, Russia, Труды международной конференции «Астрономия и всемирное наследие», стр. 168-170, 2009.

 

А. Fedorova, S.Trokhimovsky, F.Montmessin, O.Korablev, VIKING observations of water vapor on Mars: revision from up-to-date spectroscopy and atmospheric models, accepted to Icarus, 2009. 

 

A. Trokhimovskiy, А. Fedorova, О. Korablev, J.-L. Bertaux, E. Villard, and A. A. Rodin, Water vapor in the Martian atmosphere by SPICAM IR/Mars-Express, EPSC2009, 13-18 September 2009, Postdam, Germany, EPSC2009-568.

 

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

 

Климат Марса определяет тремя основными циклами: CO2, H2O и пыли. Благодаря измерениям орбитальных и посадочных аппаратов за последние тридцать лет, общие закономерности этих циклов на Марсе довольно хорошо известно, но их взаимные зависимости до сих пор во многом остаются неясными. Измерения вертикального распределения этих составляющих атмосферы во многом помогло бы ответить на вопросы марсианской метеорологии, связанные с их источниками и стоками в разных атмосферных слоях, взаимодействием с поверхностью и т.д. В отношении вертикального распределения водяного пара и аэрозоля до запуска КА Марс-Экспресс были только единичные измерения, которые не давали полного представлений о сезонных и широтных вариациях.

Спектрометр СПИКАМ на борту КА Марс-Экспресс начал работу на орбите Марса в январе 2004 года. За три марсианских года наблюдений было выполнено около 600 наблюдений в режиме солнечных затмений, позволяющих провести вертикальное просвечивание атмосферы планеты. Спектральный диапазон СПИКАМ позволяет проводить одновременные наблюдения полосы углекислого газа 1.43 мкм для восстановления атмосферной плотности, полосы поглощения водяного пара 1.38 мкм для восстановления содержания водяного пара, а также получать свойства и распределения аэрозолей с высотой по измерения непрозрачности атмосферы в диапазоне спектра от 1 до 1.7 мкм.

Продолжена работа по восстановлению профилей экстинкции аэрозоля (рис.1), распределения частиц по размерам и численной плотности аэрозоля, водяного пара и CO2 на высотах от 0 до 90 км по данным СПИКАМ. Был изменен алгоритм восстановления плотности газов. Если ранее он базировался на  классическом «методе луковицы», то в настоящий момент используется метод оптимальных оценок решения систем нелинейных уравнений. Полученное относительное содержание не превышает 100 ppm выше 30 км. Для разных сезонов были найдены систематические расхождения с результатами модели общей циркуляции Марса. Например, для наблюдений весной-летом 2008 (Ls 70-110, MY29) наблюдалось раннее начало активности водяного пара по сравнению с моделью на средних широтах южного полушарии зимой, что может объясняться как недооценкой турбулентного перемешивания на вечернем терминаторе, так и необычной аэрозольной активностью. Водяной пар в малых количествах был хорошо перемешан до высот 45 км. В тоже время в северном полушарии, где было начало лето, активность водяного пара началась позже по сравнению с предсказаниями модели, что может указывать на недостаточную сублимацию в модели, более сильное взаимодействие атмосферы и поверхности, слабый вертикальный транспорт.

 

 

Рис. 1 Вертикальное распределение аэрозольной экстинкции c сезоном и широтой на Марсе 

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

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. Icarus, 2009

 

A. Fedorova, L. Maltagliati, O. Korablev, F. Montmessin, J.-L. Bertaux, A. Rodin, and A. Reberac, Infrared solar occultation observations on Mars-Express: vertical distributions of water vapour and aerosol in the Martian atmosphere, EPSC2009, 13-18 September 2009, Postdam, Germany, EPSC2009-591

 

Maltagliati, Luca; Fedorova, A.; Montmessin, F.; Bertaux, J.; Korablev, O.; Reberac, A. Vertical Profiles Of Water Vapor In Mars' Atmosphere By Spicam/mex Solar Occultations American Astronomical Society, DPS meeting #41, #44.06, 2009,

 

Фёдорова А.А., Мальтаглиати Л., Кораблев О.И., Родин А.В.(1), Монтмессан Ф.(2), Берто Ж.-Л.(2), Реберак А.(2) Вертикальное распределение водяного пара и аэрозоля в атмосфере Марса по данным солнечных затмений в эксперименте СПИКАМ на КА Марс-Экспресс, Седьмая всероссийская открытая ежегодная конференция «Современные проблемы дистанционного зондирования Земли из космоса» Москва, ИКИ РАН, 16-20 ноября 2009 г., тезисы докладов

 

 

1.3  Прибор «ОМЕГА» миссии «Марс-Экспресс»

 

Рис.1 Сравнение высотных профилей концентрации и размеров для аэрозольных частиц из пыли и водяного льда.

Рис. 2 Зависимость микрофизических свойств аэрозоля от широты и сезона на Марсе (обработано около 10 % лимбовых профилей).

Для нескольких десятков сеансов лимбовых наблюдений прибора OMEGA (отличающихся ареографической широтой области наблюдения и марсианскими сезонами) были восстановлены высотные профили счётной концентрации частиц и двух параметров функции распределения частиц по размерам – модального радиуса и параметра альфа, характеризующего ширину функции распределения (однако, последний, как правило, фиксировался =1,5 для всех высот). Полученный ряд результатов позволил предварительно исследовать высотные, широтные и сезонные зависимости параметров, описывающих свойства пылевого аэрозоля в атмосфере Марса.

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

                   Майоров Б.С., Bogdan.Mayorov@iki.rssi.ru, 333-41-02

 

А.В. Васильев, Б. С. Майоров, Ж.-П. Бибринг "Восстановление высотных профилей микрофизических характеристик марсианского аэрозоля по лимбовым измерениям спектрометра OMEGA миссии Mars Express" // Астрономический вестник, 2009, том 43, № 5, с. 406-418.

 

A.V. Vasilyev, B.S. Mayorov, and J.-P. Bibring 'The Retrieval of Altitude Profiles of the Martian Aerosol Microphysical Characteristics from the Limb Measurements of the Mars Express OMEGA Spectrometer' // Solar System Research, 2009, vol. 43, No. 5, pp. 392-404.)

 

Майоров Б.С., Васильев А.В., Засова Л.В., Bibring J.-P. "Сезонные и широтные зависимости характеристик пылевого аэрозоля в атмосфере Марса по данным спектрометра OMEGA миссии MARS-EXPRESS" // Седьмая всероссийская открытая ежегодная конференция «Современные проблемы дистанционного зондирования Земли из космоса», Сборник тезисов конференции. 16-20 ноября 2009 г., г. Москва. Институт космических исследований Российской академии наук / Москва. ИКИ РАН. 2009

 

Майоров Б. С., Васильев А. В., Bibring Jean-Pierre, Formisano V. Определение характеристик марсианского аэрозоля по лимбовым измерениям приборов PFS и OMEGA миссии Mars-express // VI конференция молодых учёных, посвящённая Дню космонавтики "Фундаментальные и прикладные космические исследования" Программа. Тезисы докладов. Секция III. Атмосфера, гидросфера и литосфера Земли и планет. 09-10 апреля 2009 г., г. Москва. Институт космических исследований Российской академии наук / Москва. ИКИ РАН. 2009.

 

1.4 Изучение эмиссии O2 1.27 μm  по данным OMEGA/MEx

 

Представлен метод получения карт интенсивности свечения  О2 1.27 мкм по данным OMEGA/Mex. Найдены суточные и сезонные вариации свечения кислорода. Максимальное свечение 31 MR найдено весной в южной полярной области. Протяженность пятна свечения на картах вдоль долготы объясняется вариациями солнечного потока, связанного с изменением местного времени: максимальная интенсивность наблюдается вблизи полудня и убывает к вечеру и утру. Изменеие с широтой связано с двумя факторами: 1) рост интенсивности О2 эмиссии связан с убывающим содержанием H2O c широтой, что приводит к увеличению содержания О3 при фотолизе которого происходит свечение О2 1.27 мкм; 2) уменьшение солнечной радиации с широтой приводит к ослаблении эмиссии О2. Систематически более слабая максимальная величина эмиссии в северной полярной области, чем в южной связана с более высокими температурами в северной полярной области и более интенсивной циркуляцией Хэдли зимой в северном полушарии (перигелий), что приносит  больше водяного пара из низких широт, чем во время зимы в южном полушарии (афелий)

 

 

Рис. 1  a) Интенсивность О2 эмиссии на орбите1583_2. b) на орбите1584_2. c) суточные вариации в южной полярной области на широте 75° S (черные крестики) и 85°S (черные ромбы), MY28. d) суточные вариации в северной полярной области на широте 73°N, MY28

Рис.2 Примеры карт распределения карт во время весны в южном полушарии интенсивности свечения O2 (a); глубины полосы Н2О, > 0.6 означает присутствие водяного льда (b); полосы 1.435 μm льда СО2 (c); изображение в видимой области (d); MOLA альтиметрия (e).

