Гусева Е.Н. «Пространственно-генетические соотношения поясов борозд, рифтовых зон и лопастных равнин Венеры» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 3, с. 163-173 (2019)

Проанализированы соотношения двух различных типов зон растяжения, сформированных на поверхности Венеры в разные периоды геологической истории: более древних поясов борозд и более молодых рифтовых зон. Рифтовые зоны менее распространены по площади на поверхности Венеры, чем пояса борозд. Они имеют систематически большую протяженность по сравнению с поясами борозд и характеризуются контрастным рельефом, с чередованием грабенов/горстов с амплитудой первые километры. Пояса борозд слабее выражены в рельефе, и их амплитуда составляет сотни метров. Трещиноватость рифтов более редкая, извилистая с систематически большими расстояниями между трещинами, чем у поясов борозд, характеризующихся плотной, прямолинейной или слабоизвилистой трещиноватостью. Рифтовые зоны, и пространственно связанные с ними лопастные равнины, характеризуют поздний вулканотектонический режим обновления поверхности. Анализ соотношений этих комплексов позволяет сделать вывод, что эндогенная активность в течение этого режима в областях совместного развития лопастных равнин и рифтовых зон чаще начиналась проявлением вулканизма с последующим рифтообразованием и в большинстве случаев рифтогенез был приурочен к завершающим этапам развития того или иного региона.

Чуйкова Н.А., Родионова Ж.Ф., Максимова Т.Г., Гришакина Е.А. «Анализ высот рельефа Луны и корреляционной связи рельефа с гравитационным полем; предварительные выводы о глобальных плотностных неоднородностях коры Луны» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 3, с. 174-184 (2019)

На основе разработанной авторами методики проведен гармонический и статистический анализ высот рельефа Луны. Даны объяснения смещений центра фигуры Луны относительно центра масс и сдвига большой экваториальной оси относительно направления на Землю. Построены карты аномалий плотности для приповерхностных слоев Луны, соответствующие масконам (при отрицательной корреляции поля и рельефа в основном для N=10, 11) и другим вариантам связи гравитационного поля и рельефа (при положительной корреляции поля и рельефа). Показано, что гармоники степеней N=5–9 в основном соответствуют изостатической компенсации рельефа в приповерхностных слоях коры, низкие гармоники (N<5) соответствуют изостатической компенсации рельефа в более глубоких слоях, а гармоники степеней N>11 могут говорить о наличии напряжений в коре, создаваемых мелкими структурами рельефа. На основе построенных карт определены возможные места запасов летучих (в основном на обратной стороне Луны и в северной приполярной области) и других полезных ископаемых.

Петрова Е.В., Тишковец В.П., Нелсон Р.М., Борита М.Д. «Возможности оценки свойств рыхлой поверхности на основе фазовых профилей поляризации и интенсивности отраженного света» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 3, с. 185-194 (2019)

Показано, что с помощью модели, в которой рассеивающая среда состоит из кластеров, расположенных в дальних зонах друг друга, можно количественно оценить ряд свойств реголитоподобных поверхностей по фазовым зависимостям интенсивности и поляризации, измеренным в области обратного рассеяния. Профили поляризации дают возможность оценить размеры частиц, структуру и пористость среды, долю поверхности, покрытой дисперсным материалом. Однако профили интенсивности рассеянного света слабо зависят от размеров и структуры частиц, но определяются концентрацией рассеивателей в среде и вкладом скрытия теней на малых углах фазы. Поскольку этот эффект находится за рамками рассматриваемой модели, достичь хорошего согласия с измерениями интенсивности не удается. Тем не менее, если доля поверхности, участвующей в когерентном обратном рассеянии, определена из фазового профиля поляризации, с помощью данной модели можно оценить относительный вклад эффекта скрытия теней в пик яркости, измеренный на нулевом угле фазы. Это, в свою очередь, может позволить оценить шероховатость рассеивающей поверхности. Модель не имеет свободных параметров, но в настоящее время нет возможности всесторонне верифицировать ее с помощью данных лабораторных измерений образцов с тщательно контролируемыми параметрами, поскольку такие измерения в достаточно широком диапазоне свойств частиц среды, их упаковки и фазовых углов редки.

Колесниченко А.В., Маров М.Я. «Механизм потоковой неустойчивости в газопылевой среде протопланетного диска и формирование пылевых фрактальных кластеров» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 3, с. 195-213 (2019)

