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

 

Тема ПЛАНЕТА. Исследование атмосфер и поверхностей планет.

Гос. регистрация: №   0120.0 602993

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

 

1. МАРС

 

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 два марсианских года в период января 2004 (Ls=330°, MY26) по июнь 2008 (Ls=79°, MY29).

 
 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 


Рисунок. Сезонные карты содержания водяного пара по данным MAWD. Сверху – оригинальные данные, в середине - карты, построенные с HITRAN 2000 и 2004. Внизу – расхождение в осажденных микронах.  

 

 

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. Это особенно важно для периода лета в южном полушарии на Марсе, когда высока пылевая активность и возникают глобальные пылевые бури. Используя данные об оптических толщинах пыли, полученные из УФ наблюдений, начата коррекция данных СПИКАМ с учетом пыли.

 

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. MAWD проводил зондирование водяного пара в той же полосе 1.38 мкм. Представленный анализ основан на новой спектроскопии HITRAN 2004 и современной климатической модели Марса. В результате абсолютные значения содержания водяного пара уменьшились в 2 раза. Северный полярный максимум составляет около 50 осаж.мкм, что лучше согласуется с последними результатами экспериментов на КА Марс-Экспресс. Эта работа показывает необходимость повторного анализа старых спектроскопических данных в ИК-диапазоне хорошего разрешения с учетом современных спектроскопических данных и климатических моделей.

 

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

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

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

 

Trokhimovskiy A.Yu., A.A. Fedorova, O.I. Korablev, J.-L. Bertaux, E. Villard, A.V. Rodin, L. Joly, Water vapor in the Martian atmosphere by SPICAM IR/Mars-express: two years of observations, Water vapor cycle workshop, 21-23 April 2008, Paris, France.

 

A.A. Fedorova, S.Trokhimovsky, F.Montmessin, O.Korablev, VIKING observations of water vapor on Mars: revision from up-to-date spectroscopy and atmospheric models, submitted to Icarus, 2008. 

 

1.2 Сравнение различных измерений водяного пара на Марсе

 

Оценка взаимодействия атмосферной воды и поверхности в марсианской климатической системе основывается на экспериментальных данных. Впервые цикл водяного пар был получен в эксперименте MAWD/Викинг 1 и 2. Только спустя 20 лет измерения повторились в эксперименте ТЕС на КА Марс-Глобал-Сервейор, который зондировал содержание водяного пара на Марсе в тепловом диапазоне спектра в  течение трех марсианских лет с 1999 по 2005 год. В настоящий момент он служит базовым набором данных для последующих миссий. Вышедший на орбиту Марса в 2004 году, КА Марс-Экспресс включает три спектрометра (ОМЕГА, ПФС, СПИКАМ), измеряющие атмосферную воду от ближней ИК-области до теплового ИК-диапазона. Эти одновременные измерения позволили впервые на Марсе сравнить различные методы восстановления водяного пара. Были рассмотрены многие факторы, влияющие на восстановление данных: спектроскопические базы данных, уширение линии в атмосфере состоящей из углекислого газа, атмосферные модели, абсолютная точность данных. В результате данные длинноволнового канала ПФС были признаны наиболее достоверными. Большинство работ, посвященных данным различных экспериментов, уже опубликовано. Таким образом, водяного цикл на Марсе изучает непрерывно в течение пяти марсианских лет. Это делает очень важным понимание неопределенностей и расхождения результатов разных экспериментов для сравнения межгодовых вариаций содержания H2O.

 

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

 

O. Korablev, N. Ignatiev, A. Fedorova, A. Rodin, L. Zasova, A. Trokhimovsky, Bertaux J.L., F. Montmessin, T. Encrenaz, E. Lellouch, T. Fouchet, R. Melchiorri, V. Formisano, M.D. Smith, D. Titov, M. Tschimmel, L. Maltagliati, R.T. Clancy, A. Sprague. Comparison of mars water vapor data sets. Water vapor cycle workshop, 21-23 April 2008, Paris, France

 

Korablev, O. Atmospheric water from Mars Express experiments, 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.1580

 

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

 

Спектрометр СПИКАМ на борту КА Марс-Экспресс начал работу на орбите Марса в январе 2004 года. За два с половиной марсианских года наблюдений было выполнено около 500 наблюдений в режиме солнечных затмений, позволяющих провести вертикальное просвечивание атмосферы планеты. Спектральный диапазон СПИКАМ позволяет проводить одновременные наблюдения атмосферной плотности и содержания водяного пара по газовым полосам поглощения, а также восстанавливать свойства и распределения аэрозолей с высотой. В этом году был проведен анализ 95 вертикальных профилей, полученных  летом 2007 г. (MY28, Ls 258-300).  Вертикальные профили аэрозольной экстинкции были получены на высотах от 10 до 80 км. В южном полушарии пылевой шторм начался на Ls 268-270  на широтах порядка 64S и в северном полушарии Ls ~280, широта 55N. Во время пылевого шторма в южном полушарии пыль поднялась до высот 70 км (если считать по оптической толщине на луче зрения равной 1) и 60 км в северном полушарии. Получен эффективный радиус частиц 0.4-1 мкм. В диапазоне долгот 230°-299°E, обнаружены облака на высотах 75-80 км с эффективным радиусом 0.1-0.3 мкм. Эти облака плохо детектируются по надирным данным или с помощью наземных наблюдений, поскольку их вертикальные оптические толщина не превышают 0.002 на длине волны 1.1 мкм. До начала пылевого шторма (Ls250-265) относительное содержание водяного пара хорошо согласуется с моделью общей циркуляции Марса, уменьшение VMR найдено на высотах 40-45 км для широт 50-60N и на 60 км для широт 60-65S. Относительное содержание ниже этого уровня равно 100-160 ppm. Во время пылевого шторма, содержание H2O на больших высотах увеличивается как в северном, так и в южном полушарии.


Рисунок. Вертикальные профили функции пропускания атмосферы во время пылевой бури летом 2007

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

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

 

A.A. Fedorova, O.I. Korablev, J-L. Bertaux, A.V. Rodin, F. Montmessin, D.A. Belyaev, and A. Reberac. Vertical distributions of water vapor and aerosol in the Martian atmosphere by SPICAM-IR spectrometer on Mars-Express. Water vapor cycle workshop, 21-23 April 2008, Paris, France.

 

A. Fedorova, O. Korablev, J-L. Bertaux, A. Rodin, F. Montmessin and A. Reberac Vertical distributions of water vapor and aerosol in the Martian atmosphere during the southern summer (MY28) by SPICAM-IR spectrometer on Mars-Express, EPSC Abstracts, Vol. 3, EPSC2008-A-00559, 2008.

 

A.A. Fedorova, O.I. Korablev, J-L. Bertaux, A.V. Rodin, F. Montmessin, and A. Reberac Vertical distributions of water vapor and aerosol in the Martian atmosphere by SPICAM-IR spectrometer on Mars-Express, Mars atmosphere. Workshop “Mars Atmosphere: Modeling and Observations”, abs9087, 2008.

 

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. Accepted to Icarus, 2008

 

1.4 Аэрозоль в долине Маринеров по Данным ПФС на Марс Экспресс

 

Расположенная вблизи экватора долина Маринеров является глубочайшим каньоном на Марсе и оказывает влияние на состояние атмосферы Марса в глобальном масштабе. Известно, что основной экваториальный пояс облаков появляется над долиной во время северной весны и лета, в «сезон афелия». Во время работы ПФС в долине Marineris наблюдались локальная пылевая буря и облака из водяного льда. Если локальная пылевая буря наблюдалась только внутри долины, то облака из водяного льда как над долиной, так и вокруг – экваториальный пояс облаков и не коррелировали с рельефом, оптическая толща росла в сторону экватора. Внутри долины Маринеров наблюдалась утренняя дыка, которая состояла, вероятно, из ледяных частиц с примесью пыли, либо из достаточно крупных ледяных частиц, радиусом > 4 мкм (оптической толщей 0.1-0.3 на 825 см-1). Температура атмосферы вблизи полудня во время локальной пылевой бури (оптическая толща на 1075 см-1 около 1) превышала температуру атмосферы в сезон экваториальных облаков на величину порядка 30 К.

 

 

Рис.  Пыль (слева) и облака из водяного льда (справа) в долине Маринеров.

 

Д. ф.-м. н. Л.В.Засова, zasova@irn.iki.rssi.ru, 333-34-66

 

Zasova L., Formisano V., Giuranna M., Grassi D., Rinaldi G. Aerosols in Valles Marineris from Planetary Fourier Spectrometer data. 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.3594

 

1.5  Дневная эмиссия кислорода и озон в атмосфере Марса по данным эксперимента ОМЕГА Марс Экспресс

 

Несмотря на низкое разрешение  ОМЕГА было показано, что надирные спектры  ОМЕГА могут быть использованы для количественных оценок интенсивности эмиссии О2 1.27 мкм и оценки видимого содержания озона. Был разработан алгоритм учета всех возможных источников ошибок.

Сравнение южной  и северной полярных областей вблизи весеннего равноденствия (начало весны).

Рис1.5.1 Максимальная концентрация озона наблюдается на дневной стороне LT=10-15h. Максимум в южном полушарии почти в 2 раза превышает, что может быть связано с более высоким содержанием воды в северном полушарии.

 

 

 

Рис. 1.5.2 Распеделение видимого содержания озона (мкм-атм) в конце лета и начале осени в северном полушарии. Максимальные концентрации наблюдаются в средних широтах северного полушария.

 

 

 

Рис. 1.5.3. Распределение видимого содержания озона (ьль-атм) при Ls= 40-90°, осень – начало зимы в южном полушарии. Максимальное содержание озона наблюдается в средних широтах южного полушария .

 

Волновые структуры в высоких широтах северного полушария наблюдались нами вблизи точки весеннего равноденствия.

В южных полярных широтах также обнаружены волны в распределении эмиссии О2, аналогично случаю северного полушария.

 

 

Ls = 176.7° -  orbit 3947                   Ls = 180.6° - orbit 3972

[O2]max ≈ 8 μm – atm                       [O2] max ≈ 16 μm – atm

Δ[O2] ≈ 4 μm – atm                           Δ[O2] ≈ 4 μm – atm

Spatial Scale  ≈ 100 km                     Spatial Scale  ≈ 130 km

 

Рис. 1.5.4. Видимое содержание озона в южной полярной области. Примеры орбит с наблюдавшимися волновыми структурами.

 

Д. ф.-м. н. Л.В.Засова, zasova@irn.iki.rssi.ru, 333-34-66

 

F. Altieri  , L. Zasova, G. Bellucci, F. G. Carrozzo, E. D'Aversa, B. Gondet, and J-P. Bibring. Ozone apparent abundance maps as derived from the OMEGA data . Icarus, 2008, submitted.

 

Altieri, F.; Zasova, L.; Bellucci, G.; Carrozzo, F. G.; D'Aversa, E.; Gondet, B.; Bibring, J.-P. O3 Apparent Abundances as Seen by the OMEGA/MEX Instrument. Lunar and Planetary Science XXXIX, held March 10-14, 2008 in League City, Texas. LPI Contribution No. 1391., p.1767

 

F. Altieri , L. Zasova , L. Montabone, A. Spiga, G. Bellucci , J-P. Bibring. WAVE PATTERNS TRACED BY O2 AIRGLOW ON MARS POLAR REGIONS.  MAMO 2008 workshop. Abstract.

 

 

1.6 Южная полярная шапка Марса из углекислого льда по спектрам ПФС за два года наблюдений.

 

Исследован  рост и рецессия  южной полярной шапки в по спектрам, полученным экспериментом PFS/MEX за первые два года наблюдений. Показано,что осенью Южная полярная шапка растет симметрично, достигая максимального размера при Ls = 80-90°. Край Южной полярной шапки наблюдался на широте -40°. Иней, состоящий из СО2 может существовать в этот сезон в низменностях Hellas и Argire из-за более высокого давления.