 

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

 

Altieri, F.; Zasova, L.; D’Aversa, E.; Bellucci, G.; Carrozzo, F. G.; Gondet, B.; Bibring, J.-P. O2 1.27 μm emission maps as derived from OMEGA/MEx data Icarus, Volume 204, Issue 2, p. 499-511

 

1.5. Распределение льдов и связанной воды на поверхности Марса по данным картирующего спектрометра OMEGA КА Mars Express

 

В результате обработки данных канала С орбитального гиперспектрометра OMEGA на борту КА Mars Express получены данные о распределении  и сезонной изменчивости спектральных деталей водяного льда 1.25, 1.5, 2.0 мкм, на основании которых можно сделать выводы о мощности ледяных покровов и микроструктуре верхнего, оптически активного слоя льда на поверхности Марса. Были проанализированы данные по полярным районам в весенне-летний период обоих полушарий. Как в микроструктуре льдов постоянной Северной полярной шапки, так и в остаточных отложениях сезонной Южной полярной шапки были обнаружены заметные зональные вариации с регулярно расположенными максимумами. На основании сравнения данных OMEGA с результатами моделирования общей циркуляции атмосферы сделано предположение о том, что эти  вариации являются  следами воздействия мезомасштабных инерционных волн в циркумполярном вихре на процессы влагообмена между атмосферой и поверхностью планеты (рис. 1).

Продолжены исследования районов Маврт и Ювента с целью отождествления и интерпретации спектральных деталей, характерных для водосодержащих минералов.

 

 

 

Рис 1. Сравнение спектрального индекса полосы водяного льда 1.25 мкм (а) и распределения водяного пара по результатам моделирования общей циркуляции атмосферы Марса в сезон афелия (Ls = 113-115°) указывает на влияние волновых процессов в атмосфере на темп сублимации северной полярной шапки.

 

Евдокимова Н.А.,  evdokimova@iki.rssi.ru, 3334067

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

 

Евдокимова, Н.А., Р.О.Кузьмин, А.В.Родин, А.А.Федорова, О.И.Кораблев и Ж.-П.Бибринг. Исследование распределения связанной воды, водяного льда и инея на поверхности Марса: обработка и коррекция данных наблюдений спектрометра OMEGA с борта КА Mars Express // Астрономический вестник. 2009. Т. 43, №5. C.387–405.

 

Родин А. В., Евдокимова Н.А., Кузьмин Р. О., Федорова А. А., Кораблев О.И., Бибринг Ж-П. Отождествление следов атмосферных планетарных волн  в динамике сезонной сублимации и конденсации льдов в полярных районах Марса по данным ИК гиперспектрометра OMEGA КА Mars Express. // Космические исследования. 2010. Т. 48. №2. в печати

 

Rodin, A.V., N.A.Evdokimova, R.O.Kuzmin, A.A.Fedorova, O.I.Korablev, and J.-P.Bibring. Evidence for atmospheric control over summertime defrosting of the North polar cap of Mars inferred from MEX/OMEGA data. Submitted to Geophysical Research Letters

 

Kuzmin, R. O.; Mironenko, M. V.; Evdokimova, N. A. Spectral and thermodynamic constraints on the existence of gypsum at the Juventae Chasma on Mars// Planetary and Space Science, 2009, V. 57, №8-9, P. 975-98

 

N. A. Evdokimova, A. A. Rodin, R. O. Kuzmin, A. A. Fedorova, and L. Maltagliati
Atmosphere-surface interactions in the Martian water cycle during MY 27-28 retreived from OMEGA data. // Geophysical Research Abstracts, Vol. 11, EGU2009-12914, 2009 EGU General Assembly 2009

 

N. A. Evdokimova, A. A. Rodin, R. O. Kuzmin, and A. A. Fedorova. Changes in the Martian surface composition related to water cycle: evidence for atmospheric wave phenomena. // 43rd ESLAB Symposium. International Conference on Comparative Planetology: Venus - Earth – Mars 11-15 May 2009. ESTEC, Noordwijk (NL)

 

N. Evdokimova, A. Rodin, R. Kuzmin, A. Fedorova. Search for signature of the atmosphere-surface interactions in the seasonal Martian water cycle based on OMEGA/Mars Express data. EPSC Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-665-2, 2009 European Planetary Science Congress, Potsdam, 13-18 Sept 2009

 

2 ВЕНЕРА

 

2.1 Исследования мезосферы Венеры на КА Венера -Экспресс

 

2.1.1 Водяной пар в атмосфере Венеры по данным эксперимента СПИКАВ/СУАР на КА Венера-Экспресс

 

СПИКАВ/СУАР один из семи основных научных экспериментов на борту КА «Венера-Экспресс», начавшего работу на орбите Венеры в апреле 2006 года. Аппаратура эксперимента состоит из трех независимых спектрометров: ультрафиолетового СПИКАВ УФ (118-320 нм, разрешение ~ 0.55 нм), инфракрасного акусто-оптического СПИКАВ ИК (0.65-1.7 мкм, разрешением ~1500) и эшелле-спектрометра высокого разрешения СУАР с акусто-оптической фильтрацией света (диапазон 2.2-4.3 мкм, R~20000). СПИКАВ/СУАР предназначен для комплексного исследования атмосферы Венеры от поверхности до водородной короны (~40000 км). Все спектрометры комплекса имеют возможность работы в нескольких режимах, включая надирные наблюдения и солнечные затмения для вертикального зондирования надоблачной атмосферы Венеры.

Одной из научных задач эксперимента является измерение содержания водяного пара в атмосфере Венеры на разных высотах. Подобные результаты важны для понимания климата Венеры, поскольку, несмотря на большое количество измерений, проводимых в 70-х-90-х годах с орбитальных и посадочных аппаратов, а также наземных телескопов, пространственное распределения H2O на Венере до сих пор известно плохо. СПИКАВ/СУАР позволяет проводить измерения несколькими методами: 1) на высотах ~10 км на ночной стороне по «окну прозрачности» 1.18 мкм; 2) по спектрам отраженного солнечного излучения на дневной стороне над облачным слоем в полосах 0.94, 1.14 и 1.38 мкм; 3) по линиям H2O в области 2.61 мкм (3830 см-1) в режиме солнечных просвечиваний атмосферы на высотах 70-110 км в эксперименте СУАР, одновременно с измерениями изотопа HDO. В этом году был продолжен анализ результатов мезосферных измерений интегрального содержания водяного пара по полосе 1.38 мкм на дневной стороне и результатов эксперимента СУАР по вертикальному распределению H2O на утреннем и вечернем терминаторе.

Содержание водяного пара над облаками было восстановлено по полосе 1.38 мкм с учетом многократного рассеяния света в облачном слое атмосферы Венеры. По полосам CO2 в области 1.4-1.65 мкм были получены высоты верхней границы облаков (68-74 км), по уровню вертикальной оптической толщины τ =1. В отличие от наземных измерений в микроволновом диапазоне и результатов Пионер-Венера, показавших вариации в содержании водяного пара на порядок и более, данные СПИКАВ ИК указывают на довольно однородное распределение на низких и средних широтах, слабо меняющиеся от местного времени. Полученные значения содержания H2O колеблются в пределах от 3 до 6 ppm (рисунок 1).

В эксперименте СУАР одновременные наблюдения линий водяного пара в области 2.61 мкм (3830 см-1) на высотах 70-110 км и линий HDO и 3.58 мкм (2715 см-1) на высотах 75-95 км дают возможность построить изотопное соотношение HDO/H2O. За полтора года с апреля 2006 по август 2007 было выполнено 54 измерения водяного пара и его изотопа с различной геометрией наблюдений от средних широт южного полушария до северного полюса планеты. В работе рассмотрено 22 измерения около северного полюса Венеры, выполненные в перицентре орбиты. Получено среднее значение водяного пара 1.16±0.24 ppm и HDO 0.086±0.020 ppm. Водяной пар в основном оказался хорошо перемешанным с почти однородным распределением на высотах >75км. Значительных временных вариаций вертикальных профилей водяного пара обнаружено не было. Среднее изотопное соотношение HDO/H2O оказалось равным 240±25 раз земного соотношения, и выше в 1.5 раз, значения 157+/-30, полученного в предыдущих измерениях из наземных наблюдений и с КА «Пионер-Венера». Эти новые результаты должны послужить основой для динамических и фотохимических моделей и для оценки современной скорости диссипации воды на Венере.