Последовательность эволюции протопланетного газопылевого диска вокруг родительской звезды включает, по современным представлениям, его уплотнение в центральной плоскости и распад на отдельные пылевые сгущения (кластеры) вследствие возникновения различного типа неустойчивостей. Взаимодействие пылевых кластеров фрактальной структуры при их соударениях рассматривается в качестве ключевого механизма образования и роста первичных твердых тел, служащих основой последующего формирования планетезималей и зародышей планет. Среди механизмов, способствующих формированию планетезималей, важное место принадлежит, наряду с гравитационной неустойчивостью, гидродинамическим неустойчивостям, в частности, так называемой потоковой неустойчивости двухфазного газопылевого слоя из-за ее способности концентрировать дисперсные частицы в плотные сгустки. В отличие от ряда существующих моделей потоковой неустойчивости, в которых пылевые частиц считаются структурно компактными и монодисперсными, в данной работе предложена более реалистичная модель полидисперсных частиц фрактальной природы, образующих пылевые кластеры в результате коагуляции. Рассмотрена неустойчивость пылевого слоя в центральной плоскости протопланетного диска при линейных осесимметричных возмущениях его параметров. Можно сделать предварительный вывод о том, что предложенная модель пылевых фрактальных агрегатов разного масштаба повышает эффективность линейного роста гидродинамических неустойчивостей, в том числе, потоковой неустойчивости, связанной с различием между скоростями пылевой и газовой фаз.

Стенников А.В., Воропаев С.А., Федулов В.С., Душенко Н.В., Наимушин С.Г. «Экспериментальное исследование состава продуктов дегазации метеорита Челябинск (LL5)» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 3, с. 214-223 (2019)

Образец метеорита Челябинск типа LL5 был подвержен прокаливанию в специально сконструированном приборе в диапазоне температур от 200 до 800°С с шагом в 100°С. Состав полученных летучих компонентов исследовался на хроматографе. Были обнаружены: CO₂, H₂O, N₂ в концентрациях 5–40 мкг/г образца; также H₂, CO, CH₄ и H₂S в концентрациях 0.1–2.0 мкг/г. По наблюдению за изменением концентраций выделенных компонентов во времени (до 90 мин), был сделан вывод о протекании химических реакций в системе между летучими компонентами непосредственно во время дегазации.

Лупишко Д.Ф., Михальченко О.И., Черный В.Г. «Влияние YORP-эффекта на осевое вращение малых астероидов главного пояса» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 3, с. 224-230 (2019)

Анализируется распределение по скоростям вращения малых астероидов (D=3–15 км) главного пояса с точки зрения возможного влияния на их вращение солнечного излучения (YORP-эффекта). Показано, что эволюция распределения с возрастанием гелиоцентрического расстояния, а именно наличие ярко выраженных избытков быстрого и медленного вращения во внутренней части пояса, которые менее выражены в средней части и практически отсутствуют во внешней, хорошо согласуется с действием именно YORP-эффекта. Воздействие этого эффекта на объекты данной популяции довольно слабое по сравнению с воздействием на астероиды, сближающиеся с Землей (последние в среднем примерно в 3–4 раза меньшие в размерах и подвержены примерно в три раза большей инсоляции), однако достаточное, чтобы его уверенно интерпретировать по имеющимся наблюдательным данным.

Галушина Т.Ю., Самбаров Г.Е. «Исследование динамики астероида 3200 Phaethon под влиянием наложения различных резонансов» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 3, с. 231-239 (2019)

Работа посвящена исследованию движения астероида 3200 Phaethon, который испытывал сближение с Землей в декабре 2017 г. Мы рассматриваем динамику астероида 3200 Phaethon, выявляя сближения с планетами, орбитальные и вековые резонансы, и оцениваем время предсказуемости и причины хаотичности. Особенностью динамики рассматриваемого объекта является прохождение через неустойчивый орбитальный резонанс 3/7 с Венерой, наличие целого спектра апсидально-нодальных резонансов с Меркурием, Венерой, Землей, Марсом и Юпитером, а также многочисленные тесные сближения с планетами земной группы. Данные особенности приводят к проявлению хаотичности движения за пределами интервала времени (1780–2350 гг.).

Soumya Roy, Prasad A., Panja S.Ch., Ghosh K., Patra S.N. «A search for periodicities in F10.7 solar radio flux data» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 3, с. 240 (2019)

The radio frequency emission at 10.7 cm (or 2800 MHz) wavelength (considered as solar flux density) out of different possible wavelengths is usually selected to identify periodicities because of its high correlation with solar extreme ultraviolet radiation as well as its complete and long observational record other than sunspot related indices. The solar radio flux at 10.7 cm wavelength plays a very valuable role for forecasting the space weather because it is originated from lower corona and chromospheres region of the Sun. Also, solar radio flux is a magnificent indicator of major solar activity. Here in the present work the solar radio flux data from 1965 to 2014 observed at the Domimion Radio Astrophysical Observatory in Penticton, British Columbia has been processed using Date Compensated Discrete Fourier Transform (DCDFT) to identify predominant periods within the data along with their confidence levels. Also, the multi-taper method (MTM) for periodicity analysis is used to validate the observed periods. Present investigation exhibits multi-periodicity of the time series F10.7 solar radio flux data around 27, 57, 78, 127, 157, 4096 days etc. The observed periods are also compared with the periods of MgII Index data using same algorithm as MgII Index data has 99.9% correlation with F10.7 Solar Radio Flux data. It can be observed that the MgII index data exhibits similar periodicities with very high confidence levels. Present investigation also clearly indicates that the computed results are very much confining with the results obtained in different communications for the similar data of 10.7 cm Solar Radio Flux as well as for the other solar activities.