авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ БИБЛИОТЕКА РОССИИ

КОНФЕРЕНЦИИ, КНИГИ, ПОСОБИЯ, НАУЧНЫЕ ИЗДАНИЯ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ


Pages:     | 1 || 3 |

«1 Направление 1. Формирование и эволюция Солнечной системы 1 этап. Проведение наблюдений тел Солнечной системы, их обработка. Проведение ...»

-- [ Страница 2 ] --

далее по уровню 1 приводилось значение 0.11 масс Юпитера (36 масс Земли). Как воз можное значение указывалась также масса Нептуна (17 Mз). Если бы структура объекта КЕПЛЕР -22b была подобна земной (и масса была 40 Mз), ускорение свободного падения у поверхности составило бы 7g (земных). Такое ускорение у известных объектов не встре чается и выглядит неправдоподобно. Ускорение свободного падения даже у Юпитера все го 2.54g.

Рис. 2. Положение объекта КЕПЛЕР -22b на диаграмме Масса-Радиус при разных предположениях о составе планеты. (Из ра боты Endl, 2012).

Предполагалось, что экзопланета КЕПЛЕР -22b может быть планетаном (планетой с глобальным глубоким океаном, составляющим до половины всей ее массы и с неболь шим силикатным ядром). Структура такого тела зависит от его массы. Вероятно, глобаль ный водный океан, в земном смысле, возможен при массах менее 6-9 масс Земли. Если масса превышает примерно 10-15 Mз, структура тела будет подобна структуре Нептуна, который представляет собой «ледяной гигант» и, в меньшей степени, планету-океан.

«Льдами» в этом смысле называют летучие вещества, для Нептуна – это прежде всего во да, метан и аммиак, которые в определенных физических условиях обращаются в льды.

атмосферу. Представления о внутреннем строении экзонептунов опираются на теорию фигур газо-жидких тел. Вопрос о том, какая модель справедлива для КЕПЛЕРа -22b и от носится ли он к планетанам, зависит от уточнения его реальной массы, что иллюстрирует рис. 2. Для меньших масс, структура тела может быть менее сложной.

Неопределенность в оценке массы позволяет даже отнести КЕПЛЕР -22b к «теплым неп тунам». Диаграмма Масса-Радиус охватывает массы от земной до массы Нептуна и со став, от земного, до модели «80% массы - скальные породы, плюс 20% водородно гелиевая атмосфера». Состав Земли -- это 67.5% Si в мантии и 32.5% Fe в ядре планеты.

Горизонтальная полоса на рис. 3 соответствует пределам размеров объекта КЕПЛЕР -22b, пунктир – вода, 100% по массе. Но последнее справедливо, если масса объекта около масс Земли. Масса 17 Mз – это около 60% скальных пород и 40% воды. Таким образом, отнести КЕПЛЕР -22b к планетанам на основании имеющихся данных пока невозможно.

ЭКЗОПЛАНЕТА GJ 1214b. Может ли она быть планетаном? В 2009 г. Д. Шарбонэ с международным коллективом предложили новую концепцию поиска экзопланет (Charbonneau et al, 2009;

Marcy, 2009). У карликовой звезды GJ 1214 класса M 4.5 была обнаружена экзопланета GJ 1214b. Удаленность звезды GJ 1214 от Солнца 13 пк, диаметр 0.21 и масса 0.157 солнечной. Звезда холодная, Т = 3026 К. Обнаружены транзиты дли тельностью 52 мин, повторяющиеся каждые 1.58 сут, достаточно глубокие, чтобы опреде лить свойства планеты. Большая полуось ее орбиты 0.0143 а.е., орбитальный период 1. сут. Необычные свойства GJ 1214b следуют из ее массы: 6.55 ± 1 Mз и радиуса 2.678 ± 0. земных, что дает ускорение у поверхности G M / R2 = 9 м/с2, 0.91 земного и низкую сред нюю плотность, около 1.87 г/см3.

Масса экзопланеты GJ 1214b близка к массе CoRoT-7b, но сравнение их плотности с теоретическими моделями указывает на другую природу GJ 1214b. Исходный материал газопылевых туманностей более или менее сходен по составу. Они состоят из газовой смеси водорода и гелия и включают соединения или конденсаты углерода, азота, кислоро да, кремния, магния, железа и никеля (в целом, составляющих 1-2% по массе протопла нетных дисков). Такой же состав обнаруживается почти у всех звезд нашей Галактики, включая Солнце. Относительные содержания отдельных элементов различаются мало, не более, чем в два раза. Поэтому, исходя из состава газо-пылевых протопланетных дисков и молодых звезд (Charbonneau et al, 2009;

Marcy, 2009) указывали, что наблюдаемой плот ности GJ 1214b (1.87 г/см3) более всего соответствует комбинация скальных пород и ме таллов в ядре, весьма значительной доле воды и, возможно, протяженной неплотной атмо сферы, на которую приходится менее 0.05% массы планеты. Экзопланета GJ 1214b имеет относительно небольшую массу, значительные размеры, низкую орбиту. Светимость ро дительской звезды низкая. Средняя плотность GJ 1214b в первых работах (Charbonneau et al, 2009;

Marcy, 2009) предположительно интерпретировалось как присутствие глубокого глобального океана и H2-He атмосферы умеренной массы (которую авторы оценили как 0.05% массы экзопланеты). Наиболее вероятно, предполагали авторы, что GJ 1214b – это планета с глобальным океаном, водородно-гелиевой атмосферой и ядром из силикатов и металлов.

На рис. 3 состав GJ 1214b сравнивается с моделями, показанными на рис. 2. Пределы мас сы и размеров показаны на диаграмме. Если не учитывать другие характеристики GJ 1214b, на воду должна приходиться основная часть массы тела и можно было бы утвер ждать, что экзопланета относится именно к планетанам. Из сравнения экспериментальных данных (Charbonneau et al., 2009), с теоретическими моделями твердотельных планет (Seager et al., 2007), был сделан вывод о том, что характеристики GJ 1214b ложатся ближе к планете-океану (состоящей на 75% из H2O, 22% Si и на 3% из железа, сосредоточенного в ядре планеты), чем к планете типа Земли (67.5% Si в мантии и 32.5% Fe, в ядре плане ты).

Рис. 3. Положение экзопланеты GJ 1214b на диаграмме Масса-Радиус. Отмечены вероят ные пределы массы планеты. Если исходить из ранее опубликованных данных, основная часть массы тела должна приходиться на воду.

Чтобы судить, может ли экзопланета GJ 1214b быть планетаном, следует рассмот реть температурные условия на планете. Постоянная излучения E1214b на орбите GJ 1214b, по сравнению с солнечной Esol (1.367 кВт/м2):

E1214b = Esol (T1214 / Tsol)4 (aE/ a1214b)2 = 506 кВт/м2.

Очень высокое значение E1214b, в 370 раз больше, чем на земной орбите, определяется именно никоорбитальным положением GJ 1214b. Орбита планеты проходит всего в 2. млн км над поверхностью звезды. Такая экзопланета мало похожа на Землю, с ее океаном, покрывающем 72% ее поверхности.

Болометрическая температура GJ 1214b, согласно значению E1214b, следующим образом зависит от альбедо:

Ab 0.05 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0. Tb, К 1222 1190 1156 1118 1076 1028 972 945 817 687.

Таким образом, при всех значениях альбедо болометрическая температура GJ 1214b оказывается выше критической температуры воды (647 К). Существование воды на экзопланете возможно только в фазе перегретого (сухого) пара. Поэтому GJ 1214b, при любых вероятных значениях сферического альбедо, планетаном быть не может.

Но как согласовать такой вывод с рис. 3 и измерениями размеров экзопланеты при транзи тах? Ответ очевиден: найденные размеры относятся не к глобальному океану, а к весьма протя женной и плотной атмосфере экзопланеты. Исходя из имеющихся сведений об альбедо экзопла нет, низкие значения Ab при высоких температурах более вероятны. Если альбедо низкое, 0.1-0.4, соответствующие указанные выше температуры отвечают составу атмосфер «горячих юпите ров», например, HD 209458 (Ксанфомалити, 2004). Объект интересен и другими свойствами ат мосферы. Низкоорбитальная экзопланета GJ 1214b неизбежно должна находиться в синхронном вращении. Но ее атмосфера, вероятно, должна быть в состоянии суперротации.

Строение экзопланеты GJ 1214b, вероятно, можно представить следующей моделью. Ядро из силикатов и металлов с плотностью около 13 г/см3 имеет радиус 5000 км, средний слой (ман тия) с плотностью примерно 9 г/см3 имеет радиус 10000 км. Средний слой включает смесь лету чих, преимущественно воды, с небольшими количествами метана и аммиака. Плотная атмосфера соответствует наблюдаемому размеру экзопланеты и имеет протяженность до 7500 км.

ОКЕАНЫ И АТМОСФЕРЫ ПЛАНЕТАНОВ. Исходя из массовых и термодинами ческих характеристик планеты, можно предсказать глубину океана, ограничиваемую его адиабатическим градиентом. Эндогенный тепловой поток определяет, вместе с другими характеристиками, глубину океана (Leger et al., 2004). Зависимость максимального пере пада температуры T от глубины ограничивается адиабатическим градиентом, dT / dp = T / ( сp), где p - давление на глубине z, отсчитываемой от поверхности (с температурой Ts), плотность среды (воды), cp – её теплоёмкость, - коэффициент теплового расширения.

Перепад температур может быть намного меньше адиабатического градиента, но не может его превышать. При Ts 7 C глубина океана из чистой воды, ограниченная адиабатиче ским градиентом, составляет около 72 км, при температуре на дне около 35C и давлении 1.1 ГПа (Leger et al., 2004). С ростом Ts до 30C глубина океана возрастает до 133 км, а при Ts = 0C уменьшается до 60 км.

Атмосфера планетана, находящегося в «обитаемой зоне», должна состоять, в ос новном из водяного пара с высоким давлением. Аэрозольная среда, от которой исходит тепловое излучение такого планетана, это конденсационные облака водной природы и мо лекулярные полосы паров воды, углекислого газа и других составляющих атмосферы.