 

Рис. 1 Относительное содержание водяного пара над облаками для разных орбит

 

 

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

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

 

A. Fedorova, O. Korablev, J.-L. Bertaux, E. Villard, and A. Stepanov, Water vapor abundance above Venusian clouds on the dayside from SPICAV VIS-IR nadir measurements, EPSC2009, 13-18 September 2009, Postdam, Germany, EPSC2009-549

 

Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, A.; Korablev, O.; Montmessin, F.; Marcq, E.; Chaufray, J.; Wilquet, V.; Fedorova, A.; Mahieux, A.; Belyaev, D.; and 4 coauthors An Overview Of Spicav/soir Results On The Atmosphere Of Venus From Venus Express Mission, American Astronomical Society, DPS meeting #41, #60.02, 2009.

 

Федорова А.А., Кораблев О.И., Берто Ж.-Л., Вандайль А.-К., Беляев Д.А., Вилард Э., Махье А., Вилькет В., Водяной пар в атмосфере Венеры по данным эксперимента СПИКАВ/СУАР на КА Венера-Экспресс, Международный симпозиум стран СНГ, Атмосферная радиация и динамика, 22-26 июня, 2009, Сборник тезисов, стр. 159-160, Санкт-Петербург, 2009

 

Mahieux, A.; Wilquet, V.; Drummond, R.; Vandaele, A. C.; Fedorova, A.; Belyaev, D.; Korablev, O.; Bertaux, J. L. Trace Gas Constituents of the Venus Mesosphere Measured by SPICAV/SOIR Onboard Venus Express Venus Geochemistry: Progress, Prospects, and New Missions, held February 26-27, 2009 in Houston, Texas. LPI Contribution No. 1470, p.39

 

2.1.2 Исследование содержания SO2 над облаками Венеры по данным прибора SPICAV/SOIR миссии «Венера Экспресс»

 

Двуокись серы (SO2) играет одну из ключевых ролей в структуре облаков Венеры, состоящих из капель серной кислоты и полностью покрывающих планету. Изменения содержания SO2 в надоблачном слое (высоты >65 км) являются индикатором фотохимических реакций в атмосфере, а также возможной геологической активности на поверхности. За 40 лет измерений концентрации SO2 над облаками Венеры (в основном, наблюдения в надир на дневной стороне) были обнаружены годовые вариации содержания газа в диапазоне от 0.01 до 0.5 ppm. Для объяснения причин такого поведения необходимо зондирование как высотных, так и широтных профилей двуокиси серы над облаками, а также исследование изменения содержания газа со временем суток.
С 2006 года с борта орбитального аппарата «Венера Экспресс» спектрометр SPICAV/SOIR осуществляет зондирование атмосферы Венеры в режимах солнечного затмения (просвечивания) и надир.

В данной работе мы представляем результаты затменного эксперимента в полосах поглощения SO2: 4 мкм на высотах 65-75 км (прибор SOIR) и 215 нм на высотах 90-100 км (SPICAV). На высотах 80-90 км прибор не чувствителен к поглощению газа. В нижней части профиля относительное содержание двуокиси серы уменьшается с высотой от ~0.5 ppm на 65 км до ~0.05 ppm на 75 км; в верхней области наблюдается увеличение содержания от ~0.1 ppm на 90 км до ~1 ppm на 100 км. Вертикальные профили содержания SO2 на полюсе одинаковы в утреннее и вечернее время суток. Лучевая концентрация SO2 линейно растет с увеличением оптической толщи аэрозоля.

В работе также представлены результаты измерений спектрометра SPICAV в надир в газовой полосе 215 нм на различных широтах северного полушария. Анализируя альбедо облаков Венеры при отражении и рассеянии солнечного излучения, было получено содержание SO2 в количестве ~0.1 ppm на уровне 70 км, что подтвердило результаты просвечивания SOIR. Содержание SO2 на уровне 70 км уменьшается с увеличением широты, что коррелирует с аналогичным уменьшением высоты облаков.

Рис. 1 Вертикальные профили относительного содержания SO2

 

К. ф.-м. н. Беляев Д.А., dbelyaev@iki.rssi.ru ,  3332102

 

Belyaev, Denis; Montmessin, F.; Bertaux, J. L.; Vandaele, A. C.; Mahieux, A.; Fedorova, A. Vertical Profiling of SO2 above Venus’ Clouds by means of SPICAV/SOIR Occultations, American Astronomical Society, DPS meeting #41, #60.04.

 

Marcq, Emmanuel; Bertaux, J. L.; Montmessin, F.; Belyaev, D.; Fedorova, A. Latitudinal Variations of SO2 Above the Clouds of Venus Using SPICAV-UV/Venus Express, American Astronomical Society, DPS meeting #41, #60.08, 2009.

 

Беляев Д., Монтмессан Ф., Марк Э., Берто Ж.-Л., Фёдорова А., Махьё А. Исследование содержания SO2 над облаками Венеры по данным прибора SPICAV/SOIR миссии «Венера Экспресс», Седьмая всероссийская открытая ежегодная конференция «Современные проблемы дистанционного зондирования Земли из космоса» Москва, ИКИ РАН, 16-20 ноября 2009 г., , тезисы докладов.

 

E. Marcq, F. Montmessin, J. L. Bertaux, C.C. Tsang, B. Bézard, D. Belyaev, A. Fedorova, P. Drossart, and G. Piccioni, Composition of the Venusian atmosphere after Venus Express, EPSC2009, 13-18 September 2009, Postdam, Germany, EPSC2009-448

 

A. Mahieux, R. Drummond, V. Wilquet, A. C. Vandaele, A. Fedorova, E. Villard, F. Montmessin, and J.-L. Bertaux CO measurements and climatology from SOIR measurements in the upper atmosphere of Venus, Geophysical Research Abstracts, Vol. 11, EGU2009-3034-1, 2009

 

Montmessin, Franck; Bertaux, J.; Lefèvre, F.; Vandaele, A.; Korablev, O.; Marcq, E.; Fedorova, A.; Royer, E.; Mahieux, A.; Belyaev, D.; Wilquet, V. Discovery of an Ozone Layer on Venus by SPICAV on Venus Express American Astronomical Society, DPS meeting #41, #60.03, 2009.

 

2.1.3 Исследование динамики мезосферы Венеры по данным приборов VIRTIS и VMC на КА Венера-Экспресс

 

Серия последовательных изображений, полученных картирующим спектрометром  VIRTIS и фотокамерой VMC, позволяют получить информацию о динамике мезосферы Венеры по оценке смещения деталей облачного покрова. Наблюдения в разных длинах волн позволяют наблюдать облачный покров на разных высотах.

УФ изображения дневной стороны Венеры, полученные VMC в диапазоне 365 нм, позволяют получить информацию о циркуляции на высоте около 70 км, что соответствует верхней кромке облаков. В настоящий момент обработано 77 орбит, получено более 25000 векторов.

Рис. 1 Средний широтный профиль, измеренный по УФ изображениям Венеры. Зональный профиль вверху, меридиональный – внизу.

 

По всей совокупности измерений получен надежный средний широтный профиль скорости ветра (Рис. 1) на уровне верхней границы облачного покрова Венеры с широтным покрытием от 20 градусов с.ш. до 80 градусов ю.ш. Анализ среднего профиля позволяет сделать следующие выводы:

- Зональная скорость на экваторе составляет величину около 90 м/с и медленно растет, достигая максимума, 105 м/с, на широте 47 градусов;

- Зональный период вращения имеет максимум на экваторе, около 5 земных суток, а затем снижается до 3 суток на широтах около 50 градусов. В более высоких широтах период вращения растет достаточно слабо, что свидетельствует о близком к твердотельному вращению мезосферы Венеры на этих широтах;

- Меридиональная компонента скорости близка к 0 на экваторе, а затем медленно растет до 10-12 м/с на широте около 50 градусов ю.ш. При этом вектор смещения воздушных масс направлен от экватора к южному полюсу.

- В высоких широтах меридиональная скорость снова падает до 0.

По ИК (965 nm) изображениям дневной стороны Венеры, полученным камерой VMC, также сделаны скорости перемещения деталей облачного покрова (Рис. 2).

Рис. 2 Сравнение зональных профилей ветра, полученных по изображениям VMC в УФ (синяя линия) и в ИК (красная линия) диапазонах.

 

Полученные оценки позволяют сделать вывод о систематически более низком значении скорости перемещения облачных деталей. Зональная скорость в низких и средних широтах, полученная по ИК изображениям VMC, составляет величину 70 м/с. Данный факт интерпретируется как наблюдение нижележащих, по крайней мере, на 5-7 км, слоев мезосферы в ИК диапазоне по сравнению с УФ.

 

Рис. 3 Среднее поле скоростей для областей эмиссии О2, полученное усреднением более 2000 векторов смещения. В правом верхнем углу стрелкой показано направление зональной суперротации атмосферы Венеры

 

По данным картирующего спектрометра Virtis в полосе 1.27 мкм были получены уточненные данные по динамике областей эмиссионного свечения молекулярного кислорода на высоте около 100 км. Полученные данные подтверждают ранее сделанный вывод о наличии на высотах 100 км и выше циркуляции, отличной от суперротации.

