Сессия
"ПЛАНЕТЫ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ И ДРУГИХ ЗВЕЗД"
*******************************************************************************
А.А.Баренбаум Регистрация галактических комет
в Солнечной системе
Предложен способ детектирования комет струйных потоков Галактики,
основанный на анализе кратеров, создаваемых этими кометами на поверхности
планет Солнечной системы и их спутников, лишенных атмосферы. Показано, что
кратеры, образованные галактическими кометами, резко отличаются
от кратеров, вызванных падением астероидов и комет Солнечной системы, своим
строением, временем образования, распределением по диаметрам и положением
относительно экваториальной плоскости планеты. Установлено, что южные
полушария Луны, Меркурия и Марса полностью насыщены кратерами от комет
галактического происхождения. По предварительным оценкам массы таких комет
лежат в пределах ~ 10^{13} -- 10^{18} г. Средняя галактическая комета имеет
массу ~ 10^{16} г, энергию ~ 10^{24} Дж и создает кратер диаметром 23 км.
*******************************************************************************
А.А.Баренбаум О происхождении комет Солнечной
системы
В рамках более общей системы представлений показано, что кометы Солнечной
системы представляют собой захваченные притяжением Солнца продукты
столкновений комет галактического происхождения с телами астероидного
пояса. В своем подавляющем большинстве кометы Солнечной системы возникли
1 -- 5 млн. лет назад в период пребывания Солнца в галактической ветви
Ориона-Лебедя. Подразделение этих комет на долго- и короткопериодические
есть следствие разных скоростей и направлений вылета этих образований
из астероидного пояса. Численность комет каждой из этих групп составляет
в настоящее время ~ 10^7 шт.
*******************************************************************************
Г.М.Бескин Существует ли социокосмологическая
постоянная? - SETI и демография
Рассматриваются демографические свидетельства приближения качественно
нового этапа в развитии земной цивилизации. Т.н. "демографический переход"
должен привести к стабилизации народонаселения на уровне 14-15 млрд
человек. Этот эффект, по-видимому, обусловлен внутренними нелинейными
свойствами человеческой популяции на Земле. Возможная универсальность
такого рода процессов для любой гуманоидной цивилизации в нашей Вселенной
может привести к отсутствию сигналов в "стандартных" областях пространства
поиска.
*******************************************************************************
Г.М.Бескин Поиск оптических сигналов внеземных
Д.Эйхлер цивилизаций с помощью Черенковских
телескопов
Предлагается использовать большие Черенковские телескопы для поиска
оптических импульсных сигналов от внеземных цивилизаций. Эти зеркала
с площадью несколько сотен квадратных метров позволяют зарегистрировать
1--5 фотонов в импульсе со светимостью, близкой к солнечной,
и длительностью 1 наносекунда при растоянии до источника 100 рс. Большие
размеры поля зрения (5--10 кв. градусов) обеспечивают возможность
одновременного поиска сигналов у 100 солнцеподобных звезд.
*******************************************************************************
Е.Е.Бирюков Динамика метеорных роев
Согласно результатам расчетов для метеорных роев, проведенных на примере
метеорного роя Леонид, порождаемого кометой Темпеля-Туттля, скорости
выброса пылевых частиц из ядер комет могут достигать довольно больших
значений (порядка 300 м/с).
С помощью нового метода моделирования метеорных роев для метеорного роя
Леонид были найдены скорости выброса пылевых частичек из ядра кометы
не только по трансверсальной составляющей, как моделировалось во всех
предыдущих работах, но и по радиальной и бинормальной составляющим
скорости. При использовании только трансверсальной составляющей, скорость
выброса оценивается порядка 20 м/с, то есть на порядок меньше. Новые
результаты расчетов позволяют по новому взглянуть на физику кометы.
*******************************************************************************
С.А.Борисенко Применение методов динамической
Л.М.Шульман спектроскопии в исследованиях комет
В работе приведены основные цели и задачи, которые ставит перед собой
динамический спектральный анализ, а также приведены результаты, полученные
таким методом для кометы Галлея в ноябре-декабре 1985 года. Указывается
на основную роль подобных исследований в изучении природы быстрых вариаций
интенсивности спектральных линий. Рассмотрены два метода обработки
временных рядов: 1. Стационарный непрерывный алгоритм (Бендет, Пирсол);
2. Алгоритм локально-стационарных дискретных рядов, разработанный авторами.
Каждый из приведенных алгоритмов может применяться в астрономических
исследованиях. Их применение дает возможность вычислять авто-
и кросскорреляционные функции, определять коэфициенты корреляций, получать
Фурье-спектры. Однако второй алгоритм является более подходящим для
дискретных наблюдений, в частности, для кометной спектроскопии при
определении характеристик быстрых вариаций. Результаты работы показывают
большую зависимость коэфициентов кросскорреляций различных спектральных
линий от изменения интенсивности потока солнечных протонов с энергиями 1-4
Мэв. Особенно важным является применение методов динамической спектроскопии
одновременно к различным участкам кометы (ядру, околоядерной области,
коме), что позволяет построить количественную и качественную модель
кометной атмосферы, определить скорости газообразования, изменения свойств
атмосферы на разных расстояниях от ядра и другие параметры.
*******************************************************************************
В.В.Бусарев Спектральные свойства М-, S- и Е-
астероидов -- ключ к истории форми-
рования нашей планетной системы?
Группой астрономов из Аризонского университета (А.C.Ривкин и др.) по полосе
поглощения у 3 мкм обнаружена примесь Н_2О в поверхностном веществе
примерно у 35% M-астероидов и у двух E-астероидов. В то же время
в спектрах отражения пяти М-астероидов (21, 75, 161, 201 и 497) и двух
S-астероидов (11 и 198) мы обнаружили полосы поглощения вблизи 0,43
и 0,60-0,80 мкм с относительной интенсивностью ок. 5-10%. Весьма вероятно,
что эти полосы поглощения связаны с окисленными и/или гидратированными
силикатами.
Перечисленные данные противоречат общепринятой точке зрения о природе M-,
S- и E-астероидов, основанной на их наблюдательных характеристиках, как
тел, возникших при высоких температурах (в диапазоне 1000-2000 C). Но
данное противоречие может быть устранено, если использовать космогоническую
модель, разработанную В.C.Cафроновым и его сотрудниками. Cогласно этой
модели эволюция астероидов главного пояса в основном контролировалась
процессом роста Юпитера, а расстояние последнего от Cолнца значительно
не менялось.
*******************************************************************************
О.П.Быков Современные проблемы ПЗС-наблюдений
малых планет
Представлен обзор основных проблем современных массовых ПЗС-наблюдений
малых тел Солнечной системы. Если для отечественных наблюдателей
первостепенной задачей является скорейшее оснащение их телескопов
ПЗС-матрицами, то для зарубежных обсерваторий, особенно любительских,
на первый план выходит проблема квалифицированного астрометрического
матобеспечения. Важны также организация контроля точности выполненных
наблюдений, если наблюденный объект известен, и надежное определение
предварительных орбит непосредственно на месте наблюдений для вновь
открытого объекта. Для решения таких задач можно с успехом использовать
такие разработки Пулково, как программная система ЭПОС, метод ПВД и первые
результаты в новой области - ПЗС-астрометрии.
В настоящее время каждый ПЗС-кадр, полученный при реализации любой
наблюдательной программы, следует анализировать на наличие в нем
изображений движущихся среди звезд небесных тел. Все необходимое для
решения этой задачи имеется в распоряжении российской астрономии.
*******************************************************************************
А.В.Бялко Жидкая вода подо льдом на ранних
стадиях существования Солнечной
системы
*******************************************************************************
С.Г.Валеев Статистическеие модели мегарельефа
и гравитационных полей планет:
опыт и перспективы развития
Выполнен анализ обширных результатов статистического моделирования
мегарельефа и гравитационного поля (МГП) для Земли, Луны и Венеры при
порядках разложения N = 10--40, позволяющий сделать уверенное заключение
о необходимости полного пересмотра используемых в настоящее время моделей
МГП, в том числе и в особенности, моделей геопотенциала до 360-го порядка.
Стандартное решение задачи моделирования МГП за счет простого увеличения
порядка разложения по сферическим функциям без учета его статистических
свойств приводит, как показали вычислительные эксперименты, к возрастанию
в несколько раз случайных ошибок прогноза, по меньшей мере из-за
неинформативности и малоинформативности до 40% включаемых гармоник.
Разработана новая версия программной системы под управлением Wimdows,
позволяющая строить модели МГП при N>100.
Поставлена фундаментальная задача по ревизии моделей МГП, решение которой
планируется в рамках соответствующего Центра по обработке данных.
*******************************************************************************
С.Г.Валеев Программные системы математического
В.И.Дьяков моделирования мегарельефа и
К.М.Самохвалов гравитационных полей планет
Разработанные автоматизированные системы научных исследований (АСНИ 1.0,
2.0) являются специализированными системами, реализующими стратегию
статистического (регрессионного) моделирования для решения ряда задач
математического описания мегарельефа и гравитационных полей (МГП) планет
по сферическим функциям, а также для использования моделей МГП в режиме
прогноза. При запуске АС предоставляет пользователю удобный интерфейс
взаимодействия, состоящий из различных графических компонентов; основные
функциональные разделы автоматизированной системы: "файл", "модель",
"анализ", "остатки", "адаптация", "прогноз", "авто", "помощь", "выход".
Версия АСНИ 1.0 разработана для IBM-совместимых компьютеров в режиме MS DOS
на языке программирования Watcom C++ 10.0. Возможности пакета
ограничиваются построением моделей при использовании сферических функций
порядка N<40. Реализация АСНИ 2.0 для операционной системы Windows 9x/2000
отличается от исходной применением 32-битного кода, добавлением новых
процедур обработки файлов и кардинально новым интерфейсом. При воплощении
алгоритмического кода использовались методы объектно-ориентированного
программирования, вследствие чего структура пакета стала более простой,
появились возможности разделения основных функций системы и добавления
новых функций для реализации различных методов расчета. Порядок разложения
ограничивается возможностями только самой вычислительной техники.
*******************************************************************************
С.Г.Валеев Гипсометрические исследования
Н.Г.Ризванов "CLEMENTINE--KSC"
Результаты исследования Казанского селенодезического каталога KSC,
построенного по крупномасштабным снимкам Луны со звездами, сравниваются
с данными по рельефу Луны, полученными по математической модели мегарельефа
в виде разложения по сферическим функциям. Коэффициенты гармоник разложения
определялись путем обработки данных космической программы КЛЕМЕНТИНА
на основе подхода статистического (регрессионного) моделирования.
Согласно данным о рельефе видимой стороны лунной поверхности, полученным
в Казани при анализе радиусов-векторов 264 точек KSC, выявляется понижение
рельефа до 2.5 км к северу от параллели 100 относительно общепринятых
средних гипсометрических уровней рельефа северной зоны.
