8. Малые тела Солнечной системы

Координаторы: А.В. Захаров (ИКИМ РАН)Б Л.В. Рыхлова (ИНАСАН)

Проект 8.1. Исследование процессов миграции малых тел в околоземное пространство

Руководитель проекта: Емельяненко В.В., внс, ИНАСАН, emel@inasan.ru

Участники: Нароенков С.А. (Институт астрономии РАН), Андреев М.В.(Терскольский

филиал Института астрономии РАН), Шеляков М.А. (Институт астрономии РАН).

Проведено моделирование процессов миграции объектов из облака Оорта и

транснептуновой зоны в околоземное пространство. В численных экспериментах

учитывались планетные, галактические и звездные возмущения в движении нескольких

миллионов объектов на основе применения оригинальных численно-аналитических методов,

основу которых составляют симплектические интеграторы. Эта модель согласуется с

основными динамическими характеристиками почти параболических комет,

короткопериодических комет, кентавров и транснептуновых объектов на орбитах с

большими эксцентриситетами. Для достижения этого согласия с наблюдательными данными

в модели требуется полагать, что первоначальные перигелии кометных орбит 4.5 миллиарда

лет назад были сконцентрированы во внешней части планетной области. Более того, среднее

время жизни наблюдаемых комет в околоземном пространстве (перигелийные расстояния

q60 а.е., число обнаружений которых нарастает в последнее время. Данное

исследование показывает общность происхождения комет семейства Юпитера (параметр

Тиссерана T>2) и комет галлеевского типа (T

Рис.1. Модельное распределение больших

полуосей и перигелийных расстояний для

кометных объектов во внешней части

Солнечной системы в современную эпоху.

Рис. 2. Распределение параметров

Тиссерана и перигелийных расстояний для

наблюдаемых короткопериодических комет

в области q2, для комет

галлеевского типа T

Рис. 3. Изменение расстояний до Юпитера

для возможных орбит кометы P/2010 TO20

Linear-Grauer.

Рис. 4. Изменение перигелийных

расстояний для возможных орбит кометы

P/2010 TO20 Linear-Grauer.

Публикации:

1. Emel'yanenko V.V., Asher D.J., Bailey M.E. A model for the common origin of Jupiter family

and Halley type comets. Earth, Moon, and Planets, 2012 (in press).

2. Емельяненко В.В., Емельяненко Н.Ю., Нароенков С.А., Андреев М.В. P/2010 TO20

LINEAR-Grauer – комета на пути из кентавров в семейство Юпитера. Астрономический

вестник, 2012 (в печати).

3. Нароенков С.А., Шустов Б.М., Емельяненко В.В. О длине дуги наблюдений малого тела

Солнечной системы, достаточной для классификации его как опасного. Космические

исследования, 2012 (в печати).

4. Емельяненко В.В. Исследование динамических процессов на заключительных этапах

формирования планетных систем: резонансное движение планет-гигантов. Астрономический

вестник, 2012, Т. 46, С. 347-355.

Перечень конференций и докладов на конференциях:

1. Международная конференция “The European Week of Astronomy and Space Science”, Rome,

July 1-6, 2012. Устный доклад:

Emel’yanenko V.V. A unified model for short-period comets: implications for the early Solar

system.

2. The XXVIII General Assembly of the International Astronomical Union (IAU), Pekin, August

20-31, 2012. Устный доклад:

Emel’yanenko V.V. Near-Earth objects from the cometary flux.

3. The European Planetary Science Congress, Madrid, September 23-28, 2012.

Устный доклад:

Emel’yanenko V.V. Distribution of Jupiter-family asteroids and comets in near-Earth space.

Постерный доклад:

Emel’yanenko V.V. Modelling resonant planetary systems.

4. Всероссийская астрометрическая конференция «Пулково-2012», Санкт-Петербург, 1-5

октября 2012 г. Устный доклад:

Емельяненко В.В., Емельяненко Н.Ю., Нароенков С.А. P/2010 TO20 LINEAR-Grauer –

комета на пути из кентавров в семейство Юпитера

Командировки за счет средств Программы: The European Planetary Science Congress,

Madrid, September 23-29, 2012.

Проект 8.2. Исследование динамических и физических характеристик астероидов и

комет, сближающихся с планетами, и решение проблем астероидно-кометной

опасности

Руководитель проекта: Рыхлова Лидия Васильевна, зав. отделом ИНАСАН, д.ф.-м.н.

rykhlova@inasan.ru

Участники: Баканас Е.С., Барабанов С.И., Болгова Г.Т., Емельяненко Н.Ю., Нароенков С.А.

Особое значение в настоящее время приобретают исследования физических особенностей

астероидов и комет. Это связано с нарастающим числом астероидов известных и

уменьшением процента тех объектов, которые имеют определение физических

характеристик, а также разрабатываемыми моделями населенности космического

пространства вблизи орбиты Земли. Таким образом, нарастает сильная статистическая

недостаточность при анализе состава различных группировок астероидов. В ИНАСАН с 2010

г. проводятся работы по определению таких характеристик и созданию приборно-

методической основы для регулярного и массового получения наблюдательного материала.

В 2012 г. проводились плановые наблюдения избранных астероидов, сближающихся с

Землей, и комет, в том числе сближающиеся с Землей. В ходе фотометрических наблюдений

отрабатывались методики получения таких физических характеристик астероидов, как

периоды собственного вращения и соотношение осей модельного эллипса для определения

формы астероида, оценка таксономического класса, альбедо, диаметра, возможность

существования спутников. Для кометы отрабатывалась возможность оценки периода

изменения блеска и, соответственно, периода вращения ядра. В ходе спектрометрических

наблюдений отрабатывалась методика получения отражательного спектра астероида, вид

которого определяется таксономическим классом астероида. Астрометрические данные

используются, в основном, для уточнения орбит.

Для системы: телескоп Цейсс-1000, камера FLI PL 16803 и колесо светофильтров 19 марта

2012г. были проведены наблюдения старого рассеянного скопления М67 с целью приведения

наблюдаемых звездных величин к международной системе Джонсона-Крона-Коузенса. Для

системы: телескоп Цейсс-2000, камера FLI PL 4301 и колесо светофильтров также

выполнены привязки к стандартной системе Джонсона. Применение формул перехода к

международной системе позволяет нам использовать получаемую наблюдательную

информацию для анализа физических характеристик выбранных объектов с использованием

опубликованных в мировой печати наблюдений.

В 2012 г было проведено шесть сеансов наблюдений. Пять сеансов были посвящены

получению фотометрических рядов избранных астероидов с применением

квазиодновременной фотометрии в стандартных фильтрах Джонсона-Крата-Коузенса. Один

сеанс проводился с использованием подвесного призменного спектрометра низкого

разрешения для получения отражательного спектра избранных астероидов.

