Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.cosmos.ru/annual/2009/R23a-09.htm
Дата изменения: Tue Dec 22 16:11:36 2009 Дата индексирования: Tue Oct 2 04:17:29 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: п п п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п |
Тема ПЛАНЕТА. Исследование атмосфер и поверхностей планет.
Гос. регистрация: ? 0120.0 602993
Научный руководитель д.ф.-м.н. О.И. Кораблев.
1 МАРС
1.1 Сезонный цикл
водяного пара на Марсе по полосе 1.38 мкм
Продолжена работа по восстановлению содержания водяного пара в атмосфере Марса по данным СПИКАМ ИК на КА Марс-Экспресс в полосе 1.38 мкм. Получены карты сезонного распределения водяного пара за три марсианских года в период января 2004 (Ls=330њ, MY26) по октябрь 2009 (Ls=359њ, MY29). СПИКАМ ИК - акустооптический спектрометр, работающий в диапазоне 1-1.7 мкм с разрешением ~2000. Основной научной задачей СПИКАМ является измерение водяного пара в атмосфере Марса, малой составляющей, играющей важную роль в климате планеты. Основной неопределенностью при восстановлении содержания H2O по полосе в ближнем ИК-диапазоне является рассеяние света на аэрозоле в атмосфере Марса, что приводит к изменению глубины полосы газа и видимому уменьшению его содержания.
Для эксперимента СПИКАМ ИК:
1) проведен анализ EPF наблюдений для ИК канала (всего 8 орбит для Марс-Экспресс), найдены оптические толщины в ближнем ИК-диапазоне и определены размеры частиц при сравнении с результатами УФ канал.
2) Получены карты распределения водяного пара за три марсианских года (рис.1)
3) Сделаны восстановления водяного пара с пылью для нескольких орбит, привлечены данные ПФС по температуре, пыли и облакам для доступных орбит
Рис. 1 Сезонное распределение водяного пара за три марсианских
года по данным СПИКАМ ИК. Содержание H2O
дано в осажденных микронах, сверху вниз MY 26, 27, 28 и 29.
Анализ данных
СПИКАМ показал значительные различия в спектроскопических параметрах линий и
числе самих линий в полосе 1.38 мкм между HITRAN2000 и 2004, что могло оказать влияние на результаты,
предыдущих миссий, анализ которых проводился много лет назад. В результате
параллельно с работой по СПИКАМ ИК был выполнен повторный анализ данных эксперимента
MAWD (Mars Atmospheric Water Detector) на КА Викинг 1 и 2.
Получены новые карты распределения водяного пара по данным MAWD с учетом
новой спектроскопии и климатологии современной модели общей циркуляции (статья
отослана в журнал). В результате абсолютные значения содержания водяного пара уменьшились
в 2 раза. Северный полярных максимум составляет около 50 осаж.мкм. Сравнение
распределения водяного пара по данным MAWD и СПИКАМ показал согласие водяного
цикла для наблюдений, проведенных 30 лет назад (MY12-14) и наблюдений проводимых с
Рис. 2 Сравнение результатов для MY12-14 с данными SPICAM (MY27-29) и ТЕС (MY24-26) для трех широт: -55, 0 и
70˚. Данные были усреднены по 5˚x5˚ по широте и сезону.
К. ф.-м. н. Федорова А.А., fedorova@iki.rssi.ru,
3335434
Трохимовский А.Ю., trokh@iki.rssi.ru,
3332102
Д. ф.-м. н. Кораблев О.И., korab@iki.rssi.ru,
3335434
A. Fedorova, O. Korablev, A.Trokhimovsky, J.L. Bertaux, A.Rodin, F. Montmessin, L.Maltagliati, S.Guslyakova, A.Reberac, A.Kiselev and the SPICAM team, Infrared measurements with SPICAM experiment on Mars-Express: three Martian years of observations of the Martian atmosphere, ASTROKAZAN 2009 reports, August 19-26, Kazan, Russia, Труды международной конференции
'Астрономия и всемирное наследие', стр. 168-170, 2009.
А. Fedorova, S.Trokhimovsky, F.Montmessin, O.Korablev,
VIKING
observations of water vapor on Mars: revision from up-to-date spectroscopy and
atmospheric models, accepted to Icarus, 2009.
A.
Trokhimovskiy, А.
Fedorova, О. Korablev, J.-L. Bertaux, E. Villard, and A. A. Rodin, Water vapor
in the Martian atmosphere by SPICAM IR/Mars-Express, EPSC2009, 13-18 September
2009, Postdam, Germany, EPSC2009-568.
1.2 Солнечные затмения в эксперименте СПИКАМ на борту КА 'Марс-Экспресс': вертикальные профили водяного пара и аэрозоля
Климат Марса определяет тремя основными циклами: CO2, H2O и
пыли. Благодаря измерениям орбитальных и посадочных аппаратов за последние
тридцать лет, общие закономерности этих циклов на Марсе довольно хорошо
известно, но их взаимные зависимости до сих пор во многом остаются неясными.
Измерения вертикального распределения этих составляющих атмосферы во многом
помогло бы ответить на вопросы марсианской метеорологии, связанные с их
источниками и стоками в разных атмосферных слоях, взаимодействием с
поверхностью и т.д. В отношении вертикального распределения водяного пара и
аэрозоля до запуска КА Марс-Экспресс были только единичные измерения, которые
не давали полного представлений о сезонных и широтных вариациях.
Спектрометр СПИКАМ на борту КА Марс-Экспресс начал работу на орбите Марса в январе 2004 года. За три марсианских года наблюдений было выполнено около 600 наблюдений в режиме солнечных затмений, позволяющих провести вертикальное просвечивание атмосферы планеты. Спектральный диапазон СПИКАМ позволяет проводить одновременные наблюдения полосы углекислого газа 1.43 мкм для восстановления атмосферной плотности, полосы поглощения водяного пара 1.38 мкм для восстановления содержания водяного пара, а также получать свойства и распределения аэрозолей с высотой по измерения непрозрачности атмосферы в диапазоне спектра от 1 до 1.7 мкм.
Продолжена работа по восстановлению профилей экстинкции
аэрозоля (рис.1), распределения частиц по размерам и численной плотности
аэрозоля, водяного пара и CO2
на высотах от 0 до
Рис. 1 Вертикальное распределение аэрозольной экстинкции c сезоном и широтой на Марсе
К. ф.-м. н. Федорова А.А., fedorova@iki.rssi.ru, 3331067
Fedorova, A.; Korablev, O.; Bertaux, J.-L.; Rodin, A.;
Montmessin, F.; Belyaev, D.; Reberac, A. Solar Infrared Occultations by the
Spicam Experiment on Mars-Express: Simultaneous Observations of H2O,
CO2 and Aerosol Vertical Distribution. Icarus, 2009
A.
Fedorova, L.
Maltagliati, O. Korablev, F. Montmessin, J.-L. Bertaux, A. Rodin, and A.
Reberac, Infrared solar occultation observations on Mars-Express: vertical
distributions of water vapour and aerosol in the Martian atmosphere, EPSC2009,
13-18 September 2009, Postdam, Germany, EPSC2009-591
Maltagliati, Luca; Fedorova, A.;
Montmessin, F.; Bertaux, J.; Korablev, O.; Reberac, A.
