2 Исследования планет и малых тел Солнечной системы Венера



Скачать 258.07 Kb.
Дата21.01.2018
Размер258.07 Kb.
ТипИсследование


2.3. Исследования планет и малых тел Солнечной системы
Венера.
1. Проведено исследование приливных волн в температурных полях и облаках в зависимости от широты и высоты в средней атмосфере Венеры. Приливная гипотеза ускорения зональной суперротации является одной из современных гипотез, объясняющих природу динамики атмосферы Венеры. Прилив генерируется в результате поглощения 50% солнечной энергии в узком слое на высоте 58-70 км в средней атмосфере. Трехмерные поля температуры и аэрозоля в координатах широта-высота-солнечная долгота (последнее для Венеры является также местным временем), полученные в результате фурье-спектрометрии на Венере-15, были исследованы на существование солнечно связанных волн.
Приливная волна была представлена выражением:

где h – высота, - широта, Ti, i – амплитуда и фаза i-ой гармоники.

Исследовано поведение амплитуд и фаз гармоник солнечно-связанной волны в зависимости от широты и высоты








(а)

(б)




На рисунке показан пример поведения нулевой гармоники для температуры(а) и аэрозоля(б). Для аэрозоля показаны уровни логарифма численной концентрации эквивалентных частиц.

к.ф.м.н. Засова Л.В. E-mail: zasova@irn.iki.rssi.ru



Представлено в печать

L.V. Zasova, I.V. Khatuntsev, N.I. Ignatiev, V.I. Moroz, A. Afanasieva Local time variations in the middle atmosphere of Venus. COSPAR 2000, submitted in Advances in Space Research


2. Трехмерные поля зонального термического ветра, полученные в процессе повторной обработки данных ИК спектрометрии, проведенной с борта «Венеры-15», позволили построить широтные профили скорости ветра, соответствующие высоте максимума среднеширотного джета (около 70 км) на дневной и ночной стороне Венеры. Данные профили были использованы для моделирования баротропной неустойчивости. Было обнаружено, что фазовые периоды находятся в интервале от 3-х до 4-х земных суток, а времена роста менее 20 суток. Для дневных профилей максимальный вклад дают гармоники с номером n=3, а для ночного профиля - с номером n=2. Это может рассматриваться как аргумент в пользу существования баротропной неустойчивости в средней атмосфере Венеры на высотах порядка 70 км.

Табл. 1. Результаты расчетов периодов баротропной неустойчивости для широтных профилей ветра, полученных на «дневной» (25о-55о) и «ночной» (190о-220о). Жирным курсивом выделены результаты, которым соответствуют максимальные собственные векторы для каждого из диапазонов солнечных долгот.



Солнечная

Долгота

Ls



Номер моды

r




ni

Фазовый

период

(сутки)

Время

роста

(сутки)




1

-1.8831

0.5975

-3.34

10.52




1

-1.7255

0.1065

-3.64

59.01




2

-1.9868

0.9678

-3.16

6.49




2

-1.7894

0.0964

-3.51

65.17




3

-2.0078

1.0848

-3.13

5.79

25о-55о

4

-1.9995

1.0660

-3.14

5.89




5

-1.9957

0.9270

-3.15

6.78




5

-1.8884

0.0619

-3.33

101.49




6

-1.8818

0.0631

-3.34

99.50




6

-2.0060

0.5810

-3.13

10.81




6

-2.0008

0.0763

-3.14

82.34




7

-2.0465

0.1765

-3.07

35.59




1

-2.6741

0.2194

-2.35

28.64




1

-1.7902

0.3790

-3.51

16.58




2

-2.6459

0.1804

-2.37

34.83




2

-1.9544

0.5230

-3.21

12.01




3

-1.9783

0.3325

-3.18

18.90

190о-220о

3

-1.7754

0.1080

-3.54

58.18




4

-1.7981

0.2019

-3.49

31.13




4

-1.8171

0.0565

-3.46

111.28




5

-1.8029

0.3271

-3.49

19.21




6

-1.8027

0.3815

-3.49

16.47




7

-1.8033

0.3808

-3.48

16.50




8

-1.8049

0.3295

-3.48

19.07

Автор: Хатунцев И.В. E-mail: Igor.Khatountsev@irn.iki.rssi.ru

По результатам сделан доклад на COSPAR-2000 (Варшава, 16-23 июля 2000г.):

Khatuntsev I.V., BAROTROPIC INSTABILITY IN THE MIDDLE ATMOSPHERE OF VENUS.


