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 | 2 ||

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

-- [ Страница 3 ] --

В астрофизических средах при очень низких температурах (~10 K) легкие атомы,.

такие как водород или дейтерий, после адсорбции на поверхность межзвездной пылевой частицы и захвата в потенциальную яму поверхностной решетки могут перемещаться по поверхности либо посредством тепловой диффузии, либо через квантовомеханическое туннелирование потенциальных барьеров. Диффузное перемещение атомов водорода по поверхности приводит к возможным реакциям с более тяжелыми и статичными атомами и молекулами (так называемый механизм Ленгмюра-Хиншельвуда). Другие известные ме ханизмы химических реакций, такие как механизм Или-Райдила или воздействие горячего атома, по-видимому, менее эффективны в условиях холодного и разреженного газа доз вездных ядер (Herbst and Shematovich, 2003). Соответственно, в условиях холодных моле кулярных ядер наиболее часто встречающимся семейством реакций на поверхности пыле вой фракции являются реакции насыщения атомарным водородом более тяжелых атомов и молекул путем последовательного добавления атомов водорода, например O + H OH + H H 2O Анализ химии на поверхности пылевой фракции в таких холодных ядрах показывает, что поскольку в газовой фазе обычно присутствует свободный атомарный водород то, соот ветственно, в силу аккреции Н на поверхности пылевых частиц, относительно быстрые реакции ассоциации приводят к образованию насыщенных водородом химически ней тральных соединений - CH4, NH3 и H2O. Эти молекулы накапливаются на поверхности, образуя ледяные мантии со многими молекулярными монослоями (Herbst and Shematovich,2003).

Другими важным процессом является насыщение водородом окиси углерода, кото рая быстро образуется в газовой фазе в холодных ядрах и адсорбируется на пылевые час тицы. Процесс насыщения водородом (см., например, Рисунок 1) CO + H HCO + H H 2CO + H H 3CO + H CH3OH протекает на ледяных мантиях, благодаря квантовомеханическому туннелированию ато мами водорода потенциальных барьеров, в которые захватываются молекулы СО и их производные. Этот механизм образования метанола в плотных и холодных ядрах очень важен, так как формальдегид и метанол являются необходимыми строительными блоками для образования более сложных органических молекул (Herbst, van Dishoeck, 2009), соб ственно необходимых на пути возникновения жизни. С другой стороны, астрохимическая практика показала, что химические пути образования метанола в газовой фазе не эффек тивны.

Действительно, метанол в газовой фазе наблюдается в целом ряде астрофизиче ских объектов с относительными обилиями в 10-6 – 10-7 в горячих протозвездных ядрах, 10-9 – в темных дозвездных ядрах и 10-9 в диффузном молекулярном газе (Herbst, van Dishoeck, 2009). В газовой фазе метанол образуется преимущественно в реакции диссо циативной рекомбинации CH3OH2+ + e CH3OH + H, где соответствующий молекуляр ный ион образуется в очень медленной реакции радиативной ассоциации CH3+ + H2O CH3OH2+. Соответственно, в астрохимических моделях химических реакций в газовой фа зе не удается воспроизвести наблюдаемые обилия метанола (Shematovich et al., 2003, 2006). С другой стороны, межзвездный метанол наблюдается в ледяных мантиях пылевых частиц в дозвездных и протозвездных ядрах, причем его обилие меняется от нескольких процентов до нескольких десятков процентов относительно обилия основной составляю щей мантии водяного льда (Bottinelli et al., 2010). Такие наблюдаемые высокие относи тельные концентрации метанола в ледяных мантиях пылевых частиц являются сущест венным аргументом в пользу приведенного выше механизма насыщения молекул СО во дородом на ледяных поверхностях пылевых частиц (Fuchs et al., 2009). Недавно были по лучены дополнительные наблюдательные подтверждения образования метанола на ледя ных поверхностях пылевой фракции в дозвездных и протозвездных ядрах молекулярных облаков (Wirstrom et al., 2011).

CO+HHCO+HH2CO+HCH3OH СH3 OH СH4 СО УФ излучение Н2 Ионы ГК лучей Н СО Ледяная мантия CO CO+OCO NH СО Тепловая и нетепловая десорбция Рисунок 1. Образование метанола на ледяных мантиях пылевых частиц на поздних стади ях эволюции холодного дозвездного ядра. Химические реакции в ледяных мантиях и про цессы нетепловой десорбции инициируются воздействием межзвездного УФ излучения и галактических космических лучей.

Используя стохастический метод решения основного управляющего уравнения для астро химической кинетики исследованы химические пути образования молекул воды, фор мальдегида и метанола на ледяных поверхностях межзвездных пылевых частиц в дозвезд ных ядрах молекулярных облаков.

Пбликации:

1. Шематович В.И. Образование сложных химических соединений в астрохимии (обзор).

Астроном. Вестник, 2012, т. 46, № 6, с. 423– 2. Ионов Д.Э., Бисикало Д.В., Шематович В.И. Степень ионизации термосферы экзопла неты HD 209458b. Астроном. Вестник, 2012, (направлена на публикацию).

Доклады на конференциях:

1. I Всероссийская Школа-Конференция по астробиологии «Астробиология: от происхождения жизни на Земле к жизни во Вселенной», Россия, г. Пущино, 16-19 сентяб ря 2012 г.

Устный доклад: В.И. Шематович. Астрохимия сложных молекул на ледяных поверхно стях кометных ядер.

Командировки:

1. Участие в работе I Всероссийская Школа-Конференция по астробиологии «Астробио логия: от происхождения жизни на Земле к жизни во Вселенной», Россия, г. Пущино, 16 19 сентября 2012 г.

Авторы работы:

Шематович В.И., Бисикало Д.В., Ионов Д.Э., Институт астрономии РАН Проект 1.10 Исследования полярных районов вечной мерзлоты Луны на основе данных измерений прибора ЛЕНД.

Руководитель: к.ф.-м.н. Санин А.Б., ИКИ РАН.

Данное исследование использует методы ядерной физики для определения содержания водорода в верхнем приповерхностном слое реголита полярных областей Луны. Работа основана на анализе данных российского нейтронного спектрометра ЛЕНД, установлен ного на борту лунного орбитального спутника НАСА ЛРО и запущенного в июне 2009 го да. В ходе миссии КА ЛРО проводится глобальное орбитальное картографирование лун ной поверхности, а одним из объектов исследований являются вечно затенённые районы (ВЗР) кратеров, где, предположительно, длительное время может сохраняться водяной лёд.

Инструмент ЛЕНД имеет в своем составе модуль многослойной пассивной нейтронной защиты детекторов, предотвращающий регистрацию боковых нейтронов и, тем самым, существенно сужающий поле зрения детекторов. Такой нейтронный коллиматор обеспе чивает высокое пространственное разрешение при регистрации нейтронов от поверхности Луны. На орбите в 50 км это область на поверхности с радиусом в 5 км, а на высоте 30 км (перицентр эллиптической орбиты) – область с радиусом всего в 3 км. Высокое простран ственное разрешение инструмента позволяет использовать его данные для прямого изуче ния отдельных крупных ВЗР. Этого нельзя было сделать по данным предыдущих орби тальных ядерно-физических экспериментов, использовавших данные всенаправленных детекторов с низким пространственным разрешением.

В целом, данный проект направлен на решение следующих основных задач:

Задача 1. Определить все участки в лунных приполярных районах, где наблюдается статистически значимое отклонение потока надтепловых нейтронов от средних значений, измеренных в окружающих их областях.

Задача 2. Провести численное моделирование измерений нейтронного потока и мо дельно-зависимое восстановление данных. Определить среднее содержание водорода, его распределение по глубине, проверить гипотезу о присутствии в реголите водорода, свя занного в форме водяного льда.