Vertical Profiles Of Water Vapor In Mars' Atmosphere By Spicam/mex Solar
Occultations American Astronomical Society, DPS meeting #41, #44.06, 2009,
Федорова
А.А., Мальтаглиати Л., Кораблев О.И., Родин А.В.(1), Монтмессан Ф.(2), Берто
Ж.-Л.(2), Реберак А.(2) Вертикальное
распределение водяного пара и аэрозоля в атмосфере Марса по данным солнечных затмений
в эксперименте СПИКАМ на КА Марс-Экспресс, Седьмая всероссийская открытая ежегодная
конференция 'Современные проблемы дистанционного зондирования Земли из космоса'
Москва, ИКИ РАН, 16-20 ноября
1.3 Прибор 'ОМЕГА' миссии 'Марс-Экспресс'
Рис.1 Сравнение высотных профилей
концентрации и размеров для аэрозольных частиц из пыли и водяного льда.
Рис. 2 Зависимость микрофизических свойств аэрозоля от широты
и сезона на Марсе (обработано около 10 % лимбовых профилей).
Для нескольких
десятков сеансов лимбовых наблюдений прибора OMEGA (отличающихся ареографической широтой области наблюдения и марсианскими
сезонами) были восстановлены высотные профили счетной концентрации частиц и
двух параметров функции распределения частиц по размерам - модального радиуса и
параметра альфа, характеризующего ширину функции распределения (однако,
последний, как правило, фиксировался =1,5 для всех высот). Полученный ряд
результатов позволил предварительно исследовать высотные, широтные и сезонные зависимости
параметров, описывающих свойства пылевого аэрозоля в атмосфере Марса.
Д. ф.-м. н. Засова Л.В., zasova@irn.iki.rssi.ru, 3333466
Майоров Б.С., Bogdan.Mayorov@iki.rssi.ru, 333-41-02
А.В. Васильев, Б. С. Майоров, Ж.-П. Бибринг
"Восстановление высотных профилей микрофизических характеристик
марсианского аэрозоля по лимбовым измерениям спектрометра OMEGA миссии Mars Express" // Астрономический вестник, 2009, том 43, ? 5, с.
406-418.
A.V. Vasilyev, B.S. Mayorov, and J.-P. Bibring 'The
Retrieval of Altitude Profiles of the Martian Aerosol Microphysical
Characteristics from the Limb Measurements of the Mars Express OMEGA
Spectrometer' // Solar System Research, 2009, vol. 43, No. 5, pp. 392-404.)
Майоров Б.С., Васильев А.В., Засова Л.В., Bibring J.-P. "Сезонные и широтные
зависимости характеристик пылевого аэрозоля в атмосфере Марса по данным
спектрометра OMEGA миссии MARS-EXPRESS" // Седьмая всероссийская
открытая ежегодная конференция 'Современные проблемы дистанционного
зондирования Земли из космоса', Сборник тезисов конференции. 16-20 ноября
Майоров Б. С., Васильев А. В., Bibring Jean-Pierre, Formisano V. Определение характеристик марсианского аэрозоля по
лимбовым измерениям приборов PFS и OMEGA миссии Mars-express // VI конференция молодых ученых,
посвященная Дню космонавтики "Фундаментальные и прикладные космические
исследования" Программа. Тезисы
докладов. Секция III. Атмосфера, гидросфера и литосфера Земли и планет. 09-10
апреля
1.4 Изучение эмиссии O2 1.27 μm по данным OMEGA/MEx
Представлен
метод получения карт интенсивности свечения
О2 1.27 мкм по данным OMEGA/Mex. Найдены суточные и сезонные
вариации свечения кислорода. Максимальное свечение 31 MR найдено весной
в южной полярной области. Протяженность пятна свечения на картах вдоль долготы объясняется
вариациями солнечного потока, связанного с изменением местного времени:
максимальная интенсивность наблюдается вблизи полудня и убывает к вечеру и
утру. Изменеие с широтой связано с двумя факторами: 1) рост интенсивности О2
эмиссии связан с убывающим содержанием H2O c
широтой, что приводит к увеличению содержания О3 при фотолизе
которого происходит свечение О2 1.27 мкм; 2) уменьшение солнечной радиации с
широтой приводит к ослаблении эмиссии О2. Систематически более
слабая максимальная величина эмиссии в северной полярной области, чем в южной
связана с более высокими температурами в северной полярной области и более
интенсивной циркуляцией Хэдли зимой в северном полушарии (перигелий), что приносит больше водяного пара из низких широт, чем во
время зимы в южном полушарии (афелий)
Рис. 1 a) Интенсивность О2 эмиссии на орбите1583_2. b) на орбите1584_2. c) суточные вариации в южной полярной области на широте 75њ S (черные крестики) и 85њS (черные ромбы), MY28. d) суточные вариации в северной полярной области на широте 73њN, MY28
Рис.2 Примеры карт распределения карт во время весны в южном полушарии
интенсивности свечения O2
(a); глубины
полосы Н2О, > 0.6 означает присутствие водяного льда (b); полосы 1.435 μm льда СО2 (c); изображение в видимой области (d); MOLA альтиметрия
(e).
Д. ф.-м. н. Засова Л.В., zasova@irn.iki.rssi.ru, 3333466
Altieri, F.; Zasova, L.; D'Aversa, E.; Bellucci, G.; Carrozzo, F. G.; Gondet, B.; Bibring, J.-P. O2 1.27 μm emission
maps as derived from OMEGA/MEx data Icarus, Volume 204, Issue 2, p. 499-511
1.5.
Распределение льдов и связанной воды на поверхности Марса по данным
картирующего спектрометра OMEGA КА Mars Express
В результате обработки данных канала С орбитального гиперспектрометра OMEGA на борту КА Mars Express получены данные о распределении и сезонной изменчивости спектральных деталей водяного льда 1.25, 1.5, 2.0 мкм, на основании которых можно сделать выводы о мощности ледяных покровов и микроструктуре верхнего, оптически активного слоя льда на поверхности Марса. Были проанализированы данные по полярным районам в весенне-летний период обоих полушарий. Как в микроструктуре льдов постоянной Северной полярной шапки, так и в остаточных отложениях сезонной Южной полярной шапки были обнаружены заметные зональные вариации с регулярно расположенными максимумами. На основании сравнения данных OMEGA с результатами моделирования общей циркуляции атмосферы сделано предположение о том, что эти вариации являются следами воздействия мезомасштабных инерционных волн в циркумполярном вихре на процессы влагообмена между атмосферой и поверхностью планеты (рис. 1).
Продолжены исследования районов Маврт и Ювента с целью отождествления и интерпретации спектральных деталей, характерных для водосодержащих минералов.
Рис 1.
Сравнение спектрального индекса полосы водяного льда 1.25 мкм (а) и
распределения водяного пара по результатам моделирования общей циркуляции
атмосферы Марса в сезон афелия (Ls
= 113-115њ)
указывает на влияние волновых процессов в атмосфере на темп сублимации северной
полярной шапки.
Евдокимова Н.А., evdokimova@iki.rssi.ru, 3334067
К.ф.-м.н. Родин А.В., rodin@irn.iki.rssi.ru, 3334067
Евдокимова, Н.А., Р.О.Кузьмин, А.В.Родин, А.А.Федорова,
О.И.Кораблев и Ж.-П.Бибринг. Исследование распределения связанной воды,
водяного льда и инея на поверхности Марса: обработка и коррекция данных
наблюдений спектрометра OMEGA с борта КА Mars Express // Астрономический вестник. 2009. Т. 43, ?5. C.387-405.
Родин А. В., Евдокимова Н.А., Кузьмин Р. О., Федорова
А. А., Кораблев О.И., Бибринг Ж-П. Отождествление следов атмосферных
планетарных волн в динамике сезонной
сублимации и конденсации льдов в полярных районах Марса по данным ИК
гиперспектрометра OMEGA КА Mars Express. // Космические исследования. 2010. Т.