3. Проведена новая обработка данных о малых компонентах атмосферы Венеры по результатам масс-спектрометрических измерений на аппаратах «Венера-11-12-13-14». Обращение к данным прежних миссий с целью их нового, более глубокого анализа, является естественным в нынешних условиях, в отсутствии новых миссий и, следовательно, нового экспериментального материала. Необходимость полной обработки полученных уникальных данных связана с тем, что опубликованные и имеющиеся результаты являются предварительными, а подобные измерения не проводились на Венере более 15 лет.

Для решения задачи проводится повторная обработка результатов измерений с использованием новых методов и компьютерных программ обработки и анализа масс-спектров.. В проекте предусматривается получение новых данных по тяжелым инертным газам - криптону и ксенону, обилие и изотопный состав которых определены крайне не точно, как на “Пионер-Венус”, так и на “Венерах” (разброс данных составляет более порядка), а так же по аргону 36. Это связано с тем, что концентрации неона, криптона, и ксенона оцениваются, и прежде всего в измерениях на “Пионер-Венус, посредством сравнения с величиной масс-пика аргона 36.

Применение предлагаемых методов обработки и анализа масс-спектрометрической информации позволяет исключить влияние “врезок” служебной информации в информацию прибора и использовать значительную часть масс-спектров, более 50 %, которые в предыдущих обработках не использовались и провести суммирование всех масс-спектров с целью повышения соотношения сигнал / шум.

- Проведена доработка моделей и отладка компьютерных программ, предназначенных для обработки информации и суммирования масс-спектров, составлен предварительный каталог масс-спектров по “Венерам”-13 и 14.

- Проведена подготовка калибровок аналагов приборов, оставшихся в лаборатории, на газовой смеси, близкой по составу к атмосфере Венеры и использование результатов в процессе обработки информации.

Руководитель: Кочнев В.А.,Гречнев К.В., Е-mail-< koch@mx.iki.rssi.ru >



Публикация: готовится публикация Препринта ИКИ.
Марс
1. На основе модели общей циркуляции атмосферы Марса проведено численное моделирование климата планеты с учетом взаимодействия пылевого и конденсационного аэрозоля с полем излучения и динамикой атмосферы, а также глобального цикла воды. Результаты с хорошей точностью воспроизводят сезонную эволюцию климатических параметров, наблюдаемых в последние годы аппаратурой КА "Марс Глобал Сервейер", а также данные посадочных аппаратов "Викинг". Показано, что в сезон, соответсвующий лету северного полушария и совпадающий с прохождением Марсом афелия, в дивергентной точке ячейки Хэдли в северных тропиках формируется глобальная система облаков, опоясывающая планету в диапазоне широт 0-30. Облака состоят из кристаллов водяного льда со средним радиусом 3-7 мкм, с включением пылевых частиц в качестве ядер конденсации. Вертикальная оптическая толща тропической облачности 0.2-0.4, интервал высот 7-30 км, причем особенно интенсивная облачность генерируется орографическими эффектами в области Фарсиды. Расчеты показывают, что формирование тропической системы облаков в афелии приводит к глобальному понижению температуры тропопаузы на 10-15 К, как за счет увеличения радиационного выхолаживания, так и за счет захвата в облачном слое эффективно поглощающих солнечную энергию пылевых частиц. Последний эффект приводит к снижению глобального содержания пыли в атмосфере в 2-3 раза и концентрации пылевых частиц в подоблачном слое в тропиках в Северном полушарии. Установившийся в афелии тепловой баланс сопровождается медленнным (с периодами 15 и 30 сут.) зонально-симметричными колебаниями температуры с амплитудой 3-7 К на уровне тропопаузы, связанными, по-видимому, с возбуждаемой тропической облачностью автоколебательной модуляцией интенсивности циркуляции Хэдли. При солнечной долготе около 143 происходит распад тропической системы облаков и формирование полярных облачных колпаков, сопровождающийся быстрым (3-10 сут.) распространением пыли в высокие широты обоих полушарий и глобальным потеплением на 5-10 К. Этот период характеризуется возбуждением широкого спектра волновых мод в атмосфере и хаотическим поведением локальных полей температуры и давления, отмеченным ранее как "транзиенты Тиллмана". Предположительно это связано с нелинейной перестройкой теплового баланса и общей циркуляции атмосферы при переходе между метастабильными состояниями, решающую роль в формировании которых играет тропическая облачность.

Исследование цикла воды в атмосфере Марса в рамках модели общей циркуляции указывает на относительно несущественную роль обмена водяного пара с реголитом. В основном абсорбция паров воды поверхностью играет роль диссипативного механизма, стабилизирующего меридиональный транспорт водяного пара. Однако для окончательных выводов требуется численный эксперимент с расчетом многолетнего установившегося цикла воды, что будет проделано в ближайшее время.