 

К. ф.-м. н. Хатунцев И. В., inick@irn.iki.rssi.ru, 333-15-02

К ф.-м. н. Н.И. Игнатьев, inick@irn.iki.rssi.ru, 333-15-02

Moissl, R.; Khatuntsev, I.; Limaye, S. S.; Titov, D. V.; Markiewicz, W. J.; Ignatiev, N. I.; Roatsch, T.; Matz, K.-D.; Jaumann, R.; Almeida, M.; Portyankina, G.; Behnke, T.; Hviid, S. F. (2009),  Venus cloud top winds from tracking UV features in Venus Monitoring Camera images, Journal of Geophysical Research, 114, E00B31.

 

I. Khatuntsev, S. Limaye, R. Moissl, N. Ignatiev, M. Patsaeva, D. Titov, and W. Markiewicz, Mesospheric wind on Venus according to VMC images, EPSC Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-593, 2009 European Planetary Science Congress.

 

Хатунцев И.В., Пацаева М.В., Игнатьев Н.И., Титов Д.В., Тюрин А.В., Маркевич В., Исследование динамики мезосферы Венеры по УФ и ИК изображениям, полученным камерой VMC с борта Venus Express, Седьмая всероссийская открытая ежегодная конференция  «Современные проблемы дистанционного зондирования Земли из космоса» Москва, ИКИ РАН, 16-20 ноября 2009 г., http://d902.iki.rssi.ru/theses-cgi/thesis.pl?id=1891

 

2.2  Исследование нетепловых эмиссий О2

 

 

Рис. 1 Пример распределения кислорода на ночной стороне Венеры (орбита 93)

 

Наблюдение свечения кислорода на ночной стороне Венеры позволяет исследовать характер циркуляции ее атмосферы на высотах 90-110 км (в области верхней мезосферы и нижней термосферы). В мезосфере преобладает зональная суперротация, в термосфере – это движения от подсолнечной точки к антисолнечной с некоторым переменным вкладом зональной суперротации. В случае SS-AS восходящий поток в подсолнечной точке несет атомы кислорода, которые образовались в результате фотодиссоциации СО2 солнечным излучением на ночную сторону.

 

                                                                          (1a)

                                                               (1b)

 

В результате реакций (1a, b), в нисходящем потоке в районе антисолнечной точки, образуются возбужденные молекулы кислорода которые при переходе в основное состояние излучают на длине волны 1.27 мкм.

 

 

Рис. 2 Зависимость интенсивности свечения кислорода в МРл от широты и местного времени.

 

 

Рис. 3 Стандартное отклонение для интенсивности свечения кислорода в МРл.

 

 

Рис. 4 Количество точек, по которым проводилось усреднение при вычислении средней интенсивности свечения.

 

При помощи картирующего спектрометра VIRTIS работающего на борту орбитальной станции Венера – Экспресс, мы наблюдали два максимума свечения О2 1.27 мкм, один из которых соответствует гипотезе о существовании SS-AS на этих высотах (максимум находящийся в антисолнечной точке). Второй из наблюдаемых максимумов не укладывается в гипотезу о суперпозиции SS-AS и зональной суперротации, т.к. смещен от антисолнечной точки в сторону высоких широт и в вечернюю часть южного полушария.

 

 

Рис. 5 Точки, в которых наблюдается интенсивность свечения более 2.5 МРл.

 

При анализе надирных наблюдений обнаружены значительные пространственные и временные вариации эмиссии кислорода. Вариации интенсивности и возможность наблюдать свечение с интенсивностью в несколько раз выше средней практически в любой точке на ночной стороне планеты, которые вероятно являются следствием нисходящих потоков на высоте эмиссии, так же говорят о сложном и переменном характере циркуляции в переходной области.

 

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

 

2.3 Результаты наблюдений ночного свечения полос (0-0) и (0-1) 1.27 и 1.58 μm O2(a1Δg ‑ X3Σg ‑) по неблюдениям VIRTIS на борту Венеры Экспресс

 

Представлены результаты наблюдений ночного свечения полос (0-0) и (0-1) 1.27 и 1.58 μm O2(a1Δg ‑ X3Σg ‑) по неблюдениям VIRTIS на борту Венеры Экспресс. Поанализированы наблюдения на 42 орбитах, на которых производились лимбовые наблюдения. Эти наблюдения перекрывают диапазонн широты 7°S к 77°N. Пиковая высота эмиссии приходится  типично между 95 и 100 км, со средней высотой 97.4 ± 2.5 км. Ширина вертикального профиля у экватора около 11 км, в 2 раза превышает соответствующую ширину в средних широтах. Часто наблюдается двойной пик, с положением максимумов соответственно около 96-98 км и 103-105 км.

При надирном картировании наблюдается положительная корреляция между яркостной температурой на в 4.23-4.28 μm (соответствует температуре атмосферы на высоте 90-95 км) и интенсивностью кислородной эмиссии, что совместимо с существованием нисходящих потоков атомов кислорода, сопровождающихся сжатием и нагреванием другой механизм или с модуляцией волнами плотности. Впервые получено по отношению интенсивности полос 1.27 и 1.58 μm, измеренных в одном и том же спектре,  мы оценили отношение вероятностей перехода A00/A01 равным 63 ± 8.

 

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

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

 

G. Piccioni, L. Zasova, A. Migliorini, P. Drossart, A. Shakun, A. Garcia Munoz, F. P. Mills, and A. Cardesin-Moinelo. Near-IR oxygen nightglow observed by VIRTIS in the Venus upper atmosphere. J. Geophys. Res., 2009, V. 114, E00B38.

 

А.В. Шакун, Л. В. Засова, Дж. Пиччиони, П. Дроссар Исследование ИК – эмиссии кислорода на ночной стороне Венеры по данным эксперимента VIRTIS-M (VENUS EXPRESS). VI Конференция молодых ученых «Фундаментальные и прикладные космические исследования», 9 – 10 апреля 2009

 

2.4  Измерения высоты верхней границы облаков, cвязь динамики и термической структуры с УФ контрастами по данным приборов VIRTIS и VMC на КА Venus Express

 

Одновременные наблюдения Венеры в ИК-канале картирующего спектрометра VIRTIS и УФ-канале фотокамеры VMC позволили впервые подробно картировать высоту верхней границы облачного слоя по глубине ИК-полос поглощения углекислого газа и впервые показать, что контрастные УФ детали связаны не с высотой облаков и промежутками между ними, а с изменениями концентрации УФ поглотителя, которые обусловлены термической структурой и динамикой атмосферы Венеры. Измерения высоты облачного слоя показали, что в низких широтах высота средняя облачного слоя составляет постоянную величину 74 +1/-2 км, начинает уменьшаться на широте 50º и опускается до минимума до 63–69 км в центре полярного вихря. Быстрое перемещение облаков выражается в колебаниях высоты облаков на всех широтах около 1 км в течение нескольких часов. Долговременные колебания средней высоты верхней границы облаков в низких широтах не превышают сотен метров, в то время как в полярной области они составляют несколько километров. Высота облаков имеет слабый максимум в экваториальной области между подсолнечной точкой и вечерним терминатором. Здесь же по УФ изображениям наблюдается наибольшая конвективная активность. В результате этой активности УФ поглотитель выносится из нижних слоев облачного слоя и область низких широт выглядят темной на УФ изображениях. В средних широтах конвекция подавляется глубокими температурными инверсиями в т.н. холодном воротнике, которые препятствуют выносу УФ поглотителя, а холодные температуры способствуют конденсации  и образованию УФ-ярких сернокислотных облаков. Центр полярного вихря, определяемый как минимум высоты облаков, всегда точно совпадает с центром, определяемым по тепловым изображениям Венеры. Более того, структура поля высоты детально коррелирует с тепловыми изображениями на длине волны 5 мкм, хотя излучение на длине волны 5 мкм приходит из областей, находящихся несколькими километрами ниже, по сравнению с излучением на длине волны 1.5 мкм. Темные УФ детали, опоясывающие планету на широтах около 70º, и заходящие в значительно более низкие широты, не являются проемами в облаках, как это полагали ранее. Они соответствуют областям, где высота верхней границы облаков быстро меняется с широтой, или даже превышает высоту в окружающих областях. Одновременное рассмотрение высоты верхней границы облаков, УФ изображений дневной стороны и тепловых изображений ночной стороны показывает, что указанные УФ детали и рукава полярного вихря являются проявлением одной гигантской динамической структуры.

 

Рис. 1. УФ изображения Венеры, полученные в эксперименте VMC, и высота верхней границы облаков по данным VIRTIS (Ignatiev et al., 2009).