Конденсация облаков происходит при температуре, близкой к 0°С). Для аэрозольной сре ды водной природы болометрическая температура излучения не может быть существенно более высокой или низкой. Пар, присутствующий в экзосфере, должен был бы подвер гаться интенсивной фотодиссоциации ультрафиолетовой радиацией звезды (Ксанфомали ти, 2007). Но в системах звезд поздних спектральных классов, подобных, например, роди тельской звезде экзопланеты GL 581, этот процесс незначителен, так как ультрафиолето вый компонент радиации практически отсутствует.

ВЕРОЯТНЫЙ ПЛАНЕТАН GL 581g. Экзопланета GL 581g (Schneider, 2010), от крытая в 2010 г. находится в «обитаемой зоне» звезды Gl 581 позднего класса, M3V (крас ный карлик). Масса звезды 0.31 солнечной, температура 3500 К. Возраст звезды оценива ется в 7-11 Глет. Родительская звезда сравнительно холодная, 3500 К. Система GL близкая, отстоит от нас на 6.2 пк. Объект GL 581g – пятая планета системы GL 581, ее большая полуось орбиты 0.146 а.е., орбитальный период 36.6 сут. Транзиты не наблюда ются, параметр M sin i найден методом МЛС и лежит в пределах 3.1-4.3 земных масс. Ра диус планеты составляет 1.2-1.5 земных, ускорение свободного падения у поверхности 1.1-1.7 g. Экзопланета GL 581g может рассматриваться в качестве возможного кандидата в планетаны (GL 581g – Wikipedia, the free encyclopedia).Несмотря на низкую орбиту, из-за низкой плотности радиации родительской звезды, GL 581g попадает, по земным критери ям, в «комфортную зону».

Рис. 4. Положение объекта GL 581g на диаграмме Масса-Радиус для моделей земного состава и 100% воды.

Характеристики GL 581g ближе всех оказываются к составу Земли, возможно, несколько обогащенному водой (рис.4). Если GL 581g облада ет атмосферой, вероятно присутствие океанов земного типа или даже глобального океана.

В работе (Ksanfomality, Lammer, 2010) рассматривались физические характеристики пла нетана на низкой орбите. Постоянную излучения E581b на орбите GL 581g можно грубо оценить через четвертую степень отношения температур излучения звезды и Солнца и об ратный квадрат орбитальных расстояний:

E581g = Esol (T581 / Tsol)4 (aE/ a581g)2 = 8.62 кВт/м2, где T1214, Tsol – соответственно болометрические (эффективные) температуры Солнца (5780 К) и GL 581 (3500 К), и aE, a581b – большие полуоси орбит Земли и GL 581g. Боло метрическая температура Tb планеты составляет:

Tb = [E581g (1- Ab) / 4 a2]1/4, где – постоянная Стефана-Больцмана, Ab – сферическое альбедо. Предполагая сущест вование на планете глобального океана, физические условия на планете, в зависимости от альбедо и определяемой им болометрической температуры, можно наглядно показать на диаграмме Энтропия S – Энтальпия i. Диаграмма позволяет в любой точке найти теплоемкость среды как cp = T (dS/dT)p.

Рис. 5. Положение термодинамических параметров планетана GL 581g при болометрическом альбедо 0.86 и вероятный ти пичный вид его поверхности.

При высоком альбедо достаточная освещенность под облаками, вероятно, сохраняется и радиация звезды проникает к поверхности и в нижние слои атмосферы. Для дальнейших оценок принято, что парниковый эффект на GL 581g составляет 120° (в действительности, конечно, он зависит от свойств атмосферы). Если принять болометрическое альбедо для GL 581g равным венерианскому (Ab = 0.77), температура Tb составит 305 К. Температуре 270 К соответствует высокое альбедо 0.86, как у некоторых спутников Юпитера и Сатур на. Температура у поверхности океана при этом должна составлять 390 К, давление 0. МПа, а атмосфера не просто насыщена, а фактически будет состоять из водяного пара.

Типичный вид поверхности такого планетана – это морской вид в открытом море, врезка на рис. 5. В этих условиях высота однородной атмосферы составляет H = RT/ µ g581g = 12.5 км, где R – газовая постоянная, µ – молекулярная масса (18 для воды) и g581g – уско рение свободного падения, 1.4 g = 13.7 м/с2.

Предположение о более сложном устройстве атмосферы GL 581g приводит к ограничени ям со стороны низкой отражательной способности. Имелись сообщения о низком альбедо неко торых «горячих юпитеров» (Ксанфомалити, 2004). При болометрическом альбедо Ab = 0. («черная планета») температура излучения становится умеренно высокой (430 К), а давление и температура у поверхности океана достигают 6 МПа и 550 К (рис. 6). Разумеется, парниковый эффект также значительно усилится.

Рис. 6. При болометрическом альбедо 0.10 термодинамиче ские характеристики у поверхности планетана GL 581g сме щаются к точке 6 МПа и 550 К, а водная природа облачного слоя исключается.

Возможный вид океанической поверхности показан на врезке. Критическая температура для воды (647 К) все еще не достигается, и существованию очень горячего океана ничего не про тиворечит, даже при самом низком альбедо. Радиация звезды, вероятно, почти полностью блоки руется облачным слоем, освещенность крайне низкая.

Зависимость температуры Tb от альбедо AB экзопланеты GL 581g показана следующим рядом:

Ab 0.05 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0. Tb, К 436 430 418 404 388 371 351 327 295 248.

Схема атмосферы подобного планетана показана на рис. 7. Плотный облачный слой способен полностью блокировать свет звезды. В облачном слое «горячих юпитеров» предсказывалось при сутствие силикатов, Mg2SiO4 и/или MgSiO3, Al2O3, частиц восстановленного железа, паров H2O, TiO и CH4 и других соединений (Ксанфомалити, 2004). Но у планетана GL 581g температура зна чительно ниже, при всех возможных альбедо, и состав атмосферных компонентов, кроме CO2, H2O, CH4 и NH3, предсказать трудно.

Рис. 7. Схема строения атмосферы планетана GL 581g, соот ветствующая болометрическому альбедо 0.10 и горячему океану.

Таким образом, экзопланета GL 581g, находящаяся в «обитаемой зоне» звезды Gl 581, по многим критериям подходит на роль планетана. Система GL 581 представляет собой один из ближайших небесных объектов, удобных для исследования. Не исключается при сутствие биосферы земного типа.

Термодинамические свойства насыщенного водяного пара таковы, что относительно не большие изменения температуры вызывают большие перепады давления, что должно привести к весьма значительным эффектам в динамике атмосферы планеты. Несмотря на высокую теплоем кость атмосферы, можно предположить, что на ночной стороне планеты должна иметься обшир ная зона пониженного давления, где происходит конденсация водяного пара.

Модель планетанов: Над водным океаном, возможно, весьма горячим, но с докри тической температурой, расположена атмосфера высокой плотности, состоящая, главным образом, из насыщенного пара. Выше уровня облаков, с температурой конденсации воды, находятся уровни конденсации других летучих. Над ними может находиться атмосфера низкой плотности H2-He состава, если масса планетана достаточна для удержания водоро да и гелия.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ. Анализ экспериментальных данных, полученных в исследовании внесолнечных планет малой массы, указывает, что существует ещё одна категория небес ных тел – планетаны – планеты с глобальным океаном водной природы, с высокой, но докритической температурой. Экзопланета GL 581g по многим критериям подходит на роль планетана.

Астрономические наблюдения избранных экзопланетных систем Открытие в 2000 г.

транзитов экзопланеты HD 209458b (Charbonneau, 2000) стимулировало активные поиски других аналогичных объектов. Учитывая произвольное положение плоскости их орбит, Шарбоне (Charbonneau, 2003) называл величину 1/1300, как вероятность встретить среди звезд солнечного типа объект с транзитами. На октябрь 2012 г. известно 230 транзитых экзопланет, найденных «классическими» методами и почти 1000 кандидатов в экзоплане ты, обнаруженных в проекте KEPLER. Рекордное 3%-ное ослабления света при транзитах имеет система HD189733. В работе (Ксанфомалити, 2007а) был предложен метод поиска экзопланет с «почти» транзитными орбитами с помощью поляриметрии, поскольку замет ную периодическую поляризацию может дать рассеяние света в атмосфере низкоорби тальной экзопланеты и ее кометообразном хвосте.

Рис. 8. Зависимость нормированных парамет ров Стокса PX, PY в полосе R от времени (по го ризонтали - юлианские дни). Разрыв в наблюде ниях соответствует уходу 51 Peg за Солнце.

Получены наблюдения за 72 ночи, в 2009 и 2010 гг. на 1.25м телескопе АЗТ-11 в КрАО с помощью UBVRI фотометра-поляриметра (Бердюгин и Шаховской, 1993). Результаты наблюдений в полосе R приведены на рис. 8, данные для остальных полос качественно не отличаются. Представлена полоса R, где дос тигнута наилучшая точность. периодическая переменность поляризации не обнаружена, что указывает на отсутствие подобных эффектов. Таким образом, возможная фазовая пе риодичность изменения степени поляризации 51 Peg, обсуждавшаяся в работе (Ксанфома лити, 2007), новыми наблюдениями не подтверждается, а ее возникновение, вероятнее всего, было связано с ограниченным 4-мя сутками временем наблюдений и метеорологи ческими явлениями в период муссонов, что и допускалось в цитированной работе.

Представлены для публикации по данной теме:

1. Ксанфомалити Л. В. Планетаны - океанические планеты // Представлена в сентябре 2012 в «Астрономический вестник - Исследования Солнечной системы».

2. Антонюк К. А.1,2, Пить Н. В.1, Ксанфомалити Л. В.2 Поляриметрия экзопланетной сис темы 51 Peg // Представлена в октябре 2012 в «Астрономический вестник - Исследования Солнечной системы».

1. Крымская астрофизическая обсерватория, Крым, Украина 2. Институт космических исследований РАН, Москва, Россия 3. Антонюк К. А., Пить Н. В., Ксанфомалити Л. В. Наблюдения транзитов экзопланет в КрАО // Представляется в «Астрономический вестник 2012- Исследования Солнечной системы».

Доклады на конференциях:

L.V. Ksanfomality. On the possible properties of the GJ 1214b atmosphere // 4th IAA Symposium on Searching for Life Signatures // San Marino, 2012 September 25-28. Report’s book, p.37-38.