В результате наблюдений в 2012 г. были получены фотометрические кривые блеска в

фильтрах для астероидов 2011 SL102, 2011 YV15, 2012 ВА35, 192642, 2001 OR172011

WV134, 87296, 2012 HG2, 1998 HE3, 312473 (2008 SX245), 141018, 2012 HE2, 2002 АМ31,

2003 НВ6, 368, 330825 и для кометы Р\2012 NJ La Sagra. Также были получены спектры

низкого разрешения для астероидов 2012 QG42, 1990 TR (5646), Biera (1474), Adeona (145),

Pomona (32), Zeuxo (438), Lydia (110).

На рисунке 1 приведены результаты цветной фотометрии кометы NJ La Sagra 26 июля

2012 г.

2456135,4 2456135,5

14,30

14,35

14,40

14,45

14,50

14,55

14,60

14,65

mv

Date

2456135,40 2456135,45 2456135,50

13,8

14,0

14,2

mR

Date

2456135,4 2456135,5

13,50

13,55

13,60

13,65

13,70

13,75

13,80

13,85

mI

Date

Рис. 1. Результаты цветной фотометрии кометы NJ La Sagra 26 июля 2012 г.

Проведены исследования сближений наблюдаемых малых тел с планетами. В связи с

увеличением количества обнаруженных очень тесных сближений малых тел и важностью

таких сближений в плане возможного столкновения с планетами возникла необходимость

выделения таких сближений в отдельную группу. За основу взята сфера тяготения планеты с

радиусом Gρ . В очень тесных низкоскоростных сближениях (с минимумом Gρρ 5.0≤ )

фиксировались кратные минимумы функции планетоцентрического расстояния, а траектории

движения в сфере Хилла имели вид незамкнутых петель или были подковообразны. Мы

показали, что в сфере радиусом, равным половине сферы тяготения планеты, при

исследовании как самого сближения, так и эволюции орбиты необходимо учитывать

возмущения от несферичности фигуры планеты.

Обнаружены временные гравитационные захваты малых тел с высоким значением

постоянной Тиссерана в сферу Хилла через перемычки в окрестности коллинеарных центров

либрации L1 или L2 [1]. Поэтому более целесообразно при разделении сближений по

величине глобального минимума функции планетоцентрического расстояния использовать

не сферу действия, а сферу Хилла с радиусом Hρ .

Предложена классификация сближений малых тел с планетами по глобальному

минимуму функции планетоцентрического расстояния. Классификация основанна на

понятиях сферы тяготения и сферы Хилла [2,3].

Сближение назовем сильным, если малое тело проникает в сферу радиусом 0.5P

Gr ,

окружающую планету: ρ ≤ 0.5P

Gr .

Сближение назовем тесным, если малое тело проходит за пределами этой сферы, но

внутри сферы Хилла планеты: 0.5P

Gr < ρ ≤ P

Hr .

Сближение назовем умеренным, если малое тело проходит за пределами сферы Хилла,

но не далее 3P

Hr : P

Hr < ρ ≤ 3P

Hr .

Низкоскоростное сближение будем считать незначительным, если соблюдено

неравенство: 3P

Hr < ρ ≤ 6P

Hr .

Итак, если изучаются низкоскоростные сближения малого тела с планетой, за

длительность сближения ∆T мы принимаем время пребывания малого тела в сфере радиусом

в 6P

Hr , если изучаются высокоскоростные сближения, за длительность сближения ∆T мы

принимаем время пребывания малого тела в сфере радиусом в 3P

Hr .

Воображаемую сферу радиусом Rh (Rl), внутри которой малое тело движется на

промежутке времени ∆T, назовем областью высокоскоростного (низкоскоростного)

сближения: PHh RR 3= (

P

Hl RR 6= ).

Радиусы сильных, тесных, умеренных и незначительных сближений для планет

приведены в таблице. В последнем (шестом) столбце таблицы приведены радиусы

сближений с планетами, традиционно используемые в современных исследованиях.

Таблица

Радиусы сильных, тесных, умеренных и незначительных сближений малых тел с планетами

planet 0,5rG rH 3rH 6rH R

1 2 3 4 5 6

Mer 8 · 10-5

1,48 · 10-3

4,44 · 10-3

8,88 · 10-3

V 5,6 · 10-4

6,74 · 10-3

0,20 · 10-1

0,40 · 10-1

E 8,7 · 10-4

0,010 0,030 0,060 0,1

M 4,3 · 10-4

0,007 0,022 0,043

J 0,08 0,347 1,041 2,082 2

Sat 0,08 0,429 1,286 2,573 2-3

U 0,006 0,465 1,395 2,790

N 0,108 0,770 2,311 4,622 2-3

Низкоскоростные сближения рассмотрены как следствие специфических размеров и

формы орбиты малого тела [1,2]. На плоскости (большая полуось, эксцентриситет), в

дальнейшем изложении плоскость (a,e) выделены области малых тел с особенностями в

сближениях с планетами (области Pω ). Выделена часть области Pω )(τωP [4].

Принадлежность орбиты малого тела области )(τωP – необходимое условие возникновения

явления ВСЗ в низкоскоростном сближении малого тела с планетой. На рисунке

представлены области Jω ,τωJ (это область A1CA4OL2L3P1J) для Юпитера.

0 2 4 6 8 10

0,0

0,1

0,2

0,3

0,4

0,5

0,6

0,7

0,8

0,9

1,0

L3L2

L4 ...

.L

1

.C.

O

A4

A3

A2

A1

.

..

.P

3

P2P4.. .

P1

e4

P

e2

P

e3

P

e1

P

e4

Ae3

A

e2

A

e1

A

J2.31

Эксцентрисистет

Большая полуось, а.е.

Сформулировано достаточное условие возникновения временного спутникового захвата

(ВСЗ) в низкоскоростном сближении малого тела с планетой. А именно: на плоскости (a,e)

орбита малого тела принадлежит области τωP ; комета проходит низкоскоростной

касательный участок в области сближения с планетой, в точке низкоскоростного касания на

орбите кометы векторы гелиоцентрических скоростей малого тела и планеты равны или

приблизительно равны.

