Исследования планет и малых тел Солнечной системы.

1. Венера.

Исследование структуры термических приливов в средней атмосфере Венеры и Солнечно-связанных вариаций верхней границы облаков
В низких широтах амплитуда суточного термического прилива достигает максимума выше уровня 0.2 мб (92) км, где суточный прилив доминирует. На высоких широтах суточный прилив доминирует ниже 50 мб (68 км): амплитуда в 2 раза превышает амплитуду полусуточной волны, достигая максимума 13К на высоте 57 км в холодном воротнике. В низких широтах амплитуда полусуточного прилива доминирует ниже 90 км, достигая максимума на высоте 83 км, а также в верхнем облачном слое h > 58 км; на высотах 70-76 км доминирует амплитуда 1/3 суточной гармоники. В верхнем облачном слое, где поглощается большая часть солнечной энергии все 4 гармоники, включая 1/3 и ? суточную, имеют амплитуду в максимуме превышающую 3 К. Зонально усредненная высота верхней границы облаков изменяется от 69 км (в низких широтах) до 59 км в холодном воротнике. Амплитуда суточной волны достигает максимума (1.5 км) в холодном воротнике. В низких широтах обе амплитуды, суточная и полусуточная, равны 0.8 - 1 км. С областями, обладающими наиболее высокой приливной активностью, коррелирует наличие струйных течений, найденных нами ранее в полях термического ветра.
к. ф.-м. н. Засова Л.В., т. 333-34-66, zasova@irn.iki.rssi.ru
L.V. Zasova, I.V. Khatuntsev, N.I. Ignatiev, V.I. Moroz, A. Afanasieva. Local time variations in the middle atmosphere of Venus. Advances in Space Research (принята в печать)

Аномальная конвекция" как возможный механизм теплопередачи в атмосфере Венеры.
Предложена и разработана гипотеза, согласно которой турбулентность может переносить энергию, поглощаемую в облаках Венеры в нижние слои атмосферы. Этот механизм, возможно, объясняет некоторые расхождения в величинах солнечных и тепловых притоков энергии. Однако он может работать лишь при выполнения некоторого особого условия: отсутствие нормальной конвекции в нижнем облачном слое.
д. ф.-м. н. Изаков М.Н., izakov@irn.iki.rssi.ru M.N. Izakov. Turbulence and anomalous heat flux in the atmospheres of Mars and Venus. Planet. Space Sci., 2001, 49, 47-58

2. Марс

Численное моделирование современного гидрологического цикла Марса.
На основе разработанной ранее модели общей циркуляции атмосферы Марса, включающей микрофизическую модель конденсационных облаков, проведено численное моделирование сезонного цикла переноса воды в атмосфере Марса. Результаты моделирования сравнивались с данными экспериментов MAWD (миссия "Viking") и TES ("Mars Global Surveyor"). Получено количественное согласие с результатами TES и показано, что их отличие от результатов MAWD обусловлено неучтенным вкладом аэрозольной экстинкции в полосе водяного пара 1.38 мкм во время глобальной пылевой бури. На основе моделирования показано, что, вопреки устоявшейся в последние два десятилетия точке зрания, адсорбция паров воды марсианским реголитом не вносит существенного вклада в наблюдаемую картину гидрологического цикла, которая определяется главным образом атмосферным транспортом. Максимум содержания воды в столбе атмосферы, наблюдаемый в зимних тропиках в перигелии, является следствием конвергентного потока в нисходящей ветви ячейки Хэдли. В афелии подобного максимума не наблюдается, поскольку формирующаяся в тропиках глобальная система облаков препятствует распространению как паров воды, так и ледяного аэрозоля в зимнее полушарие. Такая асимметрия сезонного гидрологического цикла способствует поддержанию существующей асимметрии запасов воды в полярных шапках. Исследована параметрическая чувствительность гидрологического цикла к климатическим факторам. В результате переноса значительной массы воды в аэрозольной фазе, в сезон афелия более интенсивная циркуляция атмосферы не привела бы к увеличению эффективности меридионального перемешивания, а напротив, способствовала бы локализации атмосферной воды в полярных областях планеты. Работа выполнена совместно с Лабораторией геофизической гидродинамики (Принстон, США).
к. ф.-м. н. Родин А.В., т. 333-23-00, rodin@irn.iki.rssi.ru
Richardson M.I., Wilson R.J., and A.V. Rodin. Water ice clouds in the Martian atmosphere: General Circulation Model experiments with a simple cloud scheme, Icarus (presented)
Родин А.В. О моментном методе моделирования аэрозоля в разреженных турбулентных атмосферах. Астрон. Вестник.