 

 

Рис. 2. Слева: cредняя высота верхней границы облаков в южном полушарии Венеры как функция широты и местного времени. Справа: детальная структура полярного вихря: корреляция высоты облаков с полем теплового излучения на длине волны 5 мкм (Ignatiev et al., 2009).

 

К. ф.-м. н. Н.И. Игнатьев, inick@irn.iki.rssi.ru, 333-15-02

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

 

Ignatiev, N. I.; Titov, D. V.; Piccioni, G.; Drossart, P.; Markiewicz, W. J.; Cottini, V.; Roatsch, Th.; Almeida, M.; Manoel, N. (2009). Altimetry of the Venus cloud tops from the Venus Express observations, Journal of Geophysical Research, 114, E00B43.

 

Moissl, R.; Khatuntsev, I.; Limaye, S. S.; Titov, D. V.; Markiewicz, W. J.; Ignatiev, N. I.; Roatsch, T.; Matz, K.-D.; Jaumann, R.; Almeida, M.; Portyankina, G.; Behnke, T.; Hviid, S. F. (2009),  Venus cloud top winds from tracking UV features in Venus Monitoring Camera images, Journal of Geophysical Research, 114, E00B31.

 

Billebaud, F.; Brillet, J.; Lellouch, E.; Fouchet, T.; Encrenaz, T.; Cottini, V.; Ignatiev, N.; Formisano, V.; Giuranna, M.; Maturilli, A.; Forget, F. (2009). Observations of CO in the atmosphere of Mars with PFS onboard Mars Express. Planetary and Space Science, 57, 1446–1457.

 

N. Ignatiev, D.V. Titov, G. Piccioni, P. Drossart, W.J. Markiewicz, V. Cottini, Th. Roatsch, M. Almeida, and N. Manoel. Altimetry of the Venus cloud tops from the Venus Express observations. Geophysical Research Abstracts, Vol. 11, EGU2009-10862-1, 2009. EGU General Assembly 2009.

 

W.J. Markiewicz, D.V. Titov, R. Moissl, N. Ignatiev, S.S. Limaye, H.U. Keller, T. Roatsch, and K.D. Matz. Morphology and dynamics of the Venus upper cloud layer as observed by the Venus Monitoring Camera. Geophysical Research Abstracts, Vol. 11, EGU2009-10808, 2009. EGU General Assembly 2009.

 

W.J. Markiewicz, E. Petrova, D. Titov, N. Ignatiev, S.S. Limaye, R. Moissl, H.U. Keller, T. Roatsch, and K.D. Matz, Morphology and droplet sizes of the upper clouds of Venus, EPSC Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-720, 2009 European Planetary Science Congress.

 

I. Khatuntsev, S. Limaye, R. Moissl, N. Ignatiev, M. Patsaeva, D. Titov, and W. Markiewicz, Mesospheric wind on Venus according to VMC images, EPSC Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-593, 2009 European Planetary Science Congress.

3 МЕРКУРИЙ

 

3.1 Исследования планеты Меркурий путем обработки астрономических наблюдений и их сравнения с данными, полученными с аппарата Messenger            

 

В результате проведенных в 2009 г. работ получены новые изображения Меркурия в секторе долгот 280ºW –360º/0-10ºW, созданные по результатам последних наземных астрономических наблюдений. Этот сектор не был охвачен съемкой с аппарата MESSENGER в 2008 г. Обширные темные районы, до 1000 км в диаметре, примыкают к Бассейну-S с запада. По-видимому, темные объекты, вместе с другими крупными геоморфологическими образованиями, ранее найденными наземными астрономическими наблюдениями в секторе долгот 240ºW –360º W, распределены по поверхности Меркурия асимметрично, подобно тому, как это наблюдается на других планетах группы Земли и на Луне.

Поверхность Меркурия, планеты, остававшаяся малоизученной в течение всего ХХ века, подробно картируется наземными и космическими средствами. В 2008 г. аппарат MESSENGER дважды сближался с Меркурием в пролетном режиме. В первом сближении (ыварь 2008, Solomon et al., 2008) съемкой с аппарата были охвачены долготы примерно 120-260°W, частично перекрывающиеся с сектором 10-190°W, который в 1973-74 гг. наблюдался аппаратом MARINER-10. Во втором сближении аппарата MESSENGER (октябрь 2008 г.) был отснят сектор 330°W -360/0-95°W. Перекрытие с данными аппарата MARINER-10 было более значительным. Вместе с тем, остающийся сектор 240-330°W известен только по наземным астрономическим наблюдениям (Ксанфомалити, 2005; 2008; Ksanfomality and Sprague, 2007; Ksanfomality et al., 2007; Ksanfomality, 2009). В этом секторе сосредоточены интересные объекты планетной геоморфологии; в частности, здесь находится гигантский Бассейн-S, наиболее детальные сведения о котором приводились в работе (Ksanfomality, 2009). Как показано в приводимых ниже результатах новых наземных наблюдений, не менее интересные объекты примыкают к сектору 270-330°W с запада.

По результатам новых наблюдений Меркурия было создано изображение еще одного неизвестного сектора Меркурия, 270°W -360/0-30°W. Условия наблюдений и обработка данных были аналогичны изложенным в работе (Ksanfomality, 2009) и здесь не рассматриваются. Фаза Меркурия была 65º, субтерральный меридиан 295ºW (рис. 1А). Наблюдения были продолжением прежних серий (Ксанфомалити, 2008) и выполнялись в том же ближнем инфракрасном диапазоне, 700-1000 нм. Но в отличие от наблюдений 2006 г., метеоусловия были не вполне благоприятными, хотя и приемлимыми. Было получено и обработано около 800 первичных электронных снимков (значительно меньше, чем в 2006 г.). После отбора наиболее удачных снимков и их обработки получено изображение (рис. 1Б), представляющее поверхность планеты в секторе долгот 285º -360º -20ºW. Из-за ограниченного объема исходных данных и худших метеоусловий изображение на рис. 1Б выглядит несколько размытым. Разрешение значительно уступает полученному при наблюдениях 2006 г. (см. Ksanfomality, 2009, Figs. 5-6); в центральной части изображения разрешение составляет 200-320 км.

Две обширные темные области, примерно округлых очертаний, образуют перевернутую «восьмерку», вытянутую вдоль меридиана 295oW, и расположены к северу от экватора, между 0 и 40oN (рис. 1). Более крупная, северная область превышает 1000 км в диаметре, южная около 400 км. Их альбедо, по очень предварительным измерениям, на 10-15% ниже усредненных характеристик окружающего района. В центре северной  области находится более светлый объект, вероятно, «центральная горка», по лунной терминологии. Таким образом, северную темную область можно было бы рассматривать как очень большой ударный кратер, по-видимому, насколько позволяет судить ограниченное разрешение изображения, сильно разрушенный. Обе темные области с востока примыкают к западному валу гигантского Бассейна-S, основная часть которого скрыта за терминатором. Дно Бассейна-S, в пределах внутреннего вала, также относится к наиболее темным объектам на поверхности планеты.

Что касается светлых ударных кратеров, некоторые из них, помимо рис. 1Б,  можно видеть на снимках, полученных при октябрьском 2008 г. сближении аппарата MESSENGER с Меркурием. Западная часть изображения рис. 1Б частично перекрывается с восточной частью снимка CW0131775256F аппарата MESSENGER (рис. 2 А, Б). В их перекрывающихся зонах на рис. 2 А, Б, были отождествлены повторяющиеся крупные кратеры, которые для удобства сравнения объединены многоугольником a-h в нижней половине (рис. 2, части 1 и 2). Можно видеть также, что из-за нечеткости деталей на рис. 2,Б цепь мелких кратеров, представленных на рис. 2, А и расположенных примерно вдоль параллели 18oN, 320º -355ºW, на рис. 2 Б сливается в размытую линию c-g.

      Из других объектов внимание привлекает наиболее светлая область с центром у 15oS, 320oW, которая выглядит как большой, вероятно, молодой ударный кратер. На рис. 2 (части 1 и 2) это область h. Кратер находится вблизи лимба, тем не менее, его структура легко различается. Легко отождествляется также кратер, отмеченный как a на многоугольнике. На снимке CW0131775256F (рис. 2 А) можно видеть, что это действительно крупный ударный кратер со сложной системой выбросов и «лучей», очень похожий на кратер Kuiper, расположенный немного ниже центра снимка (координаты центра 11oS, 31.5oW).

