


Vol 58, No 2 (2024)
Articles
Кратер, образованный ударом КА Луна-25
Abstract
11 августа 2023 г. стартовала автоматическая станция Луна-25 с задачей совершить посадку в южной полярной области Луны и провести исследования грунта и приповерхностной экзосферы. Она благополучно долетела до окрестностей Луны и вышла на орбиту ее спутника. Посадка аппарата была запланирована на 21 августа. В соответствии с программой полета 19 августа был выдан тормозной импульс для формирования предпосадочной орбиты. Но тормозной двигатель проработал дольше, чем планировалось, и аппарат врезался в лунную поверхность. Команда телевизионной камеры LROC КА Lunar Reconnaissance Orbiter, получив от Роскосмоса информацию о месте крушения Луны-25, провела съемку этого места и 24 августа получила снимок, на котором виден морфологически свежий кратер диаметром около 10 м, которого не было на предыдущих снимках этого места. В работе описываются региональная топографическая и геологическая характеристики этого места. Выполнен фотогеологический анализ LROC- снимков места удара. Сделана оценка ожидаемого диаметра кратера, образовавшегося в результате удара Луны-25. Из нашего рассмотрения следует, что описанный в сообщении NASA 10-метровый кратер, по-видимому, действительно образовался в результате удара Луны-25. Его размер соответствует оценкам, рассчитанным по параметрам удара. Отсутствие яркого гало выбросов, типичного для очень молодых лунных кратеров, вероятно, связано с тем, что удар был относительно низкоскоростным, и в данном случае кратер это, скорее, депрессия вдавливания и/или с тем, что находящиеся в аппарате около полутонны неизрасходованного топлива “запачкали” поверхность около кратера.



Вариации скорости ветра на верхней границе облаков Венеры над Землей Афродиты по многолетним УФ-наблюдениям VMC/Venus Express и UVI/Akatsuki
Abstract
Серии последовательных УФ-изображений (365 нм) облачного покрова Венеры позволяют исследовать динамику мезосферы. Беспрецедентный по продолжительности ряд таких изображений получен камерами VMC на борту космического аппарата (КА) Venus Express (ESA) и UVI на борту КА Akatsuki (JAXA) c 2006 по 2022 гг. На 10° ю. ш. наблюдаются долговременные изменения средней зональной и меридиональной скоростей ветра с периодом 12.5 ± 0.5 лет. Анализ поведения среднего зонального ветра около полудня 12 ± 1 ч. при фазовых углах 60°–90° в ограниченные по времени интервалы наблюдения показывает, что вблизи минимума долгопериодической зависимости торможение горизонтального потока наблюдается над областью Овды, наиболее высокой частью Земли Афродиты, как для VMC, так и для UVI. И наоборот, ускорение наблюдается над областью Овды вблизи максимума долгопериодической зависимости. Рассматриваемые долготные вариации зональной скорости простираются от экватора до средних широт (0°–40°). Меридиональная скорость показывает долготные вариации, связанные с рельефом подстилающей поверхности, вне зависимости от того, торможение или ускорение горизонтального потока наблюдается над высокогорной частью Земли Афродиты.



Ударные структуры на Венере как результат разрушения астероидов в атмосфере
Abstract
Плотная атмосфера Венеры способна разрушать тела километрового размера, такие как астероиды, создавая на поверхности следы различных видов. В то время как более крупные космические тела способны достигать поверхности, создавая ударные кратеры или поля рассеяния кратеров, меньшие тела эффективно передают начальную кинетическую энергию в атмосферу, что приводит к “атмосферному взрыву” на некоторой высоте. В этих случаях наиболее заметные следы на поверхности Венеры создаются атмосферными ударными волнами и потоком газа за ударными фронтами, отраженными от твердой поверхности. Переходные размеры ударников, разрушающихся в атмосфере, но достигающих поверхности, порождают кластеры кратеров. В работе приводятся первые результаты трехмерных расчетов разрушения каменных астероидов в атмосфере Венеры, указывающие на существенные отличия от простых двумерных осесимметричных расчетов.