 

Д. ф.-м. н. Л.В.Засова, zasova@irn.iki.rssi.ru, 333-34-66

 

Giuranna, M.; Grassi, D.; Formisano, V.; Montabone, L.; Forget, F.; Zasova, L. PFS/MEX observations of the condensing CO2 south polar cap of Mars. Icarus, V. 197, Issue 2, p. 386-402.

 

1.7 Исследование распределения конденсрованных форм воды на поверхности Марса по данным картирующего спектрометра OMEGA КА Mars Express

 

Проведен анализ инструментальных погрешностей и коррекция атмосферных искажений спектров поверхности Марса за полный цикл наблюдений в течение двух марсианских лет. Построены карты и выявлены сезонные тренды в распределении гидратированных минералов, льдов и инея на поверхности планеты, микроструктуре поверхностного слоя льдов Северной полярной шапки, построены зонально-усредненные карты сезонной миграции адсорбированной воды в высоких широтах. Обнаружены симметричные структуры в зональном распределении крупнозернистых льдов на периферии постоянной полярной шапки, которые могут быть вызваны особенностями локального климата, модулированного стационарными планетарными волнами. Сравнение данных эксперимента с результатами численного моделирования климата Марса указывает на значительный вклад волновых процессов в атмосфере в зональном распределении конденсированной воды а приполярных широтах Марса.

На основе анализа спектров поверхности Марса в районах долины Мавр и каньона Ювента, было показано, что спектральные особенности поверхности слоистых отложений в этой долине показывают  преобладание в данном районе  полигидратов,  а не  гипса, обнаруженного ранее.

Результаты моделирования термодинамики  осаждения солей также исключают преобладание гипсовых отложений на последней стадии седиментации, приведшей к формированию слоев в верхней части эрозионного останца в каньоне Ювента.

 

Наиболее вероятно, что гипс мог отложиться в небольших количествах в нижних свитах слоистых отложений, а позже был перекрыт более поздними слоями сульфатов магния и железа.

 

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

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

 

Евдокимова Н.А., Родин А. В., Кузьмин Р. О., Федорова А. А., Бибринг Ж.-П. Исследование распределения связанной воды, водяного льда и инея на поверхности Марса. I. Обработка и коррекция данных спектрометра OMEGA КА Mars Express. Астрономический вестник, послано в печать.

 

Evdokimova, N.; R.O.Kuzmin, A.V.Rodin,  A.A. Fedorova, O.I. Korablev, J.-P. Bibring. Seasonal dynamics of water on the surface of Mars during MY27 and M28 apheleon and pre-aphelion seasons based on the OMEGA/Mars-Express data. 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.834

 

Evdokimova, N.A., Kuzmin, R.O., Rodin, A.V., Fedorova, A.A., Korablev, O.I., Bibring, J.P. Soil hydration of the north circumpolar region of Mars retrieved from 1.91 µm absorption based on Omega data. Vernadsky-Brown microsymposium on comparative planetology. Moscow, October 20-22, 2008

 

Kuzmin R. O., Mironenko M. V., Evdokimova N. A. MARS: SPECTRAL AND HERMODYNAMIC RESTRICTIONS ON THE GYPSUM EXISTENCE IN THE JUVENTAE CHASMA. // LPS XXXIX, 2008, #1575

 

1.8 Интерпретация лимбовых измерений. Прибор «ОМЕГА» миссии «Марс-Экспресс»

 

Для задач интерпретации данных оптического дистанционного зондирования планетных атмосфер рассмотрена возможность построения оптической аэрозольной модели с малым числом варьируемых параметров и извлечением из модели необходимого для конкретной задачи набора оптических характеристик аэрозольных частиц (сечений ослабления и рассеяния, индикатрисы или матрицы рассеяния). Предложен алгоритм построения указанной аэрозольной модели для случаев фиксированного химического состава доминирующих в атмосфере аэрозольных веществ. В качестве конкретного результата предложена оптическая модель аэрозолей Марса с тремя варьируемыми параметрами: длиной волны, модальным радиусом и характеристикой полуширины функции распределения аэрозольных частиц по размерам. На основе этой модели разработан метод восстановления высотных профилей микрофизических характеристик аэрозоля Марса по орбитальным лимбовым спектрометрическим измерениям прибора OMEGA миссии Mars-Express. В качестве примера получены высотные профили концентрации и модального радиуса функции распределения по размерам аэрозольных частиц для нескольких  сеансов наблюдений прибора. Сделан доклад 09 апреля 2008 г. в ИКИ РАН на V Конференция молодых учёных «Фундаментальные и прикладные космические исследования», посвященной Дню космонавтики (08-09 апреля 2008 г.; ИКИ РАН, г. Москва, Россия).

 

Рис.1.7.1 Полученные вертикальные профили микрофизических характеристик аэрозоля для орбиты 291

Сделан доклад 25 сентября 2008 г. на международной конференции European Planetary Science Congress 2008 (21-26 сентября 2008 г.; г. Мюнстер, Германия). В докладе был представлен алгоритм восстановления высотных профилей различных аэрозольных параметров из спектральных измерений прибора OMEGA европейской миссии Mars-express. Были представлены примеры восстановленных профилей объёмных коэффициентов рассеяния аэрозоля для нескольких длин волн, а также высотные профили концентраций аэрозольных частиц вместе с полученными эффективными радиусами для орбит 44, 285 и 291.

 
 
 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 


Рис.1.7.2 Сравнение высотных профилей концентрации и размеров для аэрозольных частиц из пыли и водяного льда.

 

Сделан доклад 09 октября 2008 г. на Шестой Международной конференции «Естественные и антропогенные аэрозоли – 2008»: Mayorov B.S., Vasilyev A. V., Zasova L. V., Bibring J.-P. Определение оптических и микрофизических характеристик марсианского аэрозоля по лимбовым измерениям спектрометра OMEGA миссии MARS-EXPRESS  (НИИ Физики им. В.А. Фока физического факультета СПбГУ, 07-10 Октября, 2008).

Сделан доклад 20 октября 2008 г. на рабочем совещании «OMEGA “junior scientists” science team meeting» в рамках международной конференции «Workshop on Martian Phyllosilicates: Recorders of Aqueous Processes?»: Mayorov B.S., Vasilyev A. V., Zasova L. V., Bibring J.-P. «Retrieval of vertical profiles of the Martian aerosol parameters from the OMEGA Mars Express limb scan data». В докладе был представлен алгоритм восстановления высотных профилей различных аэрозольных параметров из спектральных измерений прибора OMEGA европейской миссии Mars-express. Были представлены примеры восстановленных профилей объёмных коэффициентов рассеяния аэрозоля для нескольких длин волн, а также высотные профили концентраций аэрозольных частиц вместе с полученными эффективными радиусами для орбит 44, 285 и 291.

 

Рис 1.7.3 Высотный профиль объёмного коэффициента рассеяния аэрозоля для длины 1.25 мкм.

 

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

 

Майоров Б. С., Васильев А. В., Bibring Jean-Pierre, Засова Л. В. Восстановление высотных профилей оптических характеристик марсианского аэрозоля по лимбовым измерениям спектрометра OMEGA миссии Mars-express // V конференция молодых учёных, посвящённая Дню космонавтики "Фундаментальные и прикладные космические исследования" Программа. Тезисы докладов.

 

А. В. Васильев, Б. С. Майоров, J.-P. Bibring «Параметризация спектральной зависимости оптических характеристик аэрозолей Марса и восстановление на её основе высотных профилей микрофизических характеристик марсианского аэрозоля по лимбовым измерениям спектрометра OMEGA миссии Mars-Express», «Астрономический вестник», в печати.

 

Mayorov B.S., Vasilyev A.V., Zasova L.V., Bibring J.-P. Retrieval of the Martian vertical profiles of aerosol parameters from the OMEGA MEx limb scan data // EPSC Abstracts, Vol. 3, EPSC2008-A-00139, 2008 / Germany, Muenster, 21-26 September 2008

 

 

 

2 ВЕНЕРА

 

2.1  Открытие молекулы гидроксила в атмосфере Венеры

 

 

В лимбовых спектрах Венеры, полученных изображающим спектрометром ВИРТИС на Венере Экспресс, отождествлены ИК полосы Мейнеля OH (2-0) в области 1.40–1.49 мкм и OH (1-0) и (2-1) в области 2.6–3.14 мкм с интегральной интенсивностью соответственно 100±40 and 880±90 kR.

 

 

 

Рис. Лимбовый спектр Венеры, усредненный в пределах 90 - 100 км высоты и 25 - 35°N (LT  ~ 2 h). Наряду с  O2 (0,0) 1.27 мкм и (0,1) 1.58 мкм  наблюдаются полосы ОН на 1.40 -149 мкм (2-0) и 2.6–3.14 мкм (1-0)и (2-1). Детали на 1.1, 1.18 и 1.74 мкм (звездочки) - следы теплового излучения нижней атмосферы,  рассеянного  надоблачной дымкой. Приведены синтетические спектры (черный спекр – измеренный). На лимбовых изображениях приведены две линии, соответствующие высоте над поверхностью 0 и 100 км. Вытянутое лимбовое изображение связано с разным масштабом по осям.

 

 

До сих пор свечение ОН наблюдалось только в атмосфере Земли  - это открытые в 1948 году Мейнелем колебательно-вращательные полосы, возникающиеся при переходах между уровнями основного состояния. Предпринимались безуспешные попытки обнаружить ОН в атмосфере Марса (впервые, Краснопольским на Марс-5), химия ОН для Марса хорошо разработана, соответственно гидроксил играет ключевую роль в восстановлении атмосферы из СО2, которая разрушается на дневной стороне солнечным УФ. Учитывая малое содержание воды в атмосфере Венеры, обнаружение гидроксила было неожиданным.

 

 Эмиссии ОН переменны в пространстве и времени, но коррелируют с эмиссией О2 1.27 мкм по интенсивности и положению пика эмиссии (96±2км). Обнаружение ОН приводит к изменениям существующих представлений о химических процессах в атмосфере Венеры, касающихся реакций с участием  Н, ОН и О3.

 

По относительному распределению интенсивности в полосе ОН (1-0) вращательная температура найдена равной 250 ± 25К, что согласуется с результатами эксперимента СПИКАВ, показавшими существование горячего слоя атмосферы  на высотах 95 – 100 км (на некоторых орбитах). Наблюдаемое изменение интенсивности свечений как О2 так и ОН по измерениям  с различных орбит, по-видимому, связано с зависимостью как эффективности химических реакций, так и столкновительной деактивации, от физических условий в атмосфере, и в первую очередь от температуры, хотя могут играть роль и вариации содержания НО2, Н, О и О3.

 

Д. ф.-м. н. Л.В.Засова, zasova@irn.iki.rssi.ru, 333-34-66

 

First detection of hydroxyl in the atmosphere of Venus. G. Piccioni, P. Drossart, L. Zasova, A. Migliorini1, J-C G´erard, F.P. Mills, A. Shakun, A. Garc´ıa Mu˜noz, N. Ignatiev, D. Grassi, V. Cottini, F.W. Taylor, S. Erard, and the VIRTIS-Venus Express Technical Team. Astronomy and Astrophysics, V. 483, pp.L29-L33)

 

Работа получила первую премию на конкурсе статей ИКИ 2008 г.

 

 

2.2 Исследования мезосферы Венеры

 

2.2.1 Исследование мезосферы Венеры в эксперименте СПИКАВ/СУАР

 

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 (118-320 нм, разрешение ~ 0.51 нм) СПИКАВ УФ и инфракрасного акусто-оптического (650-1700 нм, разрешение лучше 1 нм) СПИКАВ ИК и эшелле-спектрометра высокого разрешения СУАР с акусто-оптической фильтрацией света (R~20000). Основная идея СУАР принадлежала российской стороне, тогда как практическая реализация спектрометра полностью выполнена институтом аэрономии Бельгии и бельгийской промышленностью. Несмотря на это, Россия дала свой вклад не только в идею спектрометра, но и в получение результатов, обработку и интерпретацию данных, полученных спектрометром.