*******************************************************************************
В.Д.Вдовиченко, Аэрозольное и молекулярное
Г.А.Кириенко поглощение в атмосфере Юпитера
Проведен анализ результатов многолетних наблюдений Юпитера в непрерывном
спектре и полосах поглощения, выполнявшихся с использованием сканирующего
трехканального спектрометра в диапазоне длин волн 300-1100 нм. Сделаны
оценки временных вариаций спектрального альбедо планеты в этом диапазоне
и исследованы профили полос поглощения и их поведение в различных областях
диска Юпитера. Обнаруживается заметное расхождение в крыльях между
расчетными и наблюдаемыми профилями умеренных и сильных полос поглощения
метана, связанное, скорее всего, с присутствием в этих участках спектра
поглощения аммиака. Широтные вариации поглощения метана в значительной мере
преобладают над долготными и временными вариациями. Поглощение в глубоких
полосах метана заметно растет по обе стороны от экватора, достигает
максимального значения в области умеренных широт и спадает к полюсам.
Верхняя граница рассеивающего аэрозоля в экваториальном поясе
систематически находится выше границы облаков, расположенных на умеренных
широтах, примерно на 5-7 км.
*******************************************************************************
Т.Вийк Приближенная индикатриса для
релеевского рассеяния
Недавно Pomraning нашел некоторый асимптотический предел для векторного
уравнения переноса в случае релеевского рассеяния. В этом уравнении обычно
используемая скалярная релеевская индикатриса заменена другой, которая
лучше характеризует поле излучения в глубоких слоях атмосферы. Произведено
сравнение решений уравнения переноса для проблемы Милна и планетарной
проблемы при разных индикатрисах: изотропной, скалярной релеевской
и скалярной индикатрисы Pomraning.
Результаты вычислений показали, что в случае проблемы Милна использование
индикатрисы Pomraning дает очень хорошую точность. В случае планетарной
проблемы точность приближения Pomraning не такая высокая, однако она
все-таки лучше, чем при использовании скалярной релеевской индикатрисы.
*******************************************************************************
Е.Н.Виняйкин, Луна как возможный эталон
Э.Карретти, линейно поляризованного радиоизлучения
С.Кортильони, в миллиметровом и сантиметровом
В.Д.Кротиков, диапазонах волн в проекте SPOrt
С.Поппи
В подготавливаемом космическом эксперименте по измерению линейной
поляризации реликтового и галактического радиоизлучения на частотах 22, 32,
60 и 90 ГГц (проект SPOrt) наилучшим внешним калибратором, обеспечивающим
наибольший поляризованный сигнал, является Луна. Проведено теоретическое
рассмотрение спектральных и временных характеристик интенсивности
и линейной поляризации радиоизлучения Луны с учетом радиационного переноса
тепла в грунте и шероховатости верхнего покрова. Рассмотрено влияние
усредняющего действия осесимметричной диаграммы направленности
на распределения радиояркости и поляризации. Получены спектры параметров
Стокса I и Q интегрального радиоизлучения Луны в зависимости от фазы
и величины дисперсии углов наклона поверхности. С помощью 32-м
радиотелескопа Медичинской обсерватории (Италия) получены карты линейной
поляризации излучения Луны на частоте 8.3 ГГц в четырех фазах (вблизи
полнолуния, новолуния и квадратур). Выполнено сопоставление предсказаний
модели с результатами наблюдений.
*******************************************************************************
О.Ф.Григорьян Структура основного пояса малых
планет
Представлен обзор современных данных о структуре комплекса малых планет
Солнечной системы. Рассмотрены распределения орбит 94153 астероидов.
Проанализированы распределения по среднесуточному движению,
эксцентриситету, наклону к плоскости эклиптики, долготе перигелия и долготе
восходящего узла. Выявлены новые особенности структуры главного пояса
астероидов (люки, сгущения), обнаружены новые закономерности
в пространственном распределении орбит малых панет.
*******************************************************************************
В.П.Гринин Кометоподобная активность в
Д.Н.Шаховской окрестности Ae звезды Хербига RR Tau
В.Шенаврин
А.Н.Ростопчина
Л.В.Тамбовцева
Представлены результаты наблюдений звезды Ае Хербига RR Tau в оптической
(UBVRI) и ближней инфракрасной (JHKL) областях спектра, проводившихся
в Крыму с ноября 2000 г. по апрель 2001. В ходе наблюдений зарегистрирован
алголеподобный минимум c амплитудой Delta V ~ 2, и продолжительностью около
трех месяцев. Ослабление блеска RR Tau в полосах UBVRI сопровождалось
увеличением линейной поляризации, свидетельствующим о затменной природе
минимума. Уменьшение потоков наблюдалось также и в двух инфракрасных
полосах J и H. В то же время, в полосах K и L блеск звезды менялся
в обратном направлении: в течение всего оптического минимума и спустя еще
некоторое время после его завершения поток от звезды в этих двух полосах
увеличивался. Анализ показал, что источником переменного излучения в этих
полосах было само пылевое облако, двигавшееся на расстоянии порядка 1 а.е.
от звезды. При этом увеличение ИК-потока происходило в результате
увеличения массы пылевых частиц в облаке. Таким образом, мы наблюдали
процесс, напоминающий процесс увеличения газопылевой комы кометы Солнечной
Системы при ее прохождении в окрестности Солнца.
*******************************************************************************
В.Н.Губенко Слоистая структура верхнего яруса
В.Е.Андреев облаков Венеры по радиозатменным
И.К.Шмелд данным КА "Венера-15, 16"
Многочисленные данные радиозатменных экспериментов обнаружили увеличение
интенсивности флуктуаций амплитуды радиоволн на высотах около 60 км от
поверхности Венеры. До сих пор считалось, что причиной возникновения
повышенных амплитудных флуктуаций являются турбулентные неоднородности
атмосферы, обусловленные захватом внутренних гравитационных волн
в локальных максимумах стабильности атмосферы. Мы полагаем, что наряду
с атмосферной турбулентностью, другой возможной причиной возникновения
наблю- даемых амплитудных флуктуаций являются регулярные слои в атмосфере
Венеры. С целью поиска регулярных слоев в верхнем ярусе облаков (h>60км)
нами был проведен кросс-корреляционный анализ высотных зависимо- стей
флуктуаций радиоволн в диапазоне 32 см. Исследуемые районы были близкими
по времени проведения радиозатменных измерений и расположены на расстояниях
около 100 км друг от друга в северной полярной атмосфере. В результате
анализа было получено, что в интервале высот от 61.5 до 65 км наблюдается
значитель- ная корреляция флуктуаций, зарегистрированных в разных сеансах,
которая указывает на существование регуляр- ных структур в верхнем ярусе
облаков. По нашим данным эти структуры могут иметь протяженность
по горизон- тали - 130 км и по вертикали - 3.5 км, при этом время
их существования составляет более двух земных суток. Проведенный анализ
позволяет в отдельных случаях оценить скорость меридиональной циркуляции
в полярной атмосфере на высотах 62-64 км, которая не превышает 2 м/с
и направлена к полюсу. Мы полагаем, что одновре- менное использование
несколких диапазонов длин волн (напр., 5см, 13см, 32см, 90см) обеспечит
надежное разделение эффектов, связанных с регулярными слоями
и турбулентностью.
*******************************************************************************
А.В.Гусев Захват в резонансное вращение
И.Н.Китиашвили экзопланет
Среди открытых 63 планет и 7 мультипланетных систем наблюдаемые тесные
планетные системы типа "горячих Юпитерианцев" с суперкороткими периодами
(11 планет -- менее 5 дней) и большими эксцентриситетами
(12 планет -- 0.5 -- 0.9) делает актуальным исследования эволюции планет
под действием приливных, магнитных и газодинамических возмущений, как со
стороны центральной звезды, так и со стороны протопланетного диска.
Обнаружение резонансного вращения экзопланет: около пульсара PSR B1257+12
(резонанс 2:3, P = 66.54 и 98.22 дней) в созвездии Девы, звезд главной
последовательности HD 82943 (G0, 27.46 pc, P = 221.6 и 444.6 дней) и
Gliese 876 (M4V, 4.70 pc, P = 30.1 и 61.02 дней), планеты которых имеют
орбитальный резонанс 1:2, предполагает тщательный анализ эффектов захвата
в резонансное вращение под воздействием различных возмущений и обсуждения
проблемы миграции гигантских планет на удаленные орбиты.
Мы анализируем эволюцию протопланетного диска и его влияние на захват
в резонансное вращение экзопланет под действием приливных и магнитных
взаимодействий методами качественного и бифуркационного анализа.
*******************************************************************************
А.В.Девяткин, Наблюдение покрытия звезды 2559
В.Н.Львов, каталога HIPPARCOS астероидом 111 Ate
М.Ю.Сидоров, 10 сентября 2000 года в Пулкове
Р.И.Смехачева
Фотометрические наблюдения явления покрытия звезды 2559 каталога Hipparcos
астероидом 111 Ate 10 сентября 2000 года были проведены в ГАО РАН на
телескопе ЗА--320 в интегральной полосе чувствительности с использованием
ПЗС-камеры ST--6 в режиме съема фрагмента кадра. Это дало возможность
увеличить частоту кадров. Явление зафиксировано на шести кадрах, причем
первые пять в пределах ошибок демонстрируют постоянный уровень падения
блеска, а на последнем кадре зафиксирован его частичный рост.
С использованием этих данных получена оценка продолжительности явления
12.27 +- 0.75 сек. Для вычисленных величин топоцентрической угловой
скорости и расстояния такая продолжительность соответствует длине
участвовавшей в покрытии хорды астероида в угловой мере 0".0950 или
в линейной мере 117.8 км с ошибкой +- 7.2 км.
Для среднего момента наблюдения получены также оценки величин (O-C)
по прямому восхождению и склонению. Для обработки наблюдений были
использованы программные системы АПЕКС и ЭПОС.
*******************************************************************************
Ж.М.Длугач, Пылевые частицы в атмосфере Марса
А.В.Мороженко
Для Маpса в пеpиоды высокой пpозpачности атмосфеpы и глобальных пылевых
буpь приводятся результаты анализа имеющихся оценок величин оптической
толщины пылевой составляющей, pазмеpа и мнимой части показателя пpеломления
пылевых частиц. Показано, что для "чистой" атмосфеpы Маpса пока
не пpедставляется возможным дать однозначный ответ относительно
достовеpности имеющихся оценок этих паpаметpов. Пpедложена модель, согласно
котоpой в пеpиод наибольшей активности пылевой буpи 1971 г. для
ноpмально-логаpифмического закона pаспpеделения частиц по pазмеpам
сpеднегеометpическое значение pадиуса находится в области 4.5--5.7 мкм (пpи
диспеpсии их pазмеpов 0.2). Оценено минимальное значение оптической толщины
пылевого облака в этот пеpиод. В pамках пpедложенной модели для
спектpального интеpвала 0.260--0.717 мкм найдены величины мнимой части
показателя пpеломления пылевых частиц. Pассмотpена пpоблема выбоpа фоpмы
пылевых частиц пpи интеpпpетации наблюдений.