Задача 3. Классифицировать все отобранные области по содержанию водорода, соста ву, рельефу, освещённости, температуре и выделить наиболее интересные участки по верхности для дальнейшего углублённого изучения.

В ходе выполнения работы в 2012 году проводился анализ данных инструмента ЛЕНД, накопленных за период работы космического аппарата (КА) ЛРО на круговой и эллипти ческой орбитах вокруг Луны, со 2 июня 2009 г. по 1 июня 2012 г. По накопленным дан ным построены карты потоков надтепловых нейтронов в окрестностях обоих полюсов (см.

Рисунок 1). Карта северной околополярной области построена по данным за меньший промежуток времени, поскольку после 11 декабря 2011 г. КА ЛРО был переведён на эл липтическую орбиту с апоцентром в северном полушарии с высотой 150 – 200 км. Это привело к ухудшению пространственного разрешения инструмента ЛЕНД (соответствует углу ~5.7°) над северным полушарием. Было принято решение не смешивать данные с вы соким и низким пространственным разрешением.

Рисунок 1. Карты потоков надтепловых нейтронов в окрестностях северного (слева) и южного (справа) полюсов Луны от 80° с.ш. и 80° ю.ш., соответственно, полученные по данным эксперимента ЛЕНД.

На данном этапе работы, кроме данных эксперимента ЛЕНД, были использованы топо графические данные эксперимента ЛОЛА. По этим данным были найдены контуры ВЗР выше 70° широты по направлению к обоим полюсам. Контуры ВЗР были использованы для изучения свойства как отдельных ВЗР, так и групп наиболее крупных ВЗР с площа дью, превышающей 100 км2. Было найдено, что вечно затенённые районы кратеров не всегда демонстрируют сильное понижение потока надтепловых нейтронов по сравнению с потоками нейтронов от освещённых Солнцем окрестных областей поверхности Луны.

Обнаружено, что только три крупных ВЗР, расположенные в кратерах Шумейкер, Кабео (около южного полюса) и Рождественский U (вблизи северного полюса), демонстрируют пониженный поток надтепловых нейтронов в диапазоне от -5.5% до -14.9%. Такая вели чина понижения потока соответствует 0.022% – 0.047% массовой доли водорода при ус ловии его равномерного распределения в реголите по глубине. Все остальные крупные ВЗР не демонстрируют статистически значимого понижения потока надтепловых нейтро нов. В результате изучения групповых свойств ВЗР было найдено, что только группа из самых крупных из них с площадью более 200 км2 демонстрирует понижение потока над тепловых нейтронов на уровне ~2%. Это соответствует ~0.0125% массовой доли водорода при условии его равномерного распределения в реголите по глубине. Отсюда, опираясь на накопленные к настоящему времени данные эксперимента ЛЕНД, можно сделать вывод, что вечно затенённые районы в окрестностях обоих полюсов Луны не являются крупными резервуарами отложений водяного льда. Однако, в трех исключительных случаях ВЗР кратеров Шумейкер, Кабео и Рождественский U наблюдается значимое повышение кон центрации водорода в реголите. Этот результат был подтверждён в ходе эксперимента НАСА ЛКРОСС в кратере Кабеус.

На этапе работы с ВЗР кроме данных эксперимента ЛЕНД были использованы топо графические данные эксперимента ЛОЛА. С помощью данных этого эксперимента, были найдены контуры ВЗР выше 70° широты по направлению к полюсам. Следующим этапом работы был анализ карт потоков надтепловых нейтронов, который показал, что в около полярных районах Луны поток демонстрирует два эффекта:

1. Существует глобальная полярная депрессия надтепловых нейтронов, известная по данным предыдущих орбитальных экспериментов и подтверждённая в ходе эксперимента ЛЕНД. Считается, что этот эффект связан с постепенным увеличе нием концентрации водорода в реголите по направлению к полюсам.

2. Существуют локальные регионы пониженного (РНПН) и повышенного (РВПН) потока надтепловых нейтронов. Эти районы найдены только по данным колли мированных детекторов.

С уровнем достоверности 3 были найдены двенадцать РНПН и РВПН в окрестностях полюсов (см. Таблица 1). Используя данные экспериментов ЛОЛА и Дивайнер на борту КА ЛРО, для всех найденных регионов были изучены свойства освещённости и темпера туры поверхности. В результате найдено, что для регионов РНПН S1, S3 – S6 и N1 (см.

Рисунок 2) эти параметры существенно отличаются от аналогичных параметров для их окрестностей на той же широте. Они имеют эмпирическое свойство: «меньше локальная освещённость поверхности и ниже ее температура – меньше поток надтепловых нейтро нов» (см.

Рисунок 3). Мы считаем водород ведущим фактором этого закона: существуют шесть РНПН, которые могут иметь больше водорода в реголите, чем области вокруг них, из-за того, что они холоднее. Они рассматриваются, как возможные места скопления вечной мерзлоты на Луне.

Таблица 1. Список найденных регионов пониженного (РНПН) и повышенного (РВПН) потока надтепловых нейтронов.

Площадь, Депрессия потока Регион Широта Долгота км надтепловых нейтронов Южный приполярный район РНПН S1 88.5° ю.ш. 24.7° 4675 -6.3±1.0% РВПН S2 86.3° ю.ш. -72.4° 1222 +9.6±3.2% РНПН S3 86.3° ю.ш. 20.2° 647 -14.4±4.1% РНПН S4 85.0° ю.ш. -52.6° 2287 -8.4±2.3% РНПН S5 82.7° ю.ш. 30.7° 1099 -13.2±4.0% РНПН S6 82.4° ю.ш. 65.3° 786 -16.5±5.0% РВПН S7 81.2° ю.ш. 131.9° 1039 +15.1±4.9% Северный приполярный район РНПН N1 89.5° с.ш. 44.4° 243 -8.5±2.6% РНПН N2 88.5° с.ш. 119.3° 1215 -10.4±2.0% РНПН N3 85.5° с.ш. -24.6° 1018 -10.6±3.4% РВПН N4 82.8° с.ш. -48.4° 2615 +8.4±2.7% РВПН N5 82.3° с.ш. 170.2° 3384 +8.7±2.4% Сопоставление ВЗР и РНПН приводит к заключению, что последние не связаны прямо с ВЗР, как это было общепринято до начала работы инструмента ЛЕНД. В некоторых слу чаях крупные ВЗР были найдены внутри контуров РНПН. Например, крупнейший ВЗР в кратере Шумейкер находится внутри обширной области с пониженным потоком надтеп ловых нейтронов (см.

Рисунок 4). Однако ВЗР располагаются и за пределами РНПН. А так же, некоторые РНПН вообще не связаны с ВЗР. Отсюда можно сделать вывод, что благоприятные физи ческие условия для формирования РНПН в околополярных районах не связаны прямо с постоянным затенением поверхности. Так РНПН могут располагаться и на регулярно ос вещаемых и нагреваемых Солнцем участках поверхности.

Полученные на данном этапе работы выводы будут уточняться по мере накопления но вых экспериментальных данных прибора ЛЕНД. Будет расти статистическая достовер ность результатов определения концентрации водорода в реголите. В следующем году планируется улучшить численную модель прибора, его угловые и энергетические функ ции чувствительности и использовать их для уточнения полезного сигнала в поле зрения прибора. Кроме этого, планируется применить двуслойную модель реголита для опреде ления концентрации водорода и его распределения по глубине.

Рисунок 2. Карты контуров найденых регионов пониженного потока надтепловых ней тронов (РНПН) в окрестностях северного (справа) и южного (слева) полюсов Луны.