Изучен временный гравитационный захват девяти наблюдаемых комет в 20-ти

сближениях с Юпитером. Показано, что временный гравитационный захват в сферу Хилла

(ВГЗ) – это продолжение обычного ВСЗ, который может начаться далеко за пределами

сферы Хилла. Параметр Тиссерана каждой изученной кометы уменьшается по мере ее

продвижения к Юпитеру – перемычки в окрестностях точек либрации не замкнуты

(движение каждой кометы на участках ВГЗ было неустойчиво по Хиллу). Результаты

численного интегрирования дифференциальных уравнений движения девяти комет показали,

что в 11-ти сближениях с ВГЗ кометы захватывались гравитацией Юпитера на непрерывно

изменяющиеся эллиптические йовицентрические орбиты с физическими кратными

минимумами функции йовицентрического расстояния. В девяти случаях это были орбиты с

обратным движением. Основная причина ухода кометы из-под контроля Юпитера –

движение всех исследованных комет было неустойчиво по Хиллу.

При решении проблемы астероидно-кометной опасности важную роль играют

системы оперативного сбора и обработки координатной информации, поступающей от

наблюдателей. Быстрое определение вероятной орбиты опасного астероида или кометы и

вычисление возможных тесных сближений (столкновения) этого тела с Землей позволяет

определить является ли тело угрожающим, необходимо ли бросить все усилия на

мониторинг данного тела или же его можно наблюдать в обычном режиме.

В настоящее время оперативный анализ наблюдений астероидов и комет

сосредоточен в трех зарубежных центрах: Центре малых планет и комет (Кембридж, США),

Лаборатории Реактивного Движения (ЛРД) (НАСА, США) и Центральном узле фонда

Космическая стража (НЕОДиС).

В Институте астрономии РАН создан прототип Системы оперативного сбора и

обработки координатной информации для малых тел Солнечной системы, в частности, для

астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ). Источником информации для системы являются

электронные циркуляры Центра малых планет (Minor Planet Center). В циркулярах

публикуются сведения о наблюдениях малых тел Солнечной системы. На сегодняшний день

прототип Системы оперативного сбора и анализа координатной информации позволяет

накапливать информацию о наблюдениях АСЗ в базе данных, в автоматическом режиме

уточнять орбиту астероида при поступлении новых данных, выявлять близкие сближения с

планетами, публиковать результаты расчетов орбиты и близких сближений в системе

распространения данных посредством веб-интерфейса.

Для хранения данных разработана база данных, в которой хранятся сведения обо всех

наблюдениях астероидов, результаты уточнения их орбит, циркуляры, которые поступили в

систему и были обработаны. Для первоначального заполнения базы данных с сайта Центра

малых планет мы получили наблюдения всех известных околоземных астероидов. После

того, как база данных была заполнена, мы приступили к регулярному пополнению каталога

астероидов.

Процедура обновления данных происходит в автоматическом режиме с некоторой

периодичностью, которая задается оператором системы. При поступлении нового циркуляра

в систему, происходит его разбор на составные части – определяется наличие новых

астероидов в этом циркуляре, считываются и сохраняются все наблюдения для уже

открытых астероидов, изменяются параметры записей у ошибочно отождествленных

объектов. Каждое наблюдение маркируется уникальным значением, а также ставится

идентификатор принадлежности наблюдения к определенному астероиду. После этого в

системе сбора и обработки координатной информации создается некоторое количество

заданий на уточнение орбит астероидов с использованием новых наблюдений.

Задания представляют собой запись в одной из таблиц базы данных. В записи указаны

исходные данные для уточнения орбиты астероида – список наблюдений, дата и время

создания задания, идентификатор астероида, состояние задания (выполнено/не выполнено/в

процессе обработки) и др. После того, как созданы задания для всех астероидов, работа

модуля обновления данных заканчивается до тех пор, пока не появятся новые наблюдения.

После того как в Системе сбора и обработки информации сформирован список

заданий на уточнение орбит астероидов, начинается процедура улучшения орбит.

Программный модуль улучшения орбит, независимо от модуля сбора информации, с

некоторой периодичностью проверяет наличие заданий для расчета орбиты астероида, и если

такое задание находит, то начинает его выполнение. Для ускорения обработки всех заданий

можно запустить несколько версий программы либо на одном персональном компьютере,

либо на нескольких.

Улучшение орбиты ведется с помощью итерационного демпфированного метода

Гаусса-Ньютона. Для выбора начальных условий уточнения орбиты астероида можно задать

несколько критериев. Например, можно указать, какие наблюдения будут использоваться

(начало наблюдений/количество оппозиций), для отсеивания плохих наблюдений можно

воспользоваться правилом 3х-сигм для ошибки наблюдений. В результате успешного

выполнения задания в базу данных записываются кеплеровы элементы орбиты с ошибками и

набор виртуальных орбит, построенных исходя из ошибок определения орбитальных

параметров. Кроме перечисленных параметров в базе данных сохраняются величины О-С

для уточненной орбиты, ковариационная матрица и матрица Холецкого для построения

набора виртуальных объектов.

Для контроля результатов, получаемых после обработки заданий, был разработан

модуль навигации Системы сбора и обработки данных Навигационный модуль позволяет

оператору системы получить информацию следующего характера: 1) для каждого астероида

можно просмотреть все задания, которые были сформированы, начальные условия и

конечный результат выполнения. 2) задания, которые находятся в стадии ожидания на

выполнение, задания в процессе выполнения, выполненные и невыполненные задания.

Оператору системы необходимо контролировать полученные результаты, поэтому был

введен механизм актуализации сведений об орбитальных параметрах астероида. После того,

как произведено уточнение орбиты астероида и получены его орбитальные параметры,

результат расчета необходимо проверить на наличие грубых ошибок. С помощью модуля

навигации оператор системы может просмотреть все параметры орбиты астероида и

утвердить результат вычислений для дальнейшего использования. Под дальнейшим

использованием мы понимаем операции расчета близких сближений, публикация

орбитальных параметров этого астероида в собственном каталоге астероидов и т. д. Для

особенных случаев, когда необходимо улучшить орбиту, используя особые начальные

условия, либо когда результат автоматического уточнения орбиты выглядит недостоверным,

в модуле навигации предусмотрен «Ручной режим уточнения орбиты». В таком режиме

можно выбрать набор определенных наблюдений в качестве начального условия и др.

условия, провести обработку данных и добавить полученный результат в базу данных.

Модуль расчета близких сближений позволяет провести исследование и выявить

близкие сближения с планетами. Исследование проводится как для основной орбиты

астероида, так и для виртуальных орбит, чтобы оценить весь разброс величин расстояния до

планет. Используя настройки можно гибко задавать временной интервал исследования (в

прошлое или в будущее), количество виртуальных частиц. Интегрирование уравнений

движения производится методом Эверхарта с переменным шагом.

Параметры интегратора, возмущения от планет и крупных астероидов можно

настраивать под определенные задачи. Хочется отметить, что для получения хороших и

достоверных результатов необходимо исследовать эволюцию астероида на примере очень

большого числа виртуальных частиц. На сегодняшний день эволюция рассчитывается для

100 виртуальных объектов на интервале времени ±50 лет от текущей даты.