*******************************************************************************
В.А.Дорофеева, Дифференциация вещества в
А.Б.Макалкин протоспутниковом диске Юпитера
Построена двухмерная модель структуры аккреционного протоспутникового диска
вокруг молодого Юпитера для выявления условий образования его галилеевых
спутников. Рассчитаны радиальные и вертикальные профили температуры
и давления в диске на последовательных этапах его охлаждения в период,
когда заканчивалось формирование планеты (~ 10^7 лет ее эволюции).
Показано, что в зоне формирования Ио и Европы длительное время (>10^5 лет)
давления превышали 0.1 бар, а температуры соответствовали температуре
конденсации металла. Были выполнены оценки характерного времени изменения
P-T параметров в диске, времени осаждения сконденсировавшихся в этой
области пылевых частиц к экваториальной плоскости диска и времени
их аккреции на Юпитер. Сравнение этих времен позволило предложить механизм
обеднения протовещества Ио и Европы металлом. Полученный вывод согласуется
с современными моделями внутреннего строения галилеевых спутников Юпитера,
основанными на данных космической миссии "Галилео".
*******************************************************************************
Э.М.Дробышевский Совместное планетно-кометное
облако за Нептуном как источник
долгопериодических комет
Дан сценарий и приводятся аргументы в пользу того, что система
Юпитер-Солнце является предельным случаем тесной двойной, возникающей
в результате ротационно-обменного распада вращающейся протозвезды. Эта
гипотеза дает короткую временную шкалу формирования планет, объясняет
захват ими спутников, малую скорость вращения Солнца и т.д. В частности,
из нее следует, что многочисленные (до ~10^4) луно-(плутоно-)подобные
(и более крупные) планеты возникли внутри прото-Юпитера и были потеряны
им в процессе перетекания вещества на Солнце. Гравитационные взаимодействия
планет привели к потере большей части их из Солнечной системы. Малая доля
этих планет (~10^2) сохранилась на недалекой периферии (~50-3000 а.е.)
на неупорядоченных орбитах. Их крайне редкие столкновения порождают ядра
LP комет, которые выводятся на близсолнечные орбиты возмущениями этих
планет. Подчеркивается, что это не облако Оорта или пояс Койпера, которые
по мысли авторов этих гипотез вообще не содержат планет. Развиваемые
представления дают ряд наблюдательно проверяемых следствий. Некоторые
из них уже нашли подтверждение.
*******************************************************************************
О.В.Елькина, Новый рельеф древней Луны: анализ
Ж.Ф.Родионова данных КА "Клементина"
На основе альтиметрических данных КА "Клементина", полученных в Центре
планетных данных НАСА в виде массива высот -- 64 800 точек с шагом через
1 градус, построены две гипсометрические карты Луны в равновеликой проекции
Мольвейде с разными центрами проектирования. В центре одной карты находится
нулевой меридиан (видимая строна), в центре другой -- меридиан 180 градусов
(обратная строна Луны). Каждой точке были присвоены соответствующие
координаты в программе Excel, последующая обработка данных проводилась
в среде ArcView (с использованием модуля Spatial Analyst), а также в
ArcInfo. Горизонтали на карте проведены через 500 м. Перепад высот на Луне
по данным КА "Клементина" составляет более 16 км. Самая высокая точка
расположена на обратной стороне к северо-востоку от бассейна Королев,
ее абсолютная высота составляет 8403 м. Самая глубокая точка поверхности
Луны ( --7730 м) расположена также на обратной стороне: на дне бассейна
Южный полюс -- Эйткен. Удачно выбранная цветовая шкала гипсометрических
карт хорошо передает особенности рельефа Луны как в целом для всей
поверхности, так и для отдельных районов.
*******************************************************************************
Н.Ю.Емельяненко Кинематика низкоскоростных сближений
комет с Юпитером. Модели орбит
В работе исследуется кинематика касательного сближения малого тела
с Юпитером. В рамках парной задачи двух тел (Солнце -- Юпитер,
Солнце -- комета) предлагаются модели комет с различным расположением точек
низкоскоростного касания их орбит и орбиты Юпитера.
На плоскости (а, е ) все кометы принадлежат области орбит с особенностями
в сближениях с Юпитером. Рассматривается возможность и определяются условия
длительного сближения этих комет с Юпитером. Анализируются особенности
сближений модельных и реальных комет, орбиты которых близки к предложенным
моделям.
Данная работа была поддержана грантом РФФИ 01-02-16006.
*******************************************************************************
А.Л.Зайцев Модель межзвездного радиовещания и
структура посланий другим
цивилизациям
Межзвездное радиовещание (МРВ) отличается отсутствием или очень большим
запаздыванием обратной связи - отклики радиослушателей смогут получить лишь
наши потомки. Поэтому аксиоматика МРВ заведомо субъективна, так как
полагается на опыт одной цивилизации. Кроме основной, "глобальной" идеи
- заявить о себе и принести ИМ долгожданную весть "Вы не одни!", МРВ
призвано решить и ряд локальных задач - обеспечить диагностику межзвездного
радиоканала, поведать ИМ о наших чувствах и мыслях. Как следствие, послания
другим цивилизациям состоят из трех, упорядоченных по росту сложности
восприятия, частей: когерентного зондирующего сигнала с легко
"угадываемыми" входными параметрами, музыки и текста. Аналоговая информация
(альбом мелодий) переносится на несущую с помощью однополосной модуляции,
цифровая (энциклопедия знаний) -- путем манипуляции по частоте, наиболее
помехоустойчивому параметру радиосигнала.
*******************************************************************************
Л.В.Засова, Атмосфера Марса в области вулканов
Н.И.Игнатьев, Tharsis во время распада пылевой бури
Д.Грасси,
В.Формизано
Из спектров Mariner 9 IRIS были выделены 335, полученных во время затухания
пылевой бури в районе вулканов Tharsis, во время летнего сезона с 13 до 18
часов местного времени. Поле зрения составляло меньше 200 км.
Температурные и аэрозольные профили были восстановлены самосогласованным
образом из каждого спектра. Оптическая толщина пыли, tau(1000 cм^{-1}),
изменяется со временем между L_s = 314 и 348 deg. от среднего значения
0.45 до 0.15, декремент затухания получен равным 65 дней. Оседание пыли
приводит быстрому остыванию атмосферы. Над Arsia Mons, при изменении
L_s от 316 до 347 и tau от 0.3 до 0.1 температура атмосферы падает на 30 К
и происходит конденсация H_2O, так что 0.1 prмкм H_2O должно быть в составе
аэрозоля. Облака, состоящие из льда H_2O, наблюдались в афелии над Pavonis
и Ascraeus Mons после полудня. Температура атмосферы, полученная для
одного и того участка Марса в одно и то же местное время вблизи афелия
(L_s = 98 deg.) на ~ 20 К ниже, чем при L_s = 348.
*******************************************************************************
Л.В.Засова, Зимняя северная полярная
Н.И.Игнатьев, шапка Марса
Д.Грасси,
В.Формизано
Более 750 спектров в области зимней северной полярной шапки Марса (>65N)
в диапазоне 5 -- 50 мкм было получено в результате эксперимента IRIS на
борту Mariner 9, но только несколько спектров из них было исследовано
ранее. Мы восстановили самосогласованным образом температурные
и аэрозольные профили для всех спектров. Спектры имеют сложную форму, как
в полосе CO_2 15 мкм, так и в континууме. Практически все температурные
профили имеют инверсию ниже 5 км над поверхностью (от --5 до 0 км высоты),
выше этого уровня температура падает с высотой, достигая минимума на высоте
10--20 км, таким образом, что высота этого уровня растет широтой. Выше
этого уровня температура растет до высоты 40 -- 50 км. Максимальная высота
возможной конденсации CO_2 в атмосфере растет с широтой. Показано, что
приповерхностный туман (со шкалой высоты 1--2 км), состоящий из ледяных
H_2O частиц со средним размером 1 мкм покрывает большую часть полярной
шапки и имеет оптическую толщину 0.1--1. Содержание сконденсированного
H_2O составляет 1--10 prмкм. Эта модель воспроизводит наблюдаемые спектры
за исключением "холодных пятен", областей с аномально низкой температурой
поверхности (ниже температуры конденсации CO_2). В этих областях должен
существовать поверхностный конденсат CO_2 или низкие облака, состоящие
из больших частиц CO_2 и расположенные ниже приповерхностной температурной
инверсии. Большинство аномально холодных спектров наблюдаются на
широтах >80N, а так же в некоторых областях на широтах 75--80 N.
*******************************************************************************
Л.В.Засова, Солнечно-связанные волны в средней
И.В.Хатунцев, атмосфере Венеры
В.И.Мороз,
Н.И.Игнатьев
Работа посвящена исследованию термических приливов в средней атмосфере
и солнечно-связанных волн в верхнем облачном слое, восстановленных
по данным Венеры-15. Параметры были представлены в виде фурье ряда
в зависимости от солнечной долготы (местного времени) с сохранением
5 компонент, включая зонально-усредненный, суточный, 1/2, 1/3 и 1/4
суточные компоненты с амплитудами и фазами зависящими от высоты и широты
места. В низких широтах амплитуда суточного термического прилива достигает
максимума выше уровня 0.2 мб (92) км, где суточный прилив доминирует.
На высоких широтах суточный прилив доминирует ниже 50 мб (68 км): амплитуда
в 2 раза превышает амплитуду полусуточной волны, достигая максимума 13К на
высоте 57 км в холодном воротнике. В низких широтах амплитуда полусуточного
прилива доминирует ниже 90 км, достигая максимума на высоте 83 км, а также
в верхнем облачном слое h>58 км; на высотах 70--76 км доминирует амплитуда
1/3 суточной гармоники. В верхнем облачном слое, где поглощается большая
часть солнечной энергии все 4 гармоники, включая 1/3 и 1/4 суточную, имееют
амплитуду в максимуме превышающую 3 К. Зонально усредненная высота верхней
границы облаков изменяется от 69 км (в низких широтах) до 59 км в холодном
воротнике. Амплитуда суточной волны достигает максимума (1.5 км) в холодном
воротнике. В низких широтах обе амплитуды, суточная и полусуточная, равны
0.8 -- 1 км. С областями, обладающими наиболее высокой приливной
активностью, коррелирует наличие струйных течений, найденных нами ранее
в полях термического ветра.
Работа поддержана грантом РФФИ 01-02-17481-а
*******************************************************************************
В.В.Иванов, Новый взгляд на проблемы
А.М.Касауров, многократного рассеяния света в
Д.И.Нагирнер планетных атмосферах
Развит принципиально новый подход к проблемам многократного рассеяния света
в плоских атмосферах. В основе его лежит открытие того факта, что
классическое уравнение переноса является членом, содержащего свободный
параметр семейства уравнений, все решения которых просто выражаются друг
через друга. Это позволяет эффективно "подавить" рассеяния и получить
быстро сходящиеся итеративные решения уравнения переноса даже в тех
случаях, когда число рассеяний очень велико. Приводятся численные
иллюстрации использования этого подхода, свидетельствующие о его высокой
эффективности.