Рисунок 3. Распределение регионов РНПН и РВПН по параметрам, характеризующим понижение/повышение потока надтепловых нейтронов (вертикальная ось) и абсолютную разницу средней температуры поверхности региона и усреднённой по долготам темпера туры поверхности за пределами найденного региона (горизонтальная ось). Красным цве том показаны регионы, которые имеют свойство «меньше локальная освещённость по верхности и ниже ее температура – меньше поток надтепловых нейтронов».

Рисунок 4. Сопоставление данных о темпе счета надтепловых нейтронов (красная линия) с топографией поверхности (зеленая линия) на примере кратера Шумейкер и его окрест ностей. Минимальный темп счета надтепловых нейтронов хорошо совпадает с вечно зате ненным районом, расположенным на дне кратера. Показано сечение кратера Шумейкер по долготе 45°. Приведены масштаб сглаживания и размер погрешности нейтронных данных.

Публикации:

1. Mitrofanov, I.;

Litvak, M.;

Sanin, A.;

Malakhov, A.;

Golovin, D.;

Boynton, W.;

Droege, G.;

Chin, G.;

Evans, L.;

Harshman, K.;

Fedosov, F.;

Garvin, J.;

Kozyrev, A.;

McClanahan, T.;

Milikh, G.;

Mokrousov, M.;

Starr, R.;

Sagdeev, R.;

Shevchenko, V.;

Shvetsov, V.;

Tret'yakov, V.;

Trombka, J.;

Varenikov, A.;

Vostrukhin, A., Testing polar spots of water-rich permafrost on the Moon: LEND observations onboard LRO, J. Geo phys. Res., 117, E00H27, 2. Sanin, A. B.;

Mitrofanov, I. G.;

Litvak, M. L.;

Malakhov, A.;

Boynton, W. V.;

Chin, G.;

Droege, G.;

Evans, L. G.;

Garvin, J.;

Golovin, D. V.;

Harshman, K.;

McClanahan, T. P.;

Mokrousov, M. I.;

Mazarico, E.;

Milikh, G.;

Neumann, G.;

Sagdeev, R.;

Smith, D. E.;

Starr, R. D.;

Zuber, M. T., Testing lunar permanently shadowed regions for water ice:

LEND results from LRO, J. Geophys. Res., 117, E00H26, 3. Litvak, M. L.;

Mitrofanov, I. G.;

Sanin, A.;

Malakhov, A.;

Boynton, W. V.;

Chin, G.;

Droege, G.;

Evans, L. G.;

Garvin, J.;

Golovin, D. V.;

Harshman, K.;

McClanahan, T. P.;

Mokrousov, M. I.;

Mazarico, E.;

Milikh, G.;

Neumann, G.;

Sagdeev, R.;

Smith, D. E.;

Starr, R.;

Zuber, M. T., Global maps of lunar neutron fluxes from the LEND instrument, J. Geophys. Res., 117, E00H22, 4. Litvak, M. L.;

Mitrofanov, I. G.;

Sanin, A.;

Golovin, D. V.;

Malakhov, A.;

Boyn ton, W. V.;

Droege, G.;

Harshman, K.;

Starr, R., LEND neutron data processing for the mapping of the Moon, принята к публикации в J. Geophys. Res., 5. W. V. Boynton;

G. F. Droege;

I. G. Mitrofanov;

T. P. McClanahan;

A. B. Sanin;

M. L. Litvak;

M. Schaffner;

G. Chin;

L. G. Evans;

J. B. Garvin;

K. Harshman;

A. Malakhov;

G. Milikh;

R. Sagdeev;

R. Starr, High Spatial Resolution Studies of Epi thermal Neutron Emission from the Lunar Poles: Constraints on Hydrogen Mobility, принята к публикации в J. Geophys. Res., Доклады:

1. Sanin, A.;

Mitrofanov, I.;

Litvak, M.;

Boynton, W.;

Evans, L.;

Harshman, K.;

Malak hov, A.;

Starr, R., Testing Lunar Permanently Shadowed Regions for Water Ice: LEND Results from LRO, EGU General Assembly 2012, 22-27 April, Vienna, Austria., p. 2. Litvak, M.;

Mitrofanov, I.;

Sanin, A.;

Boynton, W.;

Harshman, K.;

Droege, J.;

Malak hov, A.;

Golovin, D.;

Starr, R.;

Evans, L., Global mapping of lunar neutron flux by LEND/LRO, EGU General Assembly 2012, 22-27 April, Vienna, Austria., p. 3. Sanin, A. B.;

Mitrofanov, I. G.;

Litvak, M. L.;

Boynton, W. V.;

Chin, G.;

Droege, G.;

Evans, L. G.;

Garvin, J. B.;

Golovin, D. V.;

Harshman, K.;

McClanahan, T. P.;

Malak hov, A.;

Mokrousov, M. I.;

Milikh, G.;

Sagdeev, R. Z.;

Starr, R. D., Testing of Lunar Permanently Shadowed Regions for Water Ice, 43rd Lunar and Planetary Science Confe rence, March 19–23, 2012, Woodlands, Texas 4. Litvak, M. L.;

Mitrofanov, I. G.;

Sanin, A. B.;

Boynton, W. V.;

Chin, G.;

Evans, L.;

Harshman, K.;

Droege, G.;

Malakhov, A.;

Milikh, G.;

McClanahan, T.;

Sagdeev, R.;

Starr, R., Global Maps of the Moon Neutron Flux from LEND Instrument Onboard LRO, 43rd Lunar and Planetary Science Conference, March 19–23, 2012, Woodlands, Texas 5. Mitrofanov, I. G.;

Golovin, D. V.;

Kozyrev, A. S.;

Litvak, M. L.;

Malakhov, A. A.;

Sa nin, A. B., Solar Water Permafrost: Is It Detected on the Moon? Is It Expected on the Mercury?, 43rd Lunar and Planetary Science Conference, March 19–23, 2012, Wood lands, Texas 6. Будет представлен постерный доклад: A. B. Sanin;

I. G. Mitrofanov;

M. L. Litvak;

W. V. Boynton;

G. Chin;

G. Droege;

L. G. Evans, J. Garvin;

D. V. Golovin;

K. Harshman;

T. P. McClanahan;

A. Malakhov;

G. Milikh;

M. I. Mokrousov;

R. Z. Sagdeev;

R. D. Starr, Testing of Lunar Permanently Shadowed Regions for Water Ice: LEND Results for About Three Years of Observations, AGU Fall Meeting 2012, 3- декабря 2012 г., Сан-Франциско, США Проект 1.11 Исследования распространенности воды и сезонных измене ний Марса приборами ХЕНД на борту КА Марс Одиссей и ДАН на борту Марсианской научной лаборатории.

Руководитель проекта: д.ф-м.н. М.Л. Литвак (ИКИ РАН) Введение Основная научная задача на текущий год реализации данного проекта была посвящена поиску распределения связанной воды на умеренных широтах Марса в районе кратера Гейл (места посадки миссии МНЛ) по данным прибора ДАН, установленного на борту марсохода Curiosity и прибора ХЕНД, установленного на борту орбитальной миссии Марс Одиссей. Для этого использовалась многослойная модель марсианского грунта с неодно родном распределением воды по глубине. Это напрямую соотносится с задачей № 1 пред ставленной в заявке данного проекта.