Результаты анализа инфракрасных спектров Марса, полученных в эксперименте ИРИС на космическом аппарате "Маринер-9".
Корреляция содержания воды и пыли в атмосфере в зависимости от местного времени. По спектрам, полученным в эксперименте IRIS , были восстановлены самосогласованным образом температурные профили, содержание пыли и воды в зависимости от местного времени во время распада пылевой бури. Показано, что вместе с ростом температуры поверхности и атмосферы к полудню растет содержание водяного пара от утра к полудню, затем падает с падением температуры: вероятно, адсорбированная в пыли и на поверхности вода освобождается с ростом температуры, а после полудня адсорбируется опять.. Интегральная оптическая толща аэрозоля показывает обратный ход. Увеличение оптической толщи пыли после полудня может быть связано с часто наблюдающимися в это время суток "dust devils".
к. ф.-м. н. Засова Л.В., т. 333-34-66, zasova@irn.iki.rssi.ru
Formisano V., D. Grassi, N.I. Ignatiev, L.Zasova. IRIS Mariner 9 data revisited: water and dust daily cycle. Planetary and space science, 49, 1331-1346, 2001.

Исследование сезонных, широтных и суточные вариации воды в атмосфере Марса по данным IRIS Mariner 9. Показано, что содержание воды изменяется в течение суток, достигая пика вблизи полудня. Величина этого пика показывает сезонные вариации: уменьшается от L_s = 293град. к L_s = 345град. (что совпадает с распадом пылевой бури). Максимум содержания воды в этот период наблюдался на широтах 50град.S - 60град.S.
к. ф.-м. н. Игнатьев Н.И., т. 333-34-66, inick@irn.iki.rssi.ru
N. I. Ignatiev, L. V. Zasova, V. Formisano, D. Grassi, and A. Maturilli. WATER VAPOUR ABUNDANCE IN MARTIAN ATMOSPHERE FROM REVISED MARINER 9 IRIS DATA Advances in Space Research (принята в печать).

Исследование атмосферы Марса над областью вулканов Tharsis во время распада пылевой бури.
Из спектров Mariner 9 IRIS были выделены 335, полученных во время затухания пылевой бури в районе вулканов Tharsis, во время летнего сезона с 13 до 18 часов местного времени. Поле зрения составляло меньше 200 км. Температурные и аэрозольные профили были восстановлены самосогласованным образом из каждого спектра.Оптическая толщина пыли, tau(1000 cм-1), изменяется со временем между L_s = 314 и 348 deg. от среднего значения 0.45 до 0.15, декремент затухания получен равным 65 дней. При этом температура атмосферы, которая контролируется наличием пыли, падает на величину около 30 К. В период L_s = 314 -316 было найдено, что оптическая толщина пыли растет после полудня, что, скорее всего, связано с подъемом пыли с поверхности ветром. Изменение характера температурного профиля показывает развитие температурной инверсии в приповерхностном слое после 17 h. Тепловая инерция грунта в Tharsis в 10-15 раз ниже, чем в равнинных областях, что приводит к быстрому остыванию поверхности по сравнению с высоко-инерционной атмосферой. Оседание пыли приводит к быстрому остыванию атмосферы. Над Arsia Mons, при изменении L_s от 316 до 347 и tau от 0.3 до 0.1 температура атмосферы падает на 30К и происходит конденсация H₂O, так что 0.1 prмкм H₂O должно быть в составе аэрозоля. Облака, состоящие из льда H₂O, наблюдались в афелии над Pavonis и Ascraeus Mons после полудня. Температура атмосферы, полученная для одного и того участка Марса в одно и то же местное время вблизи афелия (L_s = 98 deg.) на ~ 20К ниже, чем при L_s = 348.
к. ф.-м. н. Засова Л.В., т. 333-34-66, zasova@irn.iki.rssi.ru
Zasova L.V., Grassi D., Formisano F., Maturilli A. Martian atmosphere in the region of Great Volcanoes: Mariner 9 data revisited. Planetary and Space Sci. 49, 977-992, 2001.