 

Все спектрометры комплекса СПИКАВ/СУАР имеют возможность работы в нескольких режимах, включая надирные наблюдения и солнечные затмения для вертикального зондирования надоблачной атмосферы Венеры.

 

Основные результаты за 2008 год, относятся к получению вертикальных профилей температуры и плотности атмосферы на высотах 70-120 км, вертикальных профилей малых составляющих мезосферы Венеры, интегральному содержанию водяного пара над облаками Венеры по данным СПИКАВ ИК и детектированию с высоким разрешением новой полосы изотопа углекислого газа O16C12O18.

 

Венера окутана плотным слоем облаков, состоящих из частиц серной кислоты (H2SO4) и расположенных на высотах от 40 до 60 км. Эксперимент СПИКАВ/СУАР, работающий в режиме солнечных и звездных просвечиваний, проводит вертикальное зондирование области атмосферы называемой мезосферой, расположенной над верхней границей облаков на высотах от 60 до 100 км. Мезосфера расположена между двумя областями общей циркуляции атмосферы: 4-дневной суперротацией, видимой на верхней границе облаков и солнечной-антисолнечной циркуляцией в термосфере (z>100 км), с восходящим потоком на солнечной стороне и транспортом к ночной стороне. В области 60-140 км атмосферный транспорт, химия, температура, аэрозоли, все это играет роль в концентрации водородосодержащих молекул на высотах, где они разрушаются под действием УФ излучения и освобождают атомы водорода, интенсивно диссипирующие из верхней атмосферы.

 

В эксперименте СПИКАВ впервые удалось обнаружить протяженный слой теплого воздуха (90-120 км) на ночной стороне, который был интерпретирован как результат адиабатического нагревания воздуха в нисходящем потоке, который должен компенсироваться восходящим потоком на дневной стороне, переносящим малые гидрогенизированные компоненты наверх.

 

При наблюдениях в надир СПИКАВ ИК в основном измеряет спектры отраженного солнечного излучения на дневной стороне Венеры и спектры излучения в окнах прозрачности на ночной стороне. Основной задачей спектрометра являются измерения H2O в нескольких полосах: 0.94, 1.14 и 1.38 мкм. По полосе 1.38 мкм было восстановлено содержание водяного пара в надоблачном слое с учетом многократного рассеяния света в облачном слое атмосферы Венеры. Получены значения от 2 до 5 ppm. 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. Исследованы широтные и временные вариации содержания H2O.

 

Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; Montmessin, Franck; Wilquet, Valerie; Fedorova, Anna; Mahieux, Arnaud; Belyaev, Denis; Villard, Eric. SPICAV/SOIR on board Venus express: an overview of two years of observations. 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.265. Paper number: C33-0014-08.

 

Bertaux, Jean-Loup; Montmessin, Franck; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; Fedorova, Anna; Belyaev, Denis; Mahieux, Arnaud; Wilquet, Valerie; Villard, Eriс, Temperature Structure at Venus as Observed by Venus Express (SPICAV), 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.264. Paper number: C32-0001-08.

 

A.C. Vandaele, V. Wilquet, R. Drummond, A. Mahieux, A. Fedorova, O.Korablev, F. Montmessin, J.-L. Bertaux, High-resolution infrared spectroscopy at Venus, 8th Atmospheric Spectroscopy Applications meeting Reims-France August 27-30, 2008

 

Mahieux, A., Berkenbosch, S., Clairquin, R., Fussen, D., Mateshvili, N., Neefs, E., Nevejans, D., Ristic, B., Vandaele, A.-C., Wilquet, V., Belyaev, D., Fedorova, A., Korablev, O., Villard, E., Montmessin, F., Bertaux, J.-L., In-Flight performance and calibration of SPICAV SOIR on board Venus Express, Applied Optics, vol. 47, issue 13, p. 2252, 2008.

 

Fedorova, Anna; Korablev, Oleg; Bertaux, Jean-Loup; Montmessin, Franck; Villard, Eric; Belyaev, Denis, Water vapor abundance above Venus' clouds on the dayside from SPICAV VIS-IR nadir measurements. 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.863. Paper number: C33-0017-08.

 

 

2.2.2 Малые составляющие в атмосфере Венеры по данным СУАР

 

1)  В эксперименте СУАР были измерены концентрации HCl, HF и CO в мезосфере Венеры. По измерениям СПИКАВ/СУАР HCl оказался менее обилен с фактор ~4, чем было получено 40 лет назад. По данным СУАР относительное содержание HCl равно 0.1 - 0.2 ppm, HF 1-7 ppb и показывает переменность от орбиты к орбите. Определен верхний предел для таких важных для фотохимии Венеры малых составляющих как OCS и H2CO. Верхний предел на OCS ниже 90 км равен 1.6±2 ppb. Для H2CO на тех же высотах верхний предел 3±2 ppb.

 

2) Одной из важных компонент атмосферы Венеры является двуокись серы SO2, поскольку она напрямую связана с облаками H2SO4, полностью покрывающими планету. Любые изменения содержания SO2 внутри и выше облачного слоя могут влиять на фотохимическую динамику облаков. Обработаны данные для нескольких сеансов просвечивания с наблюдениями 4 мкм полосы поглощения SO2 в северных широтах планеты 69o-88o и 23o-30o. Вертикальное распределение SO2 над облаками измеряется с орбиты Венеры методом солнечного просвечивания впервые. Каждый вертикальный профиль состоит лишь из нескольких точек; на высоте 70 км относительное содержание SO2 около ~0.1 ppm со шкалой высот 1±0.4 км определено в полярной области (наблюдения на восходе) и ~1 ppm со шкалой высот 3±1 км на низких широтах (наблюдения на заходе). На высотах около 75 км удалось установить лишь верхние пределы содержания газа: <0.05 ppm.

 

3) 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 были рассмотрены 22 измерения около северного полюса Венеры, выполненные главным образом в перицентре орбиты. Было 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 >75 км. Небольшое уменьшение в относительной концентрации воды на высотах порядка 85 км может быть связано с температурной инверсией на высотах ~95 км. 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. Повышенная концентрация дейтерированной воды может быть связана как с более низкой фотодиссоциацией HDO, так и с низкой скоростью диссипации атомов дейтерия по отношению к атомам водорода. Эти новые результаты должны послужить основой для динамических и химических моделей и для оценки современной скорости диссипации воды на Венере.

 

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

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

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

 

Belyaev, D. A.; Korablev, O. I.; Fedorova, A. A.; Bertaux, J.-L.; Vandaele, A.-C.; Neefs, E.; Wilquet, V.; Mahieux, A. First observations of SO2 above VenusпїЅ clouds by means of solar occultation in the infrared, Geophysical Research Abstracts, Vol. 10, EGU2008-A-01079, 2008

 

Mahieux, A.; Wilquet, V.; Vandaele, A. C.; Fedorova, A.; Korablev, O.; Montmessin, F.; Bertaux, J. L. Minor constituents of the Venus atmosphere measured by SPICAV/SOIR on board Venus Express, Geophysical Research Abstracts, Vol. 10, EGU2008-A-01796, 2008

 

Mahieux, Arnaud; Wilquet, Valerie; Drummond, Rachel; Vandaele, Ann-Carine; Fedorova, Anna; Korablev, Oleg; Montmessin, Franck; Bertaux, Jean-Loup, Minor gaseous constituents and aerosols of the Venus mesosphere measured by SPICAV/SOIR on board Venus Express, 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.1880, Paper number: C33-0015-08.

 

Belyaev, Denis; Korablev, Oleg; Fedorova, Anna; Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Neefs, Eddy; Mahieux, Arnaud; Wilquet, Valerie. Sulfur dioxide observations above Venus' clouds by means of solar occultation in the infrared. 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.237. Paper number: C33-0016-08.

 

Fedorova, A., O. Korablev, A.C. Vandaele, J.-L. Bertaux, D. Belyaev, A. Mahieux, E. Neefs, V. Wilquet, R. Drummond, F. Montmessin, and E. Villard (2008), HDO and H2O vertical distributions and isotopic ratio in the Venus mesosphere by SOIR spectrometer on board Venus Express, J. Geophys. Res., 113, doi:10.1029/2008JE003146.

 

Vandaele, A.C., M. De Maziere, R. Drummond, A. Mahieux, E. Neefs, V. Wilquet, O. Korablev, A. Fedorova, D. Belyaev, F. Montmessin, and J.-L. Bertaux (2008), Composition of the Venus mesosphere measured by Solar Occultation at Infrared on board Venus Express, J. Geophys. Res., 113, doi:10.1029/2008JE003140.

 

Belyaev, D., O. Korablev, A. Fedorova, J.-L. Bertaux, A.C. Vandaele, F. Montmessin, A. Mahieux, V. Wilquet, and R. Drummond (2008), First observations of SO2 above Venus' clouds by means of solar occultation in the infrared, J. Geophys. Res., 113, doi:10.1029/2008JE003143.

 

 

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

 

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

 

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

 

Wilquet, V.; Mahieux, A.; Vandaele, A. C.; Perevalov, V. I.; Tashkun, S. A.; Fedorova, A.; Korablev, O.; Montmessin, F.; Dahoo, R.; Bertaux, J.-L. Line parameters for the 01111–00001 band of 12C16O18O from SOIR measurements of the Venus atmosphere, Journal of Quantitative Spectroscopy & Radiative Transfer, v. 109, iss. 6, p. 895-905, 2008

 

Bertaux J.-L., Ann-Carine Vandaele, Valérie Wilquet, F. Montmessin, R.Dahoo, E. Villard, O. Korablev, A. Fedorova, First Observation of 628 CO2 isotope band at 3.3 mm in the atmosphere of Venus by solar occultation from Venus Express, Icarus, Volume 195, Issue 1, p. 28-33, 2008

 

R. Dahoo, Jean-Loup Bertaux, F. Montmessin, E. Villard, Ann Carine Vandaele, Valérie Wilquet, A. Mahieux, O. Korablev, A. Fedorova, V.I. Perevalov and S.A. Tashkun From matrix isolation spectroscopy to first observation of CO2 628 isotopologue n2+n3  band  in the atmosphere of Venus "The 10 th biennial HITRAN Conference will take place 22-24 June 2008"

 

 

2.2.4 Вертикальные профили аэрозольной дымки над облаками Венеры по данным солнечных затмений СПИКАВ/СУАР.

 

Все три канала спектрометра СПИКАВ-СУАР (а именно, УФ, видимый-ИК и СУАР) проводят одновременные наблюдения в режиме солнечных затмений, что позволяет обеспечить беспрецедентный спектральный интервал от 0.11 до 4.4 мкм для исследования аэрозоля верхней надоблачной дымки Венеры. Вертикальные профили экстинкции аэрозоля восстанавливаются на высотах от 70 до 100 км.  Благодаря широкому спектральному интервалу СПИКАВ\СУАР спектральное поведение экстинкции дает однозначный ответ о размере частиц в предположении о составе аэрозоля. В случае Венеры – это серная кислота H2SO4 (80%H2O). Полученные результаты говорят о бимодальном распределение по размерам на высотах ниже 80 км с характерными радиусами 0.1-0.2мкм и 0.6 мкм, что подразумевает различные процессы формирования и разрушения частиц в мезосфере Венеры.

 

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

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

 

Montmessin, F.; Fedorova, Anna; Wilquet, Valerie; Mahieux, Arnaud; Korablev, Oleg; Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine, Venusian upper haze properties from UV to IR wavelengths: results from SPICAV/SOIR on Venus Express, 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.2091, Paper number: C33-0018-08.