*******************************************************************************
А.В.Иванова Оценка потока вещества из кратера
кометы. Общий подход
В данной работе решается уравнение баланса энергии и вещества на стенках
кратера, существующего на поверхности ядра кометы. Был оценен поток
вещества из кратера (масса сублимата в единицу времени). Кометное ядро
в расчетах представлялось в виде конгломерата льдов под пылевым слоем.
Кратер на поверхности кометы моделировался в виде усеченного конуса, стенки
которого образованы пылевым веществом, а дно представляет собой первичное
вещество кометного ядра --- загрязненный лед. Решение уравнения баланса
проводилось при условии, что существует поглощения и переизлучение энергии
стенками кратера. Кроме того, при оценке потери массы вещества
с поверхности кометного ядра, учитывался поток сублимирующих молекул со дна
кратера и особенности рельефа местности.
*******************************************************************************
Ю.А.Илюхина, Анализ особенностей рельефа Марса по
Ж.Ф.Родионова, данным КА "Марс Глобал Сервейер"
Г.Г.Майкл,
И.А.Суетова
В настоящей работе выполнено сравнение результатов исследования рельефа
Марса на основе данных КА "Маринер 9" и "Викинг 1, 2" с новыми данными,
полученными по составленным нами гипсометрическим картам. Высоты рельефа,
определенные лазерным альтиметром MOLA, установленным на борту КА "Марс
Глобал Сервейер", отнесены к новому уровню отсчета, существенно
отличающемуся от принятого ранее нулевого уровня, соответствующего среднему
давлению марсианской атмосферы. В данной работе были использованы
осредненные измерения высот, полученные альтиметром MOLA с шагом 1 градус
на всю поверхность Марса (общее количество измерений на весь
Марс -- 64 800) и с шагом 0.0625 градуса или 3,75 км. на участок -- долины
Маринера (более 300 000 значений высот). Эти данные позволяют изучить
глобальные особенности рельефа поверхности. В результате проведенного
исследования построены гипсометрические карты Марса по новым данным
КА "Марс Глобал Сервейер": 1) для всей поверхности Марса в проекции
Мольвейде, 2) для западного и восточного полушарий Марса в равновеликой
азимутальной проекции, 3) детальная карта рельефа на район Долины Маринера.
Высоты участков поверхности по новым данным отличаются на 1 -- 4 км от
ранее опубликованных карт рельефа.
*******************************************************************************
С.И.Ипатов Формирование и эволюция транснептун-
ного пояса
Аккумуляция транснептунных объектов (ТНО) из 1-км планетезималей могла
происходить только при малых (~0.001) эксцентриситетах e. Хотя
сопротивление газа уменьшало рост e, существование таких малых e в течение
времени, необходимого для аккумуляции 100-км ТНО, представляется нам
сомнительным из-за гравитационного влияния формирующихся планет-гигантов
и различных планетезималей. Вероятно, как это ранее допускалось в работах
Энеева, Сафронова и Витязева, диаметры "местных" ТНО и планетезималей
из зон планет-гигантов, которые сформировались непосредственно путем сжатия
разреженных пылевых сгущений, могли достигать сотен километров.
Планетезимали, залетавшие из зон планет-гигантов, вымели большинство
местных ТНО, и очень небольшая часть этих планетезималей могла остаться
на сильно эксцентричных орбитах за орбитой Нептуна. Доля бывших ТНО среди
объектов, пересекающих орбиту Земли, может превышать 20%. Данная работа
была поддержана грантами РФФИ 01-02-17540, Гос. Федер. программы
"Астрономия" (раздел 1.9.4.1) и ИНТАС (project 240 of INTAS Call 2000).
*******************************************************************************
В.В.Казютинский Проблема внеземных цивилизаций в
работе С.Лема "Сумма технологии"
*******************************************************************************
О.В.Калиничева, Кометные семейства
Д.В.Муравьев,
В.П.Томанов
Рассматривается проблема дифференциации почти параболических комет
на семейства. Показано, что орбиты почти параболических комет распределены
в пространстве неравномерно. Наблюдается некоторое увеличение концентрации
кометных орбит около орбит планет и в промежутке между ними. Использование
в качестве критерия дифференциации величины минимального расстояния между
орбитами комет и планет позволяет выделить семейства почти параболических
комет. Семейства, полученные с использованием этого критерия, имеют
некоторые отличия в распределении по элементам орбит, в частности
по наклону, долготе перигелия, моменту прохождения через перигелий,
гелиоцентрическому расстоянию восходящего узла.
*******************************************************************************
Л.И.Каменцев Изучение поверхности Ганимеда как
характерный пример выявления
особенностей развития тел
Солнечной системы
*******************************************************************************
Л.И.Каменцев Планетные метеориты: состояние
изучения и перспективы исследований
*******************************************************************************
Л.И.Каменцев Обзор будущих иследований тел
Солнечной системы при помощи
межпланетных станций
*******************************************************************************
Л.Г.Карачкина, Астероидальные спутниковые системы
В.В.Прокофьева и их связь с семействами
В начале 90-х годов были начаты исследования сложной структуры астероидов
в Крымской астрофизической обсерватории. Частотный анализ фотометрических
данных, полученных для 87 Sylvia и 423 Diotima, показал их сложную
структуру. В 1994 г изображения спутника астероида Ида были получены
с космического корабля Галилей. В 1998 г. на телескопе с адаптивной оптикой
были получены фотографии спутника астероида 45 Eugenia, а в 2001 г был
открыт небольшой спутник у астероида 87 Sylvia. Выделено 4 типа спутниковых
систем астероидов. Астероиды, находящиеся в Главном поясе, являются членами
семейств или групп. С помощью анализа зависимостей оскулирующих элементов
орбит найдены семейство 423 Диотимы (58 членов) и группа 87 Сильвии (17
членов). Обнаруженная связь астероидальных спутниковых систем с семействами
дает основания утверждать наличие общей эволюции.
*******************************************************************************
Л.Г.Карачкина, Цветовые характеристики B-V и V-R
В.В.Прокофьева астероида Диотима
Крупный астероид 423 Диотима принадлежит главному поясу астероидов.
Он имеет сложную форму кривой блеска, изменяющуюся со временем. Разные
авторы приводят отличающиеся значения его периода вращения. BVR наблюдения
были получены в Крымской астрофизической обсерватории в течение 7 ночей
в 1993, 1998 и 1999 гг.
Частотный анализ показателей цвета B-V и V-R обнаружил период 4.53 часа,
который практически совпадает с периодом, найденным нами ранее
по V-наблюдениям и интерпретированным как период вращения главного
компонента двойного астероида.
*******************************************************************************
А.К.Киселев О метеоритном происхождении озера
Светлояр
Приводятся результаты двух экспедиций к озеру Светлояр близ села
Владимирского Нижегородской области, свидетельствующие о возникновении
этого озера вследствие катастрофического падения крупного метеорита.
В частности, показано соответствие топологической формы озера кратерам
метеоритного происхождения; обнаружена обратная стратиграфия залегания
пород вывала; выявлены формы шок-метаморфизации пород. Грубая оценка
возраста озера по степени эрозированности его берегов и толще илистых
наслоений дает временной интервал образования озера не более полутора тысяч
лет назад. Следовательно, событие образования озера произошло
в историческом прошлом, о чем так же свидетельствует богатый мифологический
материал. Один из мотивов народных сказаний об озере, повествующий о судьбе
града Китежа, получил всемирную известность. Показывается вероятность
гибели града Китежа в результате катастрофы вызванной падением метеорита.
*******************************************************************************
И.Н.Китиашвили Планеты вне Солнечной системы:
А.В.Гусев современный статус и перспективы
исследований
Начиная с открытия в 1995 г. первой внесолнечной планеты М. Майором и
Д. Квелоцом около 51 Peg сейчас обнаружено уже более 60 планетных систем
около звезд главной последовательности. Для планет внесолнечного типа
характерно наличие больших эксцентриситетов (HD 80606: P = 111.78 дней,
e = 0.927, Msin(i)=3.41), коротких периодов (HD 83443: P= 2.98 дней,
43.54 pc, K0 V, V = 8.23^{m}). Среди известных 63 планетных систем
в настоящее время открыто 7 мультипланетныx систем, шесть из которых
содержат звезды главной последовательности (HD 83443, ups And, Gliese 876,
HD 168443, Gliese 876, HD 74156, HD 82943) и одна -- пульсар (PSR
B1257+12). Три мультипланетные системы HD 82943, Gliese 876 и PSR B1257+12
характеризуются орбитальным резонансом 1:2 и 2:3 соответственно.
Поиск и наблюдение планетных систем возможен десятью методами, однако
подавляющее большинство открытий осуществлено 4 методами:
спектроскопический, астрометрический, радиоастрономический (PSR B1257+12),
HST фотометрия (транзит планеты по диску звезды HD 209458). К ныне
действующим наблюдательным программам по поиску экзопланет: AFOE (NASA,
NSF), Coralie (ESO-La Silla), Keck (JPL, NASA), Elodie (France, Swiss)
присоединятся беспрецедентные по точности (mu arcsec, 25 kpc, 20^{m},
vsin(i) = 1 м/с; M_Земли}; ) космические проекты COROT (France, Austria,
ESA/ESTEC & Spain, 2004), Space Interferometry Mission, SIM (NASA, JPL,
2005), Kepler Mission (NASA, 2005), Eddington mission (ESA, 2007),
Terrestrial Planet Finder, TPF (NASA, 2011), DARWIN project (ESA, 2012).
*******************************************************************************
Е.А.Козлова Предварительные результаты анализа
"Морфологического каталога кратеров
Меркурия"
*******************************************************************************
О.И.Кораблев Мониторинг планет Солнечной системы
В.И.Мороз с борта Международной космической
Г.А.Аванесов станции
В.Г.Родин
Исследования планет Солнечной системы рассматриваются сейчас как развитие
геофизики в широком контексте, и постепенно на смену эмпирическим подходам
в планетных науках --- планетной астрономии и сравнительной планетологии
--- приходит новая область "астрогеофизика". Принимая во внимание
продуктивность метода климатического мониторинга в исследовании Земли,
целесообразно применение этого метода в исследовании климата других планет.
Для решения задач планетного мониторинга на Российском сегменте МКС
планируется развернуть специализированную обсерваторию на базе 40-см
телескопа. Обсерватория, создаваемая в кооперации со странами европейского
союза и Украиной, оснащена набором современных приборов (камерой,
изображающими спектрометрами, спектро-поляриметром), и предназначена
в основном для наблюдений планет Солнечной системы. Она позволит проводить
регулярные наблюдения в течение длительного времени, вести мониторинг
климата планет, регистрацию редких и быстропротекающих процессов, что
практически невозможно на современных внеатмосферных и больших наземных
телескопах из-за конкуренции с другими задачами.