Исследование атмосферы над зимней северной полярной шапкой Марса.
Более 750 спектров в области зимней северной полярной шапки Марса (> 65N) в области 5 - 50 мкм было получено в результате эксперимента IRIS на борту Mariner 9, но только несколько спектров из них было исследовано ранее. Мы восстановили самосогласованным образом температурные и аэрозольные профили для всех спектров. Спектры имеют сложную форму, как в полосе CO₂ 15 мкм, так и в континууме. Практически все температурные профили имеют инверсию ниже 5 км над поверхностью (от -5 до 0 км высоты), выше этого уровня температура падает с высотой, достигая минимума на высоте 10-20 км, таким образом, что высота этого уровня растет широтой. Выше этого уровня температура растет до высоты 40 - 50 км. Максимальная высота возможной конденсации CO₂ в атмосфере растет с широтой. Показано, что приповерхностный туман (со шкалой высоты 1-2 км), состоящий из ледяных H₂O частиц со средним размером 1 мкм покрывает большую часть полярной шапки и имеет оптическую толщину 0.1-1. Содержание сконденсированного H₂O составляет 1-10 prmm. Эта модель воспроизводит наблюдаемые спектры за исключением "холодных пятен", областей с аномально низкой температурой поверхности (ниже температуры конденсации CO₂). В этих областях должен существовать поверхностный конденсат CO₂ или низкие облака, состоящие из больших частиц и расположенные ниже приповерхностной температурной инверсии. Большинство аномально холодных спектров наблюдаются на широтах >80 N, а так же в некоторых областях на широтах 70-80 N. к. ф.-м. н. Засова Л.В., т. 333-34-66, zasova@irn.iki.rssi.ru
L. Zasova, V. Formisano, D. Grassi, N. Ignatiev, A. Maturilli MARTIAN WINTER ATMOSPHERE AT NORTH HIGH LATITUDES: MARINER 9 IRIS DATA REVISITED Advances in Space Research (принята в печать).

Исследования магнитного поля Марса по данным космического аппарата МГС.
По данным измерений магнитного поля ( прибор MAG/ER) у Марса на аппарате Марс Глобал Сервейор (МГС) было показано, что при отсутствии глобального дипольного магнитного поля у Марса, локальные, но многочисленные магнитные аномалии порождают эффективное крупномасштабное магнитное поле. Большая часть магнитного потока от аномалий сосредоточена вблизи поверхности и отражает картину распределения аномалий, в то время как остальная часть потока уходит в свободное пространство и действует как эффективный центральный диполь, участвуя во взаимодействии с солнечным ветром. Вследствии этого:
а) Ионосфера Марса оказывается замагниченной этим эффективным горизонтальным полем в районе радиозатменных измерений, где были получены профили электронной концентрации. Горизонтальное магнитное поле ограничивает вертикальную диффузию, и это объясняет малые значения шкалы высот распределения электронной концентрации и её независимость от вариаций солнечного зенитного угла в Марсианской ионосфере. Марсианская ионосфера оказывается поджатой вблизи терминатора, в то время как ионосфера другой немагнитной планеты, Венеры, в этой же самой области раздувается вследствие отсутствия магнитного поля. Этот результат позволил разрешить давно обсуждавшиеся противоречивые свойства ионосфер двух немагнитных планет.
б) Магнитный поток, порожденный магнитными аномалиями, уходящий в шлеф планеты, участвует в балансе давлений с полным давлением солнечного ветра на границе шлейфа. Именно это обстоятельство объясняет большие размеры шлейфа Марса по сравнению со шлейфом Венеры, а также наблюдавшуюся еще на аппарате Фобос-2 зависимость размеров шлейфа от динамического давления солнечного ветра. Соответственно, делавшиеся ранее попытки определить дипольный магнитный момент Марса из баланса давлений на границе шлейфа без учета магнитного потока от аномалий приводили к завышению значений магнитного момента.
к.ф.м.н. Бреус Т.К., т. 333-21-44, breus@iki.rssi.ru,
A.M.Krymskii, T.K.Breus, N.F.Ness, M.H.Acuna, J.P.E.Connerney, D.H.Crider, D.Mitchell, and S.J.Bauer, Structure of the magnetic field fluxes connected with crustal magnetization and top-side ionosphere at Mars, J.Geophys. Res. Accepted in September.

