Кусков О.Л., Кронрод Е.В., Кронрод В.А. «Геохимические ограничения на "холодные" и "горячие" модели внутреннего строения Луны: 1. Валовый состав» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 6, с. 481-494 (2018)

На основе совместной инверсии гравитационных, сейсмических и петрологических данных в рамках системы Na₂O–TiO₂–CaO–FeO–MgO–Al₂O₃–SiO₂ исследованы вариации валового состава силикатной Луны (кора+мантия=Bulk Silicate Moon, BSM) в зависимости от термального состояния. В качестве интегральной характеристики термального состояния выбрана средняя объемная температура мантии T_mean, контролирующая минеральный состав и физические свойства Луны. По величине T_mean все термальные модели Луны условно можно подразделить на “холодные” c T_mean∼690–860°C и “горячие” c T_mean∼925–1075°C. Оценки распространенности тугоплавких оксидов в лунных породах в зависимости от термального состояния попадают в две различные группы. Холодные модели BSM по валовому содержанию Al₂O₃∼3.0–4.6 мас. % сопоставимы с таковым для силикатной Земли (Bulk Silicate Earth, BSE), в то время как горячие модели BSM существенно обогащены Al₂O₃∼5.1–7.3 мас. % (Al₂O₃∼1.2–1.7×BSE) по сравнению с BSE. Напротив, вне зависимости от распределения температуры, оба типа моделей BSM характеризуются практически постоянными значениями валовых концентраций FeO∼12–13 мас. % и магнезиального числа MG# 80–81.5 (MG#=[MgO/(MgO+FeO)×100]), которые резко отличаются от таковых для BSE (FeO∼8% и MG# 89). Это означает, что для всех возможных распределений температуры силикатная фракция Луны обогащена FeO и обеднена MgO по отношению к BSE. Эти аргументы отвергают возможность формирования Луны из вещества примитивной мантии Земли. Несмотря на почти полное совпадение изотопных систем, этот, по-видимому, неопровержимый факт не находит адекватного объяснения в существующих канонических моделях происхождения Луны и должен приводить к дополнительным ограничениям при моделировании динамических процессов формирования системы Земля–Луна. Однако принципиально важный для геохимии Луны и мантии Земли вопрос о сходстве и/или различии их состава в отношении распространенности тугоплавких элементов остается нерешенным и требует дальнейших исследований.

Тейфель В.Г., Вдовиченко В.Д., Лысенко П.Г., Каримов А.М., Кириенко Г.А., Бондаренко Н.Н., Филиппов В.А., Харитонова Г.А., Хоженец А.П. «Аммиак в атмосфере юпитера: пространственно-временные вариации полос поглощения NH₃ 645 нм и NH₃ 787 нм» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 6, с. 495-510 (2018)

На основе материала многолетних спектрофотометрических наблюдений Юпитера исследованы слабые полосы поглощения аммиака 645 и 787 нм, поведение которых на диске Юпитера ранее почти не изучалось. Обнаружена хорошо выраженная депрессия аммиачного поглощения у полосы 787 нм в Северном экваториальном поясе (NEB) Юпитера. В Большом Красном Пятне эта полоса также показывает значительное ослабление. Депрессия в NEB сходна позиционно с повышенной яркостной температурой в NEB, обнаруживаемой по наблюдениям миллиметрового радиоизлучения и рассматриваемой как следствие пониженного содержания аммиака в этом поясе. Ослабление же полосы 787 нм в Красном Пятне вызвано, скорее всего, повышенной объемной плотностью облаков, влияющей на формирование полос поглощения в процессе многократного рассеяния на облачных частицах. Яркостная температура в Красном Пятне понижена как видно по радионаблюдениям, так и по наблюдениям в тепловом ИК-диапазоне. Исследованы пространственно-временные вариации полос 645 и 787 нм для пяти поясов Юпитера: Экваториальная зона (EZ), оба Экваториальных пояса (SEB и NEB) и обе Тропические зоны (STZ и NTZ) по наблюдениям с 2005 по 2015 гг., т.е. за почти полный орбитальный период Юпитера. Эти наблюдения подтвердили систематический характер депрессии полосы 787 нм в NEB и различие в широтных вариациях полос 645 и 787 нм. Последнее может быть связано с особенностями вертикального распределения плотности облаков, влияющими по-разному на полосы различной интенсивности.