Автор - А.В.Родин, к.ф.-м.н., rodin@irn.iki.rssi.ru. В соавторстве с Дж.Уилсоном (Лаборатория геофизической гидродинамики, Принстон, США).

Результаты докладывались на 32 Научной ассамблее КОСПАР и 32 конференции Планетного отделения Американского астрономического общества. Подготовлены к публикации статьи "GCM simulations of Mars aphelion climate" (Icarus) и "О методе численного моделирования разреженного конденсационного аэрозоля" (Известия РАН, ФАО)

2. Обнаружена температурная инверсия в приповерхностном слое в области Great Volcanoes на Марсе по данным Mariner 9 IRIS. Среди спектров, полученных Mariner 9 IRIS, были выделены 335, полученных во время распада пылевой бури в районе Tharsis, с 13 до 18 часов местного времени во время летнего сезона. Температурные и аэрозольные профили были получены самосогласованным образом из каждого спектра. Оптическая толщина аэрозоля изменяется со временем между Ls = 314 и 348 от среднего значения 0.45 до 0.15 (на 1000 см-1). При этом температура атмосферы падает на величину около 30К.

Изменение характера температурного профиля на орбитах, проходящих через Tharsis, показывает развитее температурной инверии в приповерхностном слое, которая достигает 27К после 17 часов на северном склоне Arsia Mons. Такое поведение температуры характерно для поздней ночи. Тепловая инерция поверхности в Tharsis в 10-15 раз ниже, чем в равнинных областях, что приводит к быстрому остыванию поверхности по сравнению с высоко-инерционной атмосферой.
На рисунке показаны спектры вместе с синтетичекими, рассчитанными с восстановленными параметрами, сдвиг между соседними спектрами 10К(а) и температурные профили (б), полученные во время одной трассы вблизи вершины Arsia Mons. Сдвиг между температурными профилями равен 10 К

(а)

(б)


к.ф.м.н. Засова Л.В. E-mail: zasova@irn.iki.rssi.ru

Представлено в печать L. Zasova, V. Formisano, D. Grassi, N. Ignatiev, A. Maturilli Martian atmosphere in the region of Great Volcanoes: Mariner –9 data revisited. , submitted in Planetary and Space Sciences

3. Получены температурные профили для северной полярной зимней атмосферы Марса ( >65N). Туман, состоящий из льда H2O c размером частиц коло 1 мкм и =0.1-1 существует у поверхности со шкалой высоты 1-2 км. Конденсационные облака CO2 могут существовать на широтах > 80N на высте10-25 км или в приповерхностном слое.

Было получено около 700 спектров Марса во время северной полярной ночи в результате эксперимента IRIS (Mariner 9) в обл 5-50 мкм для широт >65N. Спектр имеет сложную форму, как в континууме, так и в полосе 15 мкм CO2. Температурные и аэрозольные профили были восстановлены самосогласованным образом из каждого спектра. Обнаружена инверсия в температурном профиле с максимумом на высоте 5-10 км. Выше температура падает, достигая минимума на высоте около 20 км, после чего растет до высоты 40-50 км. Спектр в континууме для всех спектров <75N и части спектров >75N хорошо описывается моделью приповерхностного тумана, состоящего из водяного льда с =0.1-1, с размером частиц около 1 мкм и содержанием воды 1-10 prmkm. С этим туманом связана приповерхностная инверсия в температурном профиле. На широтах > 75 –80N конденсационные облака CO2 могут существовать на высoте 10-25 км или в приповерхностном слое, так же как и конденсат на поверхности.

Для примера приведено семейство температурных, профилей для широт 65-70N. Пунктир –температура насыщения CO2, штрих-пунктирные кривые – H2O, при содержании 0.1, 1, 10, 100 ppm соответственно



к.ф.м.н. Засова Л.В. E-mail: zasova@irn.iki.rssi.ru


Представлено в печать L.V. Zasova, V. Formisano, D. Grassi, N. Ignatiev, and A. Maturilli Atmosphere of Mars at north high latitudes from Mariner-9 IRIS data. COSPAR 2000, submitted in Advances in Space Research


Следующий рисунок иллюстрирует совпадение измеренных и синтетических спектров, рассчитанных с восстановленными параметрами. Сдвиг между спектрами 10 К.