 

Montmessin, F.; Fedorova, A.; Wilquet, V.; Mahieux, A.; Drummond, R.; Korablev, O.; Vandaele, A.; Bertaux, J. VENUSIAN UPPER HAZE PROPERTIES: DETECTION OF A MULTIMODAL DISTRIBUTION AT HIGH ALTITUDE BY SPICAV/SOIR American Geophysical Union, Fall Meeting 2008, abstract #P33A-1428, 2008

 

V. Wilquet, A. Fedorova, F. Montmessin, R. Drummond, A. Mahieux, A.C. Vandaele, O. Korablev, J.-L. Bertaux. Characterization of the upper haze by SPICAV/SOIR solar occultation in UV to mid-IR onboard Venus Express, submitted to JGR

 

 

2.2.5  Динамика мезосферы Венеры

 

 

В 2008-м году были продолжены исследования параметров циркуляции верхнего облачного слоя атмосферы Венеры по данным VMC (проект «Венера-Экспресс»). В процессе работы была создана статистически значимая база данных оценок скорости ветра: более 18 000 измерений по 58 орбитам с достаточно равномерным покрытием по местному времени. Период наблюдений охватывает более трех венерианских лет.

 

По всей совокупности полученных данных были построены средние зональный и меридиональный широтные профили ветра (Рис. 1). На Рис. 1 показана точность измерений, которая зависит от широты. Среднеквадратичные ошибки усреднения для зональной компоненты составляют 1,5-3 м/с (максимальные ошибки имеют место в области среднеширотного джета и высоких широтах) и около 1,5 м/с для меридиональной.

 

Рис. 1. Средний зональный профиль, полученный по измерениям с УФ‑изображений VMC: зональная компонента скорости (верхний график, сплошная линия), меридиональная компонента (нижний график, сплошная линия). Пунктирная линия на верхнем графике показывает изменение зонального периода вращения атмосферы.

 

Средний широтный профиль позволяет сделать следующие выводы:

­      В низких широтах средняя зональная скорость составляет около -90 м/с. Зональная скорость достигает максимума на широте около 47О и составляет -105 м/с. От широты 50О скорость линейно уменьшается по абсолютной величине в направлении к полюсу (рис. 1а);

­      Период вращения атмосферы на экваторе составляет 5 земных суток, затем падает до минимума 3 суток на широте около 50О (см. рис. 1а);

­      Меридиональная скорость составляет величину около 0 на экваторе, а затем линейно спадает до -10 м/с, достигая минимума на широте ~ 50О («-» означает движение от экватора к полюсу) (рис. 1б). Полученный меридиональный широтный профиль подтверждает наличие ячейки Хэдли и позволяет достаточно надежно определить ее границы. Восходящая ветвь ячейки Хэдли находится на экваторе, а нисходящая – в области средних широт, на широтах ~ 50О  (Limaye et al., 2008; Moissl et al., 2008а и 2008б).

По всей совокупности измерений VMC получены проявления солнечно-связанных зависимостей (Рис. 2 и Рис. 3), получению следующих основных результатов:

­      Положение максимума скорости зонального ветра варьируется от орбиты к орбите в пределах от 35 до 55О в зависимости от местного времени.

­      Скорость зонального ветра демонстрирует зависимость от местного солнечного времени. Обнаруживаются возможные суточная и полусуточная составляющие. Наблюдаются два максимума зональных скоростей: утром, около 8h30m местного времени, и вечером, около 16h30m, т.е., учитывая ограниченность выборки дневной полусферой, максимальные скорости наблюдаются вблизи терминаторов.

 

Рис. 2 Зависимость зональной скорости от местного времени и широты по данным УФ‑канала VMC.

 

Рис. 3 Зависимость меридиональной скорости от местного времени и широты по данным УФ‑канала VMC.

 

По данным изображающего спектрометра VIRTIS Проводились исследования циркуляции полярной области Венеры.

 

Пример зонального широтного профиля, полученного для орбиты 0474, представлен на рис. 4.

 

Рис. 4. Зональный широтный профиль полярной области, полученный по изображениям 1,74 мкм для орбиты 0474. На рисунке пунктиром обозначена зависимость зонального периода вращения атмосферы от широты P(φ).

 

 

Получены следующие основные результаты:

­      Полярный диполь демонстрирует вращение, близкое к твердотельному.

­      Период вращения атмосферного слоя в высоких широтах на высотах около 50 км составляет переменную величину (от 2,4 до 2,7 земных суток). На высоте около 63 км скорость вращения увеличивается, и период составляет от 1,9 до 2,6 земных суток.

­      Величина периода коррелирует с размером полярного диполя. Чем больше диаметр, тем больше период вращения, что свидетельствует о сохранении углового момента.

­      Полярный диполь демонстрирует четко выраженную зависимость меридиональной скорости от местного солнечного времени.

­      Для одного и того же диполя на большей высоте, 63 км (3,7 мкм), амплитуда изменения меридиональной компоненты скорости систематически выше, чем на высотах около 50 км (1,74 мкм).

­      Область нулевых значений меридиональной компоненты смещается от орбиты к орбите, что является следствием прецессии полярного диполя относительно полюса.

 

 

Были продолжены исследования динамики «кислородных облаков» по изображениям VIRTIS. На рис. 5 показана средняя горизонтальная циркуляция на ночной стороне Венеры, полученная посредством пространственного и временного усреднения по совокупности видимых движений контрастных деталей кислородных облаков. На среднем векторном поле скоростей четко прослеживается структура средней циркуляции, которая является комбинацией режимов зональной суперротации и солнечно-антисолнечной ячейки. Таким образом, продемонстрирована солнечно-антисолнечная циркуляция «кислородных облаков»: перемещение атмосферных образований, подсвеченных кислородом, с дневной стороны на ночную через терминаторы с последующей концентрацией в среднеширотной и экваториальной областях около полуночи (см. Рис. 5).

 

Рис. 5. Среднее векторное поле скоростей для кислородных облаков, полученное по всей совокупности измерений. Жирным пунктиром изображены возможные линии тока. В правом верхнем углу стрелкой показано направление зональной суперротации атмосферы Венеры.

 

И. В. Хатунцев, inick@irn.iki.rssi.ru, 333-15-02

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

 

Grassi D., Migliorini A., Piccioni G., Drossart P., Ignatiev N., Khatuntsev I., Piccialli A. Temperature fields in the Venus mesosphere: possible evidence of seasonal trends // 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada. 2008. P.1070.

 

Limaye S., Khatuntsev I., Markiewicz W., Titov D., Moissl R. Cloud Level Circulation on Venus from Venus Monitoring Camera on Venus Express // 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, Montréal, Canada. 2008. P.1780.

 

S. Limaye, Ch. Rozoff, J. Kossin, G. Piccioni, D. Titov, and W. J. Markiewicz. Vortex circulation on Venus, Geophysical Research Letters, 2008 (submitted)

 

Markiewicz W., Titov D., Limaye S., Moissl R., Ignatiev N., Basilevsky A., Shalygin E., Kreslavsky M., Khatuntsev I., Keller H., Jaumann R., Thomas N., Michalik H. Morphology and dynamics of the Venus upper cloud layer // 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada. 2008. P.1918.

 

Moissl R., Limaye S. S., Khatuntsev I.V., Markiewicz W. J., Titov D. V. Results on Atmospheric Dynamics at the Venus Cloud Tops from Digital And Manual Wind Tracking in VMC Images // American Astronomical Society. 2008а. DPS meeting #40, #40.07, 2008DPS....40.4007M.

 

Moissl R., I. Khatuntsev, S.S.Limaye et al. Cloud top winds from tracking UV features in VMC Images // J. Geophys. Res. 2008б. V.113. doi:10.1029/2008JE003117.

 

Hueso R., Sanchez-Lavega A., Piccioni G., Drossart P., Gerard J.C., Khatuntsev I., Zasova L. and Migliorini A. Morphology and Dynamics of Venus Oxygen Airglow from Venus Express/VIRTIS observations // J. Geophys. Res. 2008. V.113. E00B02, doi:10.1029/2008JE003081.

 

Piccialli A., Titov D., Grassi D., Khatunsev I., Drossart P., Piccioni G. and Migliorini A. Cyclostrophic winds from the Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer temperature sounding: A preliminary analysis // J. Geophys. Res. 2008. V.113. E00B11, doi:10.1029/2008JE003127.

 

Piccialli A., Titov D., Grassi D., Khatuntsev I., Drossart P., Piccioni G., Migliorini A. Retrieval of the cyclostrophic wind in the Venus mesosphere from the VIRTIS/Venus Express temperature sounding // 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, Montréal, Canada. 2008. P.2429.

 

Politi R., Piccioni G., Drossart P., Cardesín M., Khatuntsev I. Study of the Venus Southern polar vortex as seen by VIRTIS on Venus Express // 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, Montréal, Canada. 2008. P.2473.

 

Zasova L., Migliorini A., Piccioni G., Drossart P., Khatuntsev I., Shakun A., Ignatiev N. Night airglows in Venus atmosphere from VIRTIS-M Venus Express data // 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, Montréal, Canada. 2008. P.3593.

 

2.3  Исследование нетепловых эмиссий О2 в атмосфере Венеры

 

Лимбовые измерения эксперимента ВИРТИС позволили впервые получить вертикальные профили эмиссий кислорода.

 

Наиболее яркой нетепловой эмиссией на ночной стороне Венеры является эмисия  О2 1.27 мкм. Ее положение совпадает с окном прозрачности в поглощении СО2 , и вклад излучения нижней атмосферы, рассеянного облачным слоем, также как и отражение  от облаков  надо учитывать при интерпретации и надирных измерений. При лимбовых измерениях излучение кислорода и тепловое излучение пространственно разделены.

 

Рис. 1. Спектры отдельных областей по лимбовым наблюдениям вблизи полуночи. Лимбовое RGB-изображение (врезка) получено по излучению в трех каналах в пределах окна 1.27 мкм. На изображении отмечены высоты – от 0 до 120 км. Цвет спектров соответствует цвету  областей, на изображении. Вытянутость изображения связана с разным масштабом. Пики в спектрах – тепловая эмиссия нижней атмосферы. Спектры 1 и 2 (черный и красный) содержат только эмиссии О2

 

Рис.2. Примеры вертикальных профилей эмиссии О2 1.27 мкм. Приведены номера орбит и диапазон широт для усреднения.

 

Рис.3. Лимбовые профили для орбиты 317.

 

Характер эмиссии сильно переменен во времени и пространстве: изменяется интенсивность эмиссии, положение пика, ширина пика, форма профиля. 

В пределах одной орбиты часто наблюдается уменьшение с широтой интесивности пика и увеличение  высоты  пика (рис. 3). Это связано с тем, как правило, что интенсивность вертикальных движений  (SS-AS цркуляция) сильнее в экваториальной области, что позволяет атомам кислорода опускаться ниже и рекомбинировать при более высоких плотностях и температурах.

 

 Рис. 4. Лимбовые (слева) и  соответствующие вертикальные профили объемной интенсивности  (справа).

 

Вертикальные профили получены из лимбовых с помощью применения техники «луковицы». Для 276  исследованных профилей высота максимума эмиссии составляет 98± 2 км ( для лимбового профиля – это  96± 2 км).

Вертикальная интенсивность получается в результате интегрирования вертикальных профилей. Для 276  исследованных профилей средняя вертикальная интенсивность  0.52± 0.4 МR (максимальная 2 МR), а полуширина пика 7.6± 2.2 км (максимальная 15 км).

 

 

 

 

Рис.5. Поведение вертикальной интенсивность в зависимости от различных параметров.

 

Д. ф.-м. н. Л.В.Засова, zasova@irn.iki.rssi.ru, 333-34-66

А.В. Шакун, avshakun@irn.iki.rssi.ru, 333-41-02

 

L. Zasova, A. Migliorini, A. Shakun, G.Piccioni , P, Drossart, N. Ignatiev, I. Khatuntsev.        Night airglows in Venus atmosphere from VIRTIS-M Venus Express data. 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, Montréal, Canada. 2008, abstract, р.3593.