L.V. Ksanfomality. On the GJ 1214b atmosphere. The EGU General Assembly 2012, Session PS6 Vienna, Austria, 2012 April. Poster, Hall X/Y, board number XY524.

Командировки на конференции:

1. The EGU General Assembly 2012, Session PS6 Vienna, Austria, 2012 April. Ксанфомалити Л. В., ИКИ РАН.

2. Conference «Extraterrestrial life – Beyond our expectations?» // Vienna, Austria, 2012 May.

Ксанфомалити Л. В., ИКИ РАН.

3. 4th IAA Symposium on Searching for Life Signatures // San Marino, 2012 September 25-28.

Ксанфомалити Л. В., ИКИ РАН.

Проект 1.5. Исследование и поиск внесолнечных планет, Руководитель проекта – д.ф.-м.н. А.В.Девяткин Результат 1. Проведены наблюдения транзитов экзопланет и определены или уточнены их параметры.

За период с 01 февраля по 01 ноября 2012 года в рамках данной работы было про ведено около 80 удачных фотометрических наблюдений транзитов уже подтверждённых экзопланет и кандидатов в экзопланеты, представленных миссией космического телескопа «Kepler». На основе полученного наблюдательного материала были произведены уточне ния таких параметров экзопланет, как радиус, температура поверхности, альбедо, были определены углы наклона орбит экзопланет по отношению к картинной плоскости, мо менты начала, середины и конца транзитов. Также были определены экзопланеты, имею щие вариации моментов середин транзитов, что может указывать на гравитационное воз мущение орбиты изучаемой экзопланеты со стороны другой планеты, обращающейся во круг той же звезды. Были определены периоды и амплитуды таких вариаций для экзопла нет WASP-12b, Qatar-1b, GJ436b, HAT-P-10b/WASP-11b, HAT-P-25b В рамках данной программы на телескопах принадлежащих Пулковской обсерва тории (ЗА-320М, МТМ-500М, 26-дюймовом рефракторе, МТМ-200М, АЗТ-16, Meade-LX 200) проводились наблюдения транзитных прохождений экзопланет. Телескопы располо жены на территории самой обсерватории, а также на Горной Астрономической Станции (ГАС ГАО), расположенной на Северном Кавказе и на территории обсерватории Campo Imperatore. Для наблюдений отбирались такие объекты, которые в течение всей продол жительности транзита экзопланеты по звезде возможно наблюдать в соответствии с коор динатами каждой из обсерваторий.

Ввиду необходимости проведения дифференциальной фотометрии выбирались та кие площадки, на которых помимо самого объекта присутствовали и другие звёзды срав нимые по блеску с основным объектом наблюдения. Все полученные фотометрические данные обрабатывались с использованием программного пакета APEX, разработанного в Пулковской обсерватории. Данный пакет программ позволяет получить дифференциаль ные фотометрические измерения объекта наблюдений в момент транзита экзопланеты по диску родительской звезды. На основе этих измерений строится кривая блеска, пример которой приведён на рисунке 1 (получено на телескопе ЗА-320М) и рисунке 2 (получено на телескопе МТМ-500М).

Из кривой блеска транзита экзопланеты можно получить такие важные физические параметры экзопланеты как радиус, глубину падения блеска, продолжительность транзи та, моменты начала и концов транзита, а также угол наклона орбиты экзопланеты по от ношению к картинной плоскости.

В ходе анализа изменения со временем моментов середин прохождений (транзитов) планеты по диску звезды были найдены те из них, чьи отклонения от теоретических зна чений достаточно велики. Для некоторых из экзопланет прослеживаются синусоидальные вариации данного параметра на больших временных масштабах от нескольких месяцев до нескольких лет.

Исходя из измерений моментов середин транзитов для ряда подтверждённых экзо планет, были сделаны оценки величины вариаций данного параметра со временем, что может являться причиной гравитационного взаимодействия исследуемой экзопланеты с другими невидимыми объектами в данной планетной системе, обращающимися вокруг одной родительской звезды. Такими объектами могут являться как слабые маломассивные коричневые карлики, так и планеты. Такая техника поиска новых экзопланет в уже под тверждённых планетных системах называется «Time Transit Variations methods (TTVs)». В 2005 году в работе [Eric Agol et al., 2005, "On detecting terrestrial planets with timing of giant planet transits", MNRAS, Vol. 359, pp. 567-579] впервые были представлены теоретические расчёты возмущающего влияния невидимого объекта на движение по своей орбите на блюдаемой экзопланеты. Данный метод получил название «Method of Transit Timing Var iations (TTVs)». На тот момент ещё не представлялось возможным применить этот метод на имеющемся наблюдательном материале. Но, с появлением таких проектов, как «Kepler», а также с накоплением наблюдательных данных на достаточном интервале вре мени, только сейчас стало возможным применять этот метод на практике для реальных планетных систем. Впервые этим методом была открыта планета KOI 872c [David Nes vorn et al., 2012, "The Detection and Characterization of a Nontransiting Planet by Transit Timing Variations ", Science, Vol. 336 no. 6085 pp. 1133-1136]. Но также существует не сколько работ, в которых на основе данного метода предполагается существование других, новых планет [Sarah Ballard et al., 2011, "The Kepler-19 System: a transiting 2. Rearth planet and a second planet detected via transit timing variations", ApJ, Vol. 743, Issue 2, article id. 200], [R. Alonso et al., 2008, "Limits to the planet candidate GJ 436c", A&A, Vol.

487, L5-L8].

Используя данную методику, нами были сделаны оценки величины изменений мо ментов середины транзитов для таких экзопланет, как WASP-12b, Qatar-1b, GJ436b, HAT P-10b/WASP-11b, HAT-P-25b и др. Для этих и ряда других экзопланет был составлен план наблюдений с целью более тщательного изучения величины и частоты подобных вариа ций, был проведён частотный анализ отобранных наблюдательных данных с наилучшим качеством определения моментов падения и подъёма блеска, на основе которого были оп ределены периоды вариаций середины транзитов исследуемых экзопланет. Графики ва риаций моментов середин транзитов с наложенными на них периодами, вычисленными на основе проведения частотного анализа, представлены на рисунках рис. 3, рис. 4, рис. 5, рис. 6. Многие экзопланеты имеют оценочный период вариаций – несколько лет, ввиду чего необходимо длительное время для полноценного изучения подобных особенностей транзитных экзопланет. Также был составлен список экзопланет, имеющих наиболее сильные отклонения в моментах середин транзитов от теоретически предсказанных, кото рый может быть связан как с возмущениями орбиты изучаемой экзопланеты, так и с изна чально неточно определённым периодом обращения планеты вокруг звезды. Список при ведён в таблице 1. Также в таблице 1 представлены те экзопланеты, для которых необхо димо уточнить величину радиуса.

Рис 1. Кривая блеска транзита экзопланеты HAT-P-12b. Наблюдения получены на телескопе ЗА-320М, находящемся на территории Пулковской обсерватории Рис 2. Кривая блеска транзита экзопланеты WASP-12b. Наблюдения получены на телескопе МТМ-500М, находящемся на территории Горной Астрономической Станции Пулковской обсерватории (ГАС ГАО) Рис 3. График отклонений моментов середин транзитов экзопланеты Qatar-1b от теоретически предсказанных (красные точки) с наложением одного периода P= суток (синяя линия).

Рис 4. График отклонений моментов середин транзитов экзопланеты Qatar-1b от теоретически предсказанных (красные точки) с наложением четырёх периодов P=127, P=57, P=54, P=52 дня (синяя линия).

Рис 5. График отклонений моментов середин транзитов экзопланеты WASP-12b от теоретически предсказанных (красные точки) с наложением четырёх периодов P=1991.5 дня (синяя линия).

Таблица1.

Линейный тренд, вызванный не верно определён- Неверно определённый TTVs Объект ным периодом радиус Corot-1b + Corot-5b + Corot-8b + Corot-18b + GJ436b + HAT-P-3b + HAT-P-4b ? ?

HAT-P-6b ? + HAT-P-10b/WASP-11b + ?

HAT-P-15b ? ?

HAT-P-16b ? ?

HAT-P-17b + HAT-P-22b ? + HAT-P-25b + HAT-P-30b/WASP-51b + HAT-P-36b ?

HAT-P-37b ?

HAT-P-38b + HD189733b + ?

Kepler-17b ? ?

Qatar-1b + + + TrES-1b + + WASP-1b + WASP-2b ? + + WASP-10b ? + WASP-12b + + WASP-13b ? + WASP-24b ? ?

WASP-31b ? ?

WASP-33b ? + WASP-37b ? + WASP-39b ? ?

WASP-48b ?

XO-1b ? + + XO-3b ? ? ?

XO-5b ? + Рис 6. График отклонений моментов середин транзитов экзопланеты WASP-11b от теоретически предсказанных (синие точки) с наложением четырёх периодов P=1430 дней (красная линия).

Авторы: Соков Е.Н., Верещагина И.А., Девяткин А.В., Гнедин Ю.Н. Горшанов Д.Л.

Результат 2. Начато новое направление в изучении экзопланет в России – спектральные наблюдения кандидатов в экзопланеты, а также поиск и подтвержде ние тёмных спутников (возможных экзопланет) в системах широких визуально двойных звёзд.

В Пулково с 1957 года регулярно проводятся астрометрические наблюдения двой ных звёзд с большими периодами обращения вокруг общего центра масс. За время много летних измерений собственных движений данных звёзд для ряда из них были обнаружены периодические отклонения от теоретических положений, которые могут быть вызваны гравитационным влиянием тёмных спутников. Проводя спектральные наблюдения подоб ных двойных звёздных систем, можно проверить эти предположения и уточнить массы возможных тёмных спутников. В рамках данной задачи были проведены спектральные наблюдения ряда таких звёздных систем, среди которых 61Cyg, ADS 8100, ADS 15228.

Наблюдения были получены на телескопе БТА с использованием спектрографа высокого разрешения НЭС.

Авторы: Соков Е.Н., Верещагина И.А.

Публикации:

1) Соков Е.Н., Верещагина И.А., Девяткин А.В. и др., «Наблюдения явлений транзита внесолнечных планет на автоматизированных телескопах ГАО РАН», 2012, том 38, № 3, стр. 208- 2) Соков Е. Н., Верещагина И. А., Мартюшева А. А., Петрова С. Н. Исследование ва риаций моментов времени транзитов экзопланет (TTV method) на основе фотомет рических наблюдений», Труды 4 Пулковской молодёжной конференции, 2012, (принята к печати).