Кохирова Г.И., Иванова А.В., Рахматуллаева Ф.Д., Хамроев У.Х., Буриев А.М., Абдуллоев С.Х. «Результаты комплексных наблюдений астероида (596) Шейла в международной астрономической обсерватории Санглох» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 6, с. 511-520 (2018)

Представлены результаты астрометрических и фотометрических в фильтрах BVRI наблюдений активного астероида (596) Шейла, проведенных на телескопе Цейсс-1000 Международной астрономической обсерватории Санглох Института астрофизики АН РТ 16–17 июня и 30 июля–1 августа 2017 г. Определены координаты объекта и орбита, получены видимый блеск астероида в четырех фильтрах, абсолютный блеск в фильтрах V и R, и показатели цвета. Кривые блеска свидетельствуют об отсутствии значительных изменений яркости астероида в период наблюдений. Абсолютный блеск астероида в фильтрах V и R составил 9.1±0.05 и 8.8±0.03 зв. вел. соответственно. Среднее значение диаметра астероида составило 119±2 км. Средние значения показателей цвета (B–V=0.72±0.05; V–R=0.29±0.03; R–I=0.31±0.03 зв. вел.) хорошо согласуются с имеющимися значениями и средними величинами для астероидов P- и D-типов. Величина периода вращения астероида, оцененная по фотометрическим наблюдениям, составила 16.1±0.2 часа. Анализ полученных данных показал, что астероид продолжает сохранять абсолютное значение блеска и другие характеристики, несмотря на столкновение с малым телом в декабре 2010 г., приведшим к вспышке и появлению кометной активности астероида. Вероятнее всего, столкновение астероида (596) Шейла с малым телом не привело к катастрофическому изменению поверхности астероида или к его полному распаду.

Базилевский А.Т., Скоров Ю.В., Хвид Ш.Ф., Красильников С.С., Маль У., Келлер Х.У. «Линеаменты, наблюдаемые на поверхности консолидированного материала ядра кометы 67/Р Чурюмова–Герасименко» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 6, с. 521-533 (2018)

Выполнен морфологический анализ фрагментов снимков (500×500 элементов изображения), полученных ТВ камерой OSIRIS на 18 участков, где на поверхности ядра кометы 67/Р Чурюмова–Герасименко обнажается консолидированный материал. По разрешению снимки образуют ряд от 0.04 до 1.29 м и, соответственно, площади покрываемых этими фрагментами участков меняются от 400 до ∼400 000 м². На всех участках видны линеаменты похожие на трещины растяжения, – несколько десятков на участок, – и при переходе от снимков с высоким разрешением к снимкам с более низким разрешением их количество почти не меняется. Очевидно при ухудшении разрешения снимков сравнительно мелкие линеаменты перестают быть надежно различимыми, но остаются видны более крупные и четкие, а в связи с происходящим при этом увеличением площади наблюдений количество этих более крупных линеаментов пропорционально растет. Это, конечно, наблюдательный эффект, что было продемонстрировано на примерах с искусственным ухудшением разрешения. Но с другой стороны, это означает, что трещины растяжения консолидированного материала ядра, представляют иерархически организованную популяцию от малых (метры) до более крупных (десятки метров и длиннее) образований. На исследованных фрагментах изображений подсчитаны количества линеаментов, измерены их длины и оценены спейсинги (средние расстояния между линеаментами), а по ним – глубины их проникновения в материал ядра. Показано, что средняя длина линеаментов на участке зависит от площади участка (а она, в данном случае, коррелирует с разрешением использованных снимков) и что глубина проникновения трещин в тело ядра зависит от средней длины линеаментов. Обе зависимости близки к степенным. На снимках четырех участков, покрывающих площади от 100 000 до 400 000 м² с разрешением 0.66–1.29 м на элемент изображения, кроме линементов типа трещин, видны структуры, напоминающие слоистость или пластовую отдельность. Трещины растяжения, по-видимому, образованы за счет сезонных и суточных колебаний температуры, а механизм образования слоеподобных структур не установлен.