Показано, что физическия граница, образующаяся при взаимодействии с солнечным ветром в переходной области у Марса, названная верхней границей магнитного барьера (MPB) по данным МГС и границей по химическому составу ионов (PP) или магнитопаузой (MP) по данным Фобоса, имеет бимодальное распределение в шлейфе Марса по данным обоих аппаратов. Теоретический анализ модельного магнитного поля, порождаемого магнитными аномалиями, свидетельствует, что бимодальное распределение границы в шлейфе соответствует переходу от "нелокального" к "локальному" эффекту воздействия на ее положение магнитных аномалий при изменении динамического давления солнечного ветра от низких значений к высоким.
к.ф.м.н. Бреус Т.К., т. 333-21-44, breus@iki.rssi.ru,
Krymskii, A.M., D.Crider, T.K.Breus, N.F.Ness, M.H.Acuna, D.Mitchell, R.P.Lin, C.Mazelle, D.Vignes and H.Reme, Bimodal distribution of Phobos 2 crossings of the planetopause and Mars Global Surveyor crossings of the Magnetic Pile -up Boundary in the Martian magnetotail, submitted to J.Geophys. Res.

Статистическое исследование данных магнитометра и электрон-рефлектометра на МГС показало, что верхняя граница магнитного барьера на Марсе в среднем существенно дальше от планеты в южном полушарии, где сосредоточены магнитные аномалии, чем в северном полушарии, свободном от аномалий, а таже что аномалии вызывают большой разброс по высоте ее положений при вариациях солнечного ветра. Это означает, что солнечный ветер отклоняется магнитным полем аномалий в роли препятствия в южном полушарии и не достигает ионосферных высот в отличие от Венеры.
к.ф.м.н. Бреус Т.К., т. 333-21-44, breus@iki.rssi.ru,
D.Crider, M.Acuna, J.E.P.Connerney, N.Ness, A.M.Krymskii, T.K.Breus, D.Vignes, H.Reme, C.Mazelle, D.Mitchell, R.Lin, P.Cloutier, D.Winterhalter, Observations of the latitude dependence of the location of the Martian magnetic pileup boundary, submitted to Geophysical Res. Letters in April 2001, accepted in August.

Исследование данных измерений магнитного поля прибором MAG/ER на МГС и профилей электронной концентрации в ионосфере Марса, полученных при наблюдениях радиозатмений аппаратов Маринер-9 и Викинг, показало, что в южном полушарии Марса в области сильных магнитных аномалий, занимающих более 40% поверхности, наблюдаются многочисленные касп-образные области. В этих каспах магнитное поле имеет вертикальное направление, позволяющее энергичным заряженным частицам солнечного ветра проникать в глубокие плотные слои нейтральной атмосферы и вызывать ионизацию и нагрев. По данным наблюдения радиозатмений в таких областях температура нейтральной атмосферы может возрастать вплоть до 30% по сравнению со средними значениями.
к.ф.м.н. Бреус Т.К., т. 333-21-44, breus@iki.rssi.ru,
A.M.Krymskii, T.K.Breus, N.F.Ness, M.H.Acuna, J.P.E.Connerney, D.H.Crider, D.Mitchell, and S.J.Bauer, Structure of the magnetic field fluxes connected with crustal magnetization and top-side ionosphere at Mars, J.Geophys. Res. Accepted in September

3. Меркурий.