Предлагаемое исследование использует методы ядерной физики для определения эле ментного состава (в первую очередь содержание водорода в виде связанной воды) по верхности планет. Ядерно-физические методы исследования планет Солнечной системы и их спутников основаны на измерении нейтронного и гамма-излучения от поверхности планет с помощью приборов, установленных на борту орбитальных космических аппара тов или на посадочных аппаратах и мобильных платформах. Такие исследования прово дились для изучения элементного состава поверхности Луны, Марса, Меркурия и некото рых малых тел Солнечной системы. В качестве успешной реализации подобных космиче ских экспериментов можно привести ряд советских и американских миссий к Луне и Мар су в 70-е годы XX века, а также недавние проекты Lunar Prospector, Mars Odyssey, Mes senger, NEAR, Dawn. Основное достоинство таких методов, применяемых с орбитальных спутников, связано с построением глобальной карты химического состава поверхности изучаемого небесного тела, высокой чувствительностью к содержанию водорода (а значит и различных форм воды) и возможностью изучения распределения химсостава в припо верхностном слое грунта на глубину до 2 метров. Основной недостаток – низкое про странственное разрешение, сопоставимое с высотой орбиты космического аппарата, на котором установлен ядерно-физический прибор. Для посадочных миссий наборот возни кает проблема построения глобальной карты, так как исследования проводятся на локаль ном участке поверхности. Зато комбинация и совместный анализ орбитальных и наземных измерений позволяет сравнить результаты определения содержания воды полученные с орбиты и на поверхности и тем самым провести верификацию и согласование полученных оценок.

Российский нейтронный спектрометр ХЕНД уже более 10 лет работает на борту КА Марс Одиссей, обеспечивая картографирование подповерхностной воды на Марсе (с разреше нием ~300 км) и наблюдения за сезонным марсианским циклом. Российский прибор ДАН – это новая разработка, выполненная на основе прибора ХЕНД. ДАН предназначен для измерений содержания воды и водородосодержащих соединений на поверхности Марса вдоль трассы движения марсоходаCuriosity. ДАН состоит из двух частей: блока нейтрон ного генератора и блока детектирования.

Рисунок 1. Схематичное представление временного отклика зарегистрированного детек торами прибора ДАН (разница темпов счета в двух детекторах, соответствующая тепло вым нейтронам) после момента запуска нейтронного импульса высокоэнергетичных ней тронов длительностью ~2 мкс. Форма и амплитуда временного профиля тепловых нейтро нов определяется содержанием и распределением воды по глубине исследуемого грунта.

Прибор способен самостоятельно облучать поверхность потоком высоко энергетичных нейтронов (14 МэВ) с высокой интенсивностью (не менее 107 нейтронов за один нейтрон ный импульс с длительностью не более 2-4 микросекунд). Эти нейтроны перерассеивают ся и замедляются в приповерхностном слое грунта (этот процесс сильно зависит от рас пределения водорода по глубине облучаемого грунта), после чего часть из них выходит обратно из под поверхности и регистрируется блоком нейтронных детекторов. На основе формы и амплитуды временного отклика зарегистрированного детекторами можно судить о содержании водорода в грунте под марсоходом и его распределении на глубине до 1 м.

Иллюстрация метода представлена на рисунке 1.

Полученные результаты:

КА МНЛ совершил успешную посадку на поверхность Марса в районе кратера Гейл 5 ав густа 2012, а прибор ДАН полностьюбыл включен в режим штатных научных измерений 17 августа 2012 года.На рисунке 2 показан пример двух измерений сделанных в активном режиме (облучение поверхности нейтронами высоких энергий) на разных остановках марсоходаCuriosity.

Рисунок 2. Пример временных профилей, зарегистрированных детекторами прибора ДАН для двух разных остановок марсохода (показаны разным цветом).

Из этого рисунка видно, что от остановки к остановке (разделенных несколькими десят ками метров) происходят значимые вариации элементного состава, которые в том числе включают вариации содержания связанной воды и ее распределение по глубине. Сейчас апробируются методы модельно зависимых оценок содержания воды по данным активных измерений на основе численных расчетов разных моделей грунта. Первые измерения ДАН и их анализ на месте посадки КА МНЛ и вокруг него в радиусе 300 метров (по ходу дви жения марсохода с интервалом 20-50 метров) показали наличие водородосодержащих со единений в подповерхностном слое грунта, которое соответствует в среднем нескольким процентам содержания воды. Это восновном приходится на химически связанную водув составе гидратированных минералов. На рисунке 3 представлены вариации содержания связанной воды в предположении однородной модели грунта. Оценки полученные таким способом колеблются в диапазоне 1-2% воды по массовой доле в материале грунта.

Из анализа данных полученных прибором ДАН также следует, что на некоторых останов кахмарсоходаокружающий реголит неоднороден и имеет структуру с неравномерным распределением воды по глубине. В таких случаях возникает относительно сухой слой на верху с содержанием воды в (0.5-1%)по массовой доле и более влажныйслой грун та,который может находиться на разной глубине (на глубине более 20-40 см). Содержание воды в таком слое может превышать2-3%.

Полученные оценки показывают, что содержание связанной воды в месте посадки КА МНЛ в районе кратера Гейл меньше чем ожидалось по данным прибора ХЕНД. Измере ния вариаций нейтронного потока с поверхности Марса, сделанные с орбиты в 400 км (средняя орбита КА Марс Одиссей) над кратером Гейл соответствуют среднему содержа нию воды в 5-6% в предположении однородной модели грунта и порядка 12%по дву слойной модели. В рамках двухслойной модели грунта рассматривалась комбинация су хого верхнего слоя переменной толщины и содержанием воды в 2% и нижнего влажного слоя с переменным содержанием воды. В таком подходе двухслойная модель описывает наблюдательные данные, если предположить 12%воды по массовой доле распределенных на глубине в 30 см (см. рисунок 4).

Рисунок 3. Распределение среднего содержания связанной воды в приповерхностном слое марсианского грунта вдоль траектории движения марсоходаCuriosity от места посадки.

Рисунок 4. Карта распространённости связанной воды на средних широтах в районе по садки миссии МНЛ по данным орбитальных измерений российского прибора ХЕНД. Ле вая карта показывает распределение содержания воды согласно однородной модели грун та. Правая карта показывает распределение содержания воды, построенного на основе двухслойной модели грунта (верхний сухой слой с 2% воды, глубина залегания нижнего влажного слоя – 30 см).

Обнаруженное отличие орбитальных и наземных наблюдений связано с существенно раз ным пространственным разрешением, которое отличается на порядки.При орбитальных измерениях происходит усреднение по площади ~ 300 x 300 км, а в наземных наблюдени ях исследуемая поверхность ограничена сотнями метров, которые марсоход проехал от места посадки. В связи с этим можно ожидать гораздо более сильных вариаций (~10%) водного эквивалента при дальнейшем движении марсохода на большие расстояния поряд ка 20 и более километров.

Апробация результатов Описание прибора ДАН, методов измерений и получения оценки содержания воды опуб ликовано в реферируемом журнале Space Science Reviews (см. [1-2]).

Первые результаты измерений прибора ДАН и орбитальных наблюдений места посадки КА МНЛ прибором ХЕНД представлены (или будут представлены) в докладах на сле дующих научных конференциях (см также [3-7]):

1) EGU General Assembly 2012, 22-27 апреля 2012 года, Вена, Австрия 2) European Planetary Science Congress 2012, 23-28 сентября, Мадрид, Испания 3)The Third Moscow Solar System Symposium, 8-12 октября 2012 года, Москва, Россия 4) AGU Fall Meeting 2012, 3-7 сентября 2012 года, Сан-Франциско, США Публикации 1) Mitrofanov I. G., Litvak M. L., Varenikov A. B., Barmakov Y. N., Behar A., Bobrov nitsky Y. I., Bogolubov E. P., Boynton W. V., Harshman K., Kan, E et al. (2012) Dy namic Albedo of Neutrons (DAN) Experiment Onboard NASA's Mars Science Laborato ry, Space Science Reviews, Volume 170, Issue 1-4, pp. 559-582.

2) Grotzinger J P., Crisp J, Vasavada A. R., Anderson R. C., Baker C. J., Barry R, Blake D. F., Conrad P., EdgettK. S., Ferdowski B.,Gellert R. Gilbert J. B., Golombek M., Gmez-Elvira J., Hassler D. M., Jandura L., Litvak M., Mahaffy P., Maki J., Meyer, M., Malin M. C., Mitrofanov I., Simmonds, J. J., Vaniman, D., Welch R. V.,Wiens R. C.