4. В рамках работ по созданию программного обеспечения для интерпретации данных эксперимента PFS (Planetary Fourier Spectrometer) на европейском аппарате Mars Express 2003 проведен анализ данных, полученных в 1971–1972 г.г. в эксперименте IRIS (Infrared Interferometer Spectrometer) на КА Mariner 9. Исследовано содержание водяного пара, главным образом, в южном полушарии, восстановленное по спектрам ИК излучения в диапазоне 20–50 мкм, его сезонная, суточная и широтная изменчивость. Полученные результаты в целом подтверждают общепринятую картину поведения общего содержания водяного пара в данный сезон (конец лета – начало осени в южном полушарии, гелиоцентрическая долгота Солнца 290–350): общее содержание H2O в атмосфере составляет примерно 10 мкм осажденной воды с максимумом в средних широтах. Установлено, что содержание и/или вертикальное распределение водяного пара испытывают суточные вариации, так что в дневное время содержание H2O в атмосфере больше, чем утром и вечером. Это поведение так же согласуется с измерениями по наземным наблюдениям Марса. Для более точного анализа данных недостаточно только измерений в тепловом ИК диапазоне, и будущие измерения с помощью двухканального спектрометра PFS могут быть значительно более эффективны.




Местное время, ч

Рисунок. Пример измеренного содержания H2O для 40–50 и 50–60 ю.ш. в зависимости от времени суток для сезона Ls=290–310.

Игнатьев Н. И., к.ф.-м.н., 333-34-66, Nikolai.Ignatiev@irn.iki.rssi.ru. N. I. Ignatiev, L. V. Zasova, V. Formisano, D. Grassi, and A. Maturilli, Water vapour abundance in Martian atmosphere from revised Mariner 9 IRIS data. Adv. Space Res., 2001 (отправлено в печать в 2000).

5. Построена новая модель рассеяние света слоем реголита и аэрозолем. При анализе фотометрических наблюдений поверхностей планет широко используются различные приближенные модели рассеяния, с помощью которых можно описать данные измерений небольшим количеством параметров, однако они не содержат в явном виде таких решающих физических характеристик как размер зерен или показатель преломления вещества. Более того, непосредственное сравнение результатов наиболее часто применяемой модели Хапке с точным численным решением уравнения переноса показывает, что ошибки ее малы только для почти изотропного рассеяния. Однако хорошо известно, что реальные независимые крупные частицы рассеивают свет преимущественно вперед. С помощью приближения геометрической оптики найдено, что фазовую функцию рассеяния зернами реголита можно успешно смоделировать рассеянием смеси случайно ориентированных сфероидов с различным отношением осей. Для того чтобы учесть эффект упаковки зерен в слое реголита мы использовали так называемый статических структурный фактор, который зависит от размера частиц и фактора упаковки. Увеличение плотности упаковки приводит к подавлению дифракционной компоненты рассеяния вперед и увеличению альбедо поверхности. Используя точный численный метод решения уравнения переноса мы рассчитали рассеяние плоским слоем реголита, содержащим частицы с заданными физическими свойствами (размером, показателем преломления, плотностью упаковки). В связи с тем, что в реголите могут присутствовать и мелкие частицы пыли размером в несколько, мы рассмотрели влияние их вклада в рассеяние света. Мелкая пыль не только повышает альбедо поверхности, но и изменяет форму профиля яркости и усиливает пик рассеяния назад.

Хотя из анализа измерений интенсивности света, рассеянного средой, невозможно получить единственный набор характеристик, описывающих эту среду, примененный точный метод позволяет моделировать данные наблюдений реальными характеристиками реголита, а не абстрактными параметрами, как это делают широко используемые аппроксимации. Руководитель темы, кандидат физ.-мат. наук Е.В.Петрова, petrova@rssi.ru


6. Разработан новый метод дистанционного зондирования марсианского аэрозоля по а измерениям отраженного солнечного излучения в насыщенной полосе 2.7 m CO2 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, оценить шкалу высот аэрозоля Н = 102 км, а также выявить спектральную зависимость оптических свойств аэрозоля, предполагающую наличие полосы поглощения у пыли в районе 2.8 мкм. Хорошее согласие с наблюдениями в данном случае обеспечивают такие минералы, как монтмориллонит и смектит, хотя, можно сказать, что палагонит также дает подходящую аппроксимацию. Полученные результаты, относительно интегральной оптической толщины, хорошо согласуются с одновременными наблюдениями Пасфайндера и космического телескопа Хаббл. Несмотря на сложность, связанную с тем, что наблюдения проводились с земной орбиты, успешное применение этого метода было обеспечено великолепным разрешением 1500-2500 и большим отношением сигнал-шум (уровень шума ниже 1 Ян = 10-26 Вт/м-2 Гц-1).

