Том 58, № 1 (2024)

Представлена краткая история создания звездных датчиков ориентации в Институте космических исследований Российской академии наук (ИКИ РАН) и каталогов звезд для них. Описан проведенный в начале 1970-х годов эксперимент по синхронной съемке звезд и земной поверхности с борта пилотируемых станций Салют-2, -3. Показаны трудности ввода фотоснимков в электронно-вычислительные машины (ЭВМ) того времени. На основе каталогов звезд SAO, Hipparcos и Gaia составлено около 11000 микрокаталогов вокруг наиболее ярких звезд небесной сферы. Каждый из них содержит в центре одну звезду с магнитудой до 7.8m и все звезды окружения до 13m в радиусе 15ʹ. Микрокаталоги объединены в “Базовый каталог звезд”, который в ближайшей перспективе будет использоваться для составления бортовых каталогов звезд для датчиков ориентации космических аппаратов семейства БОКЗ. Для работы с базовым каталогом разработаны и используются в тестовом режиме две программы: Catalog Guide и Star Manager. Первая программа предназначена для просмотра базового каталога, визуализации его фрагментов и составления списков звезд с заданными параметрами. Вторая программа носит расчетно-аналитический характер. В ней собраны математические модели звездных датчиков ориентации семейства БОКЗ, а также математический аппарат, позволяющий детально моделировать наиболее тонкие элементы бортовой обработки данных. Обе программы могут работать в ручном и автоматическом режимах. Отработанная на нескольких звездах в ручном режиме последовательность действий затем может выполняться автоматически для больших списков звезд. В статье описываются структура и содержание базового каталога, а также иллюстрируется работа с ним с помощью специально разработанных для этой цели программ.

Для того чтобы оценить темп склоновых процессов на Луне, мы изучили морфологию и топографическую конфигурацию 24-х кратеров в интервале диаметров 5–15 км, располагающихся в Морях Ясности, Кризисов и Изобилия, а также в материковой местности гор Апеннины. Изученные кратеры формировались в трех типах мишеней: (1) двуслойная (материк, перекрытый морем), (2) однослойная морская и (3) однослойная материковая. Для каждого кратера была установлена его топографическая конфигурация и определено частотно-размерное распределение наложенных кратеров на стенках и в зоне сплошных выбросов. По плотности кратеров в зоне выбросов был оценен возраст изученных кратеров (от 0.31 до 3.83 млрд лет), а сравнение этой плотности с плотностью на стенках позволило оценить темп склоновых процессов. Темп склоновых процессов (Е, мм/млн лет) на Луне нелинейный и описывается степенной функцией Е = 4.39А^-1.03, где А – возраст (млрд лет). Оценки темпа склоновых процессов, полученные в нашем исследовании, меняются от ~17 мм/млн лет для наиболее молодого кратера до ~0.8 мм/млн лет для наиболее древнего кратера. Изученные кратеры представляют собой стабильные формы рельефа и практически не меняют своей конфигурации на протяжении миллиардов лет. Тип мишени не оказывает существенного влияния ни на темп склоновых процессов, ни на изменения формы кратеров с течением времени.

Выполненное нами исследование пространственной и генетической связи корон и лопастных равнин позволяет сделать два важных вывода. 1) Около 17% всех вулканических корон Венеры являются источниками молодых лав, образующих лопастные равнины Атлийского периода (короны-источники). Малая доля корон-источников в общей популяции корон отражает снижение темпа формирования мантийных диапиров. 2) Площадь лопастных равнин, связанных с той или иной короной, и площадь самой короны связаны отрицательной корреляцией. Такие соотношения допускают существование только двух моделей завершающих стадий эволюции мантийных диапиров. Проанализировав обе эти модели, мы предполагаем, что в течение Атлийского периода геологической истории Венеры либо существовала единая зона нейтральной плавучести, либо подошва литосферы располагалась примерно на одном уровне.