48. ?2. в печати
Rodin, A.V., N.A.Evdokimova,
Kuzmin, R. O.; Mironenko, M. V.; Evdokimova, N. A. Spectral and thermodynamic constraints on
the existence of gypsum at the Juventae Chasma on Mars// Planetary and Space
Science, 2009, V. 57, ?8-9, P. 975-98
N. A. Evdokimova, A. A. Rodin, R. O. Kuzmin, A. A.
Fedorova, and L. Maltagliati
Atmosphere-surface interactions in the Martian water cycle during MY 27-28
retreived from OMEGA data. // Geophysical Research Abstracts, Vol. 11,
EGU2009-12914, 2009 EGU General Assembly 2009
N. A. Evdokimova, A. A. Rodin, R. O. Kuzmin, and A. A.
Fedorova. Changes in the Martian surface composition related to water cycle:
evidence for atmospheric wave phenomena. // 43rd ESLAB Symposium. International Conference on Comparative Planetology:
Venus - Earth - Mars 11-15 May 2009. ESTEC, Noordwijk (NL)
N.
Evdokimova,
A. Rodin, R. Kuzmin, A. Fedorova. Search for signature of the
atmosphere-surface interactions in the seasonal Martian water cycle based on
OMEGA/Mars Express data. EPSC
Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-665-2, 2009 European Planetary Science Congress,
2 ВЕНЕРА
2.1 Исследования мезосферы Венеры на КА Венера -Экспресс
2.1.1 Водяной пар в атмосфере Венеры по данным
эксперимента СПИКАВ/СУАР на КА Венера-Экспресс
СПИКАВ/СУАР один из семи основных
научных экспериментов на борту КА 'Венера-Экспресс', начавшего работу на орбите Венеры в апреле 2006 года. Аппаратура
эксперимента состоит из трех независимых спектрометров: ультрафиолетового
СПИКАВ УФ (118-320 нм, разрешение ~ 0.55 нм), инфракрасного акусто-оптического
СПИКАВ ИК (0.65-1.7 мкм, разрешением ~1500) и эшелле-спектрометра высокого
разрешения СУАР с акусто-оптической фильтрацией света (диапазон 2.2-4.3 мкм,
R~20000). СПИКАВ/СУАР предназначен для комплексного исследования атмосферы
Венеры от поверхности до водородной короны (~40000 км). Все спектрометры
комплекса имеют возможность работы в нескольких режимах, включая надирные
наблюдения и солнечные затмения для вертикального зондирования надоблачной
атмосферы Венеры.
Одной из научных задач эксперимента является измерение
содержания водяного пара в атмосфере Венеры на разных высотах. Подобные
результаты важны для понимания климата Венеры, поскольку, несмотря на большое
количество измерений, проводимых в 70-х-90-х годах с орбитальных и посадочных
аппаратов, а также наземных телескопов, пространственное распределения H2O на
Венере до сих пор известно плохо. СПИКАВ/СУАР позволяет проводить измерения
несколькими методами: 1) на высотах ~10 км на ночной стороне по 'окну
прозрачности' 1.18 мкм; 2) по спектрам отраженного
солнечного излучения на дневной стороне над облачным слоем в полосах 0.94, 1.14 и 1.38 мкм; 3) по линиям H2O в области 2.61 мкм (3830 см-1)
в режиме солнечных просвечиваний атмосферы на высотах 70-
Содержание водяного пара над
облаками было восстановлено по полосе 1.38 мкм с учетом многократного рассеяния
света в облачном слое атмосферы Венеры. По полосам CO2 в области 1.4-1.65
мкм были получены высоты верхней границы облаков (68-
В эксперименте СУАР одновременные наблюдения линий водяного
пара в области 2.61 мкм (3830 см-1) на высотах 70-
Рис. 1 Относительное содержание водяного пара над облаками для разных орбит
К. ф.-м. н. Федорова А.А., fedorova@irn.iki.rssi.ru, 3331067
Д. ф.-м. н. Кораблев
О.И., korab@iki.rssi.ru, 3335434
A. Fedorova, O. Korablev, J.-L. Bertaux, E. Villard,
and A. Stepanov, Water vapor abundance above Venusian clouds on the dayside
from SPICAV VIS-IR nadir measurements, EPSC2009, 13-18 September 2009, Postdam,
Germany, EPSC2009-549
Bertaux, Jean-Loup;
Vandaele, A.; Korablev, O.; Montmessin, F.; Marcq, E.;
Chaufray, J.; Wilquet, V.; Fedorova, A.; Mahieux, A.;
Belyaev, D.; and 4 coauthors An Overview Of Spicav/soir Results On The
Atmosphere Of Venus From Venus Express Mission, American Astronomical Society,
DPS meeting #41, #60.02, 2009.
Федорова
А.А., Кораблев О.И., Берто Ж.-Л., Вандайль А.-К., Беляев Д.А., Вилард Э., Махье
А., Вилькет В., Водяной пар в атмосфере Венеры по данным эксперимента
СПИКАВ/СУАР на КА Венера-Экспресс, Международный симпозиум стран СНГ,
Атмосферная радиация и динамика, 22-26 июня, 2009, Сборник тезисов, стр.
159-160, Санкт-Петербург, 2009
Mahieux, A.;
Wilquet, V.; Drummond, R.; Vandaele, A. C.;
Fedorova, A.; Belyaev, D.; Korablev, O.;
Bertaux, J. L. Trace Gas Constituents of the Venus Mesosphere
Measured by SPICAV/SOIR Onboard Venus Express Venus Geochemistry: Progress,
Prospects, and New Missions, held February 26-27,
Двуокись серы (SO2) играет одну из ключевых ролей в
структуре облаков Венеры, состоящих из капель серной кислоты и полностью
покрывающих планету. Изменения содержания SO2 в надоблачном слое (высоты >
С 2006 года с борта орбитального аппарата 'Венера Экспресс' спектрометр
SPICAV/SOIR осуществляет зондирование атмосферы Венеры в режимах солнечного
затмения (просвечивания) и надир.
В данной работе мы представляем результаты затменного
эксперимента в полосах поглощения SO2: 4 мкм на высотах 65-
В работе также представлены результаты измерений
спектрометра SPICAV в надир в газовой полосе 215 нм на различных широтах
северного полушария. Анализируя альбедо облаков Венеры при отражении и
рассеянии солнечного излучения, было получено содержание SO2 в количестве ~0.1
ppm на уровне
Рис. 1 Вертикальные профили относительного содержания SO2
К. ф.-м. н. Беляев Д.А., dbelyaev@iki.rssi.ru , 3332102
Belyaev, Denis; Montmessin, F.;
Bertaux, J. L.; Vandaele, A. C.; Mahieux, A.;
Fedorova, A. Vertical Profiling of SO2 above Venus' Clouds by
means of SPICAV/SOIR Occultations, American Astronomical Society, DPS meeting
#41, #60.04.
Marcq, Emmanuel; Bertaux, J. L.;
Montmessin, F.; Belyaev, D.; Fedorova, A. Latitudinal Variations
of SO2 Above the Clouds of Venus Using SPICAV-UV/Venus Express,
American Astronomical Society, DPS meeting #41, #60.08, 2009.
Беляев
Д., Монтмессан Ф., Марк Э., Берто Ж.-Л., Федорова А., Махье А. Исследование содержания SO2 над
облаками Венеры по данным прибора SPICAV/SOIR миссии 'Венера Экспресс',
Седьмая всероссийская открытая ежегодная конференция 'Современные проблемы
дистанционного зондирования Земли из космоса' Москва, ИКИ РАН, 16-20 ноября
E. Marcq, F. Montmessin, J. L. Bertaux, C.C. Tsang,
B. Bézard, D. Belyaev, A. Fedorova, P. Drossart, and G. Piccioni,
Composition of the Venusian atmosphere after Venus Express, EPSC2009, 13-18
September 2009, Postdam, Germany, EPSC2009-448
A.