В ноябре 2001 г. были проведены новые обширные астрономические наблюдения Меркурия. Получено несколько сотен электронных снимков, многие из которых пригодны для анализа малоконтрастных деталей на диске планеты и для поляриметрии. При наблюдениях использовался предложенный Л.В.Ксанфомалити метод сверхкоротких экспозиций. В настоящее время в мире имеется только 2 группы (включая нашу), получающие разрешенные изображения Меркурия. д.ф.-м.н. Л.В.Ксанфомалити, тел. 333 2322, e-mail .
Ксанфомалити Л.В., В.П.Джапиашвили, В.О.Кахиани, О.И.Кварацхелия, А.Н.Король, А.К.Майер, П.П.Петашвили. Опыт получения изображений Меркурия методом коротких позиций. Астрономический Вестник. 2001 г. №3. С.208-213.
Ксанфомалити Л.В.. Физические свойства поверхности Меркурия (обзор). Астрономический Вестник. 2001. Т.35. № 5. С. 371-386.

4. Кометы.

При помощи математического моделирования показано, что наблюдаемые особенности фазовых кривых интенсивности и поляризации комет могут быть объяснены агрегатной структурой частиц кометной пыли. Интерпретация фотометрических и поляриметрических наблюдений различных тел Солнечной системы сталкивается с необходимостью исследования и учета формы и структуры рассеивающих частиц атмосферного аэрозоля, реголита и кометной пыли. В связи с тем, что многие частицы, встречающиеся в природе имеют агрегатную структуру, было проведено теоретическое исследование рассеивающих свойств независимых агрегатных частиц (кластеров), сравнимых по величине с длиной волны в видимом диапазоне. Показано, что размеры составляющих кластер мономеров играют существенную роль в формировании фазовых функций интенсивности и линейной поляризации. Компактные агрегаты, имеющие беспорядочную структуру, состоящие из относительно небольшого количества шаров (<50) с параметрами размера 1.3-1.65, обнаруживают свойства, типичные для частиц кометной пыли, а именно: слабое увеличение интенсивности при обратном рассеянии, отрицательную поляризацию при небольших фазовых углах, фазовый угол инверсии поляризации, близкий к наблюдаемому, увеличение яркости и степени линейной поляризации с длиной волны. При этом возможно увеличение мнимой части показателя преломления частиц в видимом спектральном диапазоне с уменьшением длины волны, что типично для силикатов с примесью железа или органического вещества.
Петрова Елена Владимировна, к.ф.-м.н., тел.333-23-55, e-mail: epetrova@iki.rssi.ru
Е.В. Петрова, К. Йокерс, Н.Н. Киселев Рассеяние света агрегатными частицами, соизмеримыми с длиной волны: приложение к кометной пыли Астрон.Вестник, т.35, №1, стр.63-75, 2001

На основе единого подхода к рассмотрению частиц кометной пыли и зерен реголита как агрегатных образований показано, что отрицательная ветвь поляризации на малых углах фазы, характерная для реголита безатмосферных небесных тел, вызвана неоднородностями, сравнимыми по величине с длиной волны. В связи с тем, что рассчитанные характеристики однократного рассеяния агрегатных частиц оказались близки к наблюдаемым свойствам кометной пыли, была предпринята попытка объяснения отрицательной ветви поляризации реголита также агрегатной структурой зерен реголита. В отличие от кометной комы реголит представляет собой оптически полубесконечую среду, и взаимное влияние его частиц существенно. Для получения отражательных характеристик реголита необходимо смоделировать взаимодействие рассеивателей, что можно в некоторой степени выполнить, если представить зерна реголита в виде агрегатных структур, образованных из нескольких или многих элементов. Хотя реальные частицы реголита гораздо крупнее рассматриваемых агрегатов, из лабораторных экспериментов известно, что именно неоднородности поверхности, сравнимые по величине с длиной волны, вызывают отрицательную ветвь поляризации. В рамках агрегатной модели частиц удается объяснить основные наблюдаемые особенности фазовых и спектральных зависимостей линейной поляризации света, рассеянного кометами и безатмосферными небесными телами, которые обусловлены различием элементарных рассеивателей по составу, размерам и структуре.
Петрова Елена Владимировна, к.ф.-м.н., тел.333-23-55, e-mail: epetrova@iki.rssi.ru
Е.В. Петрова, К. Йокерс, Н.Н. Киселев Отрицательная ветвь поляризации комет и безатмосферных небесных тел и рассеяние света агрегатными частицами Астрон.Вестник , т.35, № 5, стр. 429-439, 2001