 

Piccioni G., L. Zasova,  A. Migliorini, P. Drossart, A. Shakun, A. Garcia Munoz, F. P. Mills, A. Cardesin and the VIRTIS-Venus Express Team. Oxygen nightglow vertical distribution from the VIRTIS Near IR observations in the Venus upper atmosphere .  J.Geophys. Res. 2008. 2008JE003133.

 

Migliorini, A.; Zasova, L.; Piccioni, G.; Drossart, P.; Cardesín M. A. Variability and local distribution of oxygen airglow on Venus. 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.2031

 

 

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

 

Венера Экспресс систематически получает изображения Венеры в широком диапазоне длин волн от ультрафиолетового до теплового инфракрасного. Контрастные детали, наблюдаемые VMC в ультрафиолете, вызваны неоднородным распределением неизвестного поглотителя (рисунок 1). Низкие широты характеризуются большим количеством темных деталей. Южнее 50 градусов широты  находится зона, в которой преобладают светлые однородные облака.  В полярных широтах (>70 градусов) снова появляются темные кольцевые и спиральные структуры.

 

 

Рисунок 1. Снимок Венеры, сделанный в ультрафиолетовом свете (0.365 мкм) камерой VMC с расстояния около 30000  км.

 

 

Одновременные наблюдения в тепловом диапазоне позволили определить физические условия вблизи верхней границы облачного слоя и связать их с крупномасштабной картиной ультрафиолетовых деталей. Рисунок 2 показывает тепловые спектры Венеры в полосе поглощения CO2, по которым определялся вертикальный профиль температуры в надоблачной атмосфере. В низких широтах монотонное уменьшение интенсивности к центру полосы говорит о росте температуры с глубиной. При достижении градиента температуры равного адиабатическому возникает конвекция, сильное вертикальное перемешивание, которое выносит ультрафиолетовый поглотитель из глубины облака, чем объясняется большое количество темных деталей в низких широтах. Характер температурной структуры резко меняется в средних широтах, где температура падает с глубиной, достигая минимума на верхней границе облаков. Инверсия температуры создает устойчивую стратификацию атмосферы, что блокирует подачу вещества снизу. Кроме этого низкие температуры в «холодном воротнике» способствуют образованию здесь мощной сернокислотной дымки, которая делает эту область светлой в ультрафиолете.

Рисунок 2. Примеры спектров Венеры в полосе поглощения CO2, измеренные картирующим спектрометром VIRTIS в низких широтах (зеленый), зоне «холодного воротника» (50-70 градусов широты, синий) и в центре полярного вихря (>70 градусов, красный).

 

Одновременная съемка Южных полярных областей в ультрафиолете и тепловом диапазоне показала сильную корреляцию морфологических деталей (рисунок 3). Полярный вихрь, глаз которого хорошо видим в тепловом диапазоне, как правило заключен внутри темного ультрафиолетового кольца, которое, видимо, является проявлением сильного струйного течения в полярных широтах. Спиральные рукава вихря начинаются в зоне темного кольца.

 

 

 

Рисунок 3. Снимки Южных полярных областей Венеры сделанные одновременно VMC в ультрафиолете (серая часть) и VIRTIS в тепловом ИК (5 мкм) (красная часть).

 

Основной вывод состоит в том, что ультрафиолетовые контрастные детали на диске Венеры в основном обусловлены особенностями температурной структуры и динамики у верхней границы облаков.

 

Наблюдения VIRTIS в полосах поглощения CO2 в ближнем ИК диапазоне, проведенные совместно с ультрафиолетовой съемкой камерой VMC, позволили определить высоту верхней границы облачного слоя и относительное расположение светлых и темных ультрафиолетовых деталей (рисунок 4), что было невозможно в прежних миссиях к Венере.

 

  a

   b

   c

 d

 

Рисунок 4. Ультрафиолетовые снимки Венеры, полученные VMC, с наложенными на них цветными картами высоты верхней границы облачного слоя, восстановленными по данным VIRTIS.

 

Высота облачности меняется от 74±1 км в низких и средних широтах до 65-68 км в полярных областях. Центр депрессии облачного слоя совпадает с «глазом» полярного вихря. Удивительно, что граница между низкими и средними широтами, которая имеет очень резкий контраст в ультрафиолете (рис. 4с), практически незаметна в карте высоты облачного слоя. Это может говорить о том, что дымка состоит из субмикронных частиц, которые прозрачны в инфракрасном диапазоне, но эффективно рассеивают свет в ультрафиолете.  Второй неожиданный результат состоит в том, что по данным альтиметрии темные ультрафиолетовые детали лежат выше светлых (рис. 4b).

Рис. 5. Детальная структура полярного вихря: корреляция высоты облаков с полем теплового излучения на длине волны 5 мкм (Ignatiev et al., 2009, submitted to J. Geophys. Res.).

 

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

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

 

Titov, D. V., F. W. Taylor, H. Svedhem, N. I. Ignatiev, W. J. Markiewicz, G. Piccioni, and P. Drossart, Atmospheric structure and dynamics as the cause of ultraviolet markings in the clouds of Venus, Nature 456, 620-623 (4 December 2008),  doi:10.1038/nature07466.

 

Tschimmel, M., N. I. Ignatiev, D. V. Titov, E. Lellouch, T. Fouchet, M. Giuranna, V. Formisano (2008), Investigation of water vapor on Mars with PFS/SW of Mars Express,
Icarus, Volume 195, Issue 2, p. 557-575, doi: 10.1016/j.icarus.2008.01.018.

 

Grassi, D, P. Drossart, G. Piccioni, N. I. Ignatiev, L. V. Zasova, A. Adriani, M. L. Moriconi, P. G. J.  Irwin, A. Negrão, A. Migliorini (2008), Journal of Geophysical Research, Volume 113, Issue 2, CiteID E00B09, doi: 10.1029/2008JE003075.

 

Piccioni, G, P. Drossart, L. Zasova, A. Migliorini, J.-C. Gérard, F. P. Mills, A. Shakun, A, García Muñoz, N. Ignatiev, D. Grassi, V. Cottini, F. W. Taylor, S. Erard, The Virtis-Venus Express Technical Team (2008), Astronomy and Astrophysics, Volume 483, Issue 3, 2008, pp.L29-L33, doi: 10.1051/0004-6361:200809761.

 

Moissl, R., I. Khatuntsev, S. S. Limaye, D. V. Titov, W. J. Markiewicz, N. I. Ignatiev, Th. Roatsch, K.-D. Matz, R. Jaumann, M. Almeida, G. Portyankina, Th. Behnke, and S.F. Hviid (2008), Venus Cloud top winds from tracking UV features in VMC Images, Journal of Geophysical Research, doi:10.1029/2008JE003117, in press.

 

Ignatiev N. I., D. V. Titov, G. Piccioni, P. Grossart, W. J. Markiewicz, V. Cottini, T. Roatsch, M. Almeida, and N. Manoel (2009), Altimetry of the Venus cloud tops: global analysis of the Venus Express observations, submitted to Journal of Geophysical Research , in press

 

V. Cottini, N. Ignatiev, D. Grassi, G. Piccioni, P. Drossart (2008), Venus mesospheric water vapour from VIRTIS-H VEX dayside measurements, American Geophysical Union, Fall Meeting 2008, abstract #P33A-1429.


W. J. Markiewicz, D. Titov, H. Keller, R. Moissl, S. Limaye, N. Ignatiev, R. Jaumann, H. Michalik, N. Thomas (2008), A Few Highlights from Venus Monitoring Camera on Venus Express, American Astronomical Society, DPS meeting #40, #62.02.

 

D. Grassi, A. Migliorini, G. Piccioni, P. Drosart, N. Ignatiev, I. Khatuntsev, A. Piccialli (2008)

Temperature fields in the Venus mesosphere: possible evidence of seasonal trends, 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.1070, paper number: C33-0004-08.

 

W. Markiewicz, D. Titov, S. Limaye, R. Moissl, N. Ignatiev, A. T. Basilevsky, E. V. Shalygin, M. A. Kreslavsky, I. Khatuntsev, H.-U. Keller, R. Jaumann, N. Thomas, H. Michalik (2008), Morphology and dynamics of the Venus upper cloud layer, 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.1918, paper number: C33-0011-08.

 

T. Fouchet, E. Lellouch, N. Ignatiev, F. Forget; D. Titov, M. Tschimmel, F. Montmessin, V. Formisano, M. Giuranna (2008), Martian water vapour: Mars Express PFS/LW observations and comparison with LMD/GCM simulations. 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.921, pap 15-08.

 

 

2.5 Исследование поверхности Венеры

 

Канал камеры VMC , центрированный на 1 микрон, предназначен для теплового картирования поверхности. Изображения поверхности получались в периоды, когда аппарат находился в тени планеты. Таким образом, была получена тепловая мозаика экваториальных районов Венеры, расположенных между возвышенностями Бета и Феба (рисунок 1).

 

 

Рисунок 1. Тепловая мозаика экваториальной области Венеры, составленная по изображениям VMC .

 

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

(совместно с БазилевскимА.Т.)

 

A.T. Basilevsky, E.V. Shalygin, D.V. Titov, W.J. Markiewicz, F. Scholten, Th. Roatsch, B. Fiethe, B. Osterloh, H. Michalik, M.A. Kreslavsky, L.V. Moroz. Geologic interpretation of the near-infrared images of the surface taken by the Venus Monitoring Camera, Venus Express. Journal Geophys. Res., 2008 (submitted).

 

2.6 Планирование и координация наблюдений. Научные обзоры.

 

Программа наблюдений на Венере Экспресс включает мониторинг планеты из апоцентра и на восходящей ветви орбиты, а также надирные, лимбовые и затменные наблюдения солнца, звезд и Земли вблизи перицентра. Существенным дополнением явились примененные в этом году две новые моды работы космического аппарата: «маятник» и мода слежения за выбранной точкой. Первая позволила увеличить длительность наблюдений дневной стороны без риска перегрева аппарата. Вторая позволила держать в поле зрения приборов определенную точку на поверхности или выбранный диапазон широт, что требовалось для эффективного наблюдения ветров в средних и высоких широтах.

 

Общая программа наблюдений, ранее изложенная в специальном документе «План научных наблюдений Венеры Экспресс», детализировалась в ежемесячном планировании экспериментов. Особое место в этой работе отводилось наблюдениям  VMC, для которой разрабатывалась стратегия наблюдений.  

 

 В 2008 году при участии Титова Д.В. в качестве приглашенного редактора подготовлен к печати специальный выпуск журнала  Journal Geophysical Research- Planets, включающий около 40 статей с результатами Венеры Экспресса. Два тома журнала выйдут в первой половине 2009 года.

 

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

 

Titov, D.V., F.W. Taylor and H. Svedhem. Introduction to the special section on Venus Express: Results of the Nominal Mission, J. Geophys. Res., 2008 (in press).

 

Svedhem, H., D.V. Titov, F.W. Taylor, and O. Witasse. The Venus Express mission,  J. Geophys. Res., 2008 (submitted).

 

D.V. Titov, H. Svedhem, F.W. Taylor, S. Barabash, J.-L. Bertaux, P. Drossart, V. Formisano, B. Häusler, O. Korablev, W.J. Markiewicz, D. Nevejans, M. Pätzold, G. Piccioni, J.-A. Sauvaud, T.L. Zhang, O. Witasse, J.-C. Gerard, A. Fedorov, A. Sanchez-Lavega, J. Helbert, R. Hoofs.  Venus Express: highlights of the nominal mission, Astronomicheskij Vestnik (Solar System Research), 2008 (in press).