Mahieux, R. Drummond,
V. Wilquet, A. C. Vandaele, A. Fedorova, E. Villard, F. Montmessin, and J.-L.
Bertaux CO measurements and climatology from SOIR measurements in the upper
atmosphere of Venus, Geophysical Research Abstracts, Vol. 11, EGU2009-3034-1,
2009
Montmessin, Franck; Bertaux, J.;
Lefèvre, F.; Vandaele, A.; Korablev, O.; Marcq, E.;
Fedorova, A.; Royer, E.; Mahieux, A.; Belyaev, D.;
Wilquet, V. Discovery of an Ozone Layer on Venus by SPICAV on Venus
Express American Astronomical Society, DPS meeting #41, #60.03, 2009.
2.1.3 Исследование динамики мезосферы Венеры по данным
приборов VIRTIS и VMC на КА Венера-Экспресс
Серия последовательных изображений, полученных картирующим спектрометром VIRTIS и фотокамерой VMC, позволяют получить информацию о динамике мезосферы Венеры по оценке смещения деталей облачного покрова. Наблюдения в разных длинах волн позволяют наблюдать облачный покров на разных высотах.
УФ изображения дневной стороны Венеры, полученные VMC в диапазоне 365 нм,
позволяют получить информацию о циркуляции на высоте около
Рис. 1 Средний широтный профиль, измеренный по УФ изображениям Венеры. Зональный профиль вверху, меридиональный - внизу.
По всей совокупности измерений получен надежный средний широтный профиль скорости ветра (Рис. 1) на уровне верхней границы облачного покрова Венеры с широтным покрытием от 20 градусов с.ш. до 80 градусов ю.ш. Анализ среднего профиля позволяет сделать следующие выводы:
- Зональная скорость на экваторе составляет величину около 90 м/с и медленно растет, достигая максимума, 105 м/с, на широте 47 градусов;
- Зональный период вращения имеет максимум на экваторе, около 5 земных суток, а затем снижается до 3 суток на широтах около 50 градусов. В более высоких широтах период вращения растет достаточно слабо, что свидетельствует о близком к твердотельному вращению мезосферы Венеры на этих широтах;
- Меридиональная компонента скорости близка к 0 на экваторе, а затем медленно растет до 10-12 м/с на широте около 50 градусов ю.ш. При этом вектор смещения воздушных масс направлен от экватора к южному полюсу.
- В высоких широтах меридиональная скорость снова падает до 0.
По ИК (965 nm) изображениям дневной стороны Венеры, полученным камерой VMC, также сделаны скорости перемещения деталей облачного покрова (Рис. 2).
Рис. 2 Сравнение зональных профилей ветра,
полученных по изображениям VMC
в УФ (синяя линия) и в ИК (красная линия) диапазонах.
Полученные оценки позволяют сделать вывод о систематически
более низком значении скорости перемещения облачных деталей. Зональная скорость
в низких и средних широтах, полученная по ИК изображениям VMC, составляет
величину 70 м/с. Данный факт интерпретируется как наблюдение нижележащих, по
крайней мере, на 5-
Рис. 3 Среднее поле скоростей для
областей эмиссии О2, полученное усреднением более 2000 векторов
смещения. В правом верхнем углу стрелкой показано направление зональной
суперротации атмосферы Венеры
По данным картирующего спектрометра Virtis в полосе 1.27 мкм
были получены уточненные данные по динамике областей эмиссионного свечения
молекулярного кислорода на высоте около
К. ф.-м. н. Хатунцев И. В., inick@irn.iki.rssi.ru, 333-15-02
К ф.-м. н. Н.И. Игнатьев, inick@irn.iki.rssi.ru, 333-15-02
Moissl, R.; Khatuntsev, I.;
Limaye, S. S.; Titov, D. V.; Markiewicz, W. J.;
Ignatiev, N. I.; Roatsch, T.; Matz, K.-D.;
Jaumann, R.; Almeida, M.; Portyankina, G.; Behnke, T.; Hviid, S. F.
(2009), Venus cloud top winds from
tracking UV features in Venus Monitoring Camera images, Journal of Geophysical
Research, 114, E00B31.
I. Khatuntsev, S. Limaye, R. Moissl, N. Ignatiev, M.
Patsaeva, D. Titov, and W. Markiewicz, Mesospheric wind on Venus according to
VMC images, EPSC Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-593, 2009 European Planetary
Science Congress.
Хатунцев И.В., Пацаева М.В., Игнатьев Н.И., Титов Д.В.,
Тюрин А.В., Маркевич В., Исследование динамики мезосферы Венеры по УФ и ИК
изображениям, полученным камерой VMC с борта Venus Express, Седьмая всероссийская открытая
ежегодная конференция 'Современные
проблемы дистанционного зондирования Земли из космоса' Москва, ИКИ РАН, 16-20
ноября
2.2 Исследование нетепловых эмиссий О2
Рис. 1 Пример распределения кислорода на ночной стороне Венеры (орбита 93)
Наблюдение свечения кислорода на ночной стороне Венеры
позволяет исследовать характер циркуляции ее атмосферы на высотах 90-
(1a)
(1b)
В результате реакций (1a, b), в
нисходящем потоке в районе антисолнечной точки, образуются возбужденные
молекулы кислорода которые при переходе в основное состояние излучают на длине
волны 1.27 мкм.
Рис. 2 Зависимость интенсивности свечения кислорода в МРл от широты и местного времени.
Рис. 3 Стандартное отклонение для интенсивности свечения кислорода в МРл.
Рис. 4 Количество
точек, по которым проводилось усреднение при вычислении средней интенсивности
свечения.
При помощи картирующего спектрометра VIRTIS работающего на борту орбитальной станции Венера - Экспресс,
мы наблюдали два максимума свечения О2 1.27 мкм, один из которых
соответствует гипотезе о существовании SS-AS на этих
высотах (максимум находящийся в антисолнечной точке). Второй из наблюдаемых
максимумов не укладывается в гипотезу о суперпозиции SS-AS и зональной суперротации, т.к. смещен от антисолнечной
точки в сторону высоких широт и в вечернюю часть южного полушария.
Рис. 5 Точки, в которых наблюдается интенсивность свечения более 2.5 МРл.
При анализе надирных наблюдений обнаружены значительные пространственные и временные вариации эмиссии кислорода. Вариации интенсивности и возможность наблюдать свечение с интенсивностью в несколько раз выше средней практически в любой точке на ночной стороне планеты, которые вероятно являются следствием нисходящих потоков на высоте эмиссии, так же говорят о сложном и переменном характере циркуляции в переходной области.
Д. ф.-м. н. Л.В.Засова, zasova@irn.iki.rssi.ru, 3333466
2.3 Результаты наблюдений ночного свечения полос (0-0) и
(0-1) 1.27 и 1.58 μm O2(a1Δg ‑ X3Σg ‑)
по неблюдениям VIRTIS
на борту Венеры Экспресс
Представлены результаты наблюдений ночного свечения полос
(0-0) и (0-1) 1.27 и 1.58 μm O2(a1Δg ‑ X3Σg ‑) по
неблюдениям VIRTIS на борту Венеры Экспресс. Поанализированы наблюдения на 42
орбитах, на которых производились лимбовые наблюдения. Эти наблюдения
перекрывают диапазонн широты 7њS к 77њN. Пиковая высота эмиссии приходится типично между 95 и
При надирном картировании наблюдается положительная
корреляция между яркостной температурой на в 4.23-4.28 μm (соответствует
температуре атмосферы на высоте 90-
Д. ф.-м. н. Л.В.Засова, zasova@irn.iki.rssi.ru, 3333466
А.В.Шакун, avshakun@irn.iki.rssi.ru, 3334102
G. Piccioni, L. Zasova, A. Migliorini, P. Drossart, A.
Shakun, A. Garcia Munoz, F. P. Mills, and A. Cardesin-Moinelo. Near-IR oxygen
nightglow observed by VIRTIS in the Venus upper atmosphere. J. Geophys. Res.,
2009, V. 114, E00B38.