(2012) Mars Science Laboratory Mission and Science Investigation, Space Science Re views, Volume 170, Issue 1-4, pp. 5- 3) Nikiforov S. Y., Litvak M. L., Mitrofanov I. G., Varenikov A. B., Sanin A. B. (2012) The analysis of MSL landing site using HEND/Odyssey and GRS/Odyssey data, EGU Gener al Assembly 2012, held 22-27 April, 2012 in Vienna, Austria., p. 4) Varenikov A., Litvak M., Mitrofanov I., Starr R., Shvetsov V. (2012) Numerical simula tion of DAN instrument in MCNPx, EGU General Assembly 2012, held 22-27 April, 2012 in Vienna, Austria., p. 5) Litvak M.L., Mitrofanov I.G. (2012) Search for subsurface water in Gale crater using da ta from DAN/MSL and HEND/Odyssey instruments, European Planetary Science Con gress 2012, Abstracts Vol. 7 EPSC2012- 6) Litvak M.L., Mitrofanov I.G. (2012), First Data from DAN Instrument onboard MSL 16.55 - 17.15 Curiosity Rover, The Third Moscow Solar System Symposium, 7) BlakeD., Mahaffy P., Mitrofanov I., (2012) First results from the CheMin, DAN and SAM instruments on Mars Science Laboratory, AGU Fall Meeting 2012, U13A- Проект 1.12. Ключевые проблемы исследований внеземного вещества.

Проблемы аккреции, дифференциации и эволюции космических тел.

Изучение проблемы происхождения ультрарефракторных минералов в протосолнечной туманности и фракционирования элементов. Лабора торное изучение метеоритов, геохронология.

Рук. М.А. Назаров, д.г.-м.н., Д.Д. Бадюков, д.г.-м.н.

1. Успешно осуществлена экспедиция по сбору космической пыли на леднико вом щите Новой Земли.

Работы проводились на пассивной окраине ледникового щита Северного острова в районе истока р. Снежная. В задачи экспедиции входил сбор материала, накапливающе гося на поверхности ледника в результате его поверхностного летнего таяния. Было уста новлено, что основная концентрация этого материала происходит на расстоянии несколь ко сотен метров от края ледника, где образуется полоса развития криоконитовых лунок (криоконит – специфическое образование на поверхности ледника, состоящее из агрегата бактерий и водорослей и минерального вещества). Лунки (Рис.1) имеют диаметр от сан тиметра до десятков сантиметров и глубиной в первые десятки сантиметров, а их дно по крыто слоем криоконита толщиной в первые миллиметры.

Рис.1. Криоконитовые лунки на поверхно- Рис. 2. Космические сферулы и непереплав сти ледника, масса материала на дне – по- ленные метеориты (черные частицы не рядка 5 – 10 грамм. правильной формы вверху снимка), выде ленные из образца криоконита. Ширина по ля зрения – 2 мм.

Собраны пробы криоконита общим весом 30 кг. Лабораторная обработка 300-граммового образца, включающая отмыв глинистой и органической компонент и электромагнитную сепарацию песчано-алевритовой фракции, показало, что образец содержит 850 штук кос мических сферул и, как минимум, 200 штук шлаковидных и непереплавленных микроме теоритов (Рис.2), что позволяет оценить примерное общее количество микрометеоритов в собранном материале в 100 000 индивидуальных микрометеоритов.

2.Происхождение ультрарефракторных включений в углистых хондритах.

Проведено детальное минералого-петрографическое, химическое и изотопное ис следование некоторых рефракторных агрегатов из метеоритов NWA 3118 (CV3) и Ефре мовка (СV3). Эти агрегаты содержат ультра рефракторные включения (UR CAIs), которые состоят из Zr,Sc,Y-оксидов (один из которых возможно является новым минералом, а другой – Zr,Sc,Y-тажеранит), Y-перовскита, Zr,Sc,Y пироксенов и чистого гелинита. По валовому химическому составу UR CAIs не отличаются от вмещающих их агрегатов, но характеризу ются высоким содержанием Zr, Sc, Y и Hf (Рис.

Рис. 3. Химический состав ульт- 3). Все минералы UR CAIs имеют обедненный рарефракторных включений по О изотопный состав кислорода по сравнению сравнению с обычными типами рефракторных агрегатовCAIs.

с минералами вмещающих агрегатов, которые, как обычно, обогащены 16О. Предполагает ся, что вещество-предшественник UR CAIs образовалось путем испарения и/или конден сации при очень высокой температуре 1600o C. Показано также, что формирование UR CAIs проходило в резервуаре кислорода, обогащенного 16О, но подверглось существенно му изотопному обмену с резервуаром, обедненным 16О в солнечной туманности.

3.Установлена генетическая связь между метаморфизованными и СМ угли стыми хондритами.

Проведено экспериментальное изучение изменения изотопного состава кислорода земного оливина в процессах гидратации и дегидратации с целью и выявления генетиче ской связи между СМ и метаморфизованными углистыми хондритами (МСС), которые обогащены тяжелыми изотопами кислорода. В первом эксперименте по гидратации оли вин (Fo91) реагировал с водой, обогащенной изотопом 18О (подобно воде на родитель ском теле СМ хондритов) при Т-300оС, РН2О =300 бар в течение 100 дней. Изотопный со став кислорода образовавшегося серпентина был обогащен 18О на 10‰ (18) в результате изотопного обмена. Во втором эксперименте по дегидратации этого серпентина при на гревании до 930 оС в вакууме его изотопный состав также был обогащен 18О (увеличение по 18 составило 7‰). Суммарный эффект составил 17‰ для 18 (Рис. 4). Эти резуль таты показывают, что изотопный состав кислорода МСС может быть образован из состава типичных СМ2 хондритов в ходе повторяющихся процессов гидратации и дегидратации.

Такие процессы могли происходить при ударных событиях на поверхности родительских астероидов или в результате их неоднократного приближения к Солнцу. Кроме того, изо топный состав кислорода МСС мог сформироваться даже в результате одной стадии гид ратации-дегидратации при условии, если отношение вода/порода при этих реакциях было очень высоким.

Рис. 4. Изотопный состав ки слорода оливина, серпентина, и дегидратированного серпентина по сравнению с составами обычных (CMs) и МСС (B-7904 like, Dhofar 225 и 735).

4.Изучен петрографический состав обломков пород в обритовой брекчии Песья ное и в некоторых полимиктовых уреилитах.

В метеорите Песьяное установлено 5 различных типов пироксенитовых кластов.

Среди них кроме обычных ортопироксенитов выделяются ортопироксениты с большим количеством флюидных включений, ортопироксениты содержащие анортоклаз и два типа клинопироксенитов. Образование таких пород трудно объяснить процессами магматиче ского фракционирования энстатитовых хондритов, которые традиционно считаются роди тельским веществом обритов. Предполагается, что на родительском теле обритов могли существовать несколько источников расплава различных по K/Na и Mg/Ca отношениям.

Все эти расплавы, по крайней мере, на начальной стадии кристаллизации имели отноше ние Al/(K+Na) 1, что является необходимым условием для кристаллизации реддерита, присутствующего в этом метеорите. Изучение полимиктовых уреилитов позволило уста новить, что на родительском теле этих метеоритов существовали грубозернистые магма тические породы, которые слагали весьма крупные тела или даже образовывали нечто вроде покрова или коры. В уреилите DaG 999 обнаружен крупный фрагмент горной поро ды, состоящий из грубозернистого плагиоклаза, насыщенного при этом флюидными включениями.

5.Исследованы генетические связи между металлической фазой Н хондритов и железных метеоритов.

