Шематович В.И. «Надтепловые атомы кислорода в верхней атмосфере Марса: вклад процессов высыпания протонов и атомов водорода» Астрономический вестник, 51, № 4, с. 275-284 (2017)

Исследованы процессы кинетики и переноса горячих атомов кислорода в переходной области (от термосферы к экзосфере) верхней атмосферы Марса. В качестве источника горячих атомов кислорода рассматривается процесс переноса количества движения и энергии в упругих столкновениях между тепловыми атмосферными атомами кислорода и высыпающимися в верхнюю атмосферу Марса протонами и атомами водорода с высокими кинетическими энергиями из плазмы солнечного ветра. Рассчитаны функции распределения надтепловых атомов кислорода по кинетической энергии. Показано, что экзосфера населяется значительным количеством надтепловых атомов кислорода с кинетическими энергиями вплоть до энергии убегания 2 эВ, т.е. формируется горячая кислородная корона Марса. Перенос энергии от высыпающихся протонов и атомов водорода из плазмы солнечного ветра к тепловым атомам кислорода приводит к образованию дополнительного нетеплового потока убегания атомарного кислорода из атмосферы Марса. Индуцированный процессами высыпания поток убегания горячих атомов кислорода может становиться доминантным в условиях экстремальных солнечных событий – солнечных вспышек и корональных выбросов массы, – как показали недавние наблюдения на КА NASA MAVEN (Jakosky и др., 2015).

Моженков Е.Р., Вайсберг О.Л. «К вопросу о классификации плазменных хвостов комет» Астрономический вестник, 51, № 4, с. 285-296 (2017)

Изучение плазменных хвостов комет является существенным направлением в области кометных исследований. Предложены различные классификации плазменных хвостов комет и достаточно подробно исследованы процессы ускорения плазмы в хвостах комет, даны объяснения ряда кометных форм. В ходе первых исследований Марса и Венеры были обнаружены плазменные хвосты этих планет, связанные с захватом ионизируемых атомов и молекул экзосферы потоком за-магниченной плазмы солнечного ветра. Нагружение солнечного ветра тяжелыми ионами и является причиной образования четко выраженных плазменных хвостов Марса и Венеры. Было показано, что поперечный размер хвостов Марса, Венеры и комет достаточно точно определяется величиной газовыделения обтекаемого солнечным ветром газового препятствия. В то время как исследования плазменных хвостов Марса и Венеры проводятся с помощью прямых (in situ) измерений с бортов космических аппаратов, наблюдения хвостов комет с Земли позволяют видеть объект исследования целиком и следить за изменениями в его структуре. Определенная схожесть кометных и планетных хвостов объясняется немагнитной природой обоих типов тел, поэтому есть некоторые основания полагать, что исследования плазменных хвостов комет может дополнить информацию, полученную в результате прямых методов исследования планет. В работе из современных фотоснимков комет (посмотрено более 1500 фото), выделены плазменные хвосты комет, предположительно аналогичные представлениям о плазменных хвостах Марса и Венеры. Рассматриваются только квазистационарные ламинарные хвосты, разделенные на два типа: двойные структуры и истечения. В работе сделана попытка определить трехмерную структуру двойных структур, а также определить некоторые характеристики хвостов типа истечения.

Петров Д.В., Киселев Н.Н. «Положительная ветвь поляризации астероидов: наблюдательные данные и компьютерное моделирование» Астрономический вестник, 51, № 4, с. 297-302 (2017)

Наблюдения астероидов, сближающихся с Землей, на больших фазовых углах позволили получить более полную, для наземных наблюдений, фазовую зависимость поляризации излучения астероидов Е-типа, включая максимум положительной ветви степени линейной поляризации. Показано, что положение максимума поляризации высокоальбедных астероидов заметно смещен в направлении уменьшения фазовых углов по сравнению с астероидами S-типа. Проведены модельные расчеты поляриметрических свойств случайных гауссовых частиц, моделирующих частицы пыли на поверхности реголита. Модельные расчеты демонстрируют качественно сходную картину поведения параметров положительной ветви поляризации. В рамках рассматриваемой модели исследовано влияние показателя преломления отдельных рассеивающих частиц на величину и положение максимума положительной ветви степени линейной поляризации.

Тишковец В.П., Петрова Е.В. «Модель отражения света плотноупакованными средами: оценка свойств поверхностей высокоальбедных спутников Сатурна» Астрономический вестник, 51, № 4, с. 303-320 (2017)