Макалкин А.Б., Зиглина И.Н. «Гравитационная неустойчивость в пылевом слое протопланетного диска с учетом взаимодействия слоя и окружающего газа в диске» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 6, с. 534-551 (2018)

Рассматривается гравитационная неустойчивость пылевого слоя в средней плоскости протопланетного диска при наличии турбулентности и сдвиговых напряжений между газом в диске и в пылевом слое. Решается линеаризованная система гидродинамических уравнений для возмущений пылевой (монодисперсной) и газовой фаз в приближении несжимаемого газа. Учитывается лобовое сопротивление твердых частиц (пылевых агрегатов) в газе, турбулентная диффузия и дисперсия скоростей частиц, а также возмущение азимутальной скорости газа в слое при передаче ему углового момента от твердых частиц в слое и передаче этим газом углового момента окружающему газу в диске. Получено и решено дисперсионное уравнение для слоя в случае, когда отношение поверхностных плотностей пылевой фазы и газа в слое много больше единицы. Рассчитаны параметры гравитационной неустойчивости в пылевом слое: критическая поверхностная плотность твердого вещества и число Стокса частиц, при которых начинается неустойчивость, интервал длин волн, в котором она происходит, скорость ее роста в зависимости от длины волны возмущения для условий околосолнечного диска на радиальных расстояниях 1 а.е. и 10 а.е. Показано, что в области 10 а.е. из-за передачи углового момента от газа в слое газу, находящемуся вне слоя, наибольшая скорость роста неустойчивости увеличивается и возникает новый максимум на большей длине волны, а также образуется длинноволновый “хвост” неустойчивости и понижается критическая поверхностная плотность для начала неустойчивости по сравнению с рассмотрением неустойчивости без передачи углового момента за пределы слоя. При этом в области 1 а.е. увеличения скорости роста неустойчивости, образования второго максимума, возникновения длинноволнового хвоста и понижения критической плотности не происходит, поскольку в этой области неустойчивость, вероятно, развивается быстрее, чем происходит передача углового момента окружающему газу протопланетного диска.

Нароенков С.А., Глазачев Д.О., Карташова А.П., Попова О.П., Турунтаев И.С. «Калькулятор последствий столкновений космических тел с Землей: конструктор опасных орбит» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 6, с. 552-565 (2018)

Для быстрой оценки опасных эффектов, возникающих при падении крупных космических тел, разрабатывается новый калькулятор последствий. Одной из отличительных особенностей этого калькулятора является наличие блока “Конструктор опасных орбит”, позволяющего смоделировать условия входа космического тела в атмосферу Земли или определить параметры орбиты космического тела, исходя из заданных условий входа в атмосферу. С помощью этого блока проведено моделирование условий входа в атмосферу известных астероидов и метеороидов и определены орбитальные параметры известных болидов, приведших к падению метеоритов. На примере астероида 2008 TC3 и метеорита Pribram показано, что внутри вероятной области падения космического тела, угол входа в атмосферу может значительно изменяться.

Хазинс В.М., Шувалов В.В., Светцов В.В. «Сейсмическая эффективность ударов космических тел» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 6, с. 566-576 (2018)

Численный анализ распространения в грунте ударных волн, инициированных как ударом космических тел о поверхность Земли, так и подземными взрывами, позволил сопоставить энергии, требуемые для достижения одинаковой амплитуды ударных волн при ударах и взрывах. Исходя из этого, на основании данных о сейсмической эффективности подземных взрывов, авторы оценили часть кинетической энергии космического тела, преобразующейся при ударе в энергию сейсмических возмущений, и эта часть составляет примерно 10^–3, что на порядок выше наиболее распространенной оценки. Тормозящиеся и разрушающиеся в атмосфере космические тела также генерируют в грунте сейсмические волны за счет воздействия воздушной ударной волны на поверхность Земли. В этом случае сейсмическая эффективность существенно меньше и, согласно расчетам, равна примерно 10^–5.