Методом LA-ICP-MS определено содержание 37 элементов (Si, P, S, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, Zn, Ga, Ge, As, Se, Kr, Nb, Mo, Ru, Rh, Pd, Ag, Ag, Cd, In, Sn, Sb, Te, W, Re, Os, Ir, Pt, Au, Tl, Pb, Bi) в металле железных (IIE) и хондритовых метеоритов. Модель плавле ния Н хондрита – силикатов и металла использовалась для интерпретации аналитических данных. При моделировании показано, что первые порции металлического расплава обо гащены Pd, Au, As, Sb, Cu, и Sn, и обедненены W, Re, Os, Ir, Pt, Ru. Обратный эффект на блюдается в металле, который находится в равновесии с этой жидкостью. Распределение сидерофильных элементов в железных метеоритах группы IIE указывает на то, что эти ме теориты могли бы образоваться на первых стадиях равновесной кристаллизации металла Н хондритов.


6.Установлена возможность протекания реакции между метеоритным железом и безводными силикатами в ударных процессах.

Для изучения возможности ударно-инициированного взаимодействия метеоритно го железа с силикатами при высокоскоростных соударениях были проведены опыты по взрывному нагружению смесей камасита Сихотэ-Алинского метеорита с кварцем, альби том, олигоклазом, энстатитом, оливином и серпентином. Показано, что в результате удар ного нагружения металл обогащается кремнием, а в кварцевом, альбитовом и олигоклазо вом стеклах плавления появляются ионы двухвалентного железа. Помимо этого в продук тах экспериментов со смесями кварца и полевых шпатов с камаситом отмечается присут ствие металлического железа в парамагнитном состоянии. Полученные результаты указы вают на протекание в ударных процессах окислительно-восстановительной реакции меж ду железом и силикатами по схеме: 2Fe+2 + Si+4 = 2Fe+2 + Si0, где Fe0 и Si0 – железо и кремний в металле, а Fe+2 и Si+4 – железо и кремний в силикатной матрице.

7.Изучены абляционые сферулы Сихотэ-Алинского метеоритного дождя.

Современными методами исследованы магнитные шарики, извлеченные из почв кратерного поля Сихотэ-Алинского падения 1947 г. По структуре различаются два типа сферул – мелкозернистые, сложенные дендритами никелистого магнетита (NiO 3- мас.%), и крупнозернистые, также состоящие из дендритов или зерен никелистого магне тита, иногда с вюститом, и интерстициального вещества, богатого фосфором и железом, или имеющего силикатный состав. По структуре, минералогическому и химическому со ставу эти сферулы отличаются от космических сферул, присутствующих в фоновом пото ке микрометеоритов. Предполагается, что сферулы Сихотэ-Алинского дождя образова лись в результате абляции метеоритного тела на высотах около 12 км (область начала дробления) и ниже при температуре 1600 - 2180С и летучести кислорода от 10-4 до 10- атм.

8.Определен возраст проявления кислого лунного магматизма на примере лунного метеорита Dho 1442.

Dhofar 1442 – это один из немногих смешанных лунных метеоритов богатых KREEP материалом, который содержит также морские низкотитанистые базальты и поро ды кислого состава. Циркон является типичным акцессорным минералом KREEP пород.

U-Th-Pb датирование 12 зерен цирконов этого метеорита позволило установить, что суще ствует по меньшей мере две разновозрастные группы цирконов: древние (~4.31 млрд. лет) и молодые (~3.95 млрд. лет) (рис. 5). Цирконы древней группы могут датировать крупный этап KREEP магматизма с пиком активности в 4.31 млрд. лет, как и в образцах «Аполлона 14 и 17». Цирконы молодой группы скорее всего были образованы или преобразованы в результате крупного ударного события, вероятно при формирования Моря Дождей, воз раст которого составляет 3.91 млрд. лет.

Фрагменты пород, в которых наблюдаются цирконы с возрастом ~3.95 млрд. лет имеют состав KREEP габбро-норитов. Родительские породы цирконов древней группы были полностью разрушены, но возможно были представлены породами гранитного со става. Это подтверждают высокие содержания Th и U в этих цирконах, что типично для цирконов гранитных пород. Таким образом, кислый магматизм в районе выброса Dho 1442 мог менять свой состав от гранитного до KREEP габбро-норитового состава в период с 4.3 до 3.9 млрд. лет.

Рис. 5. Диаграмма Тера-Вассербурга для цирконов Dho 1442.

9.Определены условия образования симплектитов в оливинах «Луны-24».

Проведены исследования хромит-диопсидовых симплектитов, обнаруженных в зернах оливина из реголита, доставленного АЛС «Луна-24». На основе измерения диффузионных профилей Ca и Cr проведен расчет локального баланса масс и впервые получена доказательная база о твердофазном характере реакции образования симплектитов, которая протекала без поступления Ca и Cr из внешней по отношению к оливину среды.

Обоснован вывод о том, что ни монтичеллит, ни лайхунит или гранат, которые ранее рассматривались в качестве кандидатов на роль фазы-предшественницы симплектитов, не могли являться прекурсором симплектитов. Показано, что реакция образования симплектитов протекает одностадийно по типу ячеистого превращения и контролируется скоростью диффузионного обмена Ca + Cr = 2Mg между оливином-хозяином и фазой прекурсором. Впервые установлено, что Cr диффундировал из оливина к симплектиту в форме Cr2+ и переходил в трехвалентное состояние Cr3+ на границе с симплектитом. На основе анализов химического состава симплектита и измерения диффузионных профилей Ca и Cr в оливине рассчитаны его скорости остывания. Согласно полученным оценкам, скорости остывания в интервале 800 – 1000 0С составляют от 0.060/год до 440/год, что сопоставимо со скоростями остывания земных интрузий неглубокого залегания.

10.В лунном метеорите Dhofar 280 обнаружен самородный кремний, который ассоциирует с силицидами железа.

Это первая находка такой ассоциации в лунных породах и ее образование требует крайне восстановительных условий. По сравнению с матрицей метеорита объекты с са мородным кремнием и окружающий их силикатный материал характеризуются высокими концентрациями летучих элементов и/или элементов с низким сродством к кислороду.

Значительного обогащения труднолетучими литофильными элементами не наблюдается.

Некоторые из литофильных элементов (V, U, Sm, Eu, Yb), по-видимому, присутствуют в восстановленном состоянии, что определяет необычные для лунных пород соотношения РЗЭ и крайне низкое отношение Th/U. Примесь сидерофильных элементов (Ni, Co, Ge, Sb) указывает на контаминацию кремнийсодержащих объектов метеоритным веществом и их образование в результате ударной переработки лунных пород. При этом обогащение лету чими элементами позволяет предполагать, что генезис таких объектов связан с конденса цией силикатного пара, образовавшегося при метеоритных ударах. Восстановление крем ния и других элементов могло происходить в облаке ударного пара с последующей их конденсацией совместно с легколетучими компонентами. Процессы фракционирования вещества по летучести, по-видимому, не имеют существенного значения в формировании вещественного состава лунной коры, но в локальных областях продукты таких процессов могут быть заметными. Образование наибольшего количества силикатного пара связано с крупными ударными событиями. Так более 70% массы всего испаренного при ударных событиях лунного вещества должно быть результатом столкновения с Луной космическо го тела, которое привело к образованию крупнейшего на Луне бассейна Южный Полюс – Эйткен.

Публикации:

1. Бадюков Д.Д., Русаков В.С., Купин Ю.Г. Ударно-инициированное взаимодейст вие метеоритного железа с силикатами. Петрология, 2012, том 20, № 4, с. 383–391.

2. Бадюков Д.Д., Райтала Й.. Абляционные сферулы Сихотэ-Алинского метеорита и условия их формирования. Петрология, 2012, том 20, № 6 С. 545-548.