3) Соков Е. Н., Верещагина И. А, Девяткин А. В., Горшанов Д. Л., Мартюшева А.А., Петрова С. Н., «Наблюдения, поиск и исследования внесолнечных планет», Труды Всероссийской Астрометрической конференции «Пулково-2012», Известия ГАО, 2012, (принята к печати) 4) Соков Е. Н., Верещагина И. А., Горшанов Д. Л., Мартюшева А. А., Петрова С. Н.

«Анализ вариаций моментов середин транзитов экзопланет WASP-12b, Qatar-1b, WASP-11b, GJ-436b», Письма в Астрономический Журнал, 2013, (сдана в печать) Доклады на конференциях:

IV Пулковская молодёжная конференция, «Исследование вариаций моментов 1.

времени транзитов экзопланет (TTV method) на основе фотометрических наблюде ний», 18-20 сентября 2012 г.,Пулковская обсерватория, Санкт-Петербург;

2. European Planetology Conference 2012, «Photometrical observations and time transit variations (TTV) researches of extrasolar planets», 23-28 September 2012, Madrid, Spain;

Всероссийская астрометрическая конференция «Пулково-2012», Исследование 3.

внесолнечных планет методами Time Transit Variations (TTVs) и Transit Duration Variations, 1-10 октября 2012 г., Пулковская обсерватория, Санкт-Петербург.

Командировки:

1. Командировка в ИКИ РАН, г. Москва, для обсуждения совместных проек тов.

2. Командировка в САО РАН, пос. Буково, Нижний Архыз, для проведения спектральных наблюдений кандидатов в экзопланеты и широких визуаль но-двойных 61Cyg, ADS 8100, ADS 15228.

3. Командировка в Мадрид, Испания, для представления докладов на конфе ренции European Planetology Conference 2012.

Проект 1.6. Исследование процессов взаимодействия атмосферы экзо планеты со звездным ветром.

Рук. к.ф.-м.н. Кайгородов П.В.

В рамках Проекта, для моделирования течений вблизи экзопланет была проведена модификация численного кода, используемого ранее для исследования газодинамики взаимодействующих двойных звезд. Код основан на численной TVD-схеме Роу-Ошера Эйнфельдта и адаптирован для исполнения на массивно-параллельных суперкомпьюте рах. Были модифицированы части, ответственные за задание начальных и граничных ус ловий, что позволило исследовать течения в окрестности планет с атмосферами. Тестовые расчеты показали, что атмосферы моделируемых планет остаются стабильными, а пара метры отошедших ударных волн и контактных разрывов, возникающих при взаимодейст вии атмосферы со звездным ветром близки к теоретическим значениям, что свидетельст вует о корректной работе кода.

Было проведено трехмерное численное моделирование структуры течения вблизи экзопланеты с параметрами, соответствующими системе HD 209458b. Данная система бы ла выбрана для моделирования, поскольку наблюдения, проведенные с использованием спектрометра COS, установленном на HST показали (см. работу Linsky et.al., ApJ, 717, pp.

1291-1299, 2010) наличие двугорбой линии поглощения, ассоциируемой с атмосферой данной экзопланеты. При моделировании, атмосфера экзопланеты была принята изотер мической с температурой T=6250 K, параметры звездного ветра в счетной области были заданы аналогично параметрам солнечного ветра на расстоянии, соответствующем радиу су орбиты HD 209458b (~0.047 AU): радиальная скорость – 100 км/сек, плотность – 1.7 10-18 г/см3, температура – 106 K. Условие постоянства интегрального потока вещества требует, чтобы плотность ветра падала по квадратичному закону.

Моделирование проводилось во вращающейся системе координат, связанной с сис темой звезда-планета. Размеры счетной области составляли 20x10x5 Rpl, где Rpl=1.74 Rjup – радиус планеты. Центр планеты находился в центре счетной области, звезда в счетную область не входила. Сетка была прямоугольной с разрешением 364x364x182 ячеек, во время счета использовалось 324 процессора суперкомпьютера МВС100К Межведомст венного суперкомпьютерного центра. В начальный момент времени вся счетная область, за исключением пространства, занятого атмосферой планеты, была заполнена веществом с параметрами звездного ветра. Высота атмосферы планеты определялась уровнем, на кото ром газовое давление в атмосфере сравнивалось с газовым давлением ветра (с подветрен ной стороны), либо с суммой газового и динамического давления ветра (с наветренной стороны). Граничные условия на границе счетной области были заданы константными, со значениями, соответствующими параметрам звездного ветра. На внутренней границе пла неты (определенной в виде сферы с радиусом R=0.5 Rpl) были заданы условия «твердой стенки».

Структура течения, установившаяся после достижения моделью квазистационарно го режима, показана на Рис. 1. В полученной структуре можно выделить следующие ос новные элементы:

1. Стационарную ударную волну перед планетой 2. Турбулентный след, расположенный непосредственно за планетой 3. Точку разделения потоков, находящуюся перед ударной волной Наличие стационарной ударной волны перед планетой обусловлено сверхзвуковым характером течения в этой области. Хотя радиальная скорость ветра не превышает ло кальную скорость звука, ее сложение с орбитальной скоростью переводит течение в раз ряд сверхзвуковых с числом Маха M=1.97. Параметры ударной волны находятся в хоро шем соответствии с оценками, полученными полу-эмпирическим путем в работе (Verigin et al, Journal of Geophysical Research (Space Physics), 108, 1323).

Турбулентный след также является характерной чертой подобных течений (т.н.

«дорожка Кармана»). Его наличие обусловлено интенсивным перемешиванием вещества ветра с газом атмосферы в области волны разрежения, находящейся непосредственно за планетой. Низкое давление в этой области приводит к срыву внешних слоев атмосферы, что является причиной непрерывной потери массы планетой.

Точка разделения потоков, находящаяся непосредственно перед ударной волной, является важным элементом течения, поскольку определяет наблюдательные проявления системы. Вещество звездного ветра, меняя направление движения после прохождения ударной волны, становится частью одного из двух потоков, движущихся в разных направ лениях и имеющих, соответственно, различные лучевые скорости по отношению к наблю дателю. Имея достаточную оптическую плотность, вещество, движущееся подобным об разом, может формировать двугорбый профиль линий поглощения, наблюдаемый в HD 209458b во время транзита. Параметры линии поглощения (соотношение глубин миниму мов и расстояние между ними) являются функциями от физических характеристик систе мы, в частности, по ним может быт определено соотношение между орбитальной скоро стью планеты и радиальной скоростью звездного ветра.

В рамках Проекта была проведена модификация трехмерного параллельного чис ленного кода, предназначенного для моделирования газодинамики в окрестности двойных звезд. При помощи модифицированного кода было проведено численное моделирование структуры течения в окрестности экзопланеты HD 209458b, взаимодействующей со звезд ным ветром. По результатам численного моделирования был предложен механизм, объяс няющий наблюдаемую в этой системе форму абсорбционных линий. Как показали резуль таты расчетов, вещество звездного ветра, разделяется (в экваториальной плоскости систе мы) на два потока, обтекающих атмосферу планеты с двух сторон. Доплеровское смеще ние, возникающее при подобном разделении, может быть причиной формирования дву горбой линии поглощения.

Рис. 1: Распределение логарифма плотности и линии тока в окрестности экзопланеты Публикации:

1. Ionov D.E., Bisikalo D.V., Kaygorodov P.V., Shematovich V.I., «Gas Dynamic Simulation of the Star-Planet Interaction using a Binary Star Model» // From Interacting Binaries to Exoplanets: Essential Modeling Tools, Proceedings of the International Astronomical Union.

Edited by M. T. Richards and I. Hubeny, IAU Symposium, Volume 282, p. 545-546 (2012) Доклады на конференциях:

1. Конференция «Астрономия в эпоху информационного взрыва» 28 мая – 1 июня 2012 г.

Москва: устный доклад: Д.Э. Ионов, Д.В. Бисикало, П.В. Кайгородов, В.И.

Шематович. «Численное моделирование взаимодействия экзопланет со звездным ветром»

2. Международная конференция «School and Workshop on Space Plasma Physics», Албена, Болгария, 19-26 августа 2012г.: приглашенный доклад: Кайгородов П.В., Бисикало Д.В., Ионов Д.Э., «Close-in planets interacting with stellar wind»

3. Международная конференция: 39th Scientific Assembly of the Committee on Space Research (COSPAR), Mysore, India, 14-22 августа 2012 г.: устный доклад: Бисикало Д.В., «3D gas dynamic simulation of the interaction between the ``hot Jupiter’’ planet and its host star»

4. Международная конференция: WG 5 Na2 Europlanet Na2/Na1 Exoplanet Workshop October 22 & 23, Graz, Austria 2012: приглашенный доклад: Бисикало Д.В., «3D gas dynamic simulations of the plasma interaction betweenWASP-12b and its host star»

5. Международная конференция: IAU XXVIII General Assembly 20-31 August, 2012, Beijing, China: постерный доклад: Бисикало Д.В., Ионов Д.Э., Кайгородов П.В., «The star-planet interaction: 3D gas dynamic simulation of the flow structure in the vicinity of the hot Jupiter»

6. Международная конференция: 1th ISSI team meeting in combination with Europlanet NA activities International Space Science Institute, ISSI Bern, Switzerland 19. - 21. March 2012:

приглашенный доклад: Бисикало Д.В., «Advanced MHD model applications to study star exoplanet interaction: From binary stars to hot Jupiters»

7. Международная конференция: ASTRONUM-2012 - 7th International Conference on Numerical Modeling of Space Plasma Flows 24-29 June 2012, Kailua, United States:

приглашенный доклад: Бисикало Д.В., Кайгородов П.В., Ионов Д.Э., «3D gas dynamic simulations of the interaction between the stellar wind and non-magnetized exoplanet»

Проект 1.7. Формирование систем экзопланет.

Рук. д. ф.-м. н. П.Б. Иванов.