Публикации

Результаты астрометрической обработки наблюдений всех наблюдавшихся малых тел

опубликованы в 10 циркулярах Международного центра малых планет.

Баканас Е.С., Барабанов С.И., Крючков С.В., Николенко И.В. Результаты фотометрических

наблюдений астероидов 141018(2001 WC47) и 312473 (2008 SX245) // Известия ГАО, Труды

конференции Пулково-2012, СПб, 2012 (в печати).

Емельяненко. Н.Ю. Временный спутниковый захват комет Юпитером. Астрон. вестник,

том 46, № 3, с. 195-208.

Емельяненко В.В., Емельяненко. Н.Ю., Нароенков С.А., Андреев М.В. P/2010 TO20

LINEAR-Grauer – комета на пути из кентавров в семейство Юпитера. Астрон. вестник

(принято к печати)

Емельяненко Н.Ю. Классификация сближений малых тел по глобальному минимуму

функции планетоцентрического расстояния. Труды конференции «Пулково-2012» (в печати).

Емельяненко Н.Ю. Поиск области орбит малых тел с особенностями в сближениях с

планетами. Труды конференции «Пулково-2012» (в печати).

Нароенков С.А., Шеляков М.А., Галушина Т.Ю., Система сбора и оперативной обработки

координатной информации для малых тел Солнечной системы. //Известия Главной

астрономической обсерватории в Пулково (в печати).

Устные доклады: на Всероссийской астрометрической конференции «Пулково-2012»,

Санкт-Петербург, 1-5 октября 2012 г. :

Баканас Е.С., Барабанов С.И., Крючков С.В., Николенко И.В. Результаты фотометрических

наблюдений астероидов 141018(2001 WC47) и 312473 (2008 SX245).

Емельяненко Н.Ю. Классификация сближений малых тел по глобальному минимуму

функции планетоцентрического расстояния.

Рыхлова Л.В. Научные задачи в проблеме астероидно-кометной опасности.

Проект 8.3. Роль гигантских ударов в ранней эволюции Луны, планет земной группы, и

крупнейших астероидов

Руководитель проекта: Иванов Борис Александрович, ведущий научный сотрудник

Института динамики геосфер РАН. baivanov@idg.chph.ras.ru, boris_a_ivanov@mail.ru

Для научного сопровождения и анализа данных миссии “DAWN” к астероиду Веста и

изучения процесса формирования гигантского ударного кратера Реясильвия (Rheasilvia)

диаметром 500 км (при среднем диаметре Весты около 540 км) проведено численное

моделирование ударов астероидов диаметром от 30 до 80 км со скоростью 5.5 км/с (средняя

скорость соударения астероидов в Главном поясе. Найдена комбинация модельных

параметров, позволяющая наилучшим образом воспроизводить геометрию кратера

Реясильвия. Найдено, что при скорости удара 5.5 км/с профиль модельного кратера наиболее

близко (хотя и не идеально) воспроизводит наблюдаемый кратер при диаметре ударника

(вертикальный удар) около 40 км (Рис. 1, 2). Найденная наилучшая (на текущий момент)

комбинация модельных параметров позволяет проанализировать другие последствия этого

гигантского удара.

Основные результаты:

1. Форму сложного кратера Реясильвия с центральным поднятием можно воспроизвести

только с использованием модели динамического уменьшения трения горных пород под

образующимся кратером (как и на всех других планетах земного типа для этого типа

кратеров[Melosh and Ivanov, 1999]).

2. Ударная волна, проходящая через астероид, частично разрушает (переводит за предел

хрупкого разрушения) почти весь объем астероида при относительно невысоких

накопленных пластических деформациях (Рис. 1). Это означает образование трещиноватой

мантии без существенной деформации пород вдали от образовавшегося кратера. Если Веста

испытывала подобные удары до образования Реясильвии, нужно изменять исходное

состояние пород с неразрушенного на частично разрушенное. Обсуждение следующей

итерации модели ведется с членами команды DAWN – сейчас предварительная оценка

пористости мантии Весты составляет 5%. После уточнения геофизических моделей диапазон

вблизи наиболее вероятных значений должен быть испытан методами численного

моделирования.

3. Ударная волна, проходящая вдоль свободной поверхности, вызывает практически

глобальный откол приповерхностных слоев коры (Рис. 3). На экваторе (считая точку удара

полюсом) скорость откола составляет ~30 м/с. При низкой силе тяжести на поверхности

Весты такая скорость откола вызывает подъем откольных слоев примерно на 2 км и их

падение (обратная консолидация коры – восстановление начальной плотности) через ~250

секунд после откола. За время баллистического полета откольные слои смещаются на ~4 км в

меридиональном направлении от точки удара. Обсуждается возможная связь динамической

картины откола с образованием широтных грабенов, обнаруженных при картировании Весты

[Bowling et al., 2012].

4. Для каждого расчетного варианта регистрировался объем вещества Весты, выброшенного

за пределы сферы тяготения. Показано, что для коры толщиной 20 км (наилучшая на

сегодняшний день геофизическая оценка толщины коры), выброс материала мантии (или

нижних слоев коры, если таковые имеются) со скоростями ухода при вертикальном ударе

наблюдается только для ударников более 40-45 км. Это означает, что «мантийные»

астероида семейства Весты, обнаруженные по спектральным астрономическим наблюдениям

[Miyamoto and Takeda, 1994; Reddy et al., 2011], не так просто объяснить образованием

кратера Реясильвия – кратер недостаточно велик для выброса достаточного объема

материала мантии. Разрешение этого парадокса можно искать в различных направлениях

(неоднородная Веста, косой удар и др.). В данной работе мы продемонстрировали, что

повторный удар в область образования предыдущего крупного кратера решает проблему.

Первый удар создает сложный кратер с приподнятым в центре материале мантии, и

последующий удар выбрасывает за пределы сферы тяготения огромное количество

мантийного материала. Эта идея навеяна предположением, что кратер Реясильвия наложен

на более древний кратер Венения диаметром около 400 км (Рис. 4). Простое моделирование

повторного вертикального удара приводит к выбросу мантийного материала, равного по

объему ~5 объемам ударника (Рис. 5).

5. Полученный в расчетах общий объем выбросов, покидающих сферу тяготения Весты,

оказался намного больше совокупного объема известных Вестоидов (астероидов семейства

Весты) в 4-6 раз. Это ставит интересные альтернативы (1) размер ударника в наших моделях

завышен (для образования Реясильвии потребовался удар меньшего масштаба), (2) семейство

Весты в начальной стадии эволюции быстро теряло массу за счет «реаккумуляции»

Вестоидов обратно на Весту, (3) семейство Вестоидов моложе и образовано более поздними

ударами меньшего масштаба. Для ответов на эти вопросы требуется продолжение

исследований.