3. Назаров М.А., Демидова С.И., Аносова М.О., Костицын Ю.А., Нтафлос Т., Брандштеттер Ф. Самородный кремний и силициды железа в лунном метеорите Dhofar 280. Петрология, 2012. Том 20. № 6. С. 560-573.


Статьи, принятые к печати:

1. Ivanova M.A., Krot A.N., Nagashima K., MacPherson G.J. Compound ultrarefractory CAI-bearing inclusions from CV3 carbonaceous chondrites. Meteoritics and Planetary Sci. (in press).

2. Ivanova M.A., Lorenz C.A., Bychkov A. Yu., Franchi I. A. Experimental simulation of formation processes of metamorphosed carbonaceous chondrites. Meteoritics and Planetary Sci.

(in press).

3. Khisina N.R., Wirth R., Abart R., Rhede D., Heinrich W.. Oriented chromite-diopside symplectic inclusions in olivine from lunar regolith delivered by “Luna-24” mission. Geochimi ca et Cosmochimica Acta (in press).

Тезисы докладов:

1.Бадюков Д.Д., Русаков В.С.. Ударно-инициированное взаимодействие метеорит ного железа с силикатами. XI Забабахинские научные чтения, Снежинск, РФЯЦ ВНИИТФ, 16-20 апреля 2012.

2.Демидова С.И. Лунные метеориты и состав лунной коры. IX Конференция моло дых ученых. Фундаментальные и прикладные космические исследования. Москва. ИКИ РАН. 2012. C. 33-34.

3. Хисина Н.Р. Происхождение ламелярных пироксен-шпинелевых симплектитов в оливинах земного и внеземного происхождения: реакция дегидрогенизации и окисления оливина. Материалы IV Всероссийской молодежной научной конференции «Минералы:

строение, свойства, методы исследования».2012. Екатеринбург, УрО РАН, С.59-61.

4. Теплякова С.Н. Родительское тело железных метеоритов группы IIE.

Rонференция молодых ученых. Фундаментальные и прикладные космические исследова ния. Москва ИКИ РАН. 2012.

5. Anosova M.O., Nazarov M.A., Demidova S.I., Kostitsyn Yu.A., Ntaflos Th., Brandstaetter F. Trace element chemistry of a silicon-bearing association in the Dhofar 280 lunar meteorite. Lunar and Planet. Sci. 43rd. 2012. #1079 pdf.

6. Badjukov D.D., Ryasantsev K.M.. Micrometeorites of the Novaya Zemlya archipelago.

3-ий Московскй международный симпозиум по исследованию Солнечной системы (3MS -PC-05), Москва, ИКИ РАН, 8-12 октября 2012г.

7. Demidova S., Nazarov M., Anosova M., Kostitsyn Y., Brandsttter F., Ntaflos Th. U Pb dating of zircons from the Dhofar 1442 lunar meteorite. Lunar Planet. Sci. Conf. 43. 2012., #1090 pdf.

8. Demidova S.I., Nazarov M.A., Anosova M.O., Kostitsyn Yu.A., Brandsttter F., Ntaf los Th. Petrography and an age of KREEP gabbro-noritic clasts in the Dhofar 1442 lunar mete orite. Lunar Symposium. 2012. Berlin, P. 23-24.

9. Demidova S.I., Nazarov M.A., Ivanova M.A., Lorenz C.A., Kononkova N.N. New lu nar meteorite from the Sahara desert: North West Africa 6888. 43rd Lunar Planetary Science Conf. 2012. #1726 pdf.

10. Ivanova M.A., Lorenz C.A., Bychkov A. Yu., Sevastyanov V.S., Franchi I.A. Expe rimental simulation of formation processes of metamorphosed carbonaceous chondrites. Lunar Planetary Science Conf. 43rd, 2012. #1591 pdf.

11. Ivanova M.A., Ivanov A.V., Lorenz C.A., MacPherson G.J. An unusual type B2 CAI and P-Ca-rich clast from Kaidun. Lunar Planetary Science Conf. 43rd, 2012. #2262 pdf.

12. Khisina N.R., Wirth R., Abart R., Rhede D., Heinrich W.. (2012) Diopside-chromite symplectic inclusions in lunar olivine: formation by a dehydrogenation-oxidation reaction? Ab stracts of the European Mineralogical Conf. 2012, v.1, EMC2012-373-1, Frankfurt.

13. Lorenz C.A., Ivanova M.A., Shuvalov V.V.. Aerodinamic deformation of molten CAIs as a possible mechanism of early solids processesng in the nebula. 75th Annual Meeting of the Meteoritical Society. 2012. #5027 pdf.

14. MacPherson G. J., Nagashima K., Ivanova M.A. Krot A.N. Primary reverse oxygen isotope evolution of pyroxene in compact type A CAIs from Efremovka and NWA 3118 CV chondrites: insights into internal CAI mixing lines. Lunar Planetary Science Conf. 43rd, 2012.

#4215 pdf.

15. Nazarov M.A., Demidova S.I., Ntaflos Th., Brandstaetter F. Native silicon, Fe silicides and a condensate lithology in the Dhofar 280 lunar meteorite. Lunar and Planet. Sci.

43rd. 2012. #1073 pdf.

16. Teplyakova S.N., Humayun M., Lorenz C.A., Ivanova M.A. A common parent for IIE iron meteorites and H chondrites // Lunar and Planetary Science Conf. 43rd, 2012, #1130.pdf.

17. Ziegler K., Krot A.N., Ivanov A.V., Ivanova M.A., Young E.D. 2012. Oxygen isotopic compositions of Kaidun differentiated fragments. 75th Annual Meeting of the Meteoriti cal Society. 2012, #5073 pdf.

Проект 1.13. Устойчивость планетных систем, динамика хаотических орбит и захвата в резонансы.

Руководитель: к.ф-мат.н. Иванова Т.В.

Содержание работы.

Построена аналитическая теория движения Луны с учетом планетных возмущений в тригонометрической форме относительно средних долгот восьми больших планет и Луны.

Как правило, эта форма соблюдается при решении главной задачи, но она нарушается при учете планетных возмущений, поскольку существующие теории движения Луны обычно используют классические планетные теории, приводящие к появлению вековых и сме шанных членов относительно времени. И только общие планетные теории обеспечивают тригонометрическую форму аналитического решения, поскольку не содержат фиктивных вековых и смешанных членов.

Разрабатываемая теория орбитального движения Луны строится в рамках общей планетной теории GPT (Brumberg, 1995). Эта теория основывается на идеях введения промежуточной орбиты, обобщающей вариационную кривую Хилла, на разделении быст рых и медленных переменных и на применении нормализации Биркгофа для построения и решения вековой системы. В результате, GPT позволяет представить координаты больших планет в виде степенных рядов по эволюционным эксцентрическим и облическим пере менным с квази-периодическими коэффициентами, являющимися функциями средних долгот всех планет. Поведение эволюционных переменных определяется тригонометриче ским решением автономной вековой системы.

Чтобы представить теорию движения Луны в той же самой форме, Луна рассматривается как дополнительная планета в ансамбле восьми больших планет.

Уравнения движения Луны в геоцентрических прямоугольных координатах x, y, z описываются в классической форме с силовой функцией U, определенной выражением Здесь M s, M e, M m —массы Солнца, Земли и Луны, соответственно. a, n, r—большая по луось, среднее движение и радиус-вектор геоцентрической Луны, соответственно. M i, a i, ni, ri (i = 1,2,K,8) —масса, большая полуось, среднее движение и радиус-вектор большой планеты с номером i, соответственно. Pk (i ) —полиномы Лежандра. Для Луны наряду с безиндексными переменными используются переменные с индексом 9.