      Темные области на изображениях 1998, 2006 и 2008 гг.  Вид поверхности Меркурия значительно изменяется в зависимости от фазы планеты (Ксанфомалити, 2008), поэтому интересно сравнить вид темных областей с изображениями, полученными в другие периоды. На рис. 3 A (верхняя панель)  сектор долгот 285º -360º -20ºW представлен вместе с переобработанными  заново результатами Дантовица и Баумгартнера, полученных 28 августа 1998 г. в фазе 106º (Dantowitz et al., 2000; Baumgardner et al., 2000). Переобработка выполняялась методом автора (Ksanfomality et al., 2007). Четкость исходных снимков невысокая. В правой части рисунка показан Меркурий в фазе 98° (по наблюдениям 21 ноября 2006 г., Ksanfomality, 2009), представляющий Бассейн-S и примыкающие к нему с запада долготы с наиболее высоким разрешением. Средняя панель представляет отождествление темных областей и других наиболее заметных деталей на приведенных изображениях. Планетоцентрические координаты изображений показаны на нижней панели. Следует иметь в виду, что из-за разных конфигураций планеты, показанных на нижней панели, положение деталей вдоль меридианов несколько различается.

      Темные области 1 и 2 хорошо видны на изображениях в колонках Б и В рис. 3, несмотря на ограниченное разрешение и перспективное сжатие, из-за близости к лимбу. Темная область 3 – это хорошо различимый Бассейн-S, представленный во всех подробностях на рис. 3, В. Менее четко видна темная область 4 в южном полушарии. Таким образом, темные районы на всех изображениях, полученных в разных фазах (и в разные годы) обширные остаются темными (рис. 3, А, Б, В).

Яркий кратер 5, расположенный вблизи северной границы области 1, лучше всего виден на изображениях в колонках Б и В, но из-за фазового эффекта почти незаметен на левом изображении. Из-за его яркости можно предположить, что кратер 5 относится к наиболее молодым объектам этого рода. Его размеры, согласно рис. 3 В, не более 100 км. Можно напомнить, что два подобных небольших очень ярких кратера были найдены в других районах планеты (Ксанфомалити, 2003). 

На ожидаемых последующих снимках аппарата MESSENGER можно будет проследить более подробно, как изменяются с фазой оттенки поверхности Меркурия.

Темные объекты в секторе долгот 240ºW –360ºW дополняют список крупных геоморфологических образований, найденных наземными астрономическими наблюдениями в этом секторе долгот. Если сравнить уже известные изображения различных сторон Меркурия, то с определенной осторожностью, сделать следующее заключение. Крупные геоморфологические детали распределены по поверхности Меркурия асимметрично, подобно тому, как это наблюдается на других планетах группы Земли и на Луне. Лучи глобальной протяженности, исходящие от крупных ударных кратеров, покрывают преимущественно сектор долгот 0–160ºW, в то время, как гигантские кратеры сосредоточены в секторе 250ºW –340ºW. Исключением, по-видимому, остается Caloris Planitia (центр около 30oN, 190ºW).

   На рис. 4 приведена еще одна серия изображений неизвестного сектора Меркурия, который должен быть картирован аппаратом MESSENGER в 2011 г. после выхода аппарата на орбиту спутника планеты.

Выражаю признательность руководителю проекта MESSENGER д-ру С. Соломону (Dr. S. Solomon) за разрешение использовать в статье снимок Меркурия CW0131775256F, полученный в октябре 2008 г.

      Другие работы, связанные с Меркурием: в 2009 г. вышла из печати еще одна работа по Меркурию (The surface of Mercury in the 210–350°W longitude range. // Icarus, 2009, V. 200, P. 367-373), посвященная наблюдениям сектора с гигантским кратером Basin S, открытым в ходе наших исследований.

 

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

 

 Ksanfomality L.. The surface of Mercury in the 210–350°W longitude range. // Icarus, 2009, V. 200, P. 367-373,

 

 Ксанфомалити Л.В. Обширные темные районы в северном полушарии Меркурия. Астрономический вестник (2009), т. 43, №. 5.

 

Ксанфомалити Л.В. Меркурий. Заказная статья для Большой Российской Энциклопедии.

 

5 РАННЯЯ ЭВОЛЮЦИЯ ПЛАНЕТНЫХ ТЕЛ

 

Исследование процессов формирования и начальной эволюции планетных атмосфер, работы по лабораторному моделированию этих процессов. Исследование физико-химических процессов в облаке пара, возникающего при высокоскоростных ударах крупных метеоритов, включая процессы образования конденсационных наночастиц, формирование химического состава конденсированной и газовой фазы и синтез органического вещества .

5.1 Выявлен новый механизм диспропорционирования кислорода у поливалентных элементов в ударно-испаренном облаке. Показано, что этот механизм приводит к образованию форм трёхвалентного железа в Лунных конденсатах.

 

На лазерной импульсной установке, имитирующей ударное плавление, испарение и конденсацию пара, были выполнены эксперименты на образце пироксена-авгита и смесях перидотита с окислами MnO2 и WO3. Эксперименты проводились при характерной температуре ~3000-4000К, длительности импульса ~10-3 сек и в атмосфере He (Р=1атм). В ходе рентгено-фотоэлектронного анализа конденсата были обнаружены признаки реакции диспропорционирования закисной формы железа. Результаты анализов однозначно показали, что в конденсате присутствуют все валентные формы железа (Fe0, Fe2+ и Fe3+). В опыте с пироксеном-авгитом соотношения валентных форм были близки по стехиометрии реакции диспропорционирования. Аналогичные признаки реакции, а именно наличие формы Fe3+, впервые были обнаружены в конденсатных слоях реголита «Луны-16» (образец Л1639). В среднем по слою лунного конденсата соотношения валентных форм железа составили: Fe0 : Fe2+ : Fe3+ = 1.2 : 1.9 : 0.7. Предполагается, что реакция диспропорционирования имела место при разлете и охлаждении ударно-образованного облака пара.

 

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

                  Диков Ю. П.

                  Яковлев О. И.

 

Яковлев О. И., Диков Ю. П., Герасимов М. В. (2009) Эффект реакции диспропорционирования двухвалентного железа при ударно-испарительных процессах. Геохимия, № 2, с. 141-149.

 

Диков Ю. П., Герасимов М. В., Яковлев О. И., Иванов А.В. (2009) Валентное состояние железа в конденсате реголита, доставленного АЛС «Луна 16». Петрология, т. 17, № 5,. 459-469.

 

5.2 Подтверждено ударное происхождение частиц HASP и GASP в лунном реголите. Определены температуры их формирования.

 

Были проведены исследования по формированию HASP стекол и GASP конденсатов (Gas-Accociated Spheroidal Precipitate) конденсатов, обнаруженных в образце Apollo 14 брекчии реголита 14076. Последние наблюдались в форме мелких (<10 µm) сферул и кластов. По химическим особенностям, а именно, по содержанию FeO и SiO2, GASP образования отчетливо подразделялись на богатые железом FeGASP и богатые кремнеземом SiGASP конденсаты. Опираясь на экспериментальные данные по испарению образца глиноземистого базальта 68415,40 из сборов Apollo 16, были рассчитаны как составы остаточных расплавов, так и комплементарные составы пара при различных температурах. Было проведено сравнение полученных составов с данными соcтавов HASP и GASP частиц. Цель сравнения состояла в оценке испарительных массопотерь и температуры образования HASP стекол и GASP конденсатов. Полученные составы остаточных расплавов и пара были сравнены с составами HASP и GASP. Результаты сравнения представлены на рис. 1 и 2. На рисунках для ряда экспериментальных точек приведены соответствующие данные по температуре и массопотерям. Составы HASP стекол хорошо согласуются с данными эксперимента и находятся на тренде испарения в интервале температур ~1750-1900ºС и испарительных массопотерь ~20-50%, что подтверждает их происхождение при ударных процессах на Луне.

Рис.1. Температурный интервал образования HASP стекол при сравнении их составов с составами остаточных расплавов.

 

   

Рис.2. Температурный интервал образования FeGASP конденсатов при сравнении их составов с составами пара.

 

                  Яковлев О. И.,

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

                  Диков Ю. П.

 

O. I. Yakovlev, M. V. Gerasimov, and Yu. P. Dikov (2009) Formation of HASP and GASP Particles: Evaluation of Temperature and Mass Loss. In: 72nd Annual Meeting of the Meteoritical Society, University of Nancy – France, July 13–18, abstract #5213.

 

O. I. Yakovlev, M. V. Gerasimov, Yu. P. Dikov (2009) Temperatures of Formation of HASP and GASP Particles. In: Lunar and Planetary Science 40, Abstract #1261, Lunar and Planet. Inst., Houston, Texas, (CD-ROM).

 

O. I. Yakovlev, M. V. Gerasimov, Yu. P. Dikov (2009) On the Formation of HASP and GASP Particles. In: Vernadsky-Brown Microsymposium 50, V. I. Vernadsky Institute of Geochemistry and Analytical Chemistry, Russian Academy of Sciences, Moscow, Russia, CD-ROM # 35147, (http://www.planetology.ru/txt/yakovlev_et_al_20090908_35147.pdf).

