Исследования планет и малых тел Солнечной системы

В 1998 году была закончена работа с измерениями водяного пара в атмосфере Марса телевизионной камерой ИМП на борту посадочного апарата “Марс-Пасфайндер”. Было проанализиировано около 300 изображений Солнца, снятых в фильтрах в полосе 0.94 микрона водяного пара и в близлежащем континууме. Измеренное поглощение при углах солнца над горизонтом 5-10 градусов составляло 1-2%. Это соответствует интегральному содержанию водяного пара в атмосфере 6+/-4 микрон осажденной воды. По характеру увеличения наблюдаемого поглощения в полосе воды был сделан вывод о том, что водяной пар , по-видимому, распределен в атмосфере сильно неоднородно и сосредоточен в основном в приповерхностном слое толщиной в несколько километров.
Была начата работа с данными камеры ИМП, полученными в сеансах измерения распределения яркости марсианского неба. Параметры распределения аэрозольных частиц по размерам были оценены по распределению яркости вблизи солнца (? < 40 градусов) в приближении однократного рассеяния: эффективный размер reff~1.5-2.0 микрон и эффективная вариция ?~0.2. Эта работа будет продолжена с учетом эффектов многократного рассеяния и включением в рассмотрение измереного распределения яркости вплоть до горизонта.

Климат Марса.

Продолжена работа по совершенствованию одномерной самосогласованной модели микрофизики и теплового баланса нижней атмосферы Марса. Оттестировано несколько схем замыкания цепочки уравнений непрерывности моментов. В уравнениях теплового баланся учтено рассеяние пылью излучения в тепловом диапазоне. Исследована устойчивость численного решения, показано, что в большинстве случаев шаг по времени может на один-два порядка превышать шаг, требуемый для устойчивого интегрирования традиционных уравнений микрофизики. Пакет подпрограмм адаптирован к трехмерной модели общей циркуляции.
На основе нестационарной самосогласованной модели показано, что тепловой баланс может достигаться при различный температурах при одних и тех же внешних условиях (сезон, местное время, количество воды и пыли в атмосфере), т.е. подтверждено существование метастабильных состояний, предсказанных стационарной моделью. Характерное время перехода составляет несколько суток. Сделана аналитическая оценка устойчивости таких состояний.

Фотометрия и поляриметрия Марса.

Раскрыта вероятная причина причина существенных расхождений между поляриметрическими и фотометрическими оценками оптической толщины аэрозольной среды в атмосфере Марса: поляриметрия давала около 0,05, фотометрия 0,15 - 0,3. Показано, что оно устраняется при учете несферичности частиц, чего ранее не делалось при интерпретации поляриметрических измерений из-за недостаочной отработанности теоретической методики. Противоречие разрешено в пользу более высоких значений оптической толщины.
Проведен анализ оптических свойств частиц, покрытых оболочкой водного льда. Это позволило объяснить форму ряда утренних профилей УФ-яркости Марса, измеренных прибором КРФМ (миссия “Фобос”). Оценено количество льда, конденсирующегося на аэрозольных частицах в течение ночи и скорость его сублимации. Продемонстрирована сложная картина влияния ледяной дымки на изображения поверхности Марса

Верхняя атмосфера Марса.

Сопоставление шкал высот профилей электронной концентрации в ионосфере Марса, полученных по данным радиозатменных экспериментов на Маринере 9 и Викинг 1 и 2, с данными о шкале высот в модели термосферы свидетельствуют, что в ионосфере Марса условия фотохимического равновесия существуют вплоть до высот 240 км, в то время как в соответствии с теоретическими представлениями эти условия должны ограничиваться высотами ниже 180 км. Единственной причиной этого может быть существова ние глобального горизонтального магнитного поля у Марса в этой области, ограничивающего вертикальную диффузию. Поскльку в области тех же зенитных углов, где проводились радиозатменные эксперименты у Венеры, не имеющей собственного поля, проникновение межпланетного магнитного поля в ионосферу наблюдалось менее, чем в 10% случаев, этот результат свидетельствует, что недавно открытые локальные магнитные аномалии на Марсе должны участвовать в формировании некоторого глобального собственного магнитного поля в ионосфере Марса.

На основании экспериментальных данных автоматических станций, проводивших исследования в атмосфере и на поверхности Венеры, и термодинамического анализа гетерогенных и газофазных систем на поверхности и в тропосфере планеты вычислена концентрация 14 активных малообильных компонентов атмосферы у поверхности. В этих условиях выявлена возможность существования гидроксилсиликатов. Гипотетический минеральный состав пород, соответствующий системе гетеро-генных равновесий и результатам прямых измерений содержания химических элементов в пробах поверхности Венеры, позволил оценить массу связанной корой воды. Построены вертикальные профили объёмного содержания малообильных компонентов атмосферы, согласующиеся с результатами прямых измерений.

Температура атмосферы Венеры.

На основе данных, полученных в экспериментах миссий ПИОНЕР-ОРБИТЕР, ВЕНЕРА-15, ВЕГА, разработано дополнение к международной модели атмосферы Венеры VIRA в части вертикального профиля температуры на высотах 0 - 100 км.

Динамика атмосферы Венеры.