Одномерная модель вертикального переноса химических составляющих в атмосфере Марса вплоть до высот термосферы
Abstract
Работа посвящена исследованию переноса химических составляющих атмосферы Марса. Была поставлена задача исследования турбулентной диффузии химических компонент атмосферы Марса. Для достижения этой цели в приближении диффузии малой составляющей было составлено уравнение непрерывности, а также соответствующая разностная схема. Были поставлены граничные условия в соответствии с известными на данный момент экспериментальными и теоретическими данными, а также получены необходимые профили температуры и давления. Для моделирования были выбраны две модели турбулентной диффузии, которые в дальнейшем использовались при расчетах. Моделирование выполнялось с использованием модернизированного метода Ньютона. Модели показали существенные различия в распределении малых составляющих атмосферы, в частности, водородсодержащих молекул, что указывает на важность выбора описания коэффициента турбулентной диффузии при построении одномерной фотохимической модели атмосферы.



Влияние экзосферы активного астероида на поляризацию рассеянного света и возможности оценки ее свойств из наземных измерений
Abstract
Небесные тела, которые имеют орбитальные и физические характеристики, типичные для астероидов, но эпизодически демонстрируют признаки кометной активности, представляют особый интерес, поскольку знание природы этих тел необходимо для понимания процессов формирования Солнечной системы и доставки воды к планетам земной группы. В оценке свойств экзосферы активного астероида (АА) на основе данных дистанционного зондирования поляриметрия может играть заметную роль благодаря чувствительности поляризации рассеянного света к свойствам частиц в среде. Численное моделирование рассеяния излучения на частицах экзосферы, образующейся вокруг АА, показало, что рассеяние света в экзосфере может как ослаблять поляризацию света, отраженного от поверхности, так и приводить к ее усилению в зависимости от длины волны рассеиваемого света, показателя преломления частиц и их морфологии. При этом спектральный градиент поляризации может изменяться как в сторону более высоких положительных, так и отрицательных значений. На фазовых углах менее 30°, характерных для наблюдений астероидов Главного пояса, изменения, вносимые в поляризацию рассеянием в экзосфере, невелики и слабо отличаются для частиц разных свойств. Тем не менее изменение поляризации света, отраженного астероидом, по сравнению с каноническими значениями может свидетельствовать о присутствии экзосферы. На более высоких фазовых углах влияние рассеяния в экзосфере на поляризацию АА более заметно, что делает многообещающим использование поляриметрии в исследовании активности астероидов, сближающихся с Землей. Этот эффект следует также учитывать при оценке альбедо астероида по максимуму поляризации (по закону Умова), если у этого астероида можно ожидать проявление активности.



Возмущения во вращательной динамике астероида (99942) Апофис при его сближении с Землей в 2029 году
Abstract
Посредством численного моделирования вращательной динамики астероида (99942) Апофис изучены возмущения, имеющие место во вращательном движении астероидов при их тесных сближениях с Землей. Такие события могут привести к существенным изменениям величины скорости собственного вращения астероида и ориентации его оси вращения в пространстве. В предположении, что фигура Апофиса аппроксимируется трехосным эллипсоидом, исследованы зависимости изменения периода вращения астероида от параметров орбиты и его вращательного состояния до сближения с Землей. Установлено, что величина периода вращения Апофиса, составляющая в настоящее время около 30 ч, может измениться из-за очередного сближения с Землей в 2029 г. весьма существенно – на 10–15 ч; в численных экспериментах наблюдалось как ускорение, так и замедление вращения астероида. Возмущения во вращательном движении астероида заметно влияют на его дальнейшую орбитальную динамику в результате изменения величины эффекта Ярковского. Сделан вывод, что в результате сближения средняя скорость изменения большой полуоси орбиты Апофиса, вызываемого действием эффекта Ярковского, составляющая в настоящее время около 200 м/год, может уменьшиться до 160 м/год или увеличиться до 300 м/год.