 

 

 

3 МЕРКУРИЙ

 

3. 1 Сопоставление наземных наблюдений планеты Меркурий и данных, полученных с аппарата MESSENGER

 

Представляет несомненный интерес сопоставление полученных изображений с космическими снимками Меркурия. Снимки с аппарата MESSENGER не показывают высококонтрастных деталей, известных по итогам миссии MARINER-10. «Исчезновение» контрастных образований с приближением полной фазы небесного тела с резким возрастанием яркости поверхности хорошо известно в селенологии, относится к традиционным темам многолетних исследований и имеет соответствующие теоретические объяснения (Марков, 1963; Миннарт, 1963; Шевченко, 1980; и другие). Фаза планеты при сближении 14.01.2008 г. была невыгодной для исследования рельефа Меркурия, но позволила охватить долготы 210-265ºW, не наблюдавшиеся в миссии MARINER-10 в 1974-75 гг. На рисунке 1 сравнивается вид Меркурия с аппаратов MESSENGER (слева) и MARINER-10 (справа). Меридиан на врезке ориентирован примерно по вертикали; положение точек 1 и 2 показано соединяющими линиями. Несмотря на совпадение наблюдавшихся районов, вид их совершенно различен. Для Меркурия этот эффект, по-видимому, сильнее, чем для Луны. Слева  вместо высококонтрастного изображения рельефа Caloris Planitia можно видеть невыразительную равнину, рельеф которой вряд ли привлек бы внимание исследователей, как это было в миссии MARINER-10. Тем не менее, на обоих снимках представлен один и тот же район (на врезке показана восточная половина Caloris Planitia.) Округлый характер равнины только угадывается, зато оттенки светлых и темных кратеров в этой фазе выделяются отчетливо.

 

Таким образом, сравнивать приводившиеся выше экспериментальные данные c результатами аппарата  MESSENGER можно только с учетом сказанного выше. Такое сравнение представлено на рис. 2. В левой части рисунка показано положение координатной сетки и изображение Меркурия в секторе 210-285оW; рис. 2,б представляет снимок PIA 10172. Врезка между ними представляет сравниваемые участки с увеличенным контрастом. Начать удобно с небольшого кратера а с лучами, координаты кратера примерно 18оN, 225оW.  Наиболее заметные лучи  направлены от кратера на северо-запад и восток-юго-восток. Менее заметный луч ab направлен к юго-западу, к темной области b; на изображении сектора 210-285оW он повторяется, как и подробности темной области, и хорошо виден (узкая линия ab). Такие узкие лучи встречаются во многих районах планеты, например, в экваториальной зоне. Лучи представляют собой цепочки ударных кратеров. Таким образом, такая тонкая деталь, как луч шириной около 60 км, повторяется и присутствует на обоих снимках. На второй врезке можно видеть также пятиугольный кратер c, с центром у 32ºS, 260ºW. Терминатор на врезке  проходит по середине кратера, поэтому его верхняя (северо-западная) часть на врезке не видна, а на рис. 2,а кратер освещен полностью. Сходство изображений на рис. 2,а и на врезке очевидно.

 

3.2 Поверхность планеты в интервале долгот 265-350oW.  Полный вид бассейна S

 

Одной из главных задач новых наблюдений было получение полного вида Бассейна S, восточная половина которого была представлена в работах (Ксанфомалити, 2004; 2005; Ksanfomality et al., 2005;  Ksanfomality, Sprague, 2007). В период наблюдений Бассейн S был полностью освещен Солнцем. Ранее публиковалось также изображение Бассейна S, составленное из краевых частей изображений с низким разрешением, созданных на основе двух независимых рядов наблюдений.

 

Сектор долгот Меркурия 265-350oW богаче контрастными  деталями, чем сектор 210-285oW, рассмотренный в работе (Ксанфомалити, 2005; Ksanfomality, Sprague, 2007). Внимание привлекают несколько крупных деталей на рис. 3. На самом лимбе, южнее экватора, находится большое темное кратерное «море», возможно, настоящего лунного типа (темное пятно 1 внизу, слева, центр около 25оS, 330оW). Его диаметр около 700 км. Такое море на Меркурии обнаружено впервые. Стрелкой (2) показан центр Бассейна S, восточная сторона которого была представлена ранее. Вдоль лимба, от северного полюса до 20оS вытянут ряд светлых кратеров. Самый яркий из них (3) находится в северной части планеты, примерно у 65оN, 330оW. Кратер (3) в более подробном виде показан также на врезке в правой части рисунка. Врезка взята из результатов обработки другой группы исходных снимков. Кратер небольшой, имеет диаметр 90-100 км; с севера и юга к нему примыкают линейные структуры, протяженностью 400-500 км. Такой вид выбросов из ударного кратера необычен; возможно, он связан с низкой касательной траекторией ударника (Schultz, 1996). Ограниченное разрешение снимка не позволяет достоверно судить о его деталях; по-видимому, сам кратер находится на протяженной светлой области.  Большой ударный кратер (4) с условным названием «медальон», с центром примерно у 0о, 300оW, рассматривается ниже.

 

Эти подробности лучше видны на комбинированном изображении рис. 4, где для синтеза левой половины изображения (a) в обработку были включены около 7800 исходных электронных снимков. На сером поле слева показана координатная сетка, а структура Бассейна S выделяется четко. В правой половине (b) воспроизведен вид сектора 210-270оW, что позволяет сравнить повторяющиеся восточные контуры Бассейна S. На изображении (a) видно, что по периферии Бассейна проходит двойной вал более или менее правильной формы. На схеме рис.5 эти детали показаны контурами и помечены цифрами. В меридиональном направлении протяженность Бассейна равна 1300 км. Бассейн S, как и предполагалось в (Ксанфомалити, 2005; Ksanfomality, Sprague, 2007), по-видимому, действительно представляет гигантский ударный кратер с двойным валом и имеет  структуру, сходную с областью Caloris Planitia, также имеющей ударное происхождение. Операция «нечеткой маски», которая использовалась для создания рис. 4, требует  компромиссного выбора. Поэтому реальный тон как района Бассейна S, так и темного моря на лимбе, темнее, чем на рис. 4. Оттенки наиболее темных или светлых протяженных областей приглушены. Следует подчеркнуть, что, подобно Луне, видимость средних и мелких деталей рельефа остро зависит от фазы планеты, как и оттенки изображения (что было показано выше). Можно еще раз отметить, что эти необычные образования обнаружены не космическими, а наземными средствами.

 

Среди других объектов следует отметить кратер «Медальон» (Ксанфомалити, 2008).

 

3.3 Другие работы, связанные с Меркурием

 

В начале 2008 г. в издательстве Springer вышла книга  A. Balogh, L. Ksanfomality, R. von Steiger. Сборник ISSI “MERCURY”. (463 с.)  Выходные данные указывают на 2007 г., но фактически книга  вышла из печати в 2008 г. Книга обобщает сведения о планете, накопленные в разных областях знаний. Большой раздел “Earth-based visible and near IR imaging of Mercury” посвящен исследованиям той стороны планеты, которая наблюдалась только с Земли.

 

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

 

A. Balogh, L. Ksanfomality, R. von Steiger. Сборник ISSI “MERCURY”.  2007 г.(фактический выход в  2008г)

 

L. Ksanfomality, J. Harmon, E. Petrova, N. Thomas, I. Veselovsky, J. Warell. Earth-based visible and near IR imaging of Mercury. В книге ISSI “MERCURY”, 2007. 

 

L.V. Ksanfomality. Mercury in the 265-355°W longitude range (Cospar 2799)

 

L.V. Ksanfomality. Processing electronic photos of Mercury produced by ground based observation(Cospar, 2850)

 

L.V. Ksanfomality. Large impact craters on Mercury in longitude sector 210 - 290ºW. A contribution EPSC2007-A-00323 for the European Planetary Science Congress 2007. Potsdam, 21-24 August 2007.

 

L. V. Ksanfomality. EPSC2008-A-00008 New images of Mercury in the 210-350 W longitude range. European Planetary Science Congress 2008, Muenster, 22-26 Sept.

 

Л.В. Ксанфомалити. Поверхность Меркурия по наземным астрономическим наблюдениям.  Астрономический вестник (2008), т. 42, с. 483-504.

                                       

 

3.4 Интерпретация  результатов радиолокации Меркурия

 

Продолжена интерпретация  результатов радиолокации Меркурия на интерферометре Голдстоун – Грин Бэнк (США). Рассматривается переходное (в смысле застывания) состояние ядра планеты. Несмотря на относительную кратковременность процесса, происходящие физические явления могут быть связаны со слабым магнитным полем Меркурия. 

 

Полная группа событий для состояния границы ядро-оболочка (ГЯО) Меркурия включает:

 жидкое состояние, ядро полностью игнорирует 88-дневные либрации оболочки, амплитуда либрации ядра φЯ = 0, амплитуда либрации оболочки φО  максимальна φО = φMAX  ;

промежуточное (переходное) состояние, ядро частично вовлечено в либрационную динамику оболочки, 0 < φЯ < φMМ < φО < φMAX, где φMМ – максимальная амплитуда либрации ядра, равная минимальной амплитуде либрации оболочки;

твердое состояние, вся планета является твердым телом, амплитуды либраций ядра и оболочки равны φЯ = φО = φММ .

Радиолокационные измерения амплитуды 88-дневной либрации оболочки (коры) Меркурия φО, а также ориентации оси вращения, выполненные на интерферометре Голдстоун-Грин Бэнк (США) прецизионным способом (Холин, 1992),  с использованием измеренного Маринером-10 значения коэффициента гравитационной гармоники С22 и теоретически обоснованных пределов значений для полярного момента инерции показывают на основании метода Пиила (1976) определения состояния ядра, что ядро Меркурия  является к настоящему времени полностью отвердевшим с вероятностью 5% - 10% (Марго и др., 2007). Такой вывод не означает автоматически, что с вероятностью 90% - 95% ядро жидкое, пока не оговорено промежуточное состояние.

 

Если полностью исключить промежуточное состояние из рассмотрения, возможно, как маловероятное событие, то в случае жидкой ГЯО φО ~ (b − a)/cО , а в случае твердой φО ~ (b − a)/c , где с > b > a – главные моменты инерции всей планеты, cО – полярный момент инерции оболочки (разумеется, вместе с корой), причем cО/c ~ 0.5 (Пиил, 2002). Опубликованное ранее значение φО ~ 60” (см. ссылки в работе Van Hoolst et al., 2007) ведет к оценке cО/c ≈ 0.3 ± 0.15, не оставляя сомнений, что φЯ ≈ 0, т.е. ГЯО абсолютно жидкая. Нынешние φО ~ 36” означают cО/c ≈ 0.5 ± 0.25, что также в пользу жидкой ГЯО, но уже с вероятностью только  75% - 80% при условии, что значения cО/c ≤ 0.75 отнесены к жидкой, а cО/c > 0.75 к твердой ГЯО. Игнорирование промежуточное состояние оправдано лишь в том случае, если достоверно известно, что Меркурий в таком состоянии либо на границе возможных состояний в настоящее время не находится или не может находиться. Поскольку подобной информации пока нет, исключать возможность ПС и пограничных ситуаций, видимо, не следует.  

 

В работе Марго и др. (2007) промежуточное состояние объединено с жидкой ГЯО, что увеличивает вероятность такого промежуточного состояния до 90% - 95%.