6. Начаты расчеты по образовании Реясильвии на вращающейся Весте. Для этого в

программу введены центробежные ускорения. Для получения равновесной модели

вращающейся Весты проводится отдельный расчет «на установлдение», в котором исходная

трехслойная жидкая мишень превращается в трехслойный эллипсоид. По достижении

равновесия модель «замораживается» (вводятся реальные коэффициенты Пуассона) и

производится модельный расчет удара. Данные работа находится в процессе развития, но

первые результаты показывают отклонения коэффициентов сжатия оболочек от моделей

группы Зубер (MIT). Так в нашей модели при вращении с периодом 5.3 часа сжатие ядра 1-

b/a составляет около 0.15, в то время как в модели MIT для ядра задается сжатие 0.1.

Необходимо промоделировать различные скорости вращения Весты при образовании

оболочек и рассмотреть вопросы торможения/ускорения вращения Весты при ее

столкновительной эволюции.

Результаты работ по Весте (включая задел до образования Программы 22) были

представлены на Лунно-планетной конференции (LPSC, 2012, Houston, USA), на ежегодном

собрании Американского геологического общества (GSA meeting, Charlotte, NC, USA), и

приняты как устный доклад на осеннем митинге Американского геофизического общества

(GSA fall meeting, San Francisco, December 2012):

1. Ivanov, B.A., and H.J. Melosh, The Rheasilvia Crater on Vesta: Numerical Modeling, in Lunar

and Planetary Institute Science Conference Abstracts, pp. 2148, 2012.

2. Bowling, T.J., B.C. Johnson, B.A. Ivanov, and H.J. Melosh, Global Resurfacing of Vesta

Following the Rheasilvia Impact, Meteoritics and Planetary Science Supplement, 75, 5256, 2012.

3. Ivanov B. and Kamyshenkov D. The Rheasilvia crater on rotating Vesta: Numerical modeling.

2012 AGU Fall Meeting, 3-7 December, Final Paper Number P43E-04, oral presentation December

6, 2012; 2:40 PM to 3:00 PM (20 min) at Session P43E “Dawn II”, room 2007 (Moscone West).

Подготовлена статья (срок подачи 1 декабря 2012 г.) для специального номера (South Pole

Special Issue) JGR-Planets:

4. Ivanov B. and Melosh, H. J. 2D numerical modeling of the Rheasilvia impact formation.

Submitted to JGR-Planets, Dec. 2012 (в рукописи 19 стр., 12 рис.).

Bowling, T.J., B.C. Johnson, B.A. Ivanov, and H.J. Melosh, Global Resurfacing of Vesta Following

the Rheasilvia Impact, Meteoritics and Planetary Science Supplement, 75, 5256, 2012.

Melosh, H.J., and B.A. Ivanov, Impact Crater Collapse, Annual Review of Earth and Planetary

Sciences, 27, 385-415, 1999.

Miyamoto, M., and H. Takeda, Evidence for excavation of deep crustal material of a Vesta-like

body from Ca compositional gradients in pyroxene, Earth and Planetary Science Letters,

122 (3-4), 343-349, 1994.

Reddy, V., A. Nathues, and M.J. Gaffey, First fragment of Asteroid 4 Vesta's mantle detected,

Icarus, 212, 175-179, 2011.

Schenk, P., D.P. O'Brien, S. Marchi, R. Gaskell, F. Preusker, T. Roatsch, R. Jaumann, D.

Buczkowski, T. McCord, H.Y. McSween, D. Williams, A. Yingst, C. Raymond, and C.

Russell, The Geologically Recent Giant Impact Basins at Vesta's South Pole, Science, 336,

694-697, 2012.

Рис. 1. Поперечное сечение мишени в двух модельных вариантах для удара базальтового

астероида диаметром 37 км. Слева – кора 20 км, ядро радиусом 120 км, справа – кора

40 км, радиус ядра 100 км. Контрастные уровня серого отвечают трехслойно модели

Весты (базальтовая кора, мантия из дунита и железное ядро). Вариации серого в

пределах мантии означают различные уровни частичного разрушения горной породы.

В обоих случаях центральное поднятие кратера представляет собой поднятый к

поверхности материал мантии.

Рис. 2. «Выпрямленные» относительно сферической исходной поверхности профили

кратеров показанных на Рис. 1. Синяя кривая представляет один из профилей через

кратер Реясильвия [Schenk et al., 2012]. См. ниже Рис. 4 для иллюстрации положения

профиля на местности.

Рис. 3. Общее представление об эволюции откола в приповерхностных слоях. В

компьютерной программе образование откола описывается как уменьшение

плотности материала в расчетной ячейке при нулевом давлении. К моменту времени

400 секунд баллистический полет откольных слоев заканчивается и материал в

модели возвращается к начальной плотности (в реальности должно наблюдаться

некоторое разуплотнение за счет неполностью закрытых трещин и относительного

смещения блоков горных пород.

Рис. 4. Фрагмент рис. 1 из [Schenk et al., 2012]. Кратер Реясильвия пересечен профилем А,

более древний кратер Венения (с валом, отмеченным стрелками) – профилем Б.

Южный полюс находится в центре изображения.

Рис. 5. Начальная геометрия ударника и мишени при моделировании повторного удара

(слева). При ударе большое количество мантийного материала выбрасывается со

скоростями ухода из растущего кратера (в центре). Финальный кратер напоминает

кратер от первого удара (Рис. 1), хотя и отличается от него по соотношению глубины

и диаметра.

ПРОЕКТ 8.4. ИССЛЕДОВАНИЕ ПЛАЗМЕННО-ПЫЛЕВЫХ ПРОЦЕССОВ В

СИСТЕМЕ ЗЕМЛЯ-ЛУНА

Основные результаты 2012 года по теме «Исследование плазменно-пылевых процессов в

системе Земля-Луна» получены в рамках направления:

Развитие теоретических моделей и разработка схем численного моделирования для

определения зарядов и концентраций частиц лунной пыли и космических пылевых частиц,

учитывающих эффекты взаимодействия пыли с частицами солнечного ветра, с плазмой

магнитосферы Земли, с солнечным излучением, с заряженной поверхностью Луны (для

лунной пыли) и т.д.