 

5. 3 Лабораторное моделирование метеоритных ударов при помощи мощного лазера на фосфатном стекле

 

Проведена пробная серия экспериментов по моделированию сверхскоростного метеоритного удара наносекундным лазерным импульсом. В качестве мишени использовались образцы основных (базальт, андезит) и ультраосновных (оливин, пироксен) пород.

Пучок лазерного излучения на первой гармонике (l=1.06 мкм) с энергией 10 Дж и длительность 30 нс  фокусировался в пятно ~0.3 мм при глубине каустики ~0.5 мм.  Эксперименты проводились в камере объемом ~1200 дм3  при давлении 10-4 торр. Данное условие опыта исключало какое-либо окислительно-восстановительное воздействие окружающей среды на процесс плавления и испарения. Исходный образец (мишень) представлял собой спил андезита, моделирующий дифференцированное планетное вещество на стадии метеоритной бомбардировки. На пути разлета плазменного факела  пара на расстоянии ~4 см от мишени устанавливался экран из Ni–фольги, на поверхности которого происходило формирование конденсатной пленки, которая исследовалась в геометрии отражения на электронном микроскопе Центра нанотехнологий МФТИ. Кроме того, был проведен масс-спектральный анализ конденсата.

Морфология осажденного материала (рис 1 а) заметно отличается от результатов аналогичного эксперимента, проведенного при воздействии на мишень импульсов миллисекундной длительности (рис 1 б). В частности, при воздействии короткого импульса, приводящего к абляции вещества мишени, конденсат формирует линейные цепочки глубоко сцепленных сферул радиусом 20-30 нм и длиной до нескольких микрон (а), в то время как  из факела, сформированного миллисекундным импульсом, конденсат  осаждается в виде конгломерата уединенных сферул (б).

 

 

 

                           а                                          б

Рис. 1 Электронные микрофотографии конденсатной пленки, осажденной из выброса при воздействии на образец горной магматической породы лазерного импульса с различными параметрами: (а) 10 Дж, 30 нс (б) 500 Дж, 1 мс

 

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

 

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

 

6  ВНЕСОЛНЕЧНЫЕ ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ

 

6.1 Внесолнечные  планеты-гиганты

 

Расчетами и сопоставлениями с независимыми публикациями подтверждено, что ожидаемые потери массы “горячих юпитеров” из-за убегания атмосферы на космогонической шкале времени не превышают нескольких процентов, а потери в процессе джинсовой диссипации пренебрежимы. Нетепловые потери существенно потери не увеличивают.

Суммарные потери у них атмосферы «горячих гигантов» не превышают 4–8% их массы за время существования планеты.

Наряду с механизмами потерь атмосферы, рассматривавшимися в литературе, к образованию среды, ответственной за поглощение в Лайман-альфа, должно приводить сверхзвуковое возмущение плазмы “звездного ветра” под действием магнитного поля планеты. Внесолнечные низкоорбитальные планеты-гиганты неизбежно должны иметь сильные магнитные поля с моментами высших порядков (квадрупольные, октупольные), подобные магнитному полю Юпитера. Исходя из существующих моделей строения планет-гигантов, ожидаемая напряженность их магнитного поля может достигать 10–15 Гс. Орбитальная скорость HD 209458b (150 км с−1) практически совпадет со скоростями среды, полученными в наблюдении эмиссии родительской звезды в полосе водорода HI, что может свидетельствовать в пользу реальности взаимодействия магнитного поля планеты с околозвездной плазмой. Сверхзвуковое взаимодействие должно наблюдаться и с нейтральным газом, приводя к образованию ударной волны.

В 2009 г. продолжались наблюдения экзопланет поляриметрическим методом. Проведены новые наблюдения. В период сентябрь-ноябрь 2009, по условиям видимости, выполнялись наблюдения объектов HD 217014  (51 Peg) и HD 187123 (дополнительно к программе).

 

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

 

L.V. Ksanfomality.  Polarimetic search for exoplanets with a tangential transit. IAU 2009, Brasil. Proceedings 2009, Symposium 264. (Выходит из печати).

 

L. Ksanfomality. Looking for near transiting hot exoplanets. General Assembly 2009 of the European Geosciences Union in Vienna, Austria, 19 – 24 April 2009 (Abstract book, EPSC2009)

 

 Is 51 Peg b almost a transiting exoplanet? General Assembly 2009 of the European Geosciences Union in Vienna, Austria, 19 – 24 April 2009 (Abstract book, EPSC2009-535).

 

  Л.В.Ксанфомалити, В.К.Тарадий, А.В. Сергеев, Helmut Lammer, К.А. Антонюк. Наблюдение звезд с внесолнечными планетами типа «горячий юпитер» поляриметрическими методами, для поиска их касательных транзитов. Проект для включения в Международную программу  “Астрономия  в Приэльбрусье” (2010-2014 гг.).

 

Представлены доклады: Л. В. Ксанфомалити. Планетные системы звезд: 14 лет после открытия первой экзопланеты 51 Peg b. КрАО НАН Украины, июнь 2009, Пленарный доклад. Конференция «Кирхгоф». Доклады на конференциях EGU 2009 (Вена), IAU 27- 2009 (Рио).

 

 

6.2 Ахроматическая интерференционная коронография экзопланет

 

Задачей оптической звездной коронографии является наблюдение и изучение экзопланет –  несолнечных планет. Научные задачи звездной коронографии планет должны ответить на следующие вопросы: Сколько планет вокруг звезды? Какие механизмы формирования и эволюции планет? Какие основные физические параметры планет: масса, размер, состав? Что на поверхности планет: скалы, атмосферы? Есть ли свидетельства жизни на других планетах, ... разумной жизни?

Коронограф размещают после телескопа с угловым разрешением, оптически разделяющим звезду и планету. На длине волны 1 мкм телескоп с диаметром зеркала 1 м разрешит 1 А. Е. (астрономическую единицу) – расстояние от Земли до Солнца, удаленные на 5 парсеков (3,2616 св. лет). Непосредственное наблюдение экзопланет Земного типа требует космического базирования ахроматического звездного коронографа, совмещенного с телескопом 0.8-1.5 м. На Земле существующие системы адаптивной оптики технически не позволяют достичь дифракционного разрешения телескопа из-за турбулентного экрана атмосферы.

 Разработан ахроматический интерференционный коронограф по схеме механически стабильного интерферометра общего пути Изображение планеты и его копия приобретают ахроматический фазовый сдвиг на 180 градусов и интерферируют в противофазе. Ахроматический фазовый сдвиг обусловлен геометрической фазой в схеме трехмерного интерферометра. Процесс интерференции пространственно разделяет темное и светлое поля изображения звезды, перенаправляя их по разные стороны светоделителя. Процесс интерференции не ослабляет изображение планеты, и перенаправляет его с равной интенсивностью по обе стороны светоделителя.. Экспериментально показано ослабление фонового сигнала на шесть порядков.

 

 

 

К. т. н. Тавров А.В., tavrov@iki.rssi.ru

 

7 ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ

 

 

7.1  Исследование механизмов рассеяния света в зависимости от свойств  среды

 

7.1.1 Продолжены исследования механизмов рассеяния света, приводящих к возникновению эффектов оппозиции в яркости и поляризации у тел Солнечной системы, с помощью модельных расчетов рассеяния агрегатными частицами различной плотности упаковки, что позволило качественно оценить вклад каждого из механизмов в процессы рассеяния в зависимости от свойств среды.

      Объяснить полностью особенности оппозиционных явлений, наблюдаемых в яркости и поляризации у различных небесных тел и лабораторных образцов, пока не удается. Обычно для этого привлекаются механизмы скрытия теней и когерентного обратного рассеяния. В 2009 г. рассматривался еще один механизм рассеяния – взаимодействие рассеивателей в ближнем поле – и его влияние на яркость и поляризацию излучения, рассеянного ансамблями частиц на малых углах фазы. Были рассмотрены основные соотношения для описания рассеяния света системами частиц и проанализированы два проявления эффекта ближнего поля – неоднородность поля вблизи рассеивателей и взаимная экранировку их друг другом при расстояниях, сравнимых с их размерами. Далее, используя ансамбли кластеров частиц в качестве модели реголита, сравнивались вклады когерентного обратного рассеяния и эффекта ближнего поля в интенсивность и поляризацию рассеянного излучения при изменении плотности упаковки ансамбля. Моделирование подтверждает, что фазовые зависимости поляризации сложных ансамблей рассеивателей в области обратного рассеяния в основном определяются этими двумя механизмами. Когерентное обратное рассеяние работает более эффективно в разреженных средах, в то время как эффект ближнего поля заметно проявляет себя в более компактных ансамблях при размерах частиц, сравнимых с длиной волны. Однако разделить количественно вклады этих механизмов рассеяния даже в моделях простых структур не представляется возможным. Ряд наблюдений, особенно объектов со средним и низким альбедо, удается объяснить только с помощью привлечения эффекта ближнего поля.