 

Еще один подход состоит в том, чтобы рассматривать промежуточное состояние как отдельное состояние наравне с жидкой и твердой ГЯО. В общем случае имеем φО ~ (b − a)/cЭ , где cЭ – эквивалентный полярный момент инерции либрирующей части планеты, cО < cЭ < c. Для оценки вероятности нахождения ГЯО в различных состояниях на основании имеющихся данных будем считать, что при cЭ/c ≤ 0.5 (значение 0.5 является оценочным, точное значение неизвестно) ГЯО жидкая, при 0.5 < cЭ/c < 1 имеем промежуточное состояние и, наконец, при cЭ/c = 1  ГЯО твердая. Если руководствоваться измеренным значением отношения cЭ/c ≈ 0.5 ± 0.25, то для разделенных указанным образом трех возможных состояний соответствующие вероятности нахождения в них Меркурия для φО ≈ 36”, С22 = (1±0.5)·10-5, с/mr2 = 0.325 – 0.380 (m, r – масса и радиус Меркурия) в настоящее время можно оценить как: ~ 50% для жидкой ГЯО, 40% - 45% для промежуточное состояние, 5% - 10% для твердой ГЯО. Вероятности жидкой ГЯО и промежуточное состояние соизмеримы, т.е. разделить эти состояния на основании имеющейся на сегодня информации невозможно. При объединении состояний вероятность увеличивается до 90% - 95% (см. выше).

 

С точки зрения применения в полном объеме метода Пиила определения состояния и размера ядра (Пиил, 1976, 2002) абсолютно жидкая ГЯО, когда φО связана непосредственно с  cО , более предпочтительна. Например, после прецизионного измерения коэффициентов гравитационных гармоник с помощью орбитальных космических аппаратов Мессенджер и БепиКоломбо радиус жидкой ГЯО мог бы быть определен с точностью до нескольких процентов. В промежуточное состояние из-за подключения ядра φО определяется cЭ , т.е. появляется неоднозначность в определении отношения cО/с, и судить с высокой точностью о положении ГЯО (размере ядра) становится сложнее. Различить указанные состояния возможно путем радиолокации с Земли, причем во многих отношениях промежуточное состояние может оказаться более информативным. Предел в динамике 88-дневных либраций для сегодняшних радаров составляет от ~ 1% и лучше, для будущих радаров – от ~ 0.1% и лучше (Van Hoolst et al., 2007). В настоящее время опубликованная точность составляет около 10%. Слабое, возможно, исчезающее магнитное поле Меркурия дает некий аргумент в пользу промежуточного состояния.          

 

Если возможность промежуточного состояния исключить, то вероятность жидкой ГЯО 75% - 80%, а твердой 20% - 25%. Если промежуточное состояние включить в рассмотрение тоже как жидкое, то вероятность объединенного состояния составит 90% - 95%. Наконец, если ПС выделить в отдельное состояние, то его вероятность, соответствующую известному на сегодня значению параметра cЭ/c ≈ 0.5 ± 0.25, можно оценить как 40% - 45%, вероятность жидкого состояния уменьшается до ~ 50%, а вероятность твердой ГЯО составляет 5% - 10%.

 

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

 

T. Van Hoolst, F. Sohl, I. Holin, O. Verhoeven, V. Dehant, T. Spohn (2007) Mercury’s interior structure, Rotation, and Tides. Space Sci. Rev., 132, рр. 203 - 227.

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

4 ТИТАН

 

Численное моделирование циркуляции атмосферы и аэрозоля Титана  

 

Проведены расчеты микрофизических и оптических свойств атмосферной дымки Титана и сравнение результатов моделирования с данными зондирования атмосферы на трассе посадочного аппарата «Гюйгенс». Показано, что распределение по размерам агрегатных частиц и слагающих их мономеров определяется процессами коагуляции, ограниченной кулоновским взаимодействием. Проведены расчеты оптических свойств фрактальных агрегатов в приближении дискретных диполей с целью получения дополнительной информации о микроструктуре частиц по данным поляризационных измерений КА «Гюйгенс».

Построена модель общей циркуляции атмосферы Титана нового поколения на основе

полной системы уравнений газодинамики на треугольной сетке. Проведены расчеты в приближении релаксации к температурному профилю, ведутся работы по отладке аэтозольного и радиацинного блоков. Модель устойчиво воспроизводит суперротацию атмосферы Титана.

 

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

 

Rodin, A.V., H.U. Keller, Yu.V. Skorov, L. Doose and M.G. Tomasko. Microphysical processes in Titan haze inferred from DISR/Huygens data. Submitted to Icarus (2008).

 

Rodin, A.V.; H.U. Keller,  Yu Skorov, .; N. Evdokimova,; L. Doose, and M. Tomasko. Microphysical modeling of tholin haze in the Titan's atmosphere. 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.2628.

 

Rodin, A.V., Skorov, Yu.V., Evdokimova, N.A., Keller, H.U., Tomasko, M.G. Formation of monomers and large clusters in Titan tholin haze.

 

5 РАННЯЯ ЭВОЛЮЦИЯ ПЛАНЕТНЫХ ТЕЛ

 

Химия ударных процессов

 

5.1 Рентгеновский фотоэлектронный анализ тонкой фракции образцов Л1639 и Л1613 реголита Луны 16

 

Представлены результаты рентгенофотоэлектронного анализа тонкой фракции образцов Л1639 и Л1613 реголита Луны 16. В образце Л1639 обнаружены восстановленные формы Si0, Si2+, Al0, Ti2+, Ti3+. Железо представлено во всех валентных формах, причем форма Fe3+ была обнаружена в конденсате впервые. Наибольшие концентрации Fe3+ наблюдаются в верхних слоях образца, содержащих максимальное количество конденсатного продукта. Доля окисного железа здесь составляет 22%, а соотношение Fe0: Fe2+: Fe3+ = 33: 45: 22. Появление в конденсате Луны трехвалентного железа объясняется реакцией диспропорционирования FeO, протекающей либо на стадии разлета и охлаждения ударно-образованного пара, либо непосредственно в конденсатной фазе на поверхности частиц реголита. Для обоснования данной интерпретации приведены результаты модельного эксперимента по испарению и конденсации авгита. Имитирующий ударное испарение эксперимент был выполнен на лазерной установке при характерной температуре ~3000-4000 К, длительности импульса ~10-3 с и в атмосфере He (Р=1атм). Результаты анализов однозначно показали, что в конденсате по авгиту присутствуют все валентные формы железа, причем соотношения валентных форм были близки стехиометрии реакции диспропорционирования.

 

Ю.П. Диков, Яковлев О.И., Герасимов М.В. (2008) Рентгеновский фотоэлектронный анализ тонкой фракции образцов Л1639 и Л1613 реголита Луны 16. Журнал Структурной Химии, № 7, с. 198-206.

 

Диков Ю.П.,  Яковлев О.И., Герасимов М.В., Иванов А.В. (2009) Валентное состояние железа в конденсате реголита, доставленного АЛС «Луна 16», Петрология, том. 17, №2, в печати.

 

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

 

Яковлев О.И., Ю.П. Диков, Герасимов М.В. (2008)Особенности состава конденсата в образцах Л1639 и Л1613 из реголита Луны-16. Ежегодный семинар по экспериментальной минералогии, петрологии и геохимии (ЕСЭМПГ-2008), тезисы докладов, ОНТИ ГЕОХИ РАН, с. 93.

 

Яковлев О.И., Ю.П. Диков, Герасимов М.В. (2008) Особенности состава конденсата в образцах Л1639 и Л1613 из реголита Луны-16. Ежегодный семинар по экспериментальной минералогии, петрологии и геохимии, тезисы докладов, ОНТИ ГЕОХИ РАН, с. 93.

 

5.2 Сравнительный анализ конденсатных образований на Луне и в эксперименте по испарению и конденсации хондрита Murchison

 

Представлены предварительные результаты сравнительно-морфологического анализа конденсатных образований, обнаруженных в материале реголита Луны “Apollo 15, 17”, и экспериментально полученном конденсате при испарении хондрита Murchison. Моделирование высокотемпературного испарения и конденсации проводилось с использованием импульсного лазера. Характерные температуры начальной стадии расширения облака силикатного пара были ~ 4000-5000 К. Длительность импульса составляла 10-3 сек. Опыты проводились в атмосфере гелия при Р=1атм. Конденсат наблюдался на поверхности металлической подложки, расположенной на расстоянии 7 см от места испарения и разлета облака пара. Типичная форма конденсата – микроглобулы нанометрического размера. Конденсаты, наблюдаемые в лунном реголите из образцов Apollo 15 и Apollo 17, возникли при конденсации  ударно-образованного пара и также имеют во многих случаях микроглобулярную структуру. При этом размеры конденсатных глобулярных частиц на Луне соответствуют размерам глобул, наблюдаемых в эксперименте, а именно, 20-30 нм. Идентичность (по форме, размеру и распределению) конденсатов Луны и конденсатов, полученных в модельных ударно-испарительных опытах, доказывает их генетическое родство. Эксперимент показал высокую эффективность имитации процессов испарения, разлета облака пара и конденсации вещества, что открывает хорошие возможности в изучении процессов конденсации пара при ударном кратерообразовании на Луне.

 

Яковлев О.И., Герасимов М.В., Ю.П. Диков (2008) Сравнительный анализ конденсатных образований на Луне и в эксперименте по испарению и конденсации хондрита Murchison. Материалы 9 Международной Конференции «Физико-химические и петрофизические исследования в науках о Земле». Электронный журнал: "Вестник ОГГГГН РАН" Раздел: Научная жизнь, с. 344-346.

 

5.3 Химическое фракционирования магнитосиликатов в облаке расширяющегося пара при высокоскоростном соударении. Устойчивость кластерообразующих соединений

 

 

Представлен обзор экспериментально выявленных эффектов химического фракционирования кремния и магния в условиях, соответствующих расширению плотного и горячего облака пара, возникающего при высокоскоростном соударении метеоритов, астероидов и др. Моделирование высокотемпературных химических процессов в облаке расширяющегося пара проводилось с использованием импульсного лазера, а также на двухступенчатой легкогазовой пушке. Характерные температуры начальной стадии расширения облака силикатного пара были ~ 4000-5000 К. Мишенями служили породы и минералы основного и ультраосновного состава, а также некоторые метеориты. Составы формирующихся конденсатов отличаются от составов исходных образцов большим Si/Mg отношением. Важным наблюдением является то, что Si/Mg отношение в конденсатах стремится к единице (Mg:Si=1:1). Авторы интерпретируют этот эффект в рамках модели кластерного испарения из многокомпонентных систем. Кластеры могут объединять химические элементы, обладающие отличной индивидуальной летучестью и обеспечивать им одинаковое улетучивание, контролируя стехиометричность состава конденсата. Выявленный кластер был назван энстатитовым. Устойчивость кластерообразующих соединений при высоких температурах подтверждается термодинамическими вычислениями, которые были проведены с использованием программы "Magma". Экстраполяция термодинамических данных на температуры 3000-5000 K находится в хорошем согласии с экспериментальными результатами образования энстатитового кластера.

 

Gerasimov M.V., Dikov Yu.P., Yakovlev O.I. (2008) Enstatitic determinism of impact-induced vaporization of magnesiosilicates. Lunar and Planetary Science XXXIX, Lunar and Planetary Institute, Houston, Texas CD-ROM #1610.

 

Gerasimov M.V., Yakovlev O.I., Dikov Yu.P. (2008) Impact-induced vaporization: Domination of molecular cluster. Vernadsky-Brown Microsymposium 48, CD-ROM # µ48-09.

 

5.4  Роль ударных процессов в абиогенном синтезе органического вещества на ранних этапах формирования Земли

 

Целью исследования является изучение возможности абиогенного синтеза органических веществ и их превращений при высокоскоростных соударениях больших метеоритов и комет с Землёй. Ударно-испарительные процессы моделировали на мощной лазерной установке. Образованные после мощного лазерного воздействия конденсаты анализировали методом ренгенофотоэлектронной спектроскопии. Эксперименты проводили с использованием в качестве образцов: земных пород, композитных образцов и модельного кометного вещества. Были получены убедительные данные об образовании различных, в том числе полимеризованных органических соединений, содержащих гетероатомы – кислород и азот. В составе лунного реголита сборов Луны-16, исследованного тем же методом, обнаружены сходные полимерные структуры. Получено убедительное доказательство образования в ударном процессе как синильной кислоты, важнейшего промежуточного вещества для абиогенного синтеза органических веществ, так и её устойчивых производных, являющихся биологическими ядами. В экспериментах с модельным кометным веществом кроме элементарного углерода отмечены соединения углерода: ацетонитрил, щавелевая кислота, а также полимерные структуры, содержащие кислород и азот. Охарактеризованы: ацетонитрил, дипиридил и соли натрия, содержащие комплексные лиганды: Na2[Fe(CN)3(NO)] и Na3[Fe(CN)5(N2H4)]. Обращает на себя внимание образование гидразина.