*******************************************************************************
В.А.Кронрод, Внутреннее строение ледяных
О.Л.Кусков спутников Юпитера: Европа и Ганимед
Построены пятислойные модели внутреннего строения ледяных спутников Юпитера
(Европы и Ганимеда) на основе совокупности геофизических (масса, средняя
плотность, момент инерции) и геохимических (химический и фазовый состав
хондритов) ограничений. Химический и фазовый состав спутников моделировался
в виде: внешней оболочки (состоящей из воды или льда Н2О), трехслойной
силикатной мантии и железо-сульфидного ядра. Рассмотрены модели внешней
оболочки Ганимеда, состоящей либо из твердых фаз высокого давления льда
(лед-I - лед-VII), либо из смеси льдов высокого давления и жидкой воды
(внутренний океан под слоем льда-I). Распределение плотности
в водно-ледяной оболочке вычисляется в соответствии с фазовой диаграммой
Н2О и уравнениями состояния фаз льда. На основе решения обратной задачи
(метод Монте-Карло) установлены ограничения на мощность водно-ледяных
оболочек, распределение плотности в железокаменных оболочках (мантия
+ центральное Fe-FeS-ядро), а также на размеры железных и железо-сульфидных
ядер. Мощность водно-ледяных оболочек составляет: 115-150 км для Европы
(7-9% от массы спутника); 800-940 км для Ганимеда (46-48% от массы
спутника). Химический состав железокаменных оболочек спутников
соответствует составу обыкновенных L-, LL-хондритов. Радиусы Fe-FeS ядра
Ганимеда составляют 600-900 км. Таким образом, полученные данные
показывают, что магнитное поле Ганимеда может быть связано как
с металлическим Fe-FeS ядром, так и с наличием жидкого слоя "морской" воды
(под ледяной корой), содержащей электролит.
Исследования проводились при финансовой поддержке РФФИ (проекты
00-05-64371; 01-05-64318).
*******************************************************************************
В.Д.Кротиков Реголиты планет и земные породы:
сравнительные диэлектрические
характеристики
Результаты дистанционных контактных и лабораторных исследований
диэлектрических свойств верхних покровов Луны и планет сравниваются
с результатами измерений комплексной диэлектрической проницаемости земных
горных пород с различной плотностью и структурой. Предложены соотношения,
устанавливающие связь комплексной диэлектрической проницаемости
с плотностью для зернистой, твердопористой и монолитной структур реголитов
планет и земных пород. Показана применимость этих соотношений в диапазоне
длин волн от миллиметровых до метровых и в диапазоне изменений температур,
имеющих место на поверхности Луны и планет земной группы.
*******************************************************************************
В.Н.Крушевская, Пространственное распределение звезд
А.П.Видьмаченко с планетами и физические характерис-
тики околозвездных объектов
На сегодня известно около 70 звезд, возле которых обнаружены сравнительно
холодные околозвездные объекты (ОЗО), причем 7 звезд имеют
многокомпонентные системы. Основными наблюдательными методами поиска ОЗО
являются микролинзирование, астрометрический, фотометрический и метод
радиальных скоростей. Именно с помощью последнего из них было открыто
преобладающее большинство этих объектов. В предлагаемой работе собраны
данные об основных физических и статистических характеристиках таких планет
и на их основе проведен сравнительный анализ. Нами построено
пространственное распределение звезд с ОЗО на расстояниях до 75 парсек
от Солнца. Обращаем внимание на тот факт, что звезды с планетами
практически отсутствуют в направлении <на центр> и <от центра> Нашей
Галактики. Распределение взятых из каталога HIPPARCOS звезд до 8 визуальной
звездной величины разных спектральных классов в вышеуказанной области
пространства также испытывает ряд особенностей, на которые мы указываем
в нашем докладе.
*******************************************************************************
Л.В.Ксанфомалити Современное состояние исследований
Меркурия
На ближайшие годы намечены новые миссии к Меркурию (проект NASA
"Messenger", 2004 и проект ESA "BepiColombo", 2009 г.). Многие аспекты
изучения Меркурия активизировались. Таковы происхождение планеты,
образование и состав ее реголита, процессы кратерообразования, внутренняя
структура, магнитосфера, очень разреженная атмосфера (фактически
-- экзосфера), вращательная и орбитальная динамика и тепловая история
поверхности и недр планеты. Установлено присутствие на поверхности
Меркурия таких пород, как анортозиты и полевой шпат (плагиоклазы). Имеются
очевидные признаки древних лавовых излияний, гетерогенного состава коры,
обедненной FeO (менее 3%) и обогащенной полевым шпатом, с возможным
присутствием бедных железом пироксенов и щелочных базальтов. Меркурий
представляет собой геологически интересную планету. В его экзосфере
обнаруживаются Na и K. Детали инфракрасных тепловых спектров также
указывают на присутствие полевых шпатов (пироксенов), и изверженных
щелочных нефелиновых сиенитов и соответствуют средним или мафическим
породам со значительной неоднородностью состава. Полосы поглощения
Fe свидетельствуют о наличии FeO в коре и мантии Меркурия. Физические
свойства коры можно попытаться связать со странным магнитным полем
Меркурия, которое может быть результирующей палеомагнитного поля отдельных
крупных замагниченных блоков коры планеты.
*******************************************************************************
Е.В.Кузнецов, Рентгеновское излучение солнечных
В.В.Иванов вспышек как зонд для определения
химического состава поверхности
Меркурия
Даются оценки потоков излучения от Меркурия во флуоресцентных линиях
K_alpha ряда химических элементов. Эти линии возникают при переработке
в поверхностном слое Меркурия рентгеновского излучения солнечных вспышек.
Показано, что потоки излучения в линии K_alpha железа доступны для
наблюдений с помощью существующих рентгеновских телескопов. На основании
этого предложен метод определения химического состава поверхностного слоя
Меркурия. Обсуждается возможность определения таким методом относительных
содержаний ряда тяжелых элементов в поверхностном слое Меркурия с борта
находящегося вблизи него космического аппарата.
*******************************************************************************
Ю.Г.Кузнецова, Результаты наблюдений и первичной
Ф.А.Мусаев, обработки спектров протяженных
А.В.Бондарь, объектов, полученных с помощью
А.В.Сергеев кудэ-эшелле спектрометра на
2-метровом телескопе обсерватории
на пике Терскол, Северный Кавказ
В докладе представлены результаты наблюдений протяженных объектов, а именно
планет-гигантов Юпитера, Сатурна и его спутника Титана, а так же результаты
первичной обработки спектров указанных объектов. Данные были получены
с целью анализа и дальнейшего уточнения структуры и химического состава
атмосфер планет-гигантов, а также изучения физических процессов,
происходящих в них. Кроме того, эти наблюдения будут использованы для
создания более точной методики наблюдений протяженных объектов с помощью
данного кудэ-эшелле спектрометра. В настоящее время в мире существует лишь
несколько подобных инструментов. Поэтому данные, полученные с помощью
такого прибора, имеют намного большее научное значение, нежели данные,
полученные с помощью обычного спектрометра. В случае кудэ-эшелле
спектрометра возможно получать спектры максимально широкого спектрального
диапазона и проводить калибровку непосредственно во время наблюдений.
*******************************************************************************
О.Л.Кусков, Внутреннее строение спутников
В.А.Кронрод Земли и Юпитера: Луна и Ио
В Солнечной системе известно более 50 спутников. Два из них -- Луна и Ио,
находящиеся на расстоянии пяти астрономических единиц друг от друга,
являются почти близнецами по своим механическим характеристикам. Они
находятся в синхронном вращении; их размеры и средняя плотность близки,
несмотря на принципиальные различия в составе, строении и массе центральных
планет. Сходство Ио и Луны на этом заканчивается, а их геохимические
характеристики, тепловая и химическая эволюция существенным образом
различаются. Если Луна на протяжении миллиардов лет остается геологически
пассивной, то Ио обладает наиболее интенсивной вулканической активностью
среди всех известных тел Солнечной системы. Модели химического состава
и внутреннего строения спутников построены по совокупности геофизической
(скорости распространения сейсмических волн, тепловой поток, средняя
плотность, момент инерции) и геохимической (составы обыкновенных (H, L, LL)
и углистых (CI, CM, CV) хондритов) информации. Расчеты фазовых равновесий
в системе Na2O-TiO2-CaO-FeO-MgO-Al2O3-SiO2-Fe-FeS при высоких температурах
и давлениях (прямая задача) осуществлялись методом минимизации свободной
энергии Гиббса. На основе решения обратной задачи (метод Монте-Карло)
установлены ограничения на распределение плотности и химический состав
мантии, а также на размеры железных и железо-сульфидных Fe-FeS-ядер Ио
и Луны. Показано, что химический состав Луны не имеет генетического
сходства ни с веществом мантии Земли, ни с веществом хондритов. Напротив,
из всех типов метеоритов только состав обыкновенных L и LL хондритов
согласуется с массой, средней плотностью и моментом инерции Ио. Выявлены
геохимические ограничения на модели происхождения спутников.
Исследования проведены при финансовой поддержке РФФИ
(проекты 00-05-64371; 01-05-64318).
*******************************************************************************
О.А.Мазеева, Эволюция орбит комет облака Оорта
Е.Е.Бирюков под влиянием возмущений гиганских
молекулярных облаков
Проведено моделирование прохождения реальных и гипотетических гигантских
молекулярных облаков в окрестности Солнечной системы. Получены оценки
гравитационного влияния молекулярных облаков на эволюцию орбит комет облака
Оорта. В частности, найдены условия сохранения облака Оорта, количество
сохранившихся комет из первоначального облака Оорта. Это позволило оценить
частоту прохождения молекулярных облаков через солнечную систему за время
ее существования. Рассматривается влияние молекулярных облаков с различными
распределениями плотности, значениями массы, размеров.
Данная работа была поддержана грантом РФФИ 01-02-16006.
*******************************************************************************
В.Г.Мордовская, Экспериментальные свидетельства
В.Н.Ораевский, существования магнитного поля
В.А.Стяжкин, Фобоса
Ю.Рустенбах
В работе приведены убедительные экспериментальные свидетельства
существования магнитного поля и магнитосферы Фобоса. Прямые доказательства
дают измерения магнитного поля Фобоса на дневной стороне. Они были сделаны
в ходе экспедиции "Фобос-2" в 1989 году. На расстояниях около 16 радиусов
Фобоса отчетливо прослеживается существование препятствия с дневной
стороны. В ряде случаев магнитометры фиксировали силовые линии магнитного
поля, идущие к Фобосу, и далее от Фобоса. Эта группа силовых линий
выделялась среди плазмы солнечного ветра, поджатого препятствием. Двумя
независимыми путями из измерений магнитного поля и плазменных данных было
вычислено магнитное поле на поверхности Фобоса. Оба метода дали одинаковую
величину 0.6 гаусса. Из косвенных экспериментальных свидетельств
существования магнитосферы Фобоса можно привести факт регистрации
интенсивных магнитозвуковых волн при прохождении спутника на ночной стороне
Фобоса. Магнитный звук легко возбуждается при инжекции ионов в плазму
солнечного ветра. Скоррелированное появление их без существования
магнитосферы Фобоса объяснить было бы затруднительно.