Исследована зависимость коэффициента отражения слоя реголита небесных тел от физических свойств частиц, слагающих реголит - размера, показателя преломления, плотности упаковки, на основе точного численного решения уравнения переноса и моделирования рассеяния зернами реголита с помощью смеси беспорядочно ориентированных сфероидов с различным отношением осей.
Широко используемые при интерпретации наблюдений полу-эмпирические приближенные модели рассеяния света поверхностью реголита хотя и позволяют достичь хорошего согласия с данными наблюдений с помощью относительно небольшого числа свободных параметров, не содержат в явном виде таких решающих физических характеристик как размер зерен реголита и показатель преломления вещества. Непосредственное сравнение результатов наиболее популярной модели Хапке с точным численным решением уравнения переноса излучения показало, что ошибки указанной модели невелики только для почти изотропного рассеяния отдельными частицами. Однако известно, что независимые реальные зерна реголита рассеивают свет преимущественно вперед. С помощью приближения геометрической оптики показано, что хорошей моделью фазовой функции однократного рассеяния для зерен реголита может служить рассеяние смесью беспорядочно ориентированных сфероидов. Чтобы учесть эффект упаковки частиц в слое реголита, была использована концепция "статического структурного множителя". Рост плотности упаковки уменьшает пик фазовой функции частиц при рассеянии вперед и увеличивает альбедо отражающей поверхности. Присутствие мелкой пыли в реголите, наряду с крупными зернами, не только увеличивает альбедо поверхности, но и изменяет профиль яркости и усиливает пик рассеяния назад. Возможности предложенного метода проиллюстрированы моделированием профиля яркости Меркурия, измеренного аппаратом Маринер-10. Хотя в рамках предлагаемой модели не удается устранить проблему не единственного решения, которая свойственна задаче получения свойств среды из измерений интенсивности рассеянного этой средой света, использованная процедура, в отличие от широко используемых аппроксимаций, позволяет согласовывать данные наблюдений с моделью, содержащей конкретные физические характеристики реголита.
Петрова Елена Владимировна, к.ф.-м.н., тел.333-23-55, e-mail: epetrova@iki.rssi.ru
Е.В. Петрова, В.Й. Маркевич, Х.У. Келлер. Отражение света поверхностью реголита: новая попытка моделирования. Астрон.Вестник, т.35, №4, стр.305-318, 2001

5. Ранняя эволюция планетных тел.

Исследовались процессы восстановления железа в силикатных расплавах при высокотемпературном импульсном нагреве, моделирующим высокоскоростной ударный процесс. Стекла расплава после в продуктах выбросов из ударных кратеров (в частности, в слое на границе мел-палеоген, ассоциированным со столкновением крупного астероида с Землей, приведшим к глобальной катастрофе).
к.ф.м.н. Герасимов М.В. (тел. 333-11-55, mgerasim@mx.iki.rssi.ru)
Результаты работы докладывались на международной конференции "Следы импактов в стратиграфических записях" (Impact markers in the stratigraphic record) в Гранаде, Испания в мае 2001 г.

Продолжались исследования по проблеме синтеза сложных органических соединений в условиях ударно-испарительных процессов.
к.ф.м.н. Герасимов М.В. (тел. 333-11-55, mgerasim@mx.iki.rssi.ru)

6. Внесолнечные планетные системы.