Автор: Федорова А.А (fedorova&irn.iki.rssi.ru)

Публикации:1. D.V. Titov, A.A. Fedorova, and R. Haus. A new method of remote sounding of the Martian aerosols by means of spectroscopy in the 2.7 m CO2 band. Planetary and Space Science 48, pp. 67-74, 2000.

2. A.A. Fedorova, E. Lellouch, D.V. Titov, T. De Graauw, and H. Feuchtgruber. Remote sounding of the Martian dust from the ISO spectroscopy in the 2.7 m CO2 bands. Planetary and Space Science, in preparation.


7. Проведенное впервые сопоставление глобальной карты распределения магнитных полей на высоте ионосферы у Марса, полученной по измерениям на Американском аппарате Марс-Глобал Сурвеёр (MSG/ER), со 120-ю электронными профилями в марсианской ионосфере (данные Маринер-9, Викинг 1 и 2), полученными радиозатменными методами, а также анализ магнитного поля в области взаимодействия планеты с солнечным ветром позволили сделать следующие выводы:

1) Марс и Венера не обладают ожидавшимся на основании отсутствия глобального магнитного поля у Марса полным подобием картины обтекания солнечным ветром. Причиной этого является наличие у Марса локальных полей гигантских магнитных аномалий. Именно эти аномалии обуславливают существенный вклад во взаимодействие с солнечным ветром и определяют вариации ударной волны и границы “магнитосферы” Марса, т.е. границы остановки потоков солнечных протонов, а также их относительное большее расстояние от планеты, чем у Венеры.

2) В присутствии значительной вертикальной компоненты полей магнитных аномалий у Марса наблюдается вертикальная диффузия плазмы, и электронные профили в ионосфере в результате имеют большие шкалы высот над границей номинальной области фотохимического равновесия. В области горизонтального магнитного поля аномалий фотохимическое равновесие с малыми значениями шкал высот простирается в ионосфере до высот, существенно превышающих верхнюю границу номинальной области фотохимического равновесия.

3) В области многочисленных глубоких воронок (каспов) в районе магнитный аномалий на Марсе, в которых вертикальные магнитные поля соседних аномалий имеют противоположные направления, солнечный ветер свободно затекает в эти воронки и участвует в пересоединении магнитных полей, ионизуя нейтральную атмосферу, существенно нагревая ее (наблюдается прирост нейтральной температуры до 40% по сравнению с окружающими областями). Таким образом, в атмосфере Марса вплоть до поверхности могут наблюдаться горячие пятна значительной протяженности.

4) В Южном полушарии Марса, изобилующим магнитными аномалиями, практически повсюду, и, в том числе, в районе магнитных аномалий, имеется значительное горизонтальное поле, и этим объясняются стабильно низкие и постоянные шкалы высот электронных профилей в ионосфере Марса и отличие их от характерной структуры в ионосфере Венеры.

5).Во всех областях, где измеренные MGS поля были близки к порогу разрешения

(5-10 nT), главным образом, в Северном полушарии, Марс вел себя как немагнитная планета Венера при условиях, типичных для высокого динамического давления солнечного ветра, т.е. в присутствии в ионосфере продавленного в нее межпланетного магнитного поля.

Автор - Бреус Т.К., к.ф.м.н., 333 21 44, breus@iki.rssi.ru, совместно с американскими специалистами N.Ness (Исследовательский центр в Бартоле) M. Acuna, J.Connerny (Годдардовский центр,НАСА) и A. Kliore (Лаборатория Ракетных исследований в Пасадине).

Результаты докладывались на 32 Научной Ассамблее КОСПАР в Варшаве и опубликованы в J.Geophys.Res. Vol.105, No A7, pages 15 991-16 004, 2000.

Меркурий

При проведении астрономических наблюдений планеты Меркурий в рамках плановых работ ИКИ и работ по гранту РФФИ 98-02-16442, впервые, благодаря новому методу наблюдений, удалось получить его пространственно разрешенные наземные снимки, грубо характеризующие распределение разных типов реголита по диску планеты. Выполнена обработка снимков Меркурия, полученных в период конец 1999 г. -- начало 2000 г. в Абастуман­ской астрофизической обсервато­рии Республики Грузия методом коротких экспозиций с ПЗС-камерой. Большим преимуществом обсерватории является значительная высота над уровнем моря (около 1700 м), что имело большое значение для наблюдений на значительных зенитных расстояниях. Сокращение экспозиции до 10 мс устраняет размыв изображения, вызываемый атмосферной нестабильностью и значительно повышает разрешение. Однако устранение искажений изображения возможно только путем отбора из достаточно большого числа получаемых снимков.