Интерпретация фотометрических и поляриметрических наблюдений безатмосферных небесных тел сталкивается с проблемами, которые связаны как с недостаточной точностью и уровнем детализации наземных наблюдений, так и с текущим состоянием теории многократного рассеяния света. Эта теория, как для диффузной, так и для когерентной компонент рассеянного излучения, достаточно хорошо развита в приложении к разреженным средам, где между рассеивателями распространяются электромагнитные волны, которые можно считать сферическими (так называемое приближение дальней зоны). В настоящей работе показано, что эту теорию можно с успехом применять также при интерпретации измерений поляризации света, рассеянного плотно упакованными, но не поглощающими или слабо поглощающими средами. С этой целью проведено сравнение результатов расчетов для модели полубесконечного слоя среды, состоящей из случайно ориентированных кластеров сферических частиц, с данными лабораторных и астрономических измерений. Возможности предлагаемого подхода показаны на примере интерпретации данных измерений поляризации ледяных спутников Сатурна – Реи и Энцелада, – которая позволила оценить некоторые свойства поверхностей этих небесных тел. В частности, было найдено отношение площади поверхности, которая не вносит вклад в отрицательную поляризацию при отражении света на малых углах фазы, к площади, создающей ветвь отрицательной поляризации. В предположении, что альбедо таких площадей одинаково, это отношение для Реи и Энцелада составило 3.31–3.66 и 1.7–3.8 соответственно. Для Энцелада сложно получить достаточно узкий диапазон оцениваемых параметров, поскольку число точек измерения фазовой зависимости поляризации этого спутника мало. Для поверхности Реи оценка относительной плотности упаковки частиц, участвующих в создании оппозиционных эффектов, дает примерно 15%, в то время как их минимальный размер имеет порядок длины волны видимого света.

Ипатов С.И. «Формирование транснептуновых спутниковых систем на стадии сгущений» Астрономический вестник, 51, № 4, с. 321-343 (2017)

Рассмотрено формирование спутниковых систем транснептуновых объектов на стадии разреженных препланетезималей (т.е. сгущений, состоящих из пыли и/или объектов диаметром, меньшим 1 м). При этом считалось, что транснептуновые объекты, в том числе имеющие спутники, могли образоваться в результате сжатия родительских разреженных препланетезималей. Формулы для вычисления момента количества движения двух сталкивающихся сгущений относительно их центра масс, использовавшиеся мною ранее (Ipatov, 2010) при сравнении таких моментов с угловыми моментами наблюдаемых спутниковых систем, применены для оценок угловых моментов сгущений, необходимых для формирования спутниковых систем. Показано, что угловые скорости сгущений, использовавшиеся в расчетах Nesvomy и др. (2010) в качестве исходных данных при моделировании сжатия разреженных препланетезималей, приводящего к формированию транснептуновых спутниковых систем, могли быть получены при столкновениях препланетезималей, радиусы которых сопоставимы с их радиусами Хилла. Например, эти угловые скорости находятся в диапазоне возможных значений угловой скорости вращения родительской разреженной препланетезимали, образовавшейся в результате объединения двух столкнувшихся разреженных препланетезималей, двигавшихся до их столкновения по круговым гелиоцентрическим орбитам. Некоторые разреженные препланетезимали, образовавшиеся в результате столкновений препланетезималей в области, где формировались твердые малые тела, получили при столкновениях осевые моменты, достаточные для формирования спутниковых систем малых тел. Доля разреженных препланетезималей с такими угловыми моментами среди всех разреженных препланетезималей, породивших классические транснептуновые объекты с диаметром большим 100 км, возможно, равнялась 0.45 – первоначальной доле спутниковых систем среди всех классических транснептуновых объектов.

Вашковьяк М.А. «Конструктивно-аналитическое решение задачи о вековой эволюции полярных спутниковых орбит» Астрономический вестник, 51, № 4, с. 344-356 (2017)

Рассмотрена известная двукратноосредненная задача Хилла с учетом сжатия центрального тела. Эта задача имеет ряд интегрируемых случаев, качественному исследованию которых были посвящены работы многих ученых, начиная с М.Л. Лидова и И. Козаи. Однако, в силу сложности интегралов, строгого аналитического решения в этих случаях получить не удается. Настоящая работа посвящена исследованию случая, когда экваториальная плоскость центрального тела совпадает с плоскостью его орбитального движения относительно возмущающего тела, а сам спутник движется по полярной орбите. Выполнено более детальное качественное исследование и предложено приближенное конструктивно-аналитическое решение эволюционной системы в виде явных зависимостей от времени эксцентриситета и аргумента перицентра спутниковой орбиты. Оценка методической точности для полярных орбит лунных спутников получена путем сравнения с численным решением системы.

Мельников А.В. «Орбитальная динамика планетной системы HD 196885» Астрономический вестник, 51, № 4, с. 357-364 (2017)

Рассмотрена орбитальная динамика единственной известной планеты в двойной звездной системе HD 196885. Для возможных значений параметров планетной орбиты вычислены характеристические показатели Ляпунова и определено ляпуновское время планетной системы. Показано, что динамика планетной системы HD 196885 является регулярной с ляпуновским временем более 5·10⁴ лет (при этом орбитальный период планеты около 3.7 лет), если движение происходит вдали от сепаратрисы резонанса Лидова–Козаи. Величины наклонения планетной орбиты к картинной плоскости и долготы восходящего узла находятся либо в области 30°p<90°, 30°<Ω_ρ<90°, либо в области 90<p<180°, 180°<Ω_ρ<300°.