По результатам измерений спектров уходящего теплового излучения, проведенных на космическом аппарате ВЕНЕРА-15 получены трехмерные поля температуры, оптической плотности аэрозольной среды и ветра.Подтверждено существование среднеширотного струйного потока (джета) и получены новые данные о его свойствах. Его максимальная скорость достигает 130 мс-1, но она не является постоянной, при чем часть изменений имеет периодический характер. Обнаружены солнечно-связанные компоненты с периодами 1, Ѕ, 1/3, ј суток. Преобладает приливная мода - с периодом Ѕ. Широта, солнечная долгота и высота, соответствующие пику среднеширотного джета не является постоянными. Однако при всех изменениях поток и момент количества движения сохраняются.
Показано, что баротропная неустойчивость атмосферы Венеры может играть роль в поддержании суперротации.
Исследована турбулентность в свободной атмосфере Марса и Венеры, возникающая при диссипации волн плавучести. Полученные профили коэффициентов турбулентной диффузии и температуропроводности полезны для расчета радиационно-конвективных моделей планетных атмосфер.

Аэрозольная среда в атмосфере Венеры.

На основе данных, полученных в экспериментах миссий ПИОНЕР-ОРБИТЕР, ВЕНЕРА-15, ВЕГА, ГАЛИЛЕО ,разработано дополнение к международной модели атмосферы Венеры VIRA в части характеристик аэрозольной среды на высотах 0 - 100 км.
По результатам измерений спектров уходящего теплового излучения, проведенных на космическом аппарате ВЕНЕРА-15 найдено, что на высотах 55 - 57 км преобладают преобладают сравнительно крупные частицы, их средний радиус 3 - 4 мкм (мода 3). Частицы моды 3 преобладают в области холодной высокоширотной зоны, известной как “холодный воротник”. Другая крупная ИК деталь - “ горячий диполь”, расположенный в приполярной области - отличается низким положением облаков. Анализ спектров показал, что в этой области нет температурной инверсии в отличие от “нормальных” участков полярной области. Повидимому она подавляется нисходящим потоком.

Существование магнитного поля Меркурия было установлено на основании интерпретации данных, полученных в сближении с планетой аппарата «Маринер-10» в 1974-75 гг. Это поле трактовалось ранее как дипольное.Показано, что те же данные допускают и другую интерпретацию, а именно наложение местных остаточных магнитных полей, по-разному ориентированных и сохранившихся после выключения генератора центрального поля. Такая интерпретация не требует наличия современного магнитного динамо, существование которого трудно объяснить с точки зрения теории. Некоторые особенности регистрограмм «Маринера-10» при такой интерпретации находят простое объяснение. Наконец, она в какой-то мере поддерживается тем обстоятельством, что существование местных остаточных магнитных полей установлено на Луне и на Марсе.

В рамках совместных работ с Макс-Планк-Институтом химии ФРГ проводились исследования по созданию физико-химической модели кометных ядер.На основании опубликованных экспериментальных данных предложена химическая модель кометы Галлея. Сделан вывод, что основная составляющая её внутренней части (ядра) - смесь гидридов (в основном, метана) с минеральным компонентом. Внешняя часть (кора) состоит из продуктов трансформации этого вещества под действием солнечного и космического излучения. При этом гидриды в ней представлены непредельными углеводородами, в основном, ароматическими, вторая составляющая - в различной степени метаморфизованные минеральные частицы.

Проведен измерения на сети прецизионных высокочувствительных датчиков давления с целью определения их связи с различными процессами в планетарном пограничном слое атмосферы.

Экспериментальное моделирование и калибровка альфа-протоно-рентгеновских спектрометров ( АРХ - спектрометр, Mars-Pathfinder) на эталонных образцах химических элементов, их окислов, смесей, минералов, пород. Определялись чувствительность, точность измерений спектрометров, стабильность аналитических характеристик, специально разработанных для космических исследований, в том числе и для исследований в условиях поверхности Марса, радиоизотопных источников излучения альфа - частиц на основе радионуклида 244Cm.

Разработка альфа-протонных спектрометров для будущих миссий.

В соответствии с протоколами совещаний от сентября - октября 1998 г. совместные с Макс-Планк-Институтом химии ФРГ и Институтом им. Э.Ферми Чикагского университета США продолжаются работы по созданию активных альфа-протоно-рентгеновских спектрометрических комплексов, предназначенных для исследования поверхностей планет, комет, астероидов (проекты “ NASA - Mars Surveyor 2001, 2003, 2005”, ESA- ROSETTA, Mars Express 2003, японская миссия к астероиду - “MUSES-C” старт в 2002 г.).

Разработка методов термического анализа для будущих миссий.

Продолжались работы по изучению возможностей исследований химического состава вещества внеземных объектов методами термического анализа. Разработка методики деконтаминации аппаратуры, предназначенной для работы на поверхности Марса.
Продолжались работы по созданию методики деконтаминации аппаратуры, предназначенной для работы на поверхности Марса. Такая методика была разработана в лаб. 532. Микробиологический контроль, обработанных в соответствии с ней приборов, проведённый в МГУ, показал, что достигаемый уровень чистоты соответствует требованиям документов Гамбургской (1994 г.) сессии КОСПАР (менее 300 бактериальных спор на м2). В 1998 г. в соответствии с этой методикой была обработана, успешно прошла проверку в США и установлена на “Mars Surveyor 1998” российская аппаратура “LIDAR”.

Разработка методики лазерной спектрометрии.

Разработана методика измерения содержания водяного пара методом лазерной спектроскопии на посадочных аппаратах с очень низким порогом обнаружения. Метод позволит проследить водный баланс в приповерхностном слое Марса. По сравнению с аналогам в предложенной схеме отсутствует многоходовая кювета, что позволяет использовать метод в условиях жестких ограничений по массе и объему аппаратуры. Предложен эксперимента для программы NETLANDER (в составе панорамной камеры PANCAM