Большой динамический диапазон, присущий ПЗС-приемникам, позволяет значительно контрасти­ровать изображения. Крупные детали на снимке были выделены дальнейшей обработкой. Масштаб изображений увеличивался (с интерполяцией пикселов), а затем файлы изображений обрабатывались простой программой FITS для повышения контрастов.

Руководитель темы, доктор физ.-мат. наук Л.В.Ксанфомалити, ksanf@rssi.ru






Комета Галлея.
Показано, что состав мельчайших частиц кометы Галлея (m<10-16 г) идентичен составу крупных частиц (m>10-16г). ПАЖ, 2000 т.26 №6 с. 1-12 “Состав очень мелкой пыли в оболочке кометы Галлея”.

На основании расчета высокоскоростного удара пылевых частиц о мишень и последующего разлета плазменного облака подготовлена система обработки данных эксперимента “Пума”, позволяющая восстановить химический состав пылинок по ионным спектрам. Препринт ИКИ РАН Пр-2021, 2000. Расчет влияния пространственного заряда разлетающегося плазменного облака на энергетические спектры и угловое распределение ионов.

Руководитель Евланов Е.Н., к.т.н.


Эволюция планетных атмосфер
1. Проводились экспериментальные работы по исследованию воздействия высокоскоростных ударов крупных метеоритов на эволюцию планетных тел и выявлению последствий таких глобальных катастроф в атмосфере и литосфере Земли. Руководитель работ: к.ф.м.н. Герасимов М.В. (тел. 333-11-55, mgerasim@mx.iki.rssi.ru)

Исследовались тренды ударно-испарительной химической дифференциации вещества углистого метеорита Мерчисон как моделирующего наиболее примитивное вещество Солнечной системы, участвовавшее в аккреции планет. Объектом изучения были продукты, получаемые при модельном ударном испарении. Было показано, что летучие элементы (углерод, сера, цинк) концентрируются в поверхностных слоях конденсированных пленок. Обогащение этими элементами составляло около порядка величины (см. Рис. 1).



Рис. 1 Профили концентраций углерода, серы и цинка по глубине от поверхности (Å) в пленках конденсата при испарении метеорита Мерчисон.


Полученные экспериментальные профили хорошо коррелируют с профилями концентраций углерода и цинка в сублиматном слое на поверхности частиц лунного реголита, доставленного космическим аппаратом Луна-16 (см. рис. 2).

Рис. 2. Профили концентраций углерода и цинка по глубине от поверхности (Å) в сублиматной пленке на поверхности частиц лунного реголита луна-1635.


Данные работы являются важным свидетельством возможности формирования лунных сублиматных пленок за счет ударных процессов, а не только за счет вулканической деятельности, рассматриваемой ранее.

Работа выполнялась в кооперации с ИГЕМ РАН и Институтом химии общества им.

М.Планка (ФРГ).

Результаты работы докладывались на 31-ой ежегодной конференции по наукам о Луне и планетах в Хьюстоне (США).

2
. Изучались профили распределения концентраций органического вещества в пленках конденсированного вещества, полученного при модельном ударном испарении оливина и пироксена в атмосферах, содержащих либо СО2, либо Н2О, либо смесь СО22О. Органическое вещество определялось методом рентгено-электронной спектроскопии по наличию связи С-Н в исследуемом веществе. Было установлено эффективное формирование органических соединений в условиях смеси СО22О и практически фоновое количество органики в пленках конденсата, полученных при испарении образцов в средах, содержащих СО2 и Н2О по отдельности. Полученные результаты свидетельствуют об эффективном синтезе органического вещества в условиях, когда в системе присутствуют оба необходимых для образования органики элемента (углерод и водород), по сравнению с ситуацией, когда один из них отсутствует.
Р
ис. 2. Профили концентрации углеводородов по глубине (от поверхности) в пленках конденсированного вещества, полученных в экспериментах по испарению оливина и пироксена в средах, содержащих СО2, Н2О и СО22О.
Работа демонстрирует принципиальную возможность синтеза заметных количеств органического вещества в окислительных условиях при ударно-испарительных процессах.

Работа выполнялась в кооперации с ИГЕМ РАН и Институтом химии общества им. М.Планка (ФРГ).