Проявления аномальной диссипации в пылевой плазме в Солнечной системе: безатмосферные космические тела
Abstract
Одной из основных особенностей, отличающих пылевую плазму от обычной (не содержащей заряженных пылевых частиц) плазмы, является аномальная диссипация, связанная с процессом зарядки пылевых частиц, приводящая к новым физическим явлениям, эффектам и механизмам. Рассматривается процесс аномальной диссипации в контексте описания динамики пылевых частиц в пылевой плазме безатмосферных тел Солнечной системы. Представлено описание колебаний пылевой частицы над поверхностями Меркурия, Луны, спутников Марса Фобоса и Деймоса. Затухание этих колебаний определяется частотой зарядки пылевых частиц, характеризующей аномальную диссипацию. Обсуждается возможность использования подхода, учитывающего аномальную диссипацию, для описания плазменно-пылевых процессов в окрестности комет. Показано, что аномальная диссипация играет существенную роль для определения возможности применения модели левитирующих пылевых частиц при описании пылевой плазмы над поверхностями безатмосферных тел Солнечной системы. Приведены результаты численных расчетов, подтверждающие возможность применения данной модели для ряда безатмосферных космических тел.



Потенциально первичные компоненты ксенона в обогащенных наноалмазом фракциях метеоритов: новые изотопные составы и фазы носители
Abstract
Потенциально первичный компонентный состав ксенона в обогащенных наноалмазом фракциях (ОНФ) метеоритов определен в предположении, что в нем имеются два почти нормальных, но разных по изотопному составу компонента (Xe-P3 и Xe-P3n). Компонент Xe-P3n содержится в индивидуальной популяции зерен алмаза, тогда как компонент Xe-P3 – в алмазоподобных каемках на зернах алмаза. Наличие компонента Xe-P3n сделало возможным использование радиоактивных продуктов классического r-процесса нуклеосинтеза при взрыве сверхновой II типа для образования по гипотезе Ott (1996) двух компонентов ксенона с аномальным изотопным составом (Хе-pr1n и Хе-pr2n) без повышенного содержания изотопа 132Хе относительно содержания изотопа 136Хе. Предполагается, что имплантация (сорбция) изотопов компонентов Хе-pr1n и Хе-pr2n в их фазы носители произошла, вероятно, в разных по составу турбулентных зонах смешения внешних и внутренних оболочек сверхновой II типа после ее взрыва. Компонент Хе-pr1n содержится в индивидуальной популяции зерен наноалмаза, тогда как фазой носителем Хе-pr2n впервые предполагаются зерна SiC-X, эволюция которых связана со сверхновой II типа. Поэтому при разрушении зерен SiC-X, например, в лабораторных условиях выделяется смесь из компонентов Xe-S и Хе-pr2n, обозначенная нами как Хе-Х. Таким образом, согласно предложенной нами концепции, первичный компонентный состав ксенона состоит, кроме Xe-S, из Xe-P3, Xe-P3n, Хе-pr1n и Хе-Х, содержащихся в разных индивидуальных фазах носителях. Проведенные успешные вычисления содержаний этих компонентов в ОНФ таких разных метеоритов, как Murchison CM2 и Allende CV3, и их анализ показали, что указанные выше компоненты могут быть реальными компонентами.



Анализ акустических волновых явлений в радиационной магнитной гидродинамике
Abstract
Рассматривается распространение линейных акустических возмущений в бесконечной, однородной, серой излучающей плазме, первоначально находящейся в механическом и радиационном равновесии. Выведено точное управляющее уравнение радиационной акустики в излучающем сером газе с учетом влияния поперечного магнитного поля. Радиационная магнитогидродинамика (МГД) описывается тремя уравнениями гидродинамики и двумя уравнениями момента излучения при широком использовании формализма радиационной термодинамики. С целью более достоверного описания эволюции радиационных магнитно-акустических волн возмущения с рассеянием и затуханием в эти уравнения введены условия радиационно-тепловой диссипации, сила радиационного сопротивления, а также магнитная сила и джоулево тепло. При этом используется приближение Эддингтона, которое позволяет исследовать моды радиационных магнитно-гидродинамических волн в двух асимптотических случаях – оптически тонкого и толстого газа. Выведенное в работе точное управляющее уравнение позволило при использовании эвристического Whitham метода получить набор приближенных управляющих уравнений низшего порядка, каждое из которых является частью достоверного приближения к точному уравнению в определенной области независимой временной переменной. Относительно простая форма подобных уравнений позволила без формального решения полной задачи исследовать физические процессы, происходящие в каждой радиационной магнитно-акустической волне.