А.В. Шакун, Л. В. Засова, Дж. Пиччиони, П. Дроссар Исследование ИК - эмиссии кислорода на ночной
стороне Венеры по данным эксперимента VIRTIS-M (VENUS EXPRESS). VI
Конференция молодых ученых 'Фундаментальные и прикладные космические
исследования', 9 - 10 апреля 2009
2.4 Измерения высоты верхней границы облаков,
cвязь динамики и термической структуры с УФ контрастами по данным приборов
VIRTIS и VMC на КА Venus Express
Одновременные
наблюдения Венеры в ИК-канале картирующего спектрометра VIRTIS и УФ-канале
фотокамеры VMC позволили впервые подробно картировать высоту верхней границы
облачного слоя по глубине ИК-полос поглощения углекислого газа и впервые
показать, что контрастные УФ детали связаны не с высотой облаков и промежутками
между ними, а с изменениями концентрации УФ поглотителя, которые обусловлены
термической структурой и динамикой атмосферы Венеры. Измерения высоты облачного
слоя показали, что в низких широтах высота средняя облачного слоя составляет
постоянную величину 74 +1/-
Рис. 1. УФ изображения Венеры, полученные в эксперименте VMC, и высота верхней границы облаков по данным VIRTIS (Ignatiev et al., 2009).
Рис. 2. Слева: cредняя
высота верхней границы облаков в южном полушарии Венеры как функция широты и
местного времени. Справа: детальная структура полярного вихря: корреляция высоты
облаков с полем теплового излучения на длине волны 5 мкм (Ignatiev et al., 2009).
К. ф.-м. н. Н.И. Игнатьев, inick@irn.iki.rssi.ru, 333-15-02
К. ф.-м. н. Титов Д.В., titov@linmpi.mpg.de
Ignatiev, N. I.; Titov, D. V.;
Piccioni, G.; Drossart, P.; Markiewicz, W. J.;
Cottini, V.; Roatsch, Th.; Almeida, M.; Manoel, N. (2009). Altimetry of the Venus cloud tops from the
Venus Express observations, Journal of Geophysical Research, 114, E00B43.
Moissl, R.; Khatuntsev, I.;
Limaye, S. S.; Titov, D. V.; Markiewicz, W. J.; Ignatiev, N. I.;
Roatsch, T.; Matz, K.-D.; Jaumann, R.; Almeida, M.;
Portyankina, G.; Behnke, T.; Hviid, S. F. (2009), Venus cloud top winds from tracking UV
features in Venus Monitoring Camera images, Journal of Geophysical Research,
114, E00B31.
Billebaud, F.; Brillet, J.;
Lellouch, E.; Fouchet, T.; Encrenaz, T.; Cottini, V.; Ignatiev, N.;
Formisano, V.; Giuranna, M.; Maturilli, A.; Forget, F.
(2009). Observations of CO in the atmosphere of Mars with PFS onboard Mars
Express. Planetary and Space Science, 57, 1446-1457.
N.
Ignatiev, D.V.
Titov, G. Piccioni, P. Drossart, W.J. Markiewicz, V. Cottini, Th. Roatsch, M.
Almeida, and N. Manoel. Altimetry of the Venus cloud tops from the Venus
Express observations. Geophysical Research Abstracts, Vol. 11,
EGU2009-10862-1, 2009. EGU General Assembly 2009.
W.J.
Markiewicz, D.V.
Titov, R. Moissl, N. Ignatiev, S.S. Limaye, H.U. Keller, T. Roatsch, and
K.D. Matz. Morphology and dynamics of the Venus upper cloud layer as observed
by the Venus Monitoring Camera. Geophysical Research Abstracts, Vol. 11,
EGU2009-10808, 2009. EGU General Assembly 2009.
W.J. Markiewicz, E. Petrova, D. Titov, N. Ignatiev, S.S. Limaye, R.
Moissl, H.U. Keller, T. Roatsch, and K.D. Matz, Morphology and droplet sizes of
the upper clouds of Venus, EPSC Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-720, 2009 European
Planetary Science Congress.
I. Khatuntsev, S. Limaye, R. Moissl, N. Ignatiev, M. Patsaeva, D.
Titov, and W. Markiewicz, Mesospheric wind on Venus according to VMC images, EPSC
Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-593, 2009 European Planetary Science Congress.
3 МЕРКУРИЙ
3.1 Исследования планеты Меркурий путем обработки
астрономических наблюдений и их сравнения с данными, полученными с аппарата Messenger
В результате проведенных в
Поверхность Меркурия, планеты, остававшаяся малоизученной в
течение всего ХХ века, подробно картируется наземными и космическими
средствами. В
По
результатам новых наблюдений Меркурия было создано изображение еще одного
неизвестного сектора Меркурия, 270њW -360/0-30њW. Условия наблюдений и
обработка данных были аналогичны изложенным в работе (Ksanfomality, 2009) и
здесь не рассматриваются. Фаза Меркурия была 65º, субтерральный меридиан
295ºW (рис. 1А). Наблюдения были продолжением прежних серий (Ксанфомалити,
2008) и выполнялись в том же ближнем инфракрасном диапазоне, 700-1000 нм. Но в
отличие от наблюдений
Две обширные темные области, примерно округлых очертаний,
образуют перевернутую 'восьмерку', вытянутую вдоль меридиана 295oW,
и расположены к северу от экватора, между 0 и 40oN (рис. 1). Более
крупная, северная область превышает
Что
касается светлых ударных кратеров, некоторые из них, помимо рис. 1Б, можно видеть на снимках, полученных при
октябрьском
Из других объектов
внимание привлекает наиболее светлая область с центром у 15oS, 320oW,
которая выглядит как большой, вероятно, молодой ударный кратер. На рис. 2
(части 1 и 2) это область h. Кратер находится вблизи лимба, тем не менее, его
структура легко различается. Легко отождествляется также кратер, отмеченный как
a на многоугольнике. На снимке CW0131775256F (рис. 2 А) можно видеть, что это
действительно крупный ударный кратер со сложной системой выбросов и 'лучей',
очень похожий на кратер Kuiper, расположенный немного ниже центра снимка (координаты
центра 11oS, 31.5oW).
Темные
области на изображениях 1998, 2006 и 2008 гг. Вид поверхности Меркурия значительно
изменяется в зависимости от фазы планеты (Ксанфомалити, 2008), поэтому
интересно сравнить вид темных областей с изображениями, полученными в другие
периоды. На рис.
Темные области 1 и 2 хорошо видны на
изображениях в колонках Б и В рис. 3, несмотря на ограниченное разрешение и
перспективное сжатие, из-за близости к лимбу. Темная область 3 - это хорошо
различимый Бассейн-S, представленный во всех подробностях на рис. 3, В. Менее
четко видна темная область 4 в южном полушарии. Таким образом, темные районы на
всех изображениях, полученных в разных фазах (и в разные годы) обширные
остаются темными (рис. 3, А, Б, В).