 

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

 

Подготовлена рукопись: Е.В. Петрова, В.П. Тишковец, К. Йокерс

“Взаимодействие частиц в ближнем поле и оппозиционные эффекты у реголитоподобных поверхностей”

 

 

7.1.2. Исследования свойств частиц облаков Венеры по основе анализа фазовых функций рассеяния, полученных из серий изображений камеры VMC аппарата Venus-Express, подтвердили значительное увеличение оптической толщины верхней дымки субмикронных частиц к полюсам и показали присутствие в верхнем облачном слое частиц с эффективным радиусом 1.5-2 микрона (что несколько выше ожидаемого). Кроме того, получены свидетельства изменения в течение дня микрофизических свойств облачных частиц на средних и низких широтах. 

Моделировались яркости, измеренные с помощью Venus Monitoring Camera (VMC) аппарата Venus Express VMC во всех каналах, с тем, чтобы получить физические свойства верхних облаков и дымки, часто лежащей над ними. Основные результаты получены из данных ближнего ИК канала (965 нм), также рассмотрены одновременные измерения в 365 и 513 нм. Подтверждено наличие неоднородной дымки субмикронных частиц с оптической толщиной, увеличивающейся от экватора к полюсу и достигающей 0.5 и более в 965 нм. Оптическая толщина дымки минимальна в районах, соответствующих темным УФ деталям. Фазовая зависимость яркости в 965 нм на углах фазы 10°-30°, полученная из анализа серий последовательных изображений одних и тех же однородных участков облачного слоя (в экваториальной области, вне темных УФ деталей),  показывает присутствие частиц с эффективным радиусом 1.5-2 микрона. Поведение фазового градиента яркости в области углов фазы 25°-65°, измеренного на широтах 20°-50° вблизи полудня, невозможно объяснить только наличием в облаках капель моды 1, 2, 2' или даже 3. Необходимо предположить присутствие там либо более крупных сферических частиц, либо кристаллов. Эти области примерно соответствуют крупным УФ деталям. Обнаруженные особенности в поведении фазовой кривой зависят от времени дня и сходят на нет после 15 часов местного времени.  Необходимы более подробные измерения в широком диапазоне фазовых углов. В решении данной задачи существенную помощь могли бы оказать одновременные поляриметрические измерения, поскольку фазовая кривая поляризации более чувствительна к микрофизическим свойствам рассеивающих частиц, а ее детали более устойчивы к многократному рассеянию по сравнению с фазовой кривой яркости.  

 

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

 

 

Подготовлена рукопись: Markiewicz, W., Petrova, E., Titov, D., Ignatiev, N., Limaye, S., Moissl, R., Keller, H.-U., Roatsch, T., and Matz, K.-D. “Morphology and droplet sizes of the upper clouds of Venus”;

 

Представлен доклад: L.V. Ksanfomality and E.V. Petrova “Capabilities of Polarimetry at Venus”, Workshop on “Venera-D mission”, IKI, Moscow, Sept.-Oct. 2009

 

7.2  Численное моделирование планетных атмосфер

 

7.2.1. Модель общей циркуляции атмосферы, микрофизики аэрозолей и гидрологического цикла Марса. Микрофизика облаков

 

Построена и протестирована самосогласованная одномерная модель конденсационных облаков в атмосфере Марса, адаптированная к трехмерной модели общей циркуляции. Глобальная трехмерная модель перенесена на новое динамическое ядро и адаптирована к сетке типа «кубическая сфера», позволяющей существенно повысить точность расчетов в полярных районах планеты. При моделировании гидрологического осталась нерешенной проблема завышенного содержания водяного пара в атмосфере, а также избыточной конденсации в районе Северной полярной шапки в сезон афелия, которая может быть устранена путем коррекции альбедо поверхности и предположению о формировании осадков за счет коагуляции ледяных частиц.

 

A.V. Rodin, A.V. Burlakov, A.A. Fedorova, N.A. Evdokimova, R.O. Kuzmin, and R.J. Wilson. Simulation of the Martian water ice clouds, frosts, and surface ices with General Circulation Model. EPSC Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-666-1, 2009. European Planetary Science Congress, Potsdam, 13-18 Sept 2009.

 

7.2.2. Численное моделирование циркуляции атмосферы и аэрозоля Титана

 

Негидростатическая модель общей циркуляции атмосферы Титана дополнена радиационным и аэрозольным блоками. Радиационный блок построен на основе одномерной модели TGM (Titan Greenhouse Model) и включает 48 спектральных каналов. Аэрозольный блок описывает адвекцию двух независимых пассивных примесей и моделирует две моды фолиновой дымки. Модель устойчиво воспроизводит суперротацию, полярные вихри и глобальные паттерны, характерные для термических приливов ( см. рис. 1)

Рис. 1 

 

A.V. Rodin, I.V. Mingalev, N.A. Evdokimova, K.G. Orlov, Yu.V. Skorov, A.V. Burlakov, and H.U. Keller. Simulations of tholin haze in the Titan atmosphere with non-hydrostatic General Circulation Model. EPSC Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-666-1, 2009 European Planetary Science Congress, Potsdam, 13-18 Sept 2009.

 

7.2.3. Моделирование переноса излучения и общей циркуляции атмосферы Венеры

Впервые построена негидростатическая модель общей циркуляции атмосферы Венеры на основе полной системы уравнений газодинамики. Модель устойчиво воспроизводит зональную суперротацию и начальную фазу формирования полярных вихрей. Основным механизмом поддержания суперротации в модели является суточный термический прилив и волновой перенос момента по вертикали и по долготе.

Проведено сравнение спектра CO2 при характерных для нижней атмосфере Венеры давлениях 1-32 бар и температурах 300-700 К, рассчитанных в приближении интерференции вращательных состояний, с данными лабораторного эксперимента. Получено существенное (в 2-5 раз) увеличение точности расчета спектра поглощения в центрах колебательно-вращательных полос по сравнению с эмпирической методикой, предусматривающей экспоненциальное обрезание далеких крыльев спектральных линий.

 

Алов М.Д., Федорова А.А., Родин А.В. Спектр излучения Венеры в инфракрасных окнах прозрачности. // Сборник трудов 52й Научной конференции МФТИ «Современные проблемы фундаментальных и прикладных наук». М.- Долгопрудный, 2009. Часть VIII. Проблемы современной физики. С. 158-159.

 

Колбудаев П.А. Проблема континуума атмосферы Венеры в экспериментальных данных прибора VIRTIS-H. // Сборник трудов 52й Научной конференции МФТИ «Современные проблемы фундаментальных и прикладных наук». М.- Долгопрудный, 2009. Часть VIII. Проблемы современной физики. С. 166-167.

 

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

7.3  Численное моделирование оптических свойств аэрозольных и плотноупакованных сред

 

На основе методов дискретных диполей и T-матрицы построены спектры и фазовые функции фрактальных аэрозольных частиц и случайно-неоднородных плотноупакованных сред. Результаты моделирования использовались для интерпретации данных спектрофотометрического зондирования атмосферы и поверхности Титана прибором DISR посадочного модуля Huygens и данных по зондированию поверхности Марса картирующим спектрометром OMEGA КА Mars Express. При моделировании оптических свойств гранулированных льдов методом дискретных диполей рассчитывались локальные свойства среды с учетом ближнего поля, тогда как задача переноса излучения решалась в приближении рассеяния без учета когерентного взаимодействия, как показано на рис. 3.1.(а). На рис. 3.1. (б) и (в) показаны примеры спектров льда при различных характерных размерах гранул.

 

 

 

Рис. 3.1 Методика расчета спектра отражения микроструктурированной ледяной поверхности. (а) иллюстрация принципа обобщения оптических характеристик псевдослучайного кластера на задачу переноса излучения в полубесконечной среде; (б) спектры отражения гранулированного льда при различных характерных размерах зерен; (в) Спектры отражения в интервале, по которому определялся спектральный индекс I1.25, нормированные на коэффициент отражения на границе интервала, при l = 1.17 мкм.

 

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

 

Yu. V. Skorov, H. U. Keller , and A. V. Rodin. Optical properties of aerosols in Titan’s atmosphere: large fluffy aggregates. Submitted to Planetary and Space Science.

 

A.V. Rodin, I.V. Mingalev, N.A. Evdokimova, K.G. Orlov, Yu.V. Skorov, A.V. Burlakov, and H.U. Keller. Simulations of tholin haze in the Titan atmosphere with non-hydrostatic General Circulation Model. EPSC Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-666-1, 2009 European Planetary Science Congress, Potsdam, 13-18 Sept 2009.