Приливные взаимодействия Как правило, под динамическими приливами (ДП), возбуждаемыми в звездах или пла нетах-гигантах, понимаются два типа явлений: 1) генерация возмущений в периастре параболической или высокоэксцентричной орбиты (ДП в смысле Прингла, Фабиана, Риса, Пресса и Тьюкольского) и возбуждение и последующую диссипацию волн, с соб ственной частотой порядка орбитальной, периодическим во времени приливным полем, соответствующем замкнутой орбите с произвольным эксцентриситетом (ДП в смысле Зана). ДП этих двух типов описывались весьма разными методами, причем ранее полу ченные выражения для передачи энергии и углового момента ограничивались только разными предельными случаями. Для приложений, в том числе, для теории формирова ния экзопланет, важно было разработать теорию ДП достаточной общности. За послед ний год нами была построена такая теория возбуждения ДП для вращающихся звезд в предположении о том, что нормальные моды звезд обладают плотным регулярным спектром низкочастотных колебаний. Это предположение выполняется для звезд, обла дающих радиативной областью (оболочкой или ядром), поддерживающей т.н. внутрен ние гравитационные волны, обладающие требуемой формой спектра. Как предельные частные случаи она охватывает и динамические приливы в смысле Пресса и Тьюколь ского, так и динамические приливы в смысле Зана. В предположениях о том, что вра щающаяся звезда является приближенно сферической и что для описания этих волн в быстро вращающихся звездах справедливо т.н. "традиционное приближение", эта тео рия, для заданного закона вязкости, позволяет вычислить передачи энергии и углового момента всех типов ДП, для произвольного эксцентриситета орбиты, произвольной час тоты вращения звезды и произвольного наклона вектора угловой скорости по отноше нию к орбитальной плоскости. Для звезд с массой в диапазоне 1-5M и разных возрас тов были вычислены величины, характеризующие ДП - для невращающихся звезд: соб ственные частоты мод, т.н. интегралы перекрытия, коэффициенты расщепления мод за счет вращения, учитывающие эффекты слабого вращения, - для быстро вращающихся звезд: собственные частоты и интегралы перекрытия. Показано, что сила динамических приливных взаимодействий в любом случае определяется интегралами перекрытия, ко торые играют фундаментальную роль в развитой теории. Оказалось, что эти величины сильно зависят от структуры звезды - они относительно велики для звезд типа Солнца, обладающих конвективной оболочкой и радиативным ядром, и, наоборот, малы для бо лее массивных звезд с конвективным ядром и радиативной оболочкой. Для задачи об облете звезды тяготеющим телом был произведен прямой численный счет генерации возмущений и результаты были сравнены с аналитической теорией. Для случая враще ния звезды в сторону орбитального движения было получено прекрасное согласие тео рии и численного счета даже в случае звезд, вращающихся на пределе стабильности. В случае противовращения с угловой частотой порядка предельной угловой частоты, чис ленные счет дал передачу энергии приблизительно в два-три раза меньше, чем аналити ческие вычисление. Это расхождение было объяснено сдвигом собственных частот воз буждаемых гравитационных волн во вращающейся системе отсчета в сторону увеличе ния абсолютных значений собственных частот. Этот сдвиг приводит к ухудшению ис пользуемых в данной постановке задачи традиционного приближения и приближения Каулинга. В случае звезд, обладающих структурой типа Солнца, была развита полно стью аналитическая теория вычисления собственных частот, интегралов перекрытия и приливных взаимодействий, основанная на методе ВКБ. Была рассмотрены задача об динамических приливах типа Зана, для слабоэксцентричных двойных систем в предпо ложении о том, что время затухания собственных мод меньше, чем время распростра нения волнового пакета на расстояние порядка размера звезды - т.н. режим умеренно большой вязкости. В этом режиме передача энергии и углового момента за счет прили вов не зависят от величины вязкости. Рассчитаны характерные времена изменения ор битального эксцентриситета и большой полуоси, для случая состояния, близкого к со стоянию приливной синхронизации, когда угловая частота вращения звезды совпадает с орбитальной, и для случая невращающейся звезды. Последний случай может быть важ ным для систем, содержащих экзопланеты. Для системы близкой к состоянию синхро низации, результаты были сравнены с оценкой, полученной ранее Гудманом и Диксо ном. Оказалось, что наш метод дает характерные времена эволюции орбитальных пара метров, приблизительно в десять раз большие, чем оценка Гудмана и Диксона.

Таким образом, исходя из развитой теории, можно прояснить особенности прилив ной эволюции планетных систем, в который планеты обладают очень малыми периода ми, порядка одного-двух дней, типа WASP-12b и др. Подчеркнем, однако, что для этих выводов необходимо, чтобы приливная эволюция происходила в режиме "умеренно большой вязкости". Так как линейных механизмов диссипации возбужденных нормаль ных мод колебаний для этого не хватает, необходимо привлекать нелинейные механиз мы, типа опрокидывания волн в центре звезды, развиваемые, например, в настоящее время Баркером и Огилви. Также необходимо учесть вклад т. н. квазистатических при ливов. Это развитие теории находится в настоящий момент в стадии исследования.

Исследованию локальной динамики газопылевой смеси в протопланетном диске Одной из актуальных задач в теории образования планетных систем на сегодняшний день является проблема генерации планетезималей в молодом протопланетном диске. Стан дартный механизм рождения планетезиматей был предложен еще в работах советского астрофизика Виктора Сафронова в 1969 году. Согласно этому механизму данные твердые тела размером в несколько километров должны формироваться за счет гравитационной неустойчивости тонкого пылевого диска, естественным образом появляющегося при се диментации пылинок к экваториальной плоскости начального газопылевого диска. Одна ко последующие исследования выявили ряд серьезных трудностей, с которой сталкивает ся указанная гипотеза Сафронова. Первая из них - это размывание тонкого пылевого диска турбулентностью, неизбежно присутствующей в газовом потоке, из-за чего дисперсия скоростей твердых частиц не может упасть до уровня, когда соответствующий параметр Тоомре достигает единицы и становится возможна гравитационная фрагментация на пла нетезимали. Вторая трудность - так называемый «метровый барьер», ставящий серьезное временное ограничение на период генерации планетезималей. Это ограничение связано с тем, что твердые тела размером от сантиметров до метров, естественным образом конден сирующиеся в газопылевом диске за счет седиментации, неизбежно мигрируют к цен тральной звезде весьма скоротечно, за сотни лет.

В сложившейся ситуации очевидно необходим поиск промежуточных механизмов фрагментации пылевого диска, которые бы дали локальные уплотнения твердых частиц, уже достаточные для включения гравитационной неустойчивости. Здесь напрашивается рассмотрение совместной сложной динамики газа и пыли, когда оба компонента в диске оказывают влияние друг на друга. Как было показано в работе Юдина и Гудмана, вы шедшей в 2005 году в Астрофизическом журнале, учет обратного влияния пылинок на движение газа ведет к появлению так называемой потоковой неустойчивости. После дующие симуляции подтвердили, что эта неустойчивость действительно способствует скучиванию твердых частиц даже в присутствии турбулентности в газовой компоненте.

Тем не менее, до сих пор аналитические подходы к рассмотрению совместной динами ки газа и пыли в протопланетном диске развиты недостаточно. Одной из главных недо работок является то, что задача пока проанализирована лишь в одномерном приближе нии, когда не учитывается, например, присутствие вертикального гравитационного ус корения и градиента давления в диске. Между тем, вертикальная стратификация в тон ких дисках, какими являются протопланетные диски, намного преобладает над ради альной. Кроме того, до сих пор не было рассмотрено влияние сжимаемости газа на ди намику смеси. В данной работе аналитически исследовалась стационарная и нестацио нарная динамика газопылевой смеси в общей постановке с учетом вертикальной струк туры диска.

2.1 В рамках гидродинамического приближения как для газовой, так и для пылевой компонент, и в приближении сильной связи обоих компонент между собой (время тор можения частиц в газе много меньше характерного орбитального периода в диске) была получена основная система динамических уравнений.

2.2 В случае стационарного потока из данной системы следует, что не могут сущест вовать локальные максимумы и минимумы давления при любой отличной от нуля фракции пыли.

В частности, в работе было показано, что естественным образом реализуются распреде ления с седловой точкой, т.е. поскольку в реальном диске давление падает с выходом из экваториальной плоскости диска -в радиальном направлении всегда формируется, на оборот, локальная область пониженного давления. В работе также было показано, что при заданном распределении давления в смеси соответствующее распределение пыли, всегда может быть получено решением уравнения в частных производных первого по рядка методом характеристик.

2.3 Соответствующая нестационарная задача была рассмотрена в линейном приближе нии для локальных возмущений с упрощающим предположением о геострофическом балансе в потоке, т.е. ситуации, когда сила Кориолиса уравновешивается градиентом давления. Данная ситуация соответствует малости частот рассматриваемых возмуще ний. Было получено соответствующее локальное дисперсионное уравнение для указан ной системы и выписано его решение в пределе несжимаемой жидкости.

Ахроматический интерференционный коронограф Исследования по созданию звездного ахроматического интерференционного короно графа посвящены современным физико-техническим аспектам создания звездного ах роматического коронографа для получения высокого коронографического контраста с целью наблюдений экзопланет, окрестностей звезды, околозвездных дисков и т. п. В частности, разработаны схемы механически стабильных интерферометров вращатель ного сдвига для улучшения интерференционного контраста, ограниченного недостаточ ной пространственной когерентностью физически протяженного источника - звезды.

Теория и моделирование подтверждены лабораторными макетированием и эксперимен том. Теоретическое ослабление осевого сигнала фоновой засветки улучшено с 10-4 до 10-10 при угловом размере протяженного источника 10-2/D, где - длина волны и D диаметр апертуры телескопа, что создает оптимизм в изучении экзопланет земного типа с применением предложенных методов уже на первых телескопах космического бази рования. Планируемые космические эксперименты: телескоп «Планетный мониторинг», телескоп «Звездный патруль». Исследование проводилось по трем направлениям: 1. Ис следования по созданию звездного ахроматического интерференционного коронографа.

2. Выбор научной программы и целей космических телескопов. 3. Планируемые косми ческие эксперименты: телескоп «Планетный мониторинг», телескоп «Звездный пат руль».