Яркий кратер 5, расположенный вблизи северной границы области
1, лучше всего виден на изображениях в колонках Б и В, но из-за фазового
эффекта почти незаметен на левом изображении. Из-за его яркости можно
предположить, что кратер 5 относится к наиболее молодым объектам этого рода.
Его размеры, согласно рис. 3 В, не более
На ожидаемых последующих снимках аппарата MESSENGER можно
будет проследить более подробно, как изменяются с фазой оттенки поверхности
Меркурия.
Темные
объекты в секторе долгот 240ºW -360ºW дополняют список
крупных геоморфологических образований, найденных наземными астрономическими
наблюдениями в этом секторе долгот. Если сравнить уже известные изображения
различных сторон Меркурия, то с определенной осторожностью, сделать следующее
заключение. Крупные геоморфологические детали распределены по поверхности
Меркурия асимметрично, подобно тому, как это наблюдается на других планетах
группы Земли и на Луне. Лучи глобальной протяженности, исходящие от крупных
ударных кратеров, покрывают преимущественно сектор долгот 0-160ºW, в то
время, как гигантские кратеры сосредоточены в секторе 250ºW -340ºW.
Исключением, по-видимому, остается Caloris Planitia (центр около 30oN,
190ºW).
На рис. 4 приведена
еще одна серия изображений неизвестного сектора Меркурия, который должен быть
картирован аппаратом MESSENGER в
Выражаю признательность руководителю проекта MESSENGER д-ру
С. Соломону (Dr. S. Solomon) за разрешение использовать в статье снимок
Меркурия CW0131775256F, полученный в октябре
Другие работы,
связанные с Меркурием: в
Д. ф.-м.н. Ксанфомалити Л.В., ksanf@iki.rssi.ru,
333-23-22
Ksanfomality L.. The surface of Mercury in
the 210-350њW longitude range. // Icarus,
2009, V. 200, P. 367-373,
Ксанфомалити
Л.В. Обширные темные районы в северном полушарии Меркурия. Астрономический
вестник (2009), т. 43, ?. 5.
Ксанфомалити Л.В. Меркурий. Заказная статья для
Большой Российской Энциклопедии.
5 РАННЯЯ
ЭВОЛЮЦИЯ ПЛАНЕТНЫХ ТЕЛ
Исследование процессов формирования и
начальной эволюции планетных атмосфер, работы по лабораторному моделированию
этих процессов. Исследование физико-химических процессов в облаке пара,
возникающего при высокоскоростных ударах крупных метеоритов, включая процессы
образования конденсационных наночастиц, формирование химического состава
конденсированной и газовой фазы и синтез органического вещества .
5.1
Выявлен новый механизм
диспропорционирования кислорода у поливалентных элементов в ударно-испаренном
облаке. Показано, что этот механизм приводит к образованию форм трехвалентного
железа в Лунных конденсатах.
На лазерной импульсной установке, имитирующей ударное плавление, испарение и конденсацию пара, были выполнены эксперименты на образце пироксена-авгита и смесях перидотита с окислами MnO2 и WO3. Эксперименты проводились при характерной температуре ~3000-4000К, длительности импульса ~10-3 сек и в атмосфере He (Р=1атм). В ходе рентгено-фотоэлектронного анализа конденсата были обнаружены признаки реакции диспропорционирования закисной формы железа. Результаты анализов однозначно показали, что в конденсате присутствуют все валентные формы железа (Fe0, Fe2+ и Fe3+). В опыте с пироксеном-авгитом соотношения валентных форм были близки по стехиометрии реакции диспропорционирования. Аналогичные признаки реакции, а именно наличие формы Fe3+, впервые были обнаружены в конденсатных слоях реголита 'Луны-16' (образец Л1639). В среднем по слою лунного конденсата соотношения валентных форм железа составили: Fe0 : Fe2+ : Fe3+ = 1.2 : 1.9 : 0.7. Предполагается, что реакция диспропорционирования имела место при разлете и охлаждении ударно-образованного облака пара.
К. ф.-м. н. Герасимов М.В,
mgerasim@mx.iki.rssi.ru ,
3331155
Диков Ю. П.
Яковлев О. И.
Яковлев О. И., Диков Ю. П., Герасимов М. В. (2009) Эффект
реакции диспропорционирования двухвалентного железа при ударно-испарительных
процессах. Геохимия, ? 2, с.
141-149.
Диков Ю. П., Герасимов М. В., Яковлев О. И., Иванов
А.В. (2009) Валентное состояние железа в конденсате реголита, доставленного АЛС
'Луна 16'. Петрология, т. 17, ? 5,. 459-469.
5.2 Подтверждено ударное происхождение частиц HASP и
GASP в лунном реголите.
Определены температуры их формирования.
Были проведены исследования по формированию HASP стекол и GASP конденсатов (Gas-Accociated Spheroidal Precipitate) конденсатов, обнаруженных в образце Apollo 14 брекчии реголита 14076. Последние наблюдались в форме мелких (<10 чm) сферул и кластов. По химическим особенностям, а именно, по содержанию FeO и SiO2, GASP образования отчетливо подразделялись на богатые железом FeGASP и богатые кремнеземом SiGASP конденсаты. Опираясь на экспериментальные данные по испарению образца глиноземистого базальта 68415,40 из сборов Apollo 16, были рассчитаны как составы остаточных расплавов, так и комплементарные составы пара при различных температурах. Было проведено сравнение полученных составов с данными соcтавов HASP и GASP частиц. Цель сравнения состояла в оценке испарительных массопотерь и температуры образования HASP стекол и GASP конденсатов. Полученные составы остаточных расплавов и пара были сравнены с составами HASP и GASP. Результаты сравнения представлены на рис. 1 и 2. На рисунках для ряда экспериментальных точек приведены соответствующие данные по температуре и массопотерям. Составы HASP стекол хорошо согласуются с данными эксперимента и находятся на тренде испарения в интервале температур ~1750-1900ºС и испарительных массопотерь ~20-50%, что подтверждает их происхождение при ударных процессах на Луне.
Рис.1. Температурный интервал образования HASP стекол при
сравнении их составов с составами остаточных расплавов.
Рис.2. Температурный интервал образования FeGASP конденсатов
при сравнении их составов с составами пара.
Яковлев О. И.,
К. ф.-м. н. Герасимов М.В, mgerasim@mx.iki.rssi.ru , 3331155
Диков Ю. П.
O. I. Yakovlev, M. V. Gerasimov,
and Yu. P. Dikov (2009) Formation of HASP and GASP Particles:
Evaluation of Temperature and Mass Loss. In: 72nd Annual Meeting of the
Meteoritical Society, University of Nancy - France, July 13-18, abstract #5213.
O. I. Yakovlev, M. V. Gerasimov,
Yu. P. Dikov (2009) Temperatures of Formation of HASP and GASP
Particles. In: Lunar and Planetary Science 40, Abstract #1261, Lunar and
Planet. Inst.,
O. I. Yakovlev, M. V. Gerasimov,
Yu. P. Dikov (2009) On the Formation of HASP and GASP Particles. In:
Vernadsky-Brown Microsymposium 50, V. I. Vernadsky Institute of
Geochemistry and Analytical Chemistry, Russian Academy of Sciences, Moscow,
Russia, CD-ROM # 35147,
(http://www.planetology.ru/txt/yakovlev_et_al_20090908_35147.pdf).
5. 3 Лабораторное моделирование метеоритных ударов при
помощи мощного лазера на фосфатном стекле
Проведена пробная серия экспериментов по моделированию сверхскоростного метеоритного удара наносекундным лазерным импульсом. В качестве мишени использовались образцы основных (базальт, андезит) и ультраосновных (оливин, пироксен) пород.