Результаты работы докладывались на 31-ой ежегодной конференции по наукам о Луне и планетах в Хьюстоне (США).
3. Проведена оценка количественного и качественного состава газов, выделяющихся в атмосферу Земли при катастрофических ударных событиях. На примере ударного события Чиксулуб показана глобальная значимость фактора выделения токсических газов на вымирание фауны.Были обобщены результаты, полученные в рамках экспериментального изучения химии ударно-испарительных явлений, по формированию и распространению в атмосфере Земли газов, формирующихся при падении крупного метеорита. Акцент был сделан на токсичность выделяемых компонентов для оценки устойчивости эко- и биосистем при катастрофических ударных событиях. Были сделаны оценки выделения ряда газов (CO2, CO, HCN, SO2, SO3, H2S, CS2, COS, углеводороды и др.) применительно к ударному событию Чиксулуб.
Таблица. Оценка количества газов, образованных ударным событием Чиксулуб. Модели 1 и 2 соответствуют минимальным и максимальным оценкам количества дегазированных углерода и серы при ударе.


Газовые

Компоненты



Образовано ударным событием Чиксулуб, г

Модель 1

Модель 2

CO2

3.41017

1.11018

CO

2.21017

7.21017

SO2

4.71016

5.91017

CS2

5.61015

7.11016

H2S

1.31015

1.61016

COS

1.31015

1.71016

CH4

4.91015

1.61016

C2H2

1.01016

3.31016

C2H4

1.11016

3.61016

C2H6

2.31015

7.71015

CH3CHO

1.71015

5.61015

C3H6

6.51015

2.21016

C3H4

3.11015

1.01016

C4

8.31015

2.81016

C5

2.51015

8.51015

C6H6

1.21016

4.01016

HCN

1.51014

1.51014

Была построена модель, показывающая, что целые континенты могли быть покрыты облаком выбросов, имеющим летальные концентрации отдельных газов, и что даже при глобальном распространении облака концентрация ряда токсичных газов в несколько раз превышает предельно допустимые безопасные концентрации. Результаты работы показывают, что формирование токсичных газов и их глобальное распространение может быть одним из существенных факторов вымирания разных видов организмов при глобальных ударных катастрофах.

Работа докладывалась на конференции "Катастрофические события и массовые экстинкции" в Вене (Австрия).
6. Внесолнечные планетные системы.
Проведен анализ наблюдений внесолнечных планетных систем. Открытие планетных систем у других звезд стало выдающимся достижением последних лет. Развитие представлений о том, что Солнечная система может представлять планетные системы в Галактике вообще, стало следствием того, что до последней декады ХХ века она оставалась единственным объектом такого рода. Изучение известных планет создало определенный стереотип в теоретических исследованиях. Поэтому открытие экзопланет, которые так отличаются от объектов Солнечной системы, изменяет наши основные представления о физике и самих критерия нормальных планет.Существенным фактором в истории Солнечной системы было образование Юпитера. Две волны метеоритной бомбардировки сыграли в ней важную роль. В конечном счете, возникло стабильное низкоэнтропийное состояние Солнечной системы, в котором Юпитер и другие гиганты, имеющие стабильные орбиты, защищают внутренние планеты от ударов опасных небесных объектов, уменьшая эту опасность на много порядков. Существуют даже варианты «антропного принципа», утверждающие, что своим возникновением и развитием земная жизнь обязана Юпитеру. Среди 500 звезд солнечного типа главной последовательности найдено около 20-ти компаньонов, имеющих массу более или менее близкую к массе Юпитера, а также несколько «инфракрасных карликов». Около половины открытых экзопланет относятся к типу «горячий юпитер». Это гиганты, иногда с массой в несколько масс Юпитера, на очень низких орбитах, с периодами 3-14 сут. Все их родительские звезды обогащены тяжелыми элементами, [Fe/H]=0.1-0.2. Это может означать, что процесс образования экзопланет зависит от химического состава протопланетного диска.Само существование экзопланет типа «горячий юпитер», рассматриваемое в свете новых теоретических работ, сталкивается с проблемой формирования Юпитера на его реальной орбите. Все экзопланеты с большой полуосью орбиты более 0.15-0.20 а.е. имеют эксцентриситет орбиты более 0.1, главным образом, 0.2-0.5. Вместе с их возможной миграцией внутрь Солнечной системы, это создает угрозу самому существованию внутренних планет.

Работа опубликована в №6 Астрономического Вестника за 2000 г.

Руководитель темы, доктор физ.-мат. наук Л.В.Ксанфомалити, ksanf@rssi.ru
Ионосфера Земли.
1. По масс-спектрометрическим данным, полученным со спутника «Интеркосмос-24» исследовалось отношение концентраций ионов N+ и O+ (N+ / O+) в широком интервале высот от 500 км до 2500км в период высокой солнечной активности.