 

На основании экспериментов показано, что синтез органических соединений достаточно высокой сложности в условиях испаренного парогазового облака является регулярным механизмом при высокоскоростных ударах силикатных тел. Этот синтез происходит при любых внешних условиях среды из углерода, водорода и других элементов сталкивающихся тел, неважно, были ли они в исходном веществе в органической или неорганической форме. В истории Земли не было периода «стерильности», так как органические соединения  формировались вместе с ее ростом.

 

М.В. Герасимов, Э.Н. Сафонова (2008) Роль ударных процессов в абиогенном синтезе органического вещества на ранних этапах формирования Земли. В сб.: Проблемы зарождения и эволюции Биосферы. Ред. Э.М.Галимов, С 145-153. Москва.

 

M. V. Gerasimov, E. N. Safonova, Yu. P. Dikov (2008) Synthesis of Organic Molecules During Impacts at Accretion of the Earth and Planets. In: XII ISSOL Meeting   XV International conference of the Origin of Life, Florence, Italy, August 24-29, Book of Abstract 73, P-2-19.

 

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

 

 

5.5 Мощный лазер на фосфатном стекле для моделирования метеоритных ударов

 

 

В ИКИ РАН в кооперации с МФТИ, ГНЦ РФ ТРИНИТИ и РФЯЦ ВНИИЭФ построена лазерная установка большой мощности на фосфатном стекле с длительностью импульса от 300 пс до 3 нс  на длине волны 1054 нм и шириной спектра около 20 нм при энергии от 10 Дж до 30 Дж, а также с фемтосекундным каналом. Одной из научных задач, решаемых при помощи данной установки, является лабораторное моделирование  широкого спекрта импактных процессов и сопровождающих высокоскоростной метеоритный удар физико-химических изменений состава и структуры планетного вещества.

 

 

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

 

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

 

Rodin, A.V.; Gerasimov, M. V.; Goltsov, A. Yu.; Leonov, A. G.; Managadze, G. G.; Pergament, M. I.; Pergament, M. M.. New high-power laser facility for impact simulation. 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.2630

 

 

6  ВНЕСОЛНЕЧНЫЕ ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ

 

Анализ данных, полученных при транзитах (прохождениях по диску звезды) низкоорбитальных внесолнечных планет, дает различающиеся оценки темпов потери ими атмосфер. Экспериментальные данные указывают на вероятное существование нескольких различающихся подтипов внесолнечных планет-гигантов, в том числе “горячих юпитеров” с низкой плотностью (HD 209458b), с массивным ядром из тяжелых элементов (HD 149026b) и «очень горячих юпитеров» (HD189733b). Они представляют собой тела, которые относятся, по-видимому, к разным категориям экзопланет. Диссипация атмосфер низкоорбитальных гигантов, оцениваемая по экспериментальным данным, была сопоставлена с расчетными потерями атмосферы по Джинсу. Ожидаемые потери массы “горячих юпитеров” из-за убегания атмосферы на космогонической шкале времени не превышают нескольких процентов, а потери в процессе джинсовой диссипации пренебрежимы. Утверждается также, что низкоорбитальные планеты-гиганты должны иметь сильное магнитное поле, которое со сверхзвуковой орбитальной скоростью планеты взаимодействует с околозвездной плазмой. Свойства магнитного поля можно использовать для поиска внесолнечных планет.

 

Благодаря удачному расположению орбит внесолнечных планет-гигантов HD 209458b, HD 149026b и ряда других относительно наземного наблюдателя, изучение их транзитов позволяет получить фундаментальные сведения как о самих планетах, так и об их родительских звездах. В сочетании с теоретическими данными, экспериментальные результаты исследований низкоорбитальных планет-гигантов позволяют сделать несколько важных выводов. Тепловая диссипация атмосфер низкоорбитальных гигантов происходит очень медленно и пренебрежимо мала, но другие механизмы могут играть заметную роль. Тем не менее, суммарные потери у них атмосферы вряд ли превышают 4–8% их массы за космогоническое время. Сценарий быстрой потери атмосфер низкоорбитальными гигантами, вероятно, слишком драматичен.

 

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 2008 г. продолжались взаимные консультации с САО (группы Е. Панчука и Ю. Балеги) о проведении в САО поисков экзопланет поляриметрическим методом. Подготовлены и выпущены для производства чертежи поляриметра.

 

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

 

 Л.В. Ксанфомалити. Планеты, карликовые планеты и малые тела в Солнечной системе.     Астрономический вестник, 2007. т. 41, №2, с. 190-193.

 

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

 

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

     Бюллетень Специальной астрофизической обсерватории, 2007. т. 60-61, с. 88-99.

 

Л.В. Ксанфомалити. Факторы, ограничивающие возникновение, эволюцию и существование жизни на планетах, подобных Земле. Труды научной конференции Иркутского Научного Центра Сибирского Отделения РАН «Развитие жизни в процессе абиотических изменений на Земле» (18-20 марта 2008 г., пос. Листвянка). Стр. 212-224.

 

7 ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ

 

7.1 Исследования механизмов рассеяния света

 

Продолжены исследования механизмов рассеяния света, приводящих к возникновению эффектов оппозиции в яркости и поляризации у тел Солнечной системы.

 

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 работе  [Е.В. Петрова, В.П. Тишковец, К. Йокерс “Взаимодействие частиц в ближнем поле и оппозиционные эффекты у реголитоподобных поверхностей”] рассмотрен еще один механизм рассеяния – взаимодействие рассеивателей в ближнем поле – и его влияние на яркость и поляризацию излучения, рассеянного ансамблями частиц на малых углах фазы. Приведены основные соотношения для описания рассеяния света системами частиц и анализ проявления эффекта ближнего поля – неоднородность поля вблизи рассеивателей и взаимную экранировку их друг другом при расстояниях, сравнимых с их размерами. Далее, используя ансамбли кластеров частиц в качестве модели реголита сравниваются вклады когерентного обратного рассеяния и эффекта ближнего поля в интенсивность и поляризацию рассеянного излучения при изменении плотности упаковки ансамбля. Такое 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 пока 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

 

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

“Взаимодействие частиц в ближнем поле и оппозиционные эффекты у реголитоподобных поверхностей”. Астрономический вестник (2008), принято к публикации

 

7.2  Метод оценки оптической толщины атмосферы Марса

 

 Разработан и опробован метод оценки оптической толщины атмосферы Марса с помощью сравнения яркости освещенных и затененных районов на изображениях поверхности планеты,  полученных с орбитальных аппаратов. Сравнение выполненных оценок с измерениями, проведенными на марсоходах в тех же местах и в то же время, показало хорошую точность данного метода.  

 

В видимом спектральном диапазоне поверхность Марса видна нечетко из-за постоянно присутствующего в атмосфере аэрозоля. Оценить его оптическую толщину можно с помощью сравнения яркости освещенных и затененных участков поверхности, если их изображения получены с достаточно высоким разрешением. Упрощенная версия так называемого «теневого» метода, предполагающая ламбертовский характер рассеяния поверхностью Марса, была применена для оценки оптической толщины атмосферы по изображениям, полученным камерами высокого разрешения HRSC и HiRISE, установленными на орбитальных аппаратах. Анализировались изображения районов работы марсоходов Spirit и Opportunity. Сравнение полученных значений с измерениями на поверхности показало, что точность «теневого» метода составляет ±10%. Кроме того, оценка шкалы высот марсианского аэрозоля по изображениям поверхности с большими перепадами высот рельефа, выполненная с помощью этого метода, также подтвердила его применимость к изображениям Марса. Она дала значения, сопоставимые в пределах ошибок со шкалой высот газовой атмосферы в красном и инфракрасном каналах. Однако оценка шкалы высот марсианского аэрозоля по изображениям, полученным в коротковолновых каналах, дает завышенные значения, что может быть обусловлено присутствием ледяных дымок в атмосфере.

 

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

 

 N.M. Hoekzema, O. Stenzel, E. Petrova, N. Thomas, M. Garcia-Comas,4, W. J. Markiewicz, A. Inada, H. U. Keller, K. Gwinner, W. Goetz, W. A. Delamere, K.E. Herkenhoff, M. Milazzo, A. McEwen and the HiRISE Team. “The analysis of shadows in orbiter images of Mars: I. Optical depth retrievals“. Представлено в  Earth and Planetary Science Letters (2008)

 

N.M. Hoekzema, M. Garcia Comas, E. Petrova, O.J. Stenzel, K. Gwinner, H.U. Keller, W.J. Markiewicz, A. Inada. “The analysis of shadows in orbiter images of Mars: II. The scale height of optical depth in Valles Marineris”. Представлено в  Earth and Planetary Science Letters (2008)

 

 

7.3 Численное моделирование климата Марса

 

Проведены расчеты гидрологического цикла Марса при помощи модели общей циркуляции атмосферы на сетках с разрешением 5°´6° и 1°´1.2°. Показано, что учет новых данных об угле смачивания водяного льда при марсианских температурах, определяющем вероятность нуклеации пылевых частиц в насыщенном водяном паре, приводит к повышенному стоку воды на полярные шапки через восходящую ветвь ячейки Хэдли и к более диффузному характеру сезонной миграции воды. Модель с высоким пространственным разрешением предсказывает наличие на периферии Северной полярной шапки в сезон афелия группы стационарных антициклонических вихрей, связанных с неоднородностями тепловой инерции поверхности и модулированных стационарной планетарной волной в циркумполярном течении.

Построена модель микрофизических процессов в конденсационных облаках на основе полунеявной гибридной двухмоментной схемы, разрешающей распределение ядер конденсации и частиц облаков по размерам. Модель протестирована в одномерном случае и войдет в состав трехмерной модели общей циркуляции атмосферы Марса в качестве универсального аэрозольного блока.

 

 

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

 

R. J. Wilson, , R. Haberle,J. Hollingsworth, , F. Montmessin,A.V. Rodin. Water cycle simulations with the NASA/NOAA Mars General Circulation Model. Mars water cycle workshop, Paris, 18-22 April 2008.

 

Rodin, A.V., and R.J. Wilson (2008), Dynamical and. microphysical constraints on GCM simulations of. the Mars water cycle. Mars water cycle workshop, Paris, 18-22 April 2008.

 

Rodin, A.V. GCM simulation of the Martian water cycle. 37th COSPAR Scientific Assembly. Held 13-20 July 2008, in Montréal, Canada., p.2629

 

Бурлаков, А.В. Математическое моделирование микрофизических процессов в конденсационных облаках. Материалы 51й научной конференции МФТИ, ФПФЭ, с.161-162, Москва-Долгопрудный, 27-29 ноября 2008.

 

7.4 Моделирование переноса излучения в атмосфере Венеры и обработка данных ИК спектрометра VIRTIS-H КА Venus Express

 

Проведены расчеты спектра поглощения в нижней атмосфере Венеры в различных приближениях и сравнение результатов с данными лабораторных измерений поглощения CO2 при давлении 10 атм.  Предварительные результаты эксперимента указывают, что приближение интерференции вращательных состояний является предпочтительным.

 

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

 

Колбудаев П.А. Обработка данных спектрометрического зондирования атмосферы Венеры в ИК-диапазоне прибором VIRTIS-H КА «Венера-Экспресс». Материалы 51й научной конференции МФТИ, ФПФЭ, с.163-163, Москва-Долгопрудный, 27-29 ноября 2008.