Пучок лазерного излучения на первой гармонике (l=1.06 мкм) с энергией 10 Дж и длительность 30 нс фокусировался в пятно ~0.3 мм при глубине каустики ~0.5 мм. Эксперименты проводились в камере объемом ~1200 дм3 при давлении 10-4 торр. Данное условие опыта исключало какое-либо окислительно-восстановительное воздействие окружающей среды на процесс плавления и испарения. Исходный образец (мишень) представлял собой спил андезита, моделирующий дифференцированное планетное вещество на стадии метеоритной бомбардировки. На пути разлета плазменного факела пара на расстоянии ~4 см от мишени устанавливался экран из Ni-фольги, на поверхности которого происходило формирование конденсатной пленки, которая исследовалась в геометрии отражения на электронном микроскопе Центра нанотехнологий МФТИ. Кроме того, был проведен масс-спектральный анализ конденсата.
Морфология осажденного материала (рис 1 а) заметно отличается от результатов аналогичного эксперимента, проведенного при воздействии на мишень импульсов миллисекундной длительности (рис 1 б). В частности, при воздействии короткого импульса, приводящего к абляции вещества мишени, конденсат формирует линейные цепочки глубоко сцепленных сферул радиусом 20-30 нм и длиной до нескольких микрон (а), в то время как из факела, сформированного миллисекундным импульсом, конденсат осаждается в виде конгломерата уединенных сферул (б).
а б
Рис. 1 Электронные микрофотографии конденсатной пленки, осажденной из выброса при воздействии на образец горной магматической породы лазерного импульса с различными параметрами: (а) 10 Дж, 30 нс (б) 500 Дж, 1 мс
К.ф.-м.н. А.В.Родин, rodin@irn.iki.rssi.ru
, 3334067
К. ф.-м. н. Герасимов М.В, mgerasim@mx.iki.rssi.ru , 3331155
6 ВНЕСОЛНЕЧНЫЕ ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ
6.1 Внесолнечные планеты-гиганты
Расчетами и сопоставлениями с независимыми публикациями
подтверждено, что ожидаемые потери массы 'горячих юпитеров' из-за убегания атмосферы на космогонической шкале
времени не превышают нескольких процентов, а потери в процессе джинсовой диссипации
пренебрежимы. Нетепловые потери существенно потери не увеличивают.
Суммарные потери у них атмосферы 'горячих гигантов' не
превышают 4-8% их
массы за время существования планеты.
Наряду с механизмами потерь атмосферы, рассматривавшимися в
литературе, к образованию среды, ответственной за поглощение в Лайман-альфа,
должно приводить сверхзвуковое возмущение плазмы 'звездного ветра' под действием магнитного поля планеты. Внесолнечные
низкоорбитальные планеты-гиганты неизбежно должны иметь сильные магнитные поля
с моментами высших порядков (квадрупольные, октупольные), подобные магнитному
полю Юпитера. Исходя из существующих моделей строения планет-гигантов,
ожидаемая напряженность их магнитного поля может достигать 10-15 Гс. Орбитальная
скорость HD 209458b (
В
Д. ф.-м.н. Ксанфомалити Л.В., ksanf@iki.rssi.ru,
333-23-22
L.V. Ksanfomality. Polarimetic search for exoplanets with a
tangential transit. IAU 2009, Brasil. Proceedings 2009, Symposium 264.
(Выходит из печати).
L. Ksanfomality. Looking for near transiting hot
exoplanets. General Assembly 2009 of the European Geosciences
Is 51 Peg b
almost a transiting exoplanet? General Assembly 2009 of the European Geosciences
Л.В.Ксанфомалити,
В.К.Тарадий, А.В. Сергеев, Helmut Lammer, К.А. Антонюк. Наблюдение звезд с внесолнечными планетами типа 'горячий юпитер'
поляриметрическими методами, для поиска их касательных транзитов. Проект для включения в Международную программу 'Астрономия
в Приэльбрусье' (2010-2014 гг.).
Представлены доклады: Л. В. Ксанфомалити. Планетные
системы звезд: 14 лет после открытия первой экзопланеты 51 Peg b. КрАО НАН
Украины, июнь 2009, Пленарный доклад. Конференция
'Кирхгоф'. Доклады на конференциях EGU 2009 (Вена), IAU 27- 2009 (Рио).
6.2 Ахроматическая интерференционная коронография
экзопланет
Задачей оптической звездной коронографии является наблюдение
и изучение экзопланет - несолнечных
планет. Научные задачи звездной коронографии планет должны ответить на следующие
вопросы: Сколько планет вокруг звезды? Какие механизмы формирования и эволюции
планет? Какие основные физические параметры планет: масса, размер, состав? Что
на поверхности планет: скалы, атмосферы? Есть ли свидетельства жизни на других
планетах, ... разумной жизни?
Коронограф размещают после телескопа с угловым разрешением,
оптически разделяющим звезду и планету. На длине волны 1 мкм телескоп с диаметром
зеркала
Разработан ахроматический интерференционный
коронограф по схеме механически стабильного интерферометра общего пути
Изображение планеты и его копия приобретают ахроматический фазовый сдвиг на 180
градусов и интерферируют в противофазе. Ахроматический фазовый сдвиг обусловлен
геометрической фазой в схеме трехмерного интерферометра. Процесс интерференции
пространственно разделяет темное и светлое поля изображения звезды,
перенаправляя их по разные стороны светоделителя. Процесс интерференции не
ослабляет изображение планеты, и перенаправляет его с равной интенсивностью по
обе стороны светоделителя.. Экспериментально показано ослабление фонового
сигнала на шесть порядков.
К. т. н. Тавров А.В., tavrov@iki.rssi.ru
7 ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ
7.1 Исследование
механизмов рассеяния света в зависимости от свойств среды
7.1.1 Продолжены
исследования механизмов рассеяния света, приводящих к возникновению эффектов
оппозиции в яркости и поляризации у тел Солнечной системы, с помощью модельных
расчетов рассеяния агрегатными частицами различной плотности упаковки, что
позволило качественно оценить вклад каждого из механизмов в процессы рассеяния
в зависимости от свойств среды.
Объяснить
полностью особенности оппозиционных явлений, наблюдаемых в яркости и поляризации
у различных небесных тел и лабораторных образцов, пока не удается. Обычно для
этого привлекаются механизмы скрытия теней и когерентного обратного рассеяния.
В
К.ф.-м.н. Петрова Е.В., epetrova@iki.rssi.ru , 333-23-55
Подготовлена
рукопись: Е.В. Петрова, В.П. Тишковец, К. Йокерс
'Взаимодействие частиц в ближнем поле
и оппозиционные эффекты у реголитоподобных поверхностей'
7.1.2.
Исследования свойств частиц облаков Венеры по основе анализа фазовых функций рассеяния,
полученных из серий изображений камеры VMC аппарата Venus-Express, подтвердили значительное увеличение оптической толщины
верхней дымки субмикронных частиц к полюсам и показали присутствие в верхнем
облачном слое частиц с эффективным радиусом 1.5-2 микрона (что несколько выше
ожидаемого). Кроме того, получены свидетельства изменения в течение дня
микрофизических свойств облачных частиц на средних и низких широтах.
Моделировались яркости, измеренные с помощью Venus Monitoring Camera
(VMC) аппарата Venus Express VMC во всех каналах, с тем, чтобы получить
физические свойства верхних облаков и дымки, часто лежащей над ними. Основные
результаты получены из данных ближнего ИК канала (965 нм), также рассмотрены
одновременные измерения в 365 и 513 нм. Подтверждено наличие неоднородной дымки
субмикронных частиц с оптической толщиной, увеличивающейся от экватора к полюсу
и достигающей 0.5 и более в 965 нм. Оптическая толщина дымки минимальна в
районах, соответствующих темным УФ деталям. Фазовая зависимость яркости в 965
нм на углах фазы 10њ-30њ, полученная из анализа серий последовательных
изображений одних и тех же однородных участков облачного слоя (в экваториальной
области, вне темных УФ деталей),
показывает присутствие частиц с эффективным радиусом 1.5-2
микрона.