Данное исследование обусловлено тем, что в настоящее время происходит определенный

ренессанс исследований Луны. О своих планах исследования Луны в XXI веке заявили КНР,

США, Индия, Европейский Союз. В России готовятся миссии «Луна-Глоб» и «Луна-Ресурс»

(последняя совместно с Индией). Немаловажная роль в будущих лунных исследованиях

принадлежит исследованиям пыли у поверхности Луны. Для этого на станциях «Луна-Глоб»

и «Луна-Ресурс» предполагается разместить аппаратуру, которая будет как непосредственно

детектировать пылевые частицы над поверхностью Луны, так и осуществлять плазменные

зондовые измерения. Измерения предполагается проводить в дневное время, что позволит

обеспечить энергопитание приборов на лунных станциях за счет солнечной энергии.

Поверхность Луны заряжается под действием электромагнитного излучения Солнца, плазмы

солнечного ветра, плазмы хвоста магнитосферы Земли. При взаимодействии с солнечным

излучением поверхность Луны и пылевые частицы, левитирующие над ней, испускают

электроны вследствие фотоэффекта, что приводит к формированию над поверхностью слоя

фотоэлектронов. Пылевые частицы, находящиеся на поверхности Луны или в

приповерхностном слое, поглощают фотоэлектроны, фотоны солнечного излучения,

электроны и ионы солнечного ветра, а если Луна находится в хвосте магнитосферы Земли, то

электроны и ионы плазмы магнитосферы. Все эти процессы приводят к зарядке пылевых

частиц, их взаимодействию с заряженной поверхностью Луны, подъему и движению пыли.

Таким образом, пыль над Луной является составной частью плазменно-пылевой системы,

исследования которой в приповерхностном слое освещенной части лунной поверхности

представляют существенный интерес, в том числе, и с технологической точки зрения, для

устанавливаемой на лунных станциях аппаратуры, выбора места посадки и т.д.

Основное внимание уделялось неисследованной до сих пор проблеме получения

распределения пылевых частиц над поверхностью Луны. Исследование проводилось в два

этапа. На первом – учитывались фотоэлектроны, испускаемые только с поверхности Луны,

на втором – фотоэлектроны, испускаемые как с поверхности Луны, так и с поверхностей

левитирующих пылевых частиц. Выделение этих двух случаев обусловлено тем, что во

втором случае требуется разработка самосогласованной модели, учитывающей влияние

фотоэлектронов на распределения пылевых частиц над поверхностью Луны и, в свою

очередь, влияние распределений пылевых частиц на распределение фотоэлектронов, что

существенно затрудняет рассмотрение.

Аналитически удалось получить выражение, характеризующее распределение пылевых

частиц над поверхностью Луны:

( )[ ]

( )( ) ( ),

2)/(2/cos1ln,42

lnexp

2,max

2

2

4hghmThZ

daLna

a

AdN

MDdphed

d

−+

−−≈

λθθτσσπ(1)

где a – размер пылевой частицы, dm – ее масса, eZq dd = – ее заряд, -e – заряд электрона,

dZ – зарядовое число пылевой частицы, θ – угол между местной нормалью и направлением

на Солнце, h – высота над поверхностью Луны, Te,ph – температура фотоэлектронов,

2

0, 4/ eNT pheD πλ = – дебаевский радиус фотоэлектронов у поверхности Луны при θ = 0, N0 –

концентрация фотоэлектронов у поверхности Луны при θ = 0, Mg – ускорение свободного

падения у поверхности Луны,

( )( ) ( ) hghmThZdh MDdphed

H

2)/(2/cos1ln,4/ ,0

max

max

−+= ∫ λθθτ , Hmax – максимальная

высота подъема частицы пыли с размером a; A ≈ 8.48×10-4

см имеет смысл эффективной

глубины слоя пыли, имеющей возможность подняться над поверхностью, 29.1=σ –

параметр распределения Колмогорова, ( ) 12.456.61ln ≈=Ln – медиана распределения

Колмогорова. В формуле (1) размер a вычисляется в микрометрах. При получении формулы

(1) вычислялась вероятность присутствия частицы на определенной высоте (обратно

пропорциональная времени присутствия частицы на этой высоте). Указанная вероятность

умножалась на нормировочный множитель, который вычислялся таким образом, чтобы

обеспечить адекватное описание распределения (по размерам) поверхностной лунной пыли.

Для определения нормировочного множителя использовались данные [1], которые

позволили построить распределения пылевых частиц лунной поверхности в диапазоне

размеров от 20 до 500 мкм. Оказалось, что имеется хорошее согласие с распределением

Колмогорова [2], характеризующим распределение частиц по размерам для случая

многократного дробления. Указанный факт согласуется с выводами [1] о том, что лунная

поверхность представляет собой реголит, эволюционирующий в результате многократного

дробления в результате ударов метеороидов. В [2] показано, что для случая многократного

дробления распределение Колмогорова остается справедливым, по крайней мере, для

размеров частиц, больших или порядка 100 нм, что позволяет нам продлить полученное

распределение пылевых частиц лунной поверхности вплоть до размеров 100 нм.

Самосогласованное рассмотрение фотоэлектронов как от поверхности Луны, так и от

поверхностей пылевых частиц позволило получить распределения электронов и

электрическое поле над поверхностью Луны:

( )( )

,h

hN

)/h(2/cos1

cosN,hn

1

e2

D

0ph,e

α

λθ

θθ

+

+=

( ) ,2/cos

2/cos2,

,

θλ

θθ

he

ThE

D

phe

+=

(2)

где Ne, h1 и α – величины, характеризующие распределение электронов, которые удается

найти из численных расчетов. Первая из формул (2) представляет собой результат анализа

результатов численных вычислений с различными параметрами, характеризующими

свойства поверхности Луны и параметров окололунной плазмы.

Недавние исследования [3] по детектированию потоков нейтронов, прошедших через

участки лунной поверхности в южном полушарии Луны, проведенные Lunar Reconnaissance

Orbiter, показали присутствие в приповерхностной зоне Луны в области широт,

превышающих 700, областей, обогащенных водородом. Возможно, это исследование

указывает на присутствие льда в приповерхностных областях Луны, а возможно

существование приповерхностных областей водорода обусловлено электронами и протонами

солнечного ветра, которые, ударяясь о Луну, поглощаются ее поверхностью, где они

образуют нейтральные атомы водорода. Данный водород может выходить на поверхность

Луны в виде атомарного, молекулярного водорода или водяного пара [4]. При этом

чувствительность участков поверхности Луны, обогащенных водородом, к фотоэмиссии

оказывается значительно более высокой, чем окружающих участков, что сказывается, в

конечном итоге, и на процессе зарядки пылевых частиц и их динамике. Таким образом,

расчеты распределений электронов и пыли над поверхностью Луны осуществлялись для

двух типов поверхности Луны, характеризуемых следующими значениями работы выхода

фотоэмиссии W=WH ≈ 4 эВ и W=WR ≈ 9 эВ. Первое из значений W соответствует участкам

лунной поверхности, обогащенным водородом, а второе – участкам лунного реголита.