3.1 Исследования по созданию звездного ахроматического интерференционного короно графа Прямое наблюдение и спектральный анализ внесолнечных планет (экзопланет) остают ся перспективными областями исследований. Причина тому - сочетание огромных яр костных контрастов и малых угловых расстояний между планетой и звездой. Например, рассмотрим систему «Солнце-Земля», наблюдаемую с расстояния 10 парсек. Яркостный контраст составляет 10-6 в инфракрасном диапазоне и 10-9 - в видимом, рассогласование (видимое угловое расстояние между звездой и планетой) – 0.1 угловой секунды. Для то го чтобы разрешить высокий оптический контраст, звездная коронография интенсивно развивалась от первоначального солнечного коронографа Бернара Лио ко многим раз личным (современным) схемам: коронографа с фазовыми масками: «фазовый нож», че тырехсегментная маска, маски с непрерывно меняющейся по фазовой задержкой «опти ческий вихрь». В схемах коронографов фазовые маски применяются вместе с методами апподизации. Фазовая маска, установленная в фокальной плоскости, погашает цен тральный максимум дифракционного изображения звезды, а зональная апподизация зрачка уменьшает интенсивность боковых максимумов. Важным шагом в развитии звездной коронографии стал ахроматический интерференционный коронограф (АИК), предложенный в 1996 году. В схеме АИК полученное телескопом изображение звезды и планеты направляют в интерферометр. Затем оно разделяется на два равных по интен сивности изображения (копии), одно из которых сдвигается по фазе на радиан относи тельно другого и одновременно поворачивается на 180 градусов вокруг оптической оси, совмещаемой с осью звезды. При совмещении изображений в результате интерферен ции в противофазе свет от звезды погашается, в то время как свет от двух копий плане ты не погашается, так как они оказываются геометрически разделёнными, и располага ются симметрично относительно оптической оси.


Принципиальным недостатком схемы АИК и некоторых других схем коронографов с малыми значениями наименьшего рабо чего угла является фоновая засветка, обусловленная неполным погашением света звез ды из-за ее конечного физического размера. Величина засветки зависит от размера теле скопа, расстояния до объекта наблюдения и углового рассогласования между звездой и планетой. Например, если мы наблюдаем систему "Солнце-Земля" с расстояния 10 пар сек, то ахроматический интерференционный коронограф при данных условиях наблю дения позволяет разрешить максимальный контраст 105 из-за конечного физического размера звезды, т.е. неполной пространственной когерентности источника света. Чтобы уменьшить влияние фона, были предложены несколько методов улучшения первона чальной схемы АИК. Для небольших телескопов диаметром 0.5-1.5 м возможно объе динение двух АИК общего пути в тандем двух последовательных интерферометров, ис пользующий интерференцию четырех копий изображения звезды и планеты. Копии имеют вращательный сдвиг на 90 градусов. Функция когерентности в эффективном че тырех лучевом интерферометре теоретически позволяет достичь контраст до 1010. Та ким образом, система "Солнце-Земля", наблюдаемая с расстояния 10 парсек, будет раз решена с коронографическим контрастом 1010 на длине волны 1 мкм. Для больших те лескопов диаметром от 1 метра угловое рассогласование между звездой и планетой дос тигает нескольких дифракционных радиусов (Эйри). Для таких условий схема АИК бы ла доработана до ахроматического интерференционного коронографа вращательного сдвига.

3.2 Выбор научной программы и целей космических телескопов Одним из наиболее информативных методов поиска и изучения внесолнечных планет яв ляется транзитный метод. Если наклонение орбиты внесолнечной планеты близко к градусам (система наблюдается практически «с ребра»), то в системе «звезда-планета»

возможны транзиты - т.е. проход планеты по диску своей звезды, приводящий к регуляр ному незначительному ослаблению ее блеска. Анализ кривой блеска позволяет определить радиус транзитной планеты (в долях радиуса звезды), ее орбитальный период, эксцентри ситет орбиты и многие другие орбитальные параметры. В сочетании со спектроскопиче скими методами (например, методом измерения лучевой скорости звезды) транзитный ме тод позволяет также определить среднюю плотность планеты (а значит - и оценить ее со став), наклон ее орбиты к оси вращения звезды, ее альбедо на разных длинах волн, и пр.

При поисках планет транзитным методом следует учитывать низкую вероятность транзит ной конфигурации. Чтобы планета прошла по диску своей звезды, необходимо, чтобы на клонение ее орбиты мало отличалось от 90 градусов, в противном случае планета пройдет выше или ниже диска звезды, и транзит не будет наблюдаться. Чтобы обойти эту труд ность, возможно использовать две стратегии наблюдений. Первая стратегия заключается в широкоугольном наблюдении поля звездного поля (т.е. в построении кривых блеска сразу множества звезд) в предположении, что среди множества звезд хотя бы у некоторых орби ты планет будут ориентированы относительно земного наблюдателя «транзитным» обра зом, и возможно зафиксировать транзиты. Этой стратегии придерживаются широкоуголь ные наземные обзоры, такие, как SuperWASP, HATNet и др., а также миссия Кеплер, на блюдающая звездное поле общей площади около 100 квадратных градусов. Другая страте гия, предлагаемая в КЭ «Звездный Патруль» - наблюдение непосредственно только тех звезд, у которых уже были методом лучевых скоростей обнаружены планетные кандидаты с наиболее вероятным наклонением. В истории экзопланетных наблюдений уже не раз бы вали случаи, когда планета открывалась методом лучевых скоростей, а потом подтвер ждался ее транзит по диску звезды, например, HD 209458 b, GJ 436 b, 55 Cancri e и т.д.

Аппаратные требования к инструментам для каждой из двух стратегий наблюдений раз личаются кардинальным образом. В первом случае необходим светосильный телескоп с максимально широким полем зрения и точнейшей ориентацией в пространстве. Во втором - телескоп с возможно более узким полем зрения, чтобы кривую блеска целевой звезды не «загрязняли» близкие звезды фона, т. е. «коронографическая» и «транзитная» миссии кос мических телескопов могут быть совмещены в одном проекте телескопа «Звездный пат руль». КЭ «Планетный мониторинг» является пилотным экспериментом по отработке тех нологии коронографической части проекта.

Подготовлены к публикации работы на 2012-2013 гг:

1.. B. Ivanov, J.C.B. Papaloizou, S. V. Chernov.

On dynamic tides in rotating solar type stars //MNRAS, 2013, подготовлено к печати.

2. P. B. Ivanov, J.C.B. Papaloizou, S. V. Chernov. A numerical investigation of dynamic tides in realistic rotating stellar models //MNRAS, 2013, готовится к печати.

3. Zhuravlev, V. V., Papaloizou, J. C. B.. Streaming instability in protoplanetary disc in the presence of vertical gravity//MNRAS Letters, 2013, готовится к печати 4. П. Фролов, И. Ахметов, Б. Шкурский, А. Родин, О. Кораблев, А. Тавров. Ахрома тический интерференционный коронограф с переменным вращательным сдвигом для ис следования внесолнечных планет // Астрономический вестник, 2013, подготовлено к пе чати 5. Tavrov A., Korablev O., Ksanfomaliti L., Rodin A., Frolov P., Nishikwa Ju., Tamura M., Takeda M. Common-path achromatic interfero-coronagraph with a variable rotational shear: lab. demonstration. // Applied Optics, 2013, подготовлено к печати Доклады на конференциях в 2012 г.

1. Frolov, P., Rodin, A.,, Korablev O., Akhmetov I., Tavrov A. Achromaric rotation shearing nulling interferometry // Tech. Abstr. Conf. Optical design and fabrication // St. Pe tersburg, July 2..5, 2012. 281-282.

2. Tavrov A., Nishikawa J., Takeda M., Interferometric Astro-Coronagrafy// Tech.

Abstr. Conf. Optical design and fabrication // St. Petersburg, July 2..5, 2012. 313-314.

3. К ораблёв О. И., Т авров А. В., Г недых В. И., Видьмаченко А. П., Сосонкин М. Г., Синявский И. И. Эскизный проект КЭ «Планетный мониторинг». Тезисы.

Конф. Евпатория. 2012 сент. 1..5. 1 с.

4. Nishikawa J., Yokochi K., Murakami N., Abe L., Kotani T., Tamura M., Kuroka wa T., Tavrov A., Takeda M., Murakami H. A coronagraph system with unbalanced nul ling interferometer: progress of dynamic range // Proc. SPIE 8442, Space Telescopes and I n strumentation 2012: Optical, I nfrared, and M i l l i meter W ave, 84425D (September 21, 2012);

doi:10.1117/12.925792 Amsterdam,, Netherlands, July 01, 2012.

5. Ivanov P. B., Relativistic cross-sections of tidal disruption, Tidal Disruption events and AGN outbursts workshop, 25-27 June 2012, European Space Astronomy Centre, Madrid, Spain, в печати Проект 1.8. Космогонические проблемы исследований ГКЛ.

Руководители;

к.ф.-м. н. В.А. Алексеев, к.ф.-м. н. Г.К. Устинова 1. Установлен механизм формирования изотопной гетерогенности первичного веще ства Солнечной системы в реакциях расщепления при вспышке последней сверхно вой перед коллапсом протосолнечного облака.

Изотопные аномалии вымерших радионуклидов свидетельствуют о близкой вспышке сверхновой непосредственно перед коллапсом протосолнечного облака и о том, что эта сверхновая была Sn Ia, т. е., углеродно-детонационной сверхновой. Выявлена клю чевая роль реакций расщепления в формировании изотопных аномалий в первичном ве ществе Солнечной системы. Это обусловлено диффузионным ускорением частиц во взрывных ударных волнах, приводящим к усилению жесткости энергетического спектра частиц и его обогащению тяжелыми ионами. Вследствие этого, увеличиваются потоки ядерно-активных частиц выше порога ядерных реакций и изменяются средневзвешенные по спектру ускоренных частиц сечения реакций, так что меняются скорости образования изотопов, и возникают изотопные аномалии. Представлен количественный расчет изотоп ных аномалий многих элементов. Показано, что аномальная компонента Xe-HL в наноал мазах метеоритов сформировалась одновременно с генерацией самих наноалмазов при прохождении ударной волны от вспышки Sn Ia. Рассмотрены возможные эффекты удар новолнового фракционирования благородных газов в атмосферах планет. Аргументирова но происхождение легких элементов Li, Be и B в реакциях расщепления, предсказанное Фаулером в середине прошлого столетия.