Поведение фазового градиента яркости в области углов фазы 25њ-65њ, измеренного
на широтах 20њ-50њ вблизи полудня, невозможно объяснить только наличием в
облаках капель моды 1, 2, 2' или даже 3. Необходимо предположить присутствие
там либо более крупных сферических частиц, либо кристаллов. Эти области
примерно соответствуют крупным УФ деталям. Обнаруженные особенности в поведении
фазовой кривой зависят от времени дня и сходят на нет после 15 часов местного
времени. Необходимы более подробные измерения
в широком диапазоне фазовых углов. В решении данной задачи существенную помощь
могли бы оказать одновременные поляриметрические измерения, поскольку фазовая
кривая поляризации более чувствительна к микрофизическим свойствам рассеивающих
частиц, а ее детали более устойчивы к многократному рассеянию по сравнению с
фазовой кривой яркости.
К.ф.-м.н. Петрова Е.В., epetrova@iki.rssi.ru , 333-23-55
Подготовлена рукопись: Markiewicz,
W., Petrova, E., Titov, D., Ignatiev, N., Limaye, S., Moissl, R., Keller, H.-U., Roatsch, T., and Matz, K.-D. 'Morphology and droplet sizes of the upper
clouds of Venus';
Представлен доклад: L.V. Ksanfomality and E.V. Petrova
'Capabilities of Polarimetry at Venus', Workshop on 'Venera-D mission', IKI,
7.2 Численное моделирование планетных
атмосфер
7.2.1.
Модель общей циркуляции атмосферы, микрофизики аэрозолей и гидрологического
цикла Марса. Микрофизика облаков
Построена и протестирована самосогласованная одномерная модель конденсационных облаков в атмосфере Марса, адаптированная к трехмерной модели общей циркуляции. Глобальная трехмерная модель перенесена на новое динамическое ядро и адаптирована к сетке типа 'кубическая сфера', позволяющей существенно повысить точность расчетов в полярных районах планеты. При моделировании гидрологического осталась нерешенной проблема завышенного содержания водяного пара в атмосфере, а также избыточной конденсации в районе Северной полярной шапки в сезон афелия, которая может быть устранена путем коррекции альбедо поверхности и предположению о формировании осадков за счет коагуляции ледяных частиц.
A.V. Rodin, A.V. Burlakov, A.A. Fedorova, N.A.
Evdokimova, R.O. Kuzmin, and R.J. Wilson. Simulation of the Martian water ice
clouds, frosts, and surface ices with General Circulation Model. EPSC Abstracts,
Vol. 4, EPSC2009-666-1, 2009. European Planetary Science Congress,
7.2.2. Численное моделирование циркуляции атмосферы и аэрозоля Титана
Негидростатическая модель общей циркуляции атмосферы Титана
дополнена радиационным и аэрозольным блоками. Радиационный блок построен на
основе одномерной модели TGM
(Titan
Greenhouse Model)
и включает 48 спектральных каналов. Аэрозольный блок описывает адвекцию двух
независимых пассивных примесей и моделирует две моды фолиновой дымки. Модель
устойчиво воспроизводит суперротацию, полярные вихри и глобальные паттерны,
характерные для термических приливов ( см. рис. 1)
Рис. 1
A.V. Rodin, I.V. Mingalev, N.A. Evdokimova, K.G. Orlov, Yu.V. Skorov, A.V. Burlakov, and H.U. Keller. Simulations of tholin
haze in the Titan atmosphere with non-hydrostatic General Circulation Model.
EPSC Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-666-1, 2009 European Planetary Science
Congress,
7.2.3. Моделирование переноса излучения и общей циркуляции атмосферы Венеры
Впервые построена негидростатическая модель общей циркуляции атмосферы Венеры на основе полной системы уравнений газодинамики. Модель устойчиво воспроизводит зональную суперротацию и начальную фазу формирования полярных вихрей. Основным механизмом поддержания суперротации в модели является суточный термический прилив и волновой перенос момента по вертикали и по долготе.
Проведено сравнение спектра CO2 при характерных для нижней атмосфере Венеры давлениях 1-32 бар и температурах 300-700 К, рассчитанных в приближении интерференции вращательных состояний, с данными лабораторного эксперимента. Получено существенное (в 2-5 раз) увеличение точности расчета спектра поглощения в центрах колебательно-вращательных полос по сравнению с эмпирической методикой, предусматривающей экспоненциальное обрезание далеких крыльев спектральных линий.
Алов М.Д., Федорова А.А., Родин А.В. Спектр излучения
Венеры в инфракрасных окнах прозрачности. // Сборник трудов 52й Научной
конференции МФТИ 'Современные проблемы фундаментальных и прикладных наук'. М.-
Долгопрудный, 2009. Часть VIII. Проблемы современной физики. С. 158-159.
Колбудаев П.А. Проблема континуума атмосферы Венеры в
экспериментальных данных прибора VIRTIS-H. // Сборник трудов 52й Научной
конференции МФТИ 'Современные проблемы фундаментальных и прикладных наук'. М.-
Долгопрудный, 2009. Часть VIII. Проблемы современной физики. С. 166-167.
К.ф.-м.н. А.В.Родин, rodin@irn.iki.rssi.ru , 3334067
7.3 Численное моделирование оптических свойств аэрозольных и плотноупакованных сред
На основе методов дискретных диполей и T-матрицы построены спектры и фазовые функции фрактальных аэрозольных частиц и случайно-неоднородных плотноупакованных сред. Результаты моделирования использовались для интерпретации данных спектрофотометрического зондирования атмосферы и поверхности Титана прибором DISR посадочного модуля Huygens и данных по зондированию поверхности Марса картирующим спектрометром OMEGA КА Mars Express. При моделировании оптических свойств гранулированных льдов методом дискретных диполей рассчитывались локальные свойства среды с учетом ближнего поля, тогда как задача переноса излучения решалась в приближении рассеяния без учета когерентного взаимодействия, как показано на рис. 3.1.(а). На рис. 3.1. (б) и (в) показаны примеры спектров льда при различных характерных размерах гранул.
Рис. 3.1 Методика расчета спектра отражения
микроструктурированной ледяной поверхности. (а) иллюстрация принципа обобщения
оптических характеристик псевдослучайного кластера на задачу переноса излучения
в полубесконечной среде; (б) спектры отражения гранулированного льда при
различных характерных размерах зерен; (в) Спектры отражения в интервале, по
которому определялся спектральный индекс I1.25, нормированные на коэффициент отражения на
границе интервала, при l = 1.17 мкм.
К.ф.-м.н. А.В.Родин, rodin@irn.iki.rssi.ru , 3334067
Yu. V. Skorov, H. U. Keller , and A. V. Rodin.
Optical properties of aerosols in Titan's atmosphere: large fluffy aggregates.
Submitted to Planetary and Space Science.
A.V.
Rodin, I.V. Mingalev,
N.A. Evdokimova, K.G. Orlov, Yu.V. Skorov, A.V. Burlakov, and H.U. Keller.
Simulations of tholin haze in the Titan atmosphere with non-hydrostatic General
Circulation Model. EPSC Abstracts, Vol. 4, EPSC2009-666-1, 2009 European
Planetary Science Congress,