1.Показано, что широтная зависимость этого отношения может иметь максимум на низких и средних широтах. На малых (перигейных) высотах максимум находится на широтах 200 – 300, на апогейных высотах на 450 – 550. Отношение концентраций N+ / O+ в этом максимуме на апогейных высотах в ночное время доходит до 100% при абсолютной концентрации этих ионов – несколько частиц на кубический сантиметр.

2.Получена высотная зависимость отношения N+ / O+ на средних широтах, а так же зависимость от сезона и времени суток.

- Показано, что днем почти на всех высотах отношение зимой меньше, чем летом. На апогейных и перигейных высотах эта зависимость не так очевидна.

- В период равноденствия величины отношения меньше летних и больше зимних величин до высот приблизительно 2000 км., а выше этих высот они меньше как летних, так и зимних величин, ночью величины отношения больше, чем днем во всем интервале высот, особенно в зимний период.

Такие экспериментальные исследования в период высокой солнечной активности на указанных высотах проведены впервые, а существующая международная справочная, ионосферная модель IRI вообще не содержит сведений об ионе N+ .



Пример ионного состава вдоль орбиты 1034 (20.12.89г.) на высотах 500 – 700 км. Руководитель: Кочнев В.А., к.ф.-м.н., Е-mail-< koch@mx.iki.rssi.ru >

Подготовлено к публикации в «Космических исследованиях: В.А. Ершова, В.А. Кочнев, Ю.А. Шульчишин, Отношение концентраций ионов N+ / O+ в период высокой солнечной активности.
Воздействие космических факторов на организм человека
Исследования космонавтов во время всех имеющихся экспедиций на аппаратах СОЮЗ и в полете на пилотируемой станции МИР, проведенное по данным медицинского контроля и обследования их сердечного ритма с помощью мониторов типа Холтера, показало, что у всех космонавтов статистически достоверно наблюдается реакция адаптационного стресса в ответ на геомагнитные бури, а именно, возникают вегетативные нарушения сердечного ритма и происходит усиление сосудистого тонуса. Эти результаты имеют как фундаментальное значение для понимания эффектов нарушений эндогенных ритмов сложных открытых нелинейных биологических систем под воздействием слабого (уровня шума) внешнего фактора среды обитания, так и прикладное значение для выработки профилактики этих эффектов.

Автор - Т.К.Бреус, к.ф.м.н., 333 21 44, breus@iki.rssi.ru. Совместно со специалистами из ИМБП Минздрава России Р.М.Баевским, Г.А.Никулиной и А.Г.Черниковой.

Результаты докладывались на подготовлен в международной конференции “Космические

бури и космическая погода» на Крите 18-19 июля 2000г

Представлены в печать две статьи в Journal of Atmosphere and Solar-Terrestrial Physics (JASTP) и в Космические исследования.
Получены результаты лидарного зондирования поверхности. Наиболее значимым здесь является обнаружение отличий в сигнале флюоресценции реликтовых остатков листьев. Разработан метод повышения контраста этих реликтовых следов растительности, который позволил обнаружить на поверхности Марса районы с аномально большими значением цветового индекса. Эти аномалии могут быть интерпретированы как наличие органических пигментов на поверхности Марса и могут рассматривается как районы для посадочных аппаратов с целью поиска следов древней жизни на Марсе. После сообщений об обнаружении остатков бактерий на метеоритах с Марса и следов присутствия воды в древности, все предположения о возможном обнаружении следов органических пигментов на Марсе становятся более обнадеживающими.

Авторы: Першин С.М., д.ф.-м.н. (ИКИ РАН), тел.333-32-01, spershin@mx.iki.rssi.ru

Pesrhin S.M., «Organic Pigments on the Mars Surface?», 2000б Proceedings of the International Conference, GEOKHI, Russian Acad.оf Sciences, Moscow, Oct.2000, pр.43-47.
В рамках проведения работ по контракту «Ганимед» Миннауки РФ создано программное обеспечение для вейвлет разложения и многомасштабного анализа поверхностей космических тел. С помощью разработанного программного обеспечения были проанализированы различные фрагменты изображений спутника Юпитера «Европа», а также изображения поверхности Марса. По результатам исследований подготовлена и направлена в журнал ’’Computerra’’ статья М.В.Алтайский, А.В.Захаров, С.С.Моисеев «Вейвлет анализ изображений космических тел»

Автор Алтайский М.В. и др., к.ф.-м.н., тел.333-53-56, altaisky@mx.iki.rssi.ru,






Поделитесь с Вашими друзьями:


База данных защищена авторским правом ©vossta.ru 2019
обратиться к администрации

    Главная страница