Все исследованные изотопные аномалии свидетельствуют об экстремально высо ких магнитогидродинамических (МГД) условиях на начальной стадии свободного разлета взрывной ударной волны от Sn Ia, так что максимальная энергия ускоренных частиц дос тигала ~3 · 1015 эВ, т. е., области энергий знаменитого «колена» в спектре космических лучей. Эта информация вновь подтверждает важную роль механизма диффузионного ус корения частиц в ударных волнах от вспышек сверхновых в происхождении космических лучей.

Феномен Sn Ia, а именно, инжекция ее специфического, обогащенного железом ве щества в коллапсирующее газопылевое протосолнечное облако неизбежно приводила к гетерогенности аккреции, что не учитывается в существующих конденсационных моделях происхождения Солнечной системы. Между тем, МГД-сепарация металл-силикат в турбу лентных процессах, например, в гигантских турбулентных вихрях, естественно объясняет раннее формирование металлических центров аккреции и многие другие тонкие особен ности формирования тел Солнечной системы. Предполагаются некоторые пути интегра ции конденсационных и МГД-моделей.

2. Установлено влияние характера перестройки солнечных магнитных полей в пе риоды максимумов 11-летних солнечных циклов на глубину модуляции ГКЛ в ге лиосфере.

Измерение космогенных радионуклидов с разными T1/2 в хондритах с разной про тяженностью орбит, последовательно выпадавших в 1959-2009 гг, предоставляет нам уни кальный ряд однородных данных по мониторингу распределения и вариаций ГКЛ в трех мерной гелиосфере (Рис. 1). Полиномиальная кривая 1, сглаживая кратковременные и случайные флуктуации, демонстрирует фундаментальные закономерности, в частности, зависимость интегральных градиентов ГКЛ от фазы солнечного цикла и постоянство ме ханизма модуляции, по крайней мере, в течение последнего миллиона лет. Анализ наблю даемых различий вариаций градиентов на Рис. 1 выявил зависимость глубины модуляции ГКЛ во внутренней гелиосфере от характера перестройки солнечных магнитных полей при смене солнечных циклов: от северо-южной асимметрии возникновения активных об ластей, от разной длительности периода перестройки и т.д. Из-за различия этих факторов возникают достаточно длительные периоды, когда оба полюса Солнца оказываются Рис. 1. Распределение и ва риации интегральных гради ентов G ГКЛ в 1954–2009 гг.

вдоль метеоритных орбит.

Кривая 1 сглаживает экспери ментальные данные по пяти точкам с учетом веса каждой точки.

отрицательными или положительными. При отрицательных полюсах (20 цикл) внутренняя гелиосфера открыта для проникновения положительно заряженных частиц, что приводит к более высокой интенсивности ГКЛ и уменьшению их интегральных градиентов. Когда же оба полюса положительны (22 цикл), гелиосфера закрыта для ГКЛ, и, как следствие, наблюдается самый низкий уровень их интенсивности и самые высокие градиенты. Ана лиз характера перестройки солнечных магнитных полей при смене 23 цикла с учетом кор реляций имеющихся данных по интенсивности ГКЛ и мощности межпланетных магнит ных полей, позволяет установить возможную обусловленность наблюдаемых явлений ос лабления модуляции ГКЛ в 23-24 солнечных циклах нарушениями процессов в конвек тивной зоне Солнца при смене текущего векового цикла.

3. Установлено, что в составе галактических космических лучей присутствуют ядра трансурановых элементов, время жизни которых составляет не менее нескольких тысяч лет. Полученные данные согласуются с теоретическим представлением о су ществовании “острова стабильности” для природных долгоживущих трансфермие вых ядер.

Получены новые результаты экспериментальных исследований, выполняемых в рамках проекта ОЛИМПИЯ (В.Л. Гинзбург, Н.Г. Полухина и др., Докл. РАН, 2005, 402, № 4, 472), целью которых является поиск и идентификация треков ядер сверхтяжелых и трансурановых элементов галактических космических лучей (ГКЛ), регистрируемых в кристаллах оливина из метеоритов. К настоящему времени изучено 170 кристаллов, выде ленных из палласитов Марьялахти и Игл Стэйшн. Зарегистрировано более 6000 треков ядер (см. рис. 2) с зарядом Z 55, среди которых 45 относятся к ядрам с 88 Z 92.

Рис. 2. Распространенность ядер сверхтяжелых (Z 50) ¦ - HEAO элементов галактических кос O - ARIEL X - OLIVIN мических лучей (отн. ед.) по результатам трековых исследо Abundance, rel.un ваний в настоящей работе (оли вин) в сопоставлении с данны ми экспериментов ARIEL [Sha piro M.M., Silberberg R. // Phil.

Trans. Roy. Soc. (1975) v. A277, p. 319] и HEAO [Israel M.H. // 17th ICRC (1981) v.12, p. 53].

45 50 55 60 65 70 75 80 85 90 95 100 105 110 115 120 125 Z Отношение потока этих ядер к ядрам группы Au-Pb (74 Z 87) равно 0.035±0.010.

Величина потока ядер Th-U по отношению к ядрам группы железа ГКЛ составила ~ 610-. Заряд трех ядер, образовавших сверхдлинные треки, превысил заряд ядра урана Z = 92.

Выполненный регрессионный анализ позволил уточнить оценку заряда одного из трех ядер – он равен 119+10-6 с вероятностью 95%. Ориентировочная оценка минимального времени жизни этих ядер, равного времени их распространения от источника (вспышки сверхновых) до Солнечной системы, дала величину порядка нескольких тысяч лет. При частоте вспышек сверхновых в нашей галактике около трех за 100 лет исследуемые в на стоящей работе метеориты облучались потоком ядер ГКЛ, образованных в результате около 10 млн. вспышек. Таким образом, наблюдаемая плотность треков следов тормо жения и остановок ядер в исследуемых метеоритах эквивалентна среднему значению по тока ядер ГКЛ, облучению которым подвергалась Солнечная система в течение последних ~ 200-300 млн. лет, равных радиационному возрасту исследуемых метеоритов. Получен ные данные согласуются с теоретическим представлением о существовании “острова ста бильности” для природных долгоживущих трансфермиевых ядер.

4. Установлена радиационная история ископаемых метеоритов Швеции.

С целью установления радиационной истории метеоритов, выпавших на Землю около 500 млн. лет назад, выполнен анализ распределения изотопов неона в хромитовых зёрнах, выделенных из ископаемых метеоритов, найденных в известняках ордовика в рай оне карьера Thorsberg на юге Швеции (по данным Heck et al., 2004, 2008). Выявлена ано мальная зависимость содержания Ne и, соответственно, радиационного возраста метео ритов от содержания Ne (Рис. 3).

Рис. 3. Значения радиаци онного возраста ископаемых метеоритов (T21) в зависи мости от содержания 20Ne в образцах хромитовых зёрен.

1 – метеориты non-Ark группы [Алексеев, 2010];

2 – образцы метеорита Brunflo.

Прямая – линия регрессии.

(По данным Heck et al.

[2004, 2008];

Heck [2005].) Такая зависимость может быть объяснена наличием газов земного происхождения в при месях, не полностью удаленных из хромитовых зерен метеоритов. Обогащение неона в газе этих примесей изотопом Ne (при величине отношения для примесного неона Ne/20Neadm21Ne/20Neatm) обусловит неучтенный вклад Ne при расчете содержания 21 космогенного Ne, образованного ГКЛ за время нахождения родительского Necos (т.е.

метеороида в космосе). Величина этого вклада и соответствующие значения радиационно го возраста T21 будут увеличиваться при уменьшении размеров и сохранности выделен ных зерен. Выполненный анализ позволяет понять причину завышения радиационных возрастов ископаемых метеоритов. Полученные результаты являются дополнительным доводом в пользу гипотезы (Алексеев, 2010), согласно которой все найденные на юге Швеции ископаемые метеориты (около 100 экз.) могут быть фрагментами одного большо го метеороида, выпавшего в виде метеоритного дождя в районе карьера Thorsberg ~ млн. лет назад примерно через 120 тыс. лет после катастрофического разрушения в космо се родительского тела L-хондритов.

Для изучения возможных вариаций интенсивности ГКЛ за последний миллиард лет начата компиляция данных о радиационных возрастах железных метеоритов и о законо мерностях распределения в них космогенных нуклидов.

Публикации по теме 1.7:

1. Устинова Г. К. Реакции расщепления в ударных волнах при вспышках сверхновых и смежные проблемы // Ядерная физика (принято к печати;

объем ~4 печ. листа).

2. Ustinova G. MHD-conditions in the explosive shock wave from the last supernova prior to formation of the Solar system // Journal of Physics: Conference series, ecrs_pcr1_196.pdf (http://iopscience.iop.org/1742-6596/) (в печати).

3. Устинова Г. К. Метеоритные наноалмазы и первичные космические лучи // Вестник ОНЗ РАН. 2012 [Ustinova G. K. Meteoritic nanodiamonds and primary cosmic rays] (в пе чати) 4. Алексеев В.А., Горин В.Д., Устинова Г.К. Мониторинг временных и пространственных вариаций ГКЛ во внутренней гелиосфере по данным о космогенных радионуклидах в свежевыпавших метеоритах // Изв. РАН. Сер. Физ. (принято к печати).

5. Alexeev V., Gorin V., Ustinova G. Monitoring of GCR temporal and spatial variations in the inner heliosphere according to cosmogenic radionuclides in fresh-fallen meteorites // Journal of Physics: Conference series, ecrs_sh_189.pdf (http://iopscience.iop.org/1742-6596/) (в пе чати).

6. Алексеев В.А., Устинова Г.К. Метеоритный мониторинг градиентов галактических кос мических лучей в гелиосфере и циклы солнечной активности // Материалы 13-й Меж дународной конф. "Физико-химические и петрофизические исследования в науках о Земле". Москва, ГЕОХИ РАН. 2012. С. 22-25.

7. Aleksandrov A.B., A.V. Bagulya, M.S. Vladimirov, L.A. Goncharova, A.I. Ivliev, G.V. Kali nina, L.L. Kashkarov, N.S. Konovalova, N.M. Okateva, N.G. Polukhina, A.S. Roussetski, N.I. Starkov. Discovery of the tracks due to transuranic galactic cosmic ray nuclei in the oli vine crystals from meteorites. // Journal of Physics: Conference series, ecrs_pcr1_553.pdf (http://iopscience.iop.org/1742-6596/) (в печати).

