Кусков О.Л., Кронрод Е.В., Кронрод В.А. «Геохимические ограничения на "холодные" и "горячие" модели внутреннего строения Луны: 2. Состав трехслойной мантии» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 2, с. 83-98 (2019)

На основе инверсии гравитационных, сейсмических и петролого-геохимических данных построены внутренне согласованные модели термального состояния, химического состава и минералогии трехслойной мантии Луны в рамках системы Na₂O–TiO₂–CaO–FeO–MgO–Al₂O₃–SiO₂. В терминах “холодных” и “горячих” моделей получены ограничения на химический состав и физические свойства в трех зонах мантии. Значения скоростей Р-волн в нижней мантии (∼8 км/с) выше, чем в верхней мантии (∼7.7 км/с). Скорости S-волн ведут себя консервативно и находятся в интервале 4.40–4.45 км/с во всех зонах мантии. Обнаружено, что вне зависимости от распределения температуры, наиболее вероятные концентрации FeO ∼11–14 мас. % и MgO ∼28–31 мас. %, а также значения магнезиального числа MG# 80–83 примерно одинаковы в верхней и нижней мантии Луны, но резко отличаются от таковых для валового состава силикатной Земли (Bulk Silicate Earth, BSE, FeO ∼8%, MG# 89). Напротив, оценки концентрации Al₂O₃ в трехслойной мантии довольно заметно зависят от термального состояния. Результаты решения обратной задачи указывают на тенденцию постепенного повышения содержания Al₂O₃ с глубиной – от верхней мантии к нижней вплоть до 4–7% с более высоким содержанием граната. Для холодных моделей нижней мантии Луны валовое содержание Al₂O₃ ∼1×BSE, а для горячих моделей оно может находиться в интервале 1.3×BSE–1.7×BSE. Распространенность SiO₂ в меньшей степени зависит от термального состояния и составляет 50–55% в верхней и 45–50% в нижней мантии. Высокая пироксеновость верхней мантии Луны является геохимическим следствием геофизических моделей, используемых при инверсии в соотношения для состава и температуры; ортопироксен, а не оливин, является преобладающим минералом верхней мантии. Концентрации SiO₂ в нижней (недифференцированной) мантии, отражающей валовый состав силикатной Луны (Bulk Silicate Moon, BSM), согласуются с геохимическими оценками 45–48% SiO₂ для BSM и близки к таковым для земной мантии (45–47%). Состав средней зоны мантии остается дискуссионным, поскольку может частично перекрываться с составами выше- и нижележащей оболочек. Результаты моделирования предполагают, что мантия Луны стратифицирована по химическому составу. Для рассмотренных моделей термального состояния мантия Луны обогащена FeO и обеднена MgO по отношению к примитивной мантии Земли, что указывает на существенные различия в составах Земли и ее спутника.

Румянцев В.В., Киселев Н.Н., Иванова А.В. «ПЗС-поляриметрия АСЗ 2014 JO₂₅ и кометы 41P/Tuttle–Giacobini–Kresak в прямом фокусе 2.6-м телескопа (ЗТШ) КрАО» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 2, с. 99-105 (2019)

Приведены результаты первых поляриметрических измерений астероида, сближающегося с Землей (АСЗ), 2014 JO₂₅ и кометы 41P/Tuttle–Giacobini–Kresak, полученных с ПЗС-матрицей в прямом фокусе (f/3.85) 2.6-м телескопа (ЗТШ) КрАО в фильтре R 19 апреля 2017 г. Степень линейной поляризации астероида P=2.69±0.44% на фазовом угле 55.6° соответствует его принадлежности к S-классу астероидов. Соответственно, геометрическое альбедо астероида равно ρ_v≈0.2. Применение цифрового фильтра к прямому изображению кометы выявило присутствие в коме кометы джета и хвоста в направлении на Солнце (PA =45.1°) и от Солнца (PA=241.2°), соответственно. Максимальная степень линейной поляризации в околоядерной области кометы составила 18% на фазовом угле 69.8°. Для областей комы радиусом 865–4856 км поляризация уменьшалась в пределах 16.2–10.7%. Обсуждаются разные факторы, влияющие на величину максимальной степени поляризации кометы и распределение степени поляризации по коме.