Для нахождения концентраций фотоэлектронов непосредственно у поверхности Луны

применяем модель [4], которая сводится к решению системы уравнений, состоящей из

стационарного кинетического уравнения для функции распределения фотоэлектронов и

уравнения Пуассона для электростатического потенциала с соответствующими граничными

условиями, характеризующими поведение потенциала у лунной поверхности и на

бесконечном удалении от нее. Функция распределения фотоэлектронов у лунной

поверхности находится с помощью метода, развитого в работе [5]. Согласно этому методу

вычисляется количество электронов у поверхности Луны, выбиваемых фотонами с лунной

поверхности в результате фотоэффекта, что производится с использованием данных [6, 7] о

спектре излучения Солнца, а также квантового выхода фотоэмиссии [4]. Полученное

распределение (по скоростям) фотоэлектронов у поверхности Луны удается

аппроксимировать максвелловским распределением, характеризуемым температурой

фотоэлектронов Te,ph ≈ 0.1 эВ и концентрацией N0 ≈ 2×108 см

-3 (для участков, обогащенным

водородом) и N0 ≈ 2×105 см

-3 (для участков лунного реголита). Значения величин α и Ne (h1 =

1 см) в зависимости от угла θ для двух типов поверхности Луны приведены на рис. 1.

На основе выражения (1) с учетом данных, полученных численными методами, построены

гистограммы, характеризующие концентрации пылевых частиц над поверхностью Луны для

условий, соответствующих участкам лунного реголита (рис. 2) и участкам, обогащенным

водородом (рис. 3). Длина одноцветного горизонтального участка на каждом из графиков,

представленных на рис. 2-3, характеризует концентрацию частиц (в см-3

) на

соответствующих высотах с размерами в соответствующем интервале (указанном на шкале в

верхней правой части графика). Общая длина горизонтального участка на графике

соответствует общей концентрации частиц с размерами, представленными на этом графике.

Исследования распределений пылевых частиц показали возможность подъема пылевых

частиц над поверхностью Луны во всем диапазоне углов θ, что опровергает существование

мертвой зоны (в области лунных широт около 800), где частицы не поднимаются.

Рис. 1. Значения величин α и Ne в зависимости от угла θ для участков лунного реголита

(левая панель) и участков лунной поверхности обогащенных водородом (правая панель).

Рис. 2. Распределения (а-в) пылевых частиц над поверхностью Луны, а также зависимости (г)

максимально возможных высот подъема пылевых частиц для условий, соответствующих

участкам лунного реголита, для значений θ=770 (а), θ=82

0 (б), θ=87

0 (в).

Рис. 3. Распределения пылевых частиц над поверхностью Луны для условий,

соответствующих участкам лунного грунта, обогащенных водородом для значения θ=770.

Кроме описанных выше исследований в 2012 году проводились исследования по развитию

теоретических моделей распространенности водорода на поверхности Луны, адгезии лунной

пыли, генерации и распространению волновых движений в плазменно-пылевой системе у

поверхности Луны и т.д.

ОСНОВНЫЕ ВЫВОДЫ

Таким образом, в 2012 году по проекту «Исследование плазменно-пылевых процессов в

системе Земля-Луна» в рамках Программы № 22 фундаментальных исследований

Президиума РАН «Фундаментальные проблемы исследований и освоения Солнечной

системы» были получены следующие основные результаты:

1. Для самосогласованного расчета концентраций фотоэлектронов и пылевых частиц над

поверхностью освещенной части Луны разработаны метод и схема численного

моделирования, учитывающие положение места наблюдения, а также эффекты

образования фотоэлектронов на поверхности Луны и поверхностях пылевых частиц,

образования электрических полей, динамики электронов, ионов и пылевых частиц,

зарядки пылевых частиц за счет их взаимодействия с фотонами солнечного излучения,

электронами и ионами солнечного ветра, фотоэлектронами, и применяющие зондовую

модель для расчета зарядов пылевых частиц. Метод включает в себя расчет

распределений по размерам и высотам подъема заряженных пылевых частиц над

поверхностью Луны, величин их зарядов и скоростей в зависимости от размеров, высот и

положения места наблюдения, максимальных высот подъема пылевых частиц,

распределений фотоэлектронов по высотам.

2. На основе аналитических и численных расчетов получено аналитическое выражение,

описывающее распределение фотоэлектронов над поверхностью освещенной части

Луны. Для участков поверхности Луны, состоящих из лунного реголита, и участков,

обогащенных водородом, найдены параметры указанного распределения в зависимости

от угла между местной нормалью и направлением на Солнце.

3. Произведен расчет распределений по размерам и высотам подъема заряженных пылевых

частиц над освещенными участками поверхности Луны, состоящими из лунного

реголита, и участками, обогащенными водородом, для различных значений угла между

местной нормалью и направлением на Солнце. Показано, отсутствие мертвой зоны в

области лунных широт около 800, в которой, как ранее предполагалось, частицы пыли не

могут подниматься над поверхностью Луны. Таким образом, показано, что не

существует существенных ограничений на место посадки аппаратов будущих лунных

миссий, изучающих пыль в приповерхностном слое Луны.

ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ 1. Голубь А.П., Дольников Г.Г., Захаров А.В., Зеленый Л.М., Извекова Ю.Н., Копнин С.И.,

Попель С.И. Плазменно-пылевая система в приповерхностном слое освещенной части

Луны // Письма в ЖЭТФ. 2012. Т. 95, № 4. С. 198–204.

2. Попель С.И., Копнин С.И., Голубь А.П., Дольников Г.Г., Захаров А.В., Зеленый Л.М., Извекова Ю.Н. Пылевая плазма у поверхности Луны // Астрономический вестник,

направлена в журнал.

3. Голубь А.П., Дольников Г.Г., Захаров А.В., Извекова Ю.Н., Копнин С.И., Попель С.И. Зарядка и динамика пылевых частиц в экзосфере Луны // Тезисы докладов XXXIX

Международной (Звенигородской) конференции по физике плазмы и УТС, 2012,

Москва. – С. 203.

4. Dol'nikov G.G., Popel S.I., Zakharov A.V. Dust Experiment on a Lunar Lander, Abstracts. Workshop on Dust and Grains in Low Gravity and Space Environment (ESA/ESTEC,

Noordwijk, The Netherlands, 2012).

5. Popel S.I., Golub' A.P., Izvekova Yu.N., Kopnin S.I., Dol'nikov G.G., Zakharov A.V., Zelenyi L.M. Plasma-Dust System in Near-Surface Layer of the Moon, 39th EPS Conference & 16th

Int. Congress on Plasma Physics (Stockholm, Sweden, 2012), O3.306, 4 pages.