Изучена эволюция орбит тел, выброшенных с Земли на стадии ее аккумуляции и ранней эволюции при ударах крупных планетезималей. В рассмотренных вариантах расчетов движения тел, выброшенных с Земли, большая часть тел покидала сферу Хилла Земли и двигалась по гелиоцентрическим орбитам. Их динамическое время жизни достигало нескольких сотен миллионов лет. При более высоких скоростях выброса v_ej вероятности столкновений тел с Землей и Луной в основном были ниже. На всем рассматриваемом интервале времени при скорости выброса v_ej, равной 11.5, 12 и 14 км/с, значения вероятности столкновения тела с Землей составляли примерно 0.3, 0.2 и 0.15–0.2 соответственно. При скоростях выброса v_ej ≤ 11.25 км/с, т. е. немного превышающих параболическую скорость, большая часть выброшенных тел выпадала обратно на Землю. Вероятность столкновения выброшенного с Земли тела с Луной, движущейся по ее современной орбите, была примерно в 15–35 раз меньше, чем с Землей при v_ej ≥ 11.5 км/с. Вероятность столкновения таких тел с Луной составляла в основном около 0.004–0.008 при скоростях выброса не менее 14 км/с и около 0.006–0.01 при v_ej = 12 км/с. Она была больше при меньших скоростях выброса и была в диапазоне 0.01–0.02 при v_ej = 11.3 км/с. На Луне может находиться вещество, выброшенное с Земли при аккумуляции Земли и при поздней тяжелой бомбардировке. При этом, как получено в наших расчетах, тел, выброшенных с Земли и упавших на зародыш Луны, было бы недостаточно для того, чтобы Луна выросла до своей современной массы из маленького зародыша, двигавшегося по современной орбите Луны. Этот результат свидетельствует в пользу образования лунного зародыша и дальнейшего его роста до большей части современной массы Луны вблизи Земли. Нам кажется более вероятным, что первоначальный зародыш Луны с массой не более 0.1 от массы Луны образовался одновременно с зародышем Земли из общего разреженного сгущения. Для более эффективного роста зародыша Луны желательно, чтобы при некоторых соударениях тел-ударников с Землей выброшенные тела не просто вылетали из кратера, а часть вещества выходила на орбиты вокруг Земли, как в модели мультиимпактов. Средние скорости столкновений выброшенных тел с Землей тем больше, чем больше скорость выброса. Значения этих скоростей столкновений составили около 13, 14–15, 14–16, 14–20, 14–25 км/с при скорости выброса, равной 11.3, 11.5, 12, 14 и 16.4 км/с соответственно. Скорости столкновений тел с Луной были также выше при больших скоростях выброса и находились в основном в пределах 7–8, 10–12, 10–16 и 11–20 км/с при v_ej, равной 11.3, 12, 14 и 16.4 км/с соответственно.

Данная статья посвящена некоторым аспектам исследования релятивистских эффектов (геодезической прецессии и геодезической нутации, вместе составляющих геодезическое вращение) во вращении небесных тел Солнечной системы на примере Юпитера и его галилеевых спутников (Ио, Европы, Ганимеда и Каллисто). Показано различие векторов угловой скорости геодезического вращения в зависимости от выбора координатной системы отсчета. Так, абсолютная величина вектора угловой скорости геодезического вращения исследуемого спутника относительно барицентра Солнечной системы не будет совпадать с абсолютной величиной аналогичного вектора исследуемого спутника относительно барицентра спутниковой системы планеты. В результате впервые определены наиболее существенные вековые и периодические члены геодезического вращения: а) Юпитера и его галилеевых спутников в углах Эйлера, в возмущающих членах физической либрации и в абсолютной величине вектора углового поворота геодезического вращения исследуемого тела относительно барицентра Солнечной системы и плоскости средней орбиты Юпитера эпохи J2000.0; б) галилеевых спутников Юпитера в возмущающих членах физической либрации и абсолютной величине вектора углового поворота геодезического вращения исследуемого тела относительно барицентра системы спутников Юпитера и плоскости средней орбиты исследуемого спутника эпохи J2000.0. Полученные аналитические величины геодезического вращения изучаемых объектов могут быть использованы для численного исследования их вращения в релятивистском приближении, а также использованы для оценки влияния релятивистских эффектов на орбитально-вращательную динамику тел экзопланетных систем.