Согласно методике GPT, вместо прямоугольных координат x, y, z вводятся безразмер ные комплексно-сопряженные переменные p, q и вещественная переменная w представляющие собой отклонения от плоской круговой орбиты с радиусом a. Здесь — средняя долгота, черта сверху означает комплексно-сопряженную величину. Переменные p, q имеют порядок малости эксцентриситета, а переменная w—порядок малости наклона орбиты Луны.

Гелиоцентрические координаты больших планет подвергаются аналогичному преобразо ванию В новых переменных уравнения лунного движения принимают форму с правыми частями которые в данной работе представляются в виде:

Здесь P (kep) и W (kep ) соответствуют кеплеровскому геоцентрическому движению Луны;

P (sol ) и W (sol ) появляются благодаря действию Солнца;

P ( pla ) и W ( pla ) ответственны за планетные возмущения.

Все правые части разлагаются в ряды Пуассона по степенным и эспоненциальным пере менным При построении теории движения Луны нет необходимости иметь полную теорию движе ния больших планет. Достаточно использовать только кеплеровские члены и результаты линейной теории с точностью до первого порядка относительно планетных масс. Следо вательно, координаты больших планет, необходимые для построения теории движения Луны, могут быть представлены в виде:

где верхние индексы указывают на порядок малости относительно планетных масс, а вто рые нижние индексы ответственны за порядки относительно эксцентриситетов и накло нов.

Первые части выражений (8) содержат кеплеровские члены, представленные в виде бук венных разложений Разложения ведутся по степеням комплексных переменных типа Лапласа ai, a i, bi, b i, про порциональных эксцентриситету и наклону планеты с номером i. Коэффициентами этих разложений являются числовые константы.

Вторая часть в pi описывает члены промежуточного решения в первом порядке относи тельно параметра масс:

И, наконец, последние части состоят из линейных членов относительно эксцентриситетов и наклонов с учетом лишь членов первого порядка относительно масс. В явном виде они могут быть выражены соотношениями с квази-периодическими коэффициентами c, d и f.

Правые части получены в чисто аналитической форме.

В соответствии с методикой общей планетной теории решение уравнений движения Луны представляется в виде:

где решение есть частное плоское квази-периодическое решение при условии, что большие планеты движутся по своим промежуточным орбитам Это решение обобщает вариационную кривую Хилла и включает все солнечные и планетные неравенства, независимые от эксцентриситетов и наклонов всех рассматривае мых тел. Решение ищется итерациями с начальным приближением и представляется многократным рядом Фурье по средним аномалиям всех тел. Коэффициенты p являются функциями масс, средних движений и больших полуосей. Суммирование производится по всем целым значениям 9 мерного индекса. Промежуточная была получена до 14-го порядка относительно малых параметров, которыми являются массы, отношения средних движений планет и Луны и отношения больших полуосей геоцентрической орбиты Луны и гелиоцентрических орбит планет. Это разложение содержит около 10000 членов.

Первые члены промежуточной орбиты представлены в виде:

Функции p, w удовлетворяют уравнениям с правыми частями которые не содержат линейных членов относительно лунных переменных p, q и w.

P (0) —правая часть уравнения для промежуточной орбиты, K, L, M являются функциями промежуточного решения.

p и w строятся итерациями в форме степенных рядов с начальным приближением Здесь суммирование выполняется по всем неотрицательным значениям 9-мерных индек сов k, l, m, n. Коэффициенты pklmn, wklmn являются функциями промежуточного реше ния.

На самом деле, ряды (21) не являются решением уравнений движения Луны, а представ ляют собой преобразование к вековой системе, описывающей эволюцию лунной орбиты.

Метод построения p и w, подробно изложенный в (Brumberg, 1995), основывается на разделении быстрых и медленных переменных с помощью целого ряда линейных преобразований переменных и нормализации Биркгофа.

Зависимость переменных типа Лапласа от времени определяется решение автономной ве ковой системы в медленно меняющихся переменных Здесь N = diag (n1,K, n9 ) —диагональная матрица средних движений, A и B —квадратные матрицы 9-го порядка, зависящие от больших полуосей, средних движений и масс всех рассматриваемых тел, 9-мерные векторы, содержат только формы нечетных степеней медленно меняющихся переменных,,, начинаясь с членов 3 ей степени. Вековая система должна быть дополнена уравнениями для соответствующих комплексно-сопряженных переменных. Правые части вековой системы для Луны получе ны в чисто аналитической форме, а ее тригонометрическое решение имеет полуаналити ческую форму.

В результате целого ряда преобразований переменных, решение вековой системы сводится к решению линейных уравнений в новых конечных переменных u и v где вещественные величины c9 и g 9 —собственные числа матриц линейных частей веко вой системы для Луны, c9 и g 9 означают вещественные поправки к этим собственным числам.

Следовательно, эти уравнения допускают непосредственное интегрирование и решение имеет форму:

c вещественными коэффициентами ckm, g km и постоянными интегрирования j,i и j,i ( j = 1,2;

i = 1,K,9).

В результате, решение вековой системы имеет вид:

с численными коэффициентами klmn и klmn. Оно отражает вековую эволюцию перигея и узла Луны, а также перигелиев и узлов больших планет.

Таким образом, получены следующие результаты:

1. Построены правые части (6) уравнений движения Луны (4) в аналитической форме в виде рядов Пуассона по степенным переменным, представляющим модифицированные координаты планет и Луны, и тригонометрическим переменным, которыми являются средние долготы всех рассматриваемых тел. При этом, координаты больших планет, не обходимые для построения теории Луны, включают в себя только кеплеровские члены, промежуточную орбиту и линейную теорию относительно эксцентриситетов и наклонов в первом порядке относительно масс.

2. Построена автономная вековая система (23) в медленно меняющихся переменных ти па Лапласа путем разделения быстрых и медленных переменных с помощью целого ряда линейных преобразований переменных и нормализации Биркгофа. Правые части вековой системы получены в чисто аналитической форме в виде степенных рядов до 10-го сум марного порядка относительно малых параметров, а именно: переменных типа Лапласа, средних движений, больших полуосей и масс планет и Луны.

3. Найдено решение (27) автономной системы (23) в полуаналитическом виде. Это ре шение имеет тригонометрическую форму без фиктивных вековых и смешанных членов относительно времени.

Все аналитические вычисления выполняются с помощью специализированного эшелони рованного пуассоновского процессора EPSP (Ivanova, 2001).

Публикации:

Ivanova T.V. Constructing the secular system in the analytical theory of the Moon // Тезисы докладов международной конференции "Analytical methods of Celestial mechanics", 26- сентября 2012 г., ММИ им. Эйлера, Санкт-Петербург.

Иванова Т.В. Решение вековой системы уравнений орбитального движения Луны с уче том планетных возмущений // Тезисы докладов всероссийской астрометрической конфе ренции "ПУЛКОВО 2012", 1-5 октября 2012 г., Санкт-Петербург.

Иванова Т.В. Построение вековой системы в аналитической теории движения Луны // Астрон. вестн. (направлена на публикацию).

Ivanova T.V. A new Echeloned Poisson Series Processor (EPSP) // Cel. Mech. Dyn. Astron.

2001. V. 97. P. 167-176.

Участие в конференциях:

1. Международная конференция "Analytical methods of Celestial mechanics", 26-29 сентяб ря 2012 г., ММИ им. Эйлера, Санкт-Петербург. Доклад: Ivanova T.V. "Constructing the se cular system in the analytical theory of the Moon", IPA RAS.

2. Всероссийская астрометрическая конференция "ПУЛКОВО 2012", 1-5 октября 2012 г., Санкт-Петербург. Доклад: Иванова Т.В. "Решение вековой системы уравнений орбиталь ного движения Луны с учетом планетных возмущений", ИПА РАН.



Pages:     | 1 | 2 ||
 





 
© 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.