Алексеев В.А., Лаубенштейн М., Повинец П.П., Устинова Г.К. «Космогенные радионуклиды в метеоритах и солнечная модуляция галактических космических лучей во внутренней гелиосфере» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 2, с. 106-124 (2019)

Космогенные радионуклиды с периодами полураспада T_1/2 от нескольких дней до миллиона лет, образованные в ядерных реакциях галактических космических лучей (ГКЛ) с веществом метеоритов, предоставляют ценную информацию о вариациях интенсивности ГКЛ на длительной временной шкале (∼1 млн лет) в пределах протяженности метеоритных орбит (2–4 а.е. от Солнца). Информация о вариациях градиентов потоков ГКЛ во внутренней гелиосфере была получена при сравнении измеренных содержаний ⁵⁴Mn и ²²Na в каменных метеоритах (хондритах) с известными орбитами на момент их падения на Землю с рассчитанными скоростями образования в них этих радионуклидов при использовании данных баллонных измерений интенсивности ГКЛ (E>100 МэВ) в стратосфере в соответствующие периоды времени. Хотя индивидуальные значения градиентов демонстрируют значительные неопределенности, важной информацией является то, что космогенные радионуклиды в хондритах предсказывают низкие градиенты (0–10% на 1 а.е.) для всех периодов минимума солнечной активности в 1957–2013 гг., в соответствии с прямыми измерениями в межпланетном пространстве. Высокие градиенты (50–100%/на 1 а.е.) предсказываются для периодов максимума солнечной активности, особенно в 1992 и 2012 гг. (до ∼200%/на 1 а.е.). Средние значения градиентов (20±10)%/на 1 а.е. за современные солнечные циклы (согласно скорости образования ²²Na), подобны средним значениям за последний ∼1 млн лет (согласно скорости образования ²⁶Al), что свидетельствует о постоянстве механизма солнечной модуляции ГКЛ, по крайней мере, в течение последнего миллиона лет.

Вашковьяк М.А. «Полуаналитический метод построения околоэкваториальных орбит гипотетических спутников астероидов почти сфероидальной формы» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 2, с. 125-132 (2019)

Рассматривается задача о движении материальной точки пренебрежимо малой массы (спутника) вблизи экваториальной плоскости сфероидального тела, в частности, астероида. Для малых наклонений орбиты спутника в первом приближении возможно разделение движений на экваториальную и широтную компоненты. Экваториальное центральное движение, когда силовая функция зависит лишь от расстояния спутника до начала координат (центра масс астероида), строится предложенным ранее полуаналитическим методом. Построение широтного движения предусматривает решение линеаризованной системы дифференциальных уравнений второго порядка с периодическими коэффициентами путем численного определения матрицы монодромии на периоде экваториального движения и его временное аналитическое продолжение. Рассмотрены модельные задачи о возмущенном движении гипотетических почти экваториальных спутников Цереры и Весты. Оценка методической точности получена путем сравнения с численным решением.

Ананьева В.И., Тавров А.В., Венкстерн А.А., Чурбанов Д.В., Шашкова И.А., Кораблев О.И., Берто Ж.Л. «Распределение экзопланет-гигантов по истинным и проективным массам. Учет наблюдательной селекции» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 2, с. 133-146 (2019)

Для построения распределения по массам экзопланет, открытых методом измерения лучевых скоростей, необходимо учитывать факторы наблюдательной селекции. Предложен метод “окон видимости” для формирования однородных рядов экзопланет. Дополнительно учтены погрешности в определении масс. Произведено сравнение распределения по массам планет с транзитами и планет, открытых методом лучевых скоростей в диапазоне 0.5–13М_J.

Березуцкий А.Г., Шайхисламов И.Ф., Мирошниченко И.Б., Руменских М.С., Ходаченко М.Л. «Взаимодействие расширяющейся атмосферы со звездным ветром вокруг экзопланеты Gliese 436 b» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 2, с. 147-154 (2019)

Представлены результаты численного моделирования взаимодействия планетарной атмосферы экзопланеты Gliese 436 b с ионизующим излучением и плазменным ветром звезды спектрального класса М. Используется самосогласованная газодинамическая 2D-модель, описывающая процессы радиационного нагрева и ионизации, реакций водородной фотохимии. Показано, данная планета должна обладать обширной, в десятки радиусов планеты, экзосферой из частично ионизованного газа с примесью молекулярных компонент, истекающей со сверхзвуковой скоростью. Рассмотрено влияние таких факторов, как интенсивность XUV-излучения, температура нижней атмосферы на скорость потери массы.

Маров М.Я., Шевченко И.И. «Генеральная ассамблея международного астрономического союза в Вене: в преддверии столетия МАС» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 53, № 2, с. 155-160 (2019)