*******************************************************************************
А.В.Мороженко Вертикальные структуры облачных
слоев планет-гигантов
*******************************************************************************
В.И.Мороз Планетные миссии XXI века
Доклад посвящен краткому обзору космических проектов по исследованию
Солнечной системы, находящихся на разных стадиях разработки и реализации.
Два космических аппарата - "Нозоми" (ИСАС,Япония) и "Одиссей" (НАСА)
находятся на пути к Марсу, "Кассини-Гюйгенс" (НАСА/ЕКА) на пути к Сатурну.
Три планетных космических аппарата выйдут на старт в 2003 г: два
марсианских (НАСА и ЕКА) и один для рандеву с кометой ("Розетта", ЕКА).
В более далеких планах наибольшее внимание уделяется Марсу. Возможно,
в конце второго десятилетия осуществится пилотируемая экспедиция на Марс.
Скорее всего, она будет международной. Трудно предсказать, какова в ней
будет роль России. Однако наша страна уже сделала неоценимый вклад, показав
(благодаря станции "Мир"), как можно обеспечить возможность длительного
пребывания человека в космосе. Исследования планет при помощи
автоматических станций в прошлом проводили только СССР и США. Теперь
ситуация изменилась. Во-первых, в них влючились другие страны. Во-вторых,
Россия, получив от СССР в наследство огромный научно-технический потенциал,
теряет его, ей сейчас не до планет. В нашей национальной программе есть
интересный планетный проект ("Фобос-Грунт"), но он финансируется очень
слабо. Отдельные группы российских ученых участвуют в иностранных планетных
миссиях. Этому способствует старая кооперация, сложившаяся в проектах
"Вега", "Фобос", "Марс-96".
*******************************************************************************
М.Н.Наугольная Результаты исследования
параметров лунного грунта по
наблюдениям на радиотелескопе
РАТАН-600
Исследования Луны на радиотелескопе РАТАН-600 проводятся с 1977 года
по настоящее время. Получено большое количество однородных многочастотных
записей интенсивности и поляризации Луны в диапазоне от 1 до 50 см
с высокой чувствительностью и разрешением, позволяющем выделить отдельные
детали. Исследована зависимость радиоизображения от длины волны и от фазы
Луны по многочисленным лунациям. Вычислены параметры первых трех гармоник
изменения температуры Луны в зависимости от условий освещения Солнцем.
Из анализа поляризационных наблюдений получен градиент диэлектрической
постоянной и плотности лунита в приповерхностном слое толщиной 4-6 см.
Диэлектрическая постоянная растет от 1.5 на волне 1.4 см до 3.0 на волне
31 см. Знание глубины приповерхностного слоя и его свойств необходимо для
оценки упругих свойств почвы при посадке космических аппаратов на Луну.
Одним из эффективных методов исследования приповерхностного слоя лунита
являются затменные измерения радиоизлучения Луны. Конструкция РАТАН-600
не позволяет сопровождать источники, можно наблюдать только в отдельных
азимутах. Проведены наблюдения пяти лунных затмений (14.03.79, 17.08.89,
16.09.97, 31.01.99, 10.01.2000). Следует отметить уменьшение контраста
деталей на коротковолновых затменных кривых, а также общее падение яркости.
В затмение 16.09.97 яркость уменьшилась на (30-40)% в коротковолновом
диапазоне и ~ на 2% - в длинноволновом. По результатам исследований
на РАТАН-600 на поверхности Луны обнаружены и исследованы мелко-
и крупномасштабные неоднородности. Вариации радиояркости на них - до 7.5%
по яркостной температуре. Одной из причин температурных неоднородностей
на Луне может быть их химический состав. Скорее всего, в местах
неоднородностей - повышенное содержание ильменита (окись железа плюс
двуокись титана). В сентябре 1997 года на комплексе криогенных радиометров
сплошного спектра на волнах 1.4 и 2.7 см наблюдалось увеличение
температуры 95-и километрового лунного кратера Коперник. Яркостная
температура Коперника на волне 2.7 см (1.3К) несколько превысила его
яркостную температуру на волне 1.4 см (0.8К). Возможно, это свидетельствует
о росте температуры с глубиной внутрь кратера, по направлению к центру
Луны. Больше подобного явления в Копернике мы не наблюдали. Может быть,
увеличение температуры Коперника имеет природу, сходную с явлением,
наблюдавшимся Н. А. Козыревым в ноябре 1958 года в кратере Альфонс.
*******************************************************************************
А.К.Павлов, Стерилизация поверхности Марса и
А.В.Блинов, Европы космическими излучениями
А.Н.Константинов
Рассмотрена одна из проблем, связанных с поиском жизни или следов жизни
на телах солнечной системы, а именно: радиационная стерилизация
поверхностей небесных тел. Анализируются физические условия на Марсе
и Европе, сейчас и в прошлом, и виды воздействующих на поверхности
излучений: ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца, солнечные
и галактические космические лучи, радиоактивность пород. Рассчитаны дозы
облучения в зависимости от толщи экранирующего слоя грунта для нынешних
физических условий и для условий, имевших место в прошлом, и времена
стерилизации на примере радиационно стойких земных бактерий. Рассмотрено
воздействие радиации на сложные органические молекулы и изотопное отношение
13С/12C. Сделан вывод, что наиболее перспективными с точки зрения поиска
следов жизни могут быть районы полярных шапок и "молодых" кратеров
на поверхности Марса и "молодого" льда на Европе. Обсуждаются
происхождение высокой радиационной стойкости отдельных видов земных
бактерий и возможность переноса таких бактерий в солнечной системе
и межзвездном пространстве.
*******************************************************************************
Е.В.Петрова, Отрицательная ветвь поляризации
К.Йокерс, света, отраженного безатмосферными
Н.Н.Киселев небесными телами и кометами
Предпринята попытка объяснения фазовой зависимости поляризации комет
и безатмосферных небесных тел в рамках агрегатной модели частиц. Показано,
что компактные агрегаты размером порядка длины волны и хаотической
структуры, состоящие из относительно небольшого числа мономеров
обнаруживают свойства, типичные для частиц пыли кометной комы и реголита,
а именно --- увеличение яркости в направлении обратного рассеяния
и отрицательную ветвь поляризации с углом инверсии, близким к наблюдаемому.
Получено, что положительный спектральный градиент поляризации комет
и относительно стабильная отрицательная ветвь могут быть обеспечены
уменьшением мнимой части показателя преломления с длиной волны, что типично
для вещества с примесью железа или органического материала. Отличия
в поведении фазовых кривых комет и астероидов могут быть объяснены
действием многократного рассеяния в слое реголита. Обсуждается влияние
когерентного обратного рассеяния на форму отрицательной ветви поляризации
и пик яркости, наблюдаемые у безатмосферных небесных тел на малых фазовых
углах.
*******************************************************************************
Н.Т.Петрович Гипотезы о возможных разумных
сигналах из Космоса
*******************************************************************************
С.Г.Пугачева, Тепловое излучение Луны в ИК
В.В.Шевченко диапазоне спектра (10-12 микрон)
Фотометрическая неоднородность поверхности Луны в инфракрасной
области спектра формируется сильной пересеченностью рельефа,
теплопроводностью поверхностного слоя и условиями освещения и
съемки. Тепловое излучение Луны в инфракрасной области спектра
изучалось как наземными, так и космическими средствами .Значения
радиационной температуры поверхности Луны,измеренные космическими
аппаратами совпадают с наземными измерениями. Перепады температуры
поверхностного слоя Луны указывают на исключительно низкую
теплопроводность и крайне высокую пористость вещества. Одной из
последних числовых моделей теплового излучения Луны является
эмпирическая зависимость температуры поверхности лунных
участков от альбедо, условий освещения и съемки. Эмпирические
формулы зависимости яркостной температуры поверхности от угловых
параметров и альбедо позволяют вычислить яркостную температуру
поверхности Луны в условиях истинного полнолуния и новолуния.
*******************************************************************************
А.В.Родин, Сезонная эволюция климата Марса:
Дж.Уилсон новые результаты модели общей
циркуляции
Представлены результаты численной модели климата Марса на основе
самосогласованного расчета общей циркуляции атмосферы, переноса излучения
и микрофизики конденсационных облаков. Это первая модель такого класса,
в которой расчет аэрозолей производится с детальным учетом микрофизических
процессов. Вблизи точки афелия, совпадающей с летом в Северном полушарии
планеты, облака образуют глобальную тропическую систему и играют важную
роль как в стабилизации низких температур в тропосфере за счет
радиационного выхолаживания, так и в фильтрации пылевого аэрозоля,
локализуя его в тропиках на небольших высотах. Численные эксперименты
показывают, что влияние облачности на тепловой баланс планеты обладает
эффектом положительной обратной связи и приводит к возбуждению сложных
транзиентных колебаний при сезонной перестройке глобальной ячейки Хэдли.
Исследуется влияние облаков на сезонный гидрологический цикл Марса,
в частности, межполушарную асимметрию распределения воды в атмосфере
и полярных шапках. Надежность результатов доказана путем количественного
сравнения с данными наблюдений космических аппаратов.
*******************************************************************************
А.Ю.Розанов Бактериально-палеонтологическое изучение ПИН РАН
метеоритов (постер)
(абстракт-)
*******************************************************************************
Ю.В.Скоров Радиационный перенос в
Б.Давидссон приповерхностном пористом слое
кометного ядра
В работе представлен последовательный теоретический подход, позволяющий
согласованно моделировать оптические характеристики пористой среды,
например, кометных ядер или астероидов. В рамках сделанных модельных
предположений для пыле-ледяних пористых смесей с различным составом,
размером образующих частиц и морфологией среды (пористые кластеры, крупные
нерегулярные частицы с внутренними включениями и тому подобное) рассчитаны
синтетические спектры в видимом диапазоне длин волн, получены оценки
соответствующего геометрического альбедо, выполнено сравнение с имеющимися
данными наблюдений. Моделирование выполнялось на основе теории Ми, Discrete
Dipole Approximation метода, теории Hapke и уравнения переноса излучения
в пористой среде.
*******************************************************************************
Ю.В.Скоров Тепло-массоперенос в приповерхностной
М.Я.Маров области кометного ядра
В работе представлена согласованная модель тепло-массопереноса
в приповерхностном пористом слое кометного ядра. Впервые, наряду
с традиционным континуальным рассмотрением процесса теплопереноса
в сплошной среде, в рассмотрение включено кинетическое описание процесса
испарения ледяной составляющей материала ядра и эвакуации продуктов
сублимации. Представлен анализ основных проблем, возникающих при
использовании макроскопического подхода к описанию истечения газовой фазы.