8. Kashkarov L. and Bazhutov. Yu. Individual and grouping track pits etched in the exposed in a free space plastic track detectors // Journal of Physics: Conference series, ecrs_pcr1_556.pdf (http://iopscience.iop.org/1742-6596/) (в печати).

9. Александров А.Б., Багуля А.В., Владимиров М.С., Гончарова Л.А., Ивлиев А.И., Кали нина Г.В., Кашкаров Л.Л., Коновалова Н.С., Окатьева Н.М., Полухина Н.Г.,Русецкий А.С.,Старков Н.И. Обнаружение треков ядер трансурановых элементов в составе га лактических космических лучей в кристаллах оливина из метеоритов // Изв РАН, сер.

физ. (в печати).

10. Александров А.Б., Багуля А.В., Владимиров М.С., Гончарова Л.А., Ивлиев А.И., Кали нина Г.В., Кашкаров Л.Л., Коновалова Н.С., Окатьева Н.М., Полухина Н.Г.,Русецкий А.С.,Старков Н.И. Ультратяжелые и трансурановые элементы в составе галактических космических лучей: идентификация заряда ядер по трекам в кристаллах оливина из метеоритов // Материалы 13-й Международной конф. "Физико-химические и петро физические исследования в науках о Земле". Москва, ГЕОХИ РАН. 2012. С. 14-17.

11. Алексеев В.А. Некоторые особенности в распределениях радиационных возрастов ка менных и железных метеоритов // Материалы 13-й Международной конф. "Физико химические и петрофизические исследования в науках о Земле". Москва, ГЕОХИ РАН.

2012. С. 18-21.

12. Алексеев В.А. Возможная причина завышения радиационных возрастов ископаемых метеоритов Швеции // Вестник ОНЗ РАН. 2012 [V.A.Alexeev. The possible reason of the overestimation of cosmic-ray exposure ages of the Sweden fossil meteorites] (в печати).

Доклады по теме 1.7:

1. Ustinova G MHD-conditions in the explosive shock wave from the last supernova prior to formation of the Solar system // 23rd European Cosmic Ray Symposium, Moscow, 3-7 июля 2012 г. (ECRS-2012).

2. Устинова Г. К. Метеоритные наноалмазы и первичные космические лучи // Ежегодный семинар по экспериментальной минералогии, петрологии и геохимии (ЕСЭМПГ-2012).

Москва, 17-18 апреля 2012 г.

3. Alexeev V., Gorin V., Ustinova G. Monitoring of GCR temporal and spatial variations in the inner heliosphere according to cosmogenic radionuclides in fresh-fallen meteorites // 23rd European Cosmic Ray Symposium, Moscow, 3-7 июля 2012 г. (ECRS-2012).

4. Алексеев В.А., Устинова Г.К. Метеоритный мониторинг градиентов галактических кос мических лучей в гелиосфере и циклы солнечной активности // 13-я Международная конф. "Физико-химические и петрофизические исследования в науках о Земле". Мо сква, 1-3 октября 2012 г.

5. Aleksandrov A.B., A.V. Bagulya, M.S. Vladimirov, L.A. Goncharova, A.I. Ivliev, G.V. Kali nina, L.L. Kashkarov, N.S. Konovalova, N.M. Okateva, N.G. Polukhina, A.S. Roussetski, N.I. Starkov Discovery of the tracks due to transuranic galactic cosmic ray nuclei in the oli vine crystals from meteorites // 23rd European Cosmic Ray Symposium, Moscow, 3-7 июля 2012 г. (ECRS-2012).

6. Александров А.Б., Багуля А.В., Владимиров М.С., Гончарова Л.А., Ивлиев А.И., Кали нина Г.В., Кашкаров Л.Л., Коновалова Н.С., Окатьева Н.М.,Полухина.Г.,Русецкий А.С.,Старков Н.И. Ультратяжелые и трансурановые элементы в составе галактических космических лучей: идентификация заряда ядер по трекам в кристаллах оливина из метеоритов // 13-я Международная конф. "Физико-химические и петрофизические ис следования в науках о Земле". Москва, 1-3 октября 2012 г.

7. Kashkarov L. and Bazhutov. Yu. Individual and grouping track pits etched in the exposed in a free space plastic track detectors // 23rd European Cosmic Ray Symposium, Moscow, 3- июля 2012 г. (ECRS-2012).

8. Алексеев В.А. Возможная причина завышения радиационных возрастов ископаемых метеоритов Швеции // Ежегодный семинар по экспериментальной минералогии, пет рологии и геохимии (ЕСЭМПГ-2012). Москва, 17-18 апреля 2012 г.

9. Алексеев В.А. Некоторые особенности в распределениях радиационных возрастов ка менных и железных метеоритов // 13-я Международная конф. "Физико-химические и петрофизические исследования в науках о Земле". Москва, 1-3 октября 2012 г.

Исполнители работ по теме 1.7 (сотрудники Лаборатории космохимии ГЕОХИ РАН):

1. Алексеев В.А., канд. физ.-мат. наук, зав. лабораторией, e-mail: AVAL37@chgnet.ru 2. Устинова Г.К., канд. физ.-мат. наук, ст. научн. сотр., e-mail: ustinova@dubna.net.ru 3. Кашкаров Л.Л., канд. физ.-мат. наук, ст. научн. сотр., e-mail: leokash@mail.ru 4. Ивлиев А.И., канд. техн. наук, ст. научн. сотр., e-mail: cosmochim@mail.ru 5. Калинина Г.К., мл. научн. сотр., e-mail: gakalin@mail.ru Проект 1.9. Образование сложных химических соединений в астрохи мии Руководитель: д.ф.-м. н. Шематович В.И., ИНАСАН РАН План работ на 2012 г.

1) Разработка гибридной стохастической модели для астрохимии с учетом реакций на поверхности межзвездных пылевых частиц и в газовой среде.

2) Анализ химических путей образования молекул H2O, H2CO и CH3OH на ледяных поверхностях межзвездных пылевых частиц в плотных ядрах молекулярных облаков и сравнение с данными наблюдений.

Результаты теоретических, модельных и экспериментальных исследований, выпол ненных в течение года:

1). Химическая эволюция газовых оболочек астрофизических объектов различной массы (пылевых частиц с распределением по размерам, планетезималей, протопланет, дозвездных и протозвездных ядер и др.) определяется совокупным действием большого количества взаимосвязанных процессов, включая каталитическую химию на поверхности пылевых частиц, химический обмен между пылевой и газовой фракциями и газофазную химию. Данные химические процессы инициируются полем жесткого ультрафиолетового (УФ) излучения протозвезды или звезды с планетной системой и характеризуются сильно различающимися временными масштабами и степенью неравновесности. Соответственно, для исследования астрохимии газовых оболочек необходимо применять численные мето ды, основанные на решении уравнений химической кинетики на микро- и макроскопиче ских масштабах с учетом переноса УФ излучения. Как показывает практика астрохимиче ских исследований межзвездной среды, для решения таких задач требуется привлечение, как макроскопических методов химической кинетики, так и методов описания химиче ских реакций на молекулярном уровне. В последнем случае, одним из эффективных под ходов является метод стохастического моделирования неравновесных физико-химических процессов в разреженных газовых средах (Marov et al., 1997). Соответственно, для иссле дований химической эволюции газовых оболочек астрофизических объектов различной массы используется кинетический метод Монте-Карло (Шематович, 2004;

Цветков и Ше матович, 2009, 2010). В рамках данного подхода разработаны ускоренные алгоритмы ме тода Монте-Карло для стохастических моделей астрохимии на поверхности пылевой фракции и химического обмена между газовой и пылевой фракциями. Построена гибрид ная численная модель с учетом временной разномасштабности химической эволюции, по зволяющая описывать быстрые химические реакции при помощи уравнений макроскопи ческой химической кинетики, а определяющие химическую эволюцию объекта медленные химические реакции - при помощи микроскопических уравнений стохастической кинети ки (Шематович, 2004). В последнем случае, использованы, как аналоговые алгоритмы Монте-Карло, так прямые методы решения стохастического управляющего уравнения для химической кинетики на дискретных поверхностях. Моделирование газофазной химии выполнено либо при помощи алгоритма стохастического моделирования, либо – баланс ных уравнений химической кинетики, в зависимости от теплового состояния межзвездно го газа. Такая численная модель позволяет провести сравнение результатов теоретическо го моделирования с результатами наблюдений газовых оболочек астрофизических объек тов и выявить их эволюционный статус.

Одним из важнейших приложений разработанной методики является исследование процессов образования комплексных молекул на поверхности пылевой фракции в доз вездных и протозвездных ядрах плотных и холодных молекулярных облаков (Caselli et al., 2002;

Stantcheva et al., 2003;

Цветков и Шематович, 2009, 2010). Известно, что в силу раз реженности (~ 103 – 105 см-3) и низких температур (~ 10 – 30 К) в плотных молекулярных облаках синтез как простых, так и сложных молекул осуществляется на поверхности пы левой фракции (Шематович и др., 1999). Причем данные химические процессы опять же в силу разреженности окружающей газовой среды и дискретной структуры поверхности пылевых частиц носят существенный стохастический характер (Herbst and Shematovich, 2003). Хорошо известно, что образование молекулярного водорода в газовой фазе в усло виях межзвездной среды затруднено, и собственно, молекулярный водород должен обра зоваться на межзвездных пылевых частицах, когда атомы водорода из газовой фазы ад сорбируются на поверхности холодных пылевых частиц и связываются с поверхностью посредством слабых сил в процессе, известном как физисорбция. На основе кинетическо го метода Монте-Карло исследована эффективность образования молекул водорода на пылевых частицах из оливина и аморфного углерода (Цветков и Шематович, 2009, 2010).

2). Астрономические наблюдения плотных и холодных дозвездных и протозвезд ных ядер (Bergin, Tafalla 2007) свидетельствуют о химическом разнообразии ледяных мантий, покрывающих межзвездные пылевые частицы. Соответственно, каталитические химические реакции на поверхности пылевой фракции являются важнейшим фактором в астрохимии различных преимущественно холодных астрофизических объектов.



Pages:     | 1 || 3 |
 





 
© 2013 www.libed.ru - «Бесплатная библиотека научно-практических конференций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.