6. Golub' A., Dol'nikov G., Izvekova Yu., Kopnin S., Popel S., Zakharov A., Zelenyi L. Dusty plasma processes and interaction of lunar dust with the matter, European Planetary Science

Congress 2012 (Madrid, Spain, 2012). EPSC Abstracts, Vol. 7, EPSC2012-141 2012, 2012,

2 pages.

7. Kopnin S.I., Golub' A.P., Izvekova Yu.N., Popel S.I., Dol'nikov G.G., Zakharov A.V., Zelenyi L.M. Effects of the Solar Radiation in the Dusty Plasma System in the Exosphere of the

Moon, 9th International Conference “Problems of Geocosmos”. Book of Abstracts (St.

Petersburg, Petrodvorets, Russia, 2012), pp. 185-186.

8. Popel S.I., Golub' A.P., Dolnikov G.G., Izvekova Yu.N., Kopnin S.I., Zakharov A.V., Zelenyi L.M. Lunar Dusty Plasma Environment, The Third Moscow Solar System Symposium

(Moscow, Russia, 2012), abst. 91.

СПИСОК ЦИТИРУЕМЫХ ИСТОЧНИКОВ

1. Colwell J.E., Batiste S., Horanyi M., et al. Lunar surface: Dust dynamics and regolith mechanics

// Rev. Geophys. 2007. V. 45. P. RG2006, 26 pages.

2. Адушкин В.В., Перник Л.М., Попель С.И. Наночастицы в опытах по разрушению

скальных пород взрывом // ДАН. 2007. Т. 415. С. 247-250.

3. Mitrofanov I.G., Sanin A.B., Boynton W.V., et al. Hydrogen mapping of the lunar south pole

using the LRO neutron detector experiment LEND // Science. 2010. V. 330, P. 483-486.

4. Колесников Е.К., Мануйлов А.С. Расчет напряженности электростатического поля над

поверхностью Луны, покрытой монослоем водорода// Астрономический журнал. 1982. Т. 59.

С. 996-998.

5. Walbridge E. Lunar photoelectron layer // J. Geophys. Res. 1973. V. 78, No. 19. P. 3668-3687.

6. Иванов-Холодный Г.С., Фирсов В.В. Спектр коротковолнового излучения Солнца при

различных уровнях активности // Геомагн. и аэрономия. 1974. Т. 14, № 3. С. 393-398.

7. Hinteregger H.E. Absolute intensity measurements in the extreme ultraviolet spectrum of solar

radiation // Space Sci. Rev. 1965. V. 4. P. 461-497.

ДОКЛАДЫ НА КОНФЕРЕНЦИЯХ 1. Зарядка и динамика пылевых частиц в экзосфере Луны - XXXIX Международная

(Звенигородская) конференция по физике плазмы и УТС (Звенигород, 2012).

2. Dust Experiment on a Lunar Lander - Workshop on Dust and Grains in Low Gravity and Space Environment (ESA/ESTEC, Noordwijk, The Netherlands, 2012).

3. Plasma-Dust System in Near-Surface Layer of the Moon - 39th EPS Conference & 16th Int. Congress on Plasma Physics (Stockholm, Sweden, 2012).

4. Dusty plasma processes and interaction of lunar dust with the matter - European Planetary Science Congress 2012 (Madrid, Spain, 2012).

5. Effects of the Solar Radiation in the Dusty Plasma System in the Exosphere of the Moon - 9th International Conference “Problems of Geocosmos” (St. Petersburg,

Petrodvorets, Russia, 2012).

6. Lunar Dusty Plasma Environment - The Third Moscow Solar System Symposium (Moscow, Russia, 2012).

ПЕРЕЧЕНЬ КОНФЕРЕНЦИЙ 1. XXXIX Международная (Звенигородская) конференция по физике плазмы и УТС

(Звенигород, 2012).

2. Workshop on Dust and Grains in Low Gravity and Space Environment (ESA/ESTEC, Noordwijk, The Netherlands, 2012).

3. 39th EPS Conference & 16th Int. Congress on Plasma Physics (Stockholm, Sweden, 2012). 4. European Planetary Science Congress 2012 (Madrid, Spain, 2012). 5. 9th International Conference “Problems of Geocosmos” (St. Petersburg, Petrodvorets,

Russia, 2012).

6. The Third Moscow Solar System Symposium (Moscow, Russia, 2012). ПЕРЕЧЕНЬ КОМАНДИРОВОК

1. Участие С.И. Попеля в 39-й конференции Европейского физического общества по физике плазмы, проводимой совместно с 16-м Международным конгрессом по физике

плазмы (г. Стокгольм, Швеция, 2-6 июля 2012 г.).

2. Участие Ю.Н. Извековой в Европейском конгрессе по планетарным наукам (г. Мадрид, Испания, 24-29 сентября 2012 г.).

Число основных исполнителей проекта: 8 сотрудников: ИДГ РАН (Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт динамики

геосфер Российской академии наук):

Попель Сергей Игоревич, д.ф.-м.н., проф., зав. лаб.

Голубь Анатолий Петрович, к.ф.-м.н., с.н.с.

Дубинский Андрей Юльевич, к.ф.-м.н., н.с.

Извекова Юлия Николаевна, к.ф.-м.н., м.н.с.

Копнин Сергей Игоревич, к.ф.-м.н., н.с.

Лосева Татьяна Васильевна, к.ф.-м.н., в.н.с.

ИКИ РАН (Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт

космических исследований Российской академии наук):

Дольников Геннадий Геннадиевич, н.с.

Захаров Александр Валентинович, д.ф.-м.н., проф., ученый секретарь

Проект 8.5. Исследование содержания воды в углистых и обыкновенных

хондритах. Определение в ней изотопного состава водорода и кислорода. Исследование

химического и изотопного состава органического вещества в валовых пробах и в

разных гранулометрических фракциях углистых хондритов различных типов

Руководитель проекта: Герасимов Михаил Владимирович, зав. лаб. №532 ИКИ РАН

(mgerasim@mx.iki.rssi.ru)

1. Исследование содержания органических соединений в веществе метеоритов и в

образцах модельных ударно-испарительных экспериментов.

Была проведена отработка методики извлечения, концентрирования и анализа летучих

химических соединений, заключенных в твёрдых минеральных матрицах, с использованием

пиролитической газовой хроматографии с криофокусировкой в сочетании с масс-

спектрометрией. На содержание летучих соединений были исследованы тонкодисперсные

образцы углистых хондритов классов CM2 (Murchison) и CO3 (Каинсаз).

При исследовании конденсатов, полученных при моделировании уда