Проведено сравнение результатов расчета полей температуры на поверхности
кометного ядра и газопроизводительности в обоих случаях и показана
несомненная важность предлагаемого комбинированного подхода к моделированию
процессов тепло-массопереноса в кометном ядре. В качестве важного
приложения выполнена обновленная интерпретация экспериментальных данных,
полученых в ходе лабораторных исследований (проект KOSI).
*******************************************************************************
Р.И.Смехачева Определение диаметров астероидов прямыми
методами из наблюдений покрытий
На настоящий момент не более 10% нумерованных малых планет имеют известные
размеры, причем подавляющее большинство из них определено косвенными
методами. Поэтому проблема определения диаметров астероидов по-прежнему
остается в ряду первоочередных. Использование прямых методов определений
размеров из наблюдений покрытий звезд астероидами и (при определенных
условиях) покрытий астероидов Луной позволит уточнить уже имеющиеся данные
и получить новые. В ГАО РАН разработаны и совершенствуются программные
средства, позволяющие обеспечить эфемеридную поддержку и обработку таких
наблюдений как с использованием специальных эфемеридных программ, так
и интегрированных программных систем. Обсуждаются вопросы эффективного
использования потенциала астрономов- профессионалов и любителей для
активизации наблюдений покрытий в рамках региональных программ.
*******************************************************************************
Л.Л.Соколов Об эволюции орбит внесолнечных
планет
Многие из недавно открытых внесолнечных планет с массой порядка массы
Юпитера имеют орбиты с немалым эксцентриситетом. Рассматриваются
динамические следствия этого обстоятельства для внесолнечных планетных
систем. В рамках плоской ограниченной эллиптической задачи трех тел
исследуется эволюция орбиты внешней планеты малой массы на времени порядка
10^4 - 10^5 лет. Наряду с численным интегрированием уравнений движения
строятся аналитические аппроксимации траекторий, сопоставляются численные
и аналитические результаты. Оказывается, что в области регулярного движения
типичные орбиты планет малой массы также имеют значительные
эволюционирующие эксцентриситы, большая полуось постоянна. Дано описание
этой эволюции эксцентриситета и долготы перицентра в переменных Лагранжа.
Описана типичная эволюция орбит в случае перехода к нерегулярному движению:
немонотонный синхронный рост большой полуоси и эксцентриситета. Намечены
границы областей регулярного и нерегулярного движения.
*******************************************************************************
А.С.Соловьев К вопросу образования комет из
объектов пояса Койпера
*******************************************************************************
С.Л.Сулейманова, Распределение векторов скоростей
О.И.Белькович спорадических метеорных тел по
наземным наблюдениям
Оценка метеорной опасности для космических аппаратов требует данных
не только о распределении плотности радиантов метеорных тел, но и
о распределении внеатмосферных скоростей метеорных тел с массой выше
заданной в окрестностях орбиты Земли. Из анализа наблюдательных данных
найдено, что распределение внеатмосферных скоростей метеороидов зависит
только от одной координаты на небесной сфере - угла элонгации от апекса
Земли. С помощью разработанного нами метода расчета селективности
радиолокационного метода наблюдений получены распределения внеатмосферных
скоростей метеорных тел с массой выше некоторой заданной. Сравнение
распределений, полученных на различных радиолокационных станциях
и приведенных к одной регистрируемой массе показало, что они хорошо
совпадают между собой. Построены такие же распределения по фотографическим
и телевизионным наблюдениям метеоров с учетом селективности этих методов.
Показано, что распределения внеатмосферных скоростей метеорных тел,
полученных по всем наземным методам наблюдений и приведенных к одной массе
с помощью разработанных методов учета селективности хорошо совпадают между
собой.
*******************************************************************************
В.Г.Тейфель Глобальное картирование широтно-
долготных вариаций поглощения метана
на Юпитере
В ноябре-декабре 1999 г. были проведены специальные спектрографические
наблюдения Юпитера с применением ПЗС-камеры для исследования
широтно-долготных вариаций полос поглощения метана 619, 725, 798
(CH4 + NH3 ), и 887 nm. В течение 4 ночей записывались спектры ЦМ Юпитера
через каждые 3 минуты, так что полученные 380 спектрограмм дважды
перекрывали все долготы. Для 48 широтных поясов между -75 и +75 градусами
иовиграфической широты вычислялись центральные глубины и эквивалентные
ширины полос. Широтные различия в поглощении выражены несомненно, причем
по-разному для разных полос, что проявляется в сдвигах по широте максимумов
и минимумов поглощения. Это может считаться подтверждением различий
в циркуляционных процессах и распределении плотности облаков на разных
эффективных глубинах формирования слабых и сильных полос поглощения.
Долготные вариации выражены гораздо слабее, наибольшие отличия наблюдаются
в периферической области вблизи Большого Красного Пятна, особенно в полосе
798 нм. Результаты представлены в виде компьютерного атласа и карт
широтно-долготных вариаций молекулярного поглощения.
*******************************************************************************
В.П.Тишковец, Многократное рассеяние света в
П.В.Литвинов атмосферах планет
Непосредственно из уравнений Максвелла получены уравнения для описания
излучения, многократно рассеянного разреженной средой. Одно из этих
уравнений описывает некогерентную составляющую рассеянного излучения
и соответствует уравнению теории переноса излучения. Второе уравнение
описывает интерференцию многократно рассеянных волн, проявляющуюся в виде
оппозиционного эффекта и эффекта отрицательной поляризации. Приближенное
решение этих уравнений для полубесконечной среды показывает сильную
зависимость этих эффектов от концентрации и свойств рассеивателей. Это
обстоятельство может быть важным при интерпретации астрономических
наблюдений.
*******************************************************************************
И.М.Углова, Оптические свойства марсианского
Д.В.Титов аэрозоля по данным прибора IМР
(миссия Mars Pathfinder)
В настоящей работе анализируются данные измерений яркости дневного
марсианского неба, полученные с помощью прибора IMP-camera (Imager for Mars
Pathfinder) во время миссии Mars Pathfinder (1997). Данные были получены
в марсианский полдень для пяти длин волн (443.6 нм, 480.0 нм, 670.8 нм,
896.1 нм, 965.3 нм). Обработка данных проводилась с учетом многократного
рассеяния в атмосфере и несферичности рассеивающих частиц. Из обработки
данных были сделаны оценки следующих характеристик марсианского аэрозоля:
параметры распределений по размерам для частиц и мнимая часть показателя
преломления аэрозоля. Полученные характеристики марсианского аэрозоля
сравниваются с результатами обработки данных IMP-camera, проведенных
другими исследователями (Markiewicz et.al., 1999; Tomasko et.al., 1999).
*******************************************************************************
О.С.Угольников, Многоцветная поляриметрия сумереч-
И.А.Маслов ного неба. Роль многократного
рассеяния как функция длины волны
Работа посвящена исследованию роли многократно рассеянного в атмосфере
Земли света в период светлых сумерек в зависимости от длины волны, а также
влиянию многократного рассеяния и атмосферного аэрозоля на цвет
и поляризацию сумеречного неба. Поляриметрический метод выделения
многократного рассеяния применяется для результатов наблюдений сумеречного
неба вблизи зенита с ПЗС-камерой в полосах U, B, V и R, проведенных
в июле-августе 2000 года в Южной Лаборатории ГАИШ (п. Научный, Крым).
В результате обработки наблюдений получено, что в момент восхода и захода
Солнца роль однократно рассеянного света составляет 40% в полосе U, но
превышает 60% в полосе B и может достигать 70% в полосе V. В полосе
R роль однократного рассеяния превышает 80%. Полученные значения хорошо
объясняют цветовые и поляризационные изменения сумеречного неба
с погружением Солнца под горизонт.
Работа поддержана Российским Фондом Фундаментальных Исследований,
гранты 00-02-16396 и 01-02-06247.
*******************************************************************************
А.А.Федорова, Дистанционное зондирование марсианс-
Э.Леллуш, кого аэрозоля в полосе 2.7 мкм CO_2
Д.В.Титов, по данным коротковолнового спектро-
Т. Де Граау, метра на борту Инфракрасной
Х.Фойхтгрубер Космической Обсерватории (ISO)
Разработанный недавно новый метод дистанционного зондирования марсианского
аэрозоля базируется на измерениях отраженного солнечного излучения
в насыщенной полосе 2.7 мкм CO_2 приборами, находящимися на орбитальных
космических аппаратах. Первая возможность применения данного метода
на практике появилась при анализе спектров, полученных с помощью
коротковолнового спектрометра SWS, входящего в состав ISO (Инфракрасной
Космической Обсерваторией). Данный метод позволил определить интегральную
оптическую толщину аэрозоля: 0.35 +- 0.13, а также выявить спектральную
зависимость оптических свойств аэрозоля, предполагающую наличие полосы
поглощения у пыли в районе 2.75-2.8 мкм. Полученное резкое изменение
оптических свойств аэрозоля скорее объясняется свойствами филлосиликатов,
таких как монтмориллонит и смектит. Полученные значения интегральной
оптической толщины хорошо согласуются с одновременными наблюдениями Mars
Pathfinder и космического телескопа им. Хаббла.
*******************************************************************************
Л.Н.Филиппова, Первое детское радиопослание
Б.Г.Пшеничнер, внеземным цивилизациям
Л.М.Гиндилис,
А.Л.Зайцев,
Н.Т.Петрович,
С.П.Игнатов
*******************************************************************************
И.В.Хатунцев, Динамика средней атмосферы Венеры по
Л.В.Засова результатам ИК спектрометрии на АМС
"Венера-15"
Циркуляция массивной атмосферы Венеры на сегодняшний день представляет
собой нерешенную проблему, несмотря на значительное количество космических
аппаратов, исследовавших планету. Основная трудность --- объяснение
зональной суперротации. В результате повторной обработки данных
ИК фурье-спектрометрии на борту Венеры-15 получены трехмерные поля
термического ветра в координатах широта-высота-солнечная долгота. Главной
особенностью полей термического ветра является среднеширотный ветровой
поток, расположенный вблизи верхней границы облаков. Показано, что скорость
ветрового потока изменяется со временем. Данные вариации носят
солнечно-связанный характер и могут быть представлены суперпозицией
косинусоид с периодами 1, 1/2, 1/3, 1/4 венерианских суток. При этом
максимальный вклад дает полусуточная волна термического прилива. Скорость
ветра на ночной стороне систематически ниже, чем на дневной, на величину
примерно 10 м/сек. Среднеширотный ветровой поток изменяет свое положение:
широту (от 45 до 65 градусов) и высоту (от 70 до 65 км). Обнаружена
корреляция между скоростью ветра в среднеширотном потоке и его положением,
которая указывает на сохранение углового момента и потока, когда ветровой
поток меняет свое положение. Полученные результаты могут служить аргументом
в пользу солнечно-связанного характера динамики средней атмосферы Венеры.
*******************************************************************************
М.А.Христофорова Температура Земли и других планет
Солнечной системы
В составе научно-исследовательской экспедиции кафедры радиоэлектроники
Казанского государственного университета я проводила экспериментальные
измерения температуры в глубоких и сверхглубоких скважинах
в 1990 -- 2000 гг. Измерения показали, что среднее значение градиента
температуры для земной коры составляет 2 -- 2.5 К/100м. Тепловой поток,
идущий из глубин Земли составляет приблизительно 60 -- 65 мВт м^{-2}.
Планеты Солнечной системы характеризуются различным строением внутреннего
теплового поля. Основываясь на гипотезе нейтринного происхождения теплового
потока планеты, мы рассчитали некоторые параметры, характеризующие тепловое
поле планет: распределение температуры с глубиной, градиент температуры,
теплопроводность и тепловой поток.
*******************************************************************************
Н.Н.Христофорова Конвективные течения в недрах планет
Для выявления картины конвективных течений внутри Земли, а также других
планет Солнечной системы были использованы распределения температуры
и тепловго потока, идущего из недр. Исходный материал составили
экспериментальные измерения температуры, выполненные нами в интервале
глубин 0 -- 5800 м в более тысячи глубоких скважин с установившимся
тепловым режимом. Выявлена пространственно-периодическая структура поля
температур и глубинного теплового потока. Крупные положительные аномалии,
окруженные зонами минимумов имеют характерный размер, т.е. расстояние между
максимумами и минимумами теплового потока, порядка 300 -- 700 км. С данными
эксперимента хорошо согласуется модель мелкомасштабных конвективных течений
в мантии. Неоднородности распределения температур и тепловых потоков
позволяют выявить конфигурацию течений. Результаты теоретического
моделирования показали, что экспериментальные данные не противоречат
предположению о существовании конвективных ячеек с заданными параметрами,
как в мантии Земли, так и внутри некоторых планет Солнечной системы.
*******************************************************************************
Н.Н.Христофорова Роль галактических ударных волн в
эволюции планет Солнечной системы
Земля, вращаясь вместе с Солнечной системой в пределах Галактики,
периодически встречается с ее спиральными рукавами, проявляющимися в виде
волн звездной плотности. Процессы, происходящие при этом и связанные
с наличием галактических ударных волн могут быть ответственны
за существование критических периодов в эволюции планет. Хронологическая
летопись ключевых эпизодов геодинамики практически повторяет временную
шкалу галактического масштаба. Согласно развиваемой в настоящее время
теории, спиральные ветви представляют собой волны плотности,
распространяющиеся по галактическому диску. Мы строим две шкалы: одну ---
взяв за основу допускаемое теорией волн звездной плотности значение угловой
скорости вращения спирального узора Галактики, равное 13.5 км/с кпк;
другую --- выбрав в качестве "опорных точек" наиболее грандиозные,
охватившие всю планету события. Две последовательности приводят
к одинаковому сценарию: каждые 370 млн лет Солнечная система встречается
со спиральными рукавами Галактики. Выявлена асимметрия влияния спиральных
рукавов на эволюцию планеты.
*******************************************************************************
К.И.Чурюмов, Изменения в спектрах кометы C/1999
И.В.Лукьянык (LINEAR), полученных до и после
разрушения ее ледяного ядра
Три щелевых спектра уникальной кометы ЛИНЕАР (С/1999 S4), распавшейся
на множество (около двух десятков) вторичных фрагментов и затем полностью
исчезнувшей, были получены за три ночи с 22 на 23, с 26 на 27 и
с 27 на 28 июля 2000 г. с помощью спектрографа UAGS (с ПЗС матрицей),
установленного на 1-м Цейссовском рефлекторе Специальной астрофизической
обсерватории Российской Академии Наук на горе Пастухова. Cпектральная
область 4058--5808 A. Дисперсия 5--6 A/мм. Сравнение спектров показывает
заметную переменность интенсивности в отдельных эмиссиях от ночи к ночи,
а также изменения химического состава и агрегатного состояния ядра кометы.
Если в спектре кометы, полученном 22/23.07.2000 хорошо видны кометные
эмиссионные линии полос молекул С_2, С_3, NH_2, H_2O и др.,
свидетельствующие о наличии льдов, замороженных газов и продуктов
их сублимации в коме, то в спектре, полученном 27/28.07.2000 эмиссионные
линии практически полностью исчезли и остался только отраженный солнечный
спектр (континуум), говорящий об отсутствии твердой ледяной компоненты
в ядре и газовой составляющей в коме. В этот момент комета уже представляла
собой рой твердых минеральных вторичных ядер и пылевой компоненты.
Изменения в спектрах связаны с активным взрывным процессом в ядре кометы.
*******************************************************************************
К.И.Чурюмов, Обнаружение и исследование
В.В.Клещонок люминесцентного континуума в спект-
рах комет 24P (Шомасса), С/1989 Y1
(Скоритченко-Джорджа) и С/1995 О1
(Хейла-Боппа)
Авторы исследовали спектры четырех других комет с целью выделить уровень
люминесцентного континуума в спектральной области 350--500 nm. Спектры трех
комет Шомасса (24P), Скоритченко--Джорджа (C/1989 Y1) и Хейла--Боппа
(C/1995 O1) также наблюдались с помощью 6-метрового (БТА) телескопа
и спектрографа с длинной щелью в САО РАН. Кроме того спектры комет
Хейла--Боппа (C/1995 O1) и Хякутаке (C/1996 B2) были также получены
с помощью 1-м Цейссовского рефлектора и эшелле-спектрометра в САО РАН. При
обработке этих спектров были получены следующие результаты: 1) Для кометы
Шомасса (24P) в 14--15 марта 1993 г. уровень люминесцентного континуума
составил 44% от солнечного континуума на длине волны 430 nm; 2) Для
кометы Скоритченко--Джорджа (C/1989 Y1) 27 февраля 1990 г. уровень
люминесцентного континуума составил 40% от солнечного континуума на длине
волны 387 nm, 68% -- на 430 nm (максимум) и 23% -- на 480 nm; 3) Для кометы
Хейла-Боппа (C/1995 O1) 17 апреля 1997 г. уровень люминесцентного
континуума составил 40% от солнечного континуума на длине волны 397 nm
и 77% -- на 438 nm; 4) Для кометы Хьякутаке (C/1996 B2) 25 марта 1996 г.
люминесцентный континуум не обнаружен.
*******************************************************************************
К.И.Чурюмов, Вариации физических параметров в
Н.Л.Шабас, плазменном хвосте кометы С/1982 М1
Ф.И.Кравцов, (Остина) в период с 29 августа по
В.Д.Дьяконова 25 сентября 1982 г.
Авторами определены средние значения физических параметров плазменного
хвоста кометы Остина (C/1982M1) за период с 29 августа 1982 г.
по 25 сентября 1982 г., полученные по диффузионной модели: tau -- время
жизни светящихся частиц (с), D_{Vert} и D_{bot} (см^2/с) продольный
и перпендикулярный коэффициенты диффузии, B -- магнитная индукция (нТл).
В указанный период наблюдений в плазменном хвосте кометы Остина наблюдались
колебания индукции магнитного поля B вблизи среднего значения B = 10 нТл.
Эти флуктуации, по-видимому, отражают флуктуации магнитной индукции
в солнечном ветре, обтекающем комету. Наибольшее значение B = 15.3 нТл
зафиксировано в начале периода наблюдений (24.08.1982) и примерно такое
же высокое значение B отмечено 15.09.1982 г. Минимальное значение B ~ 2 нТл
приходится на момент 19.09.1982 г., что по-видимому связано с прохождением
кометы через границу секторной структуры межпланетного магнитного поля.
*******************************************************************************
Н.А.Шахт, Результаты астрометрических
А.А.Киселев, наблюдений 51 Пегаса в Пулкове
Е.В.Поляков, в 1995-2000 г.г.
Е.А.Грошева,
В.Б.Рафальский
Приводятся результаты фотографических наблюдений звезды 51 Пегаса в Пулкове
за период 1995 -- 2000 гг. Известно, что 51 Пегаса была первой звездой,
у которой по наблюдениям лучевых скоростей был обнаружен планетоподобный
спутник с периодом обращения 4.2 дня и с массой около 0.4 массы Юпитера.
Наблюдения в Пулкове с помощью длиннофокусного 26" рефрактора
ведутся с целью обнаружения у этой звезды спутников с другим диапазоном
периодов и масс, а именно, с периодом обращения более одного года и
с массами не менее 10 масс Юпитера. Пластинки измерены на пулковской
автоматической машине "Фантазия", внешняя ошибка одной пластинки составляет
0."025. Предварительные результаты наблюдений, полученные по 40 пластинкам
(160 отдельных экспозиций) показали отсутствие возмущений в движении этой
звезды, которые могли бы вызвать спутники с нижним пределом масс
более 0.3 М_Солнца и с периодами, находящимися в следующих диапазонах: 0.5,
0.9, 1.4--1.6 и 2.4--2.6 лет.
Продолжение наблюдений позволит расширить диапазон частот и периодов,
доступных для исследования, и снизить предел масс предполагаемых
спутников.
*******************************************************************************
С.А.Язев Бритва Оккама и строение
Солнечной системы
Обсуждается очевидный тезис о том, что по мере быстрого прогресса в технике
всеволновых астрономических наблюдений столь же быстро растут объем
и детальность данных о Вселенной, а значит, растет вероятность того, что
возможные проявления внеземного разума уже попали в сферу нашего внимания,
но еще адекватно не интерпретированы. В связи с этим методические
требования "бритвы Оккама" (не следует увеличивать число сущностей сверх
необходимости), выражением которых в приложении к проблеме SETI является
принцип "презумпции естественности", уже не выглядят столь обоснованными,
как раньше. Гипотеза вмешательства внеземного разума может анализироваться
наравне с прочими при изучении новых, подчас выглядящих "странными",
данных. Соответствующий подход иллюстрируется на примере рассмотрения
привычных "странностей" Солнечной системы, структура и некоторые
закономерности которой на фоне открытий экстрасолнечных планетных систем
выглядят сегодня не столь естественными, как раньше.
*******************************************************************************
А.Э.Якупова Автоматизированное создание карт
Ж.Ф.Родионова, плотности распределения кратеров
С.С.Майкл, Марса
Б.Б.Серапинас,
И.А.Суетова
Карты позволяют выявить интересные особенности плотности распределения
кратеров на Марсе. На первом этапе было построено 6 карт: карта плотности
распределения всех кратеров на поверхности Марса и 5 карт, отражающих
плотность распределения кратеров различных классов разрушенности вала
(1-5 классы). Составленны карты с использованием геоинформационных систем
(пакет ArcView 3.1 (ESRI, США) и модуль Spatial Analist) в равноплощадной
проекции Мольвейде. Масштаб --- 1:80 000 000. Для каждой карты
подготовленны графики зависимости плотности кратеров от широты, долготы,
высоты и альбедо. Полученные карты и графики были проанализированы.
*******************************************************************************