Solar System Research
ISSN (Print): 0320-930X
Media registration certificate: № 0110359 от 02.03.1993
Founders: Russian Academy of Sciences (RAS); Keldysh Institute of Applied Mathematics
Editor-in-Chief: Marov Mihail Y.
Number of issues per year: 6
Indexation: Higher Attestation Commission list, RISC, RISC core, RSCI, Crossref, White list (3rd level)
Current Issue
Open Access
Access granted
Subscription Access
Vol 59, No 4 (2025): VOL 59, NO4 (2025)
Articles
Радиолокационное картирование южного полярного района Луны на длине волны 4.2 см
Abstract
В работе представлены новые радиолокационные карты южного полярного района Луны на длине волны 4.2 см со средним пространственным разрешением 90 м. Карты построены на основе радиолокационных изображений, полученных в 2023 г. с использованием 64-метровой антенны ТНА-1500 Центра космической связи ОКБ МЭИ Медвежьи озера и 13.2-метровых радиотелескопов РТ-13 в обсерваториях Светлое и Зеленчукская ИПА РАН. Радиолокационные изображения формируются в специфической системе координат, связывающей доплеровское смещение частоты с задержкой по времени распространения составляющих эхо-сигнала, что затрудняет их привязку к селенографическим координатам. В данной работе предложен оригинальный метод преобразования частоты и задержки на изображениях к селенографической широте и долготе, использующий билинейную интерполяцию по эфемеридным узловым значениям с учетом длительного времени интегрирования. Выполнена оценка точности привязки построенных таким образом карт и проведено их сравнение с глобальной оптической картой Луны LROC WAC и мозаиками постоянно затененных областей LROC NAC. Показано, что радиолокационные карты на длине волны 4.2 см содержат скрытые на оптических изображениях детали лунной поверхности, находящиеся в реголите на глубинах до 1 м или в постоянно затененных областях южного полярного района Луны. Полученные в работе карты зеркальной и диффузной поляризационных составляющих эхо-сигналов Луны, а также карта распределения отношений круговых поляризаций доступны в сети Интернет по адресу http://luna.iaaras.ru/ и могут быть полезны для изучения геологической истории Луны, поиска ледяных отложений, а также выбора безопасных посадочных площадок при планировании будущих лунных миссий.
Solar System Research. 2025;59(4):301-314
301-314
Некоторые характерные особенности широтных вариаций поглощения метана и аммиака на Юпитере
Abstract
В данной работе рассматриваются широтные вариации интенсивности полос поглощения метана и аммиака в ближней ИК-области спектра (600–950 нм), таких как CH4 (619, 703, 727, 780, 861, 889 нм) и NH3 (645, 790 нм). Результаты представлены в виде вариации профилей каждой из полос поглощения, их остаточных интенсивностей, центральных глубин и эквивалентных ширин как в значениях, полученных непосредственно в процессе обработки спектрограмм, так и по отношению к опорной детали, а также по отношению друг к другу. Самая мелкая полоса метана на 703 нм и самая глубокая полоса метана на 886 нм дают практически зеркально противоположные значения изменения поглощения вдоль центрального меридиана Юпитера. Экстремальные значения поглощения (максимальные для 703 нм и минимальные для 890 нм) совпадают и приходятся на границу Экваториальной зоны (EZ) и Северного экваториального пояса (NEB) на относительном расстоянии радиуса диска планеты r/R = 0.07. Остальные полосы поглощения метана, по мере изменения их интенсивности, занимают промежуточное положение. Как и в предыдущие годы, прослеживается четко выраженное локальное понижение интенсивности полос поглощения NH3 и особенно с центром на длине волны 787 нм на границе между Экваториальной зоной (EZ) и Северным экваториальным поясом (NEB) по сравнению с другими регионами центрального меридиана. Снижение поглощения в этой полосе начинается почти от экватора, и его максимум приходится на планетографическую широту 10°N, затем поглощение снова увеличивается, приближаясь к широте 20°N. Полоса поглощения NH3 на длине волны 645 нм также показывает уменьшение на низких широтах северного полушария. В умеренных широтах северного полушария поглощение в этой полосе систематически ниже, чем в южном полушарии. Приводится сравнение наблюдений авторов с данными в ИК-области и в радиодиапазоне, которые показывают, что наиболее тесная взаимосвязь между яркостной температурой и глубиной поглощения на 890 нм наблюдается в верхней стратосфере, в интервале широт ±60°. Хорошее сходство наблюдается также и для результатов наших оценок меридиональных вариаций поглощения в полосах аммиака на 645 и 787 нм с измерениями яркостных температур, выполненными на VLA в диапазоне миллиметрового теплового излучения на частотах 8–12 ГГц. Особенно хорошо согласуются данные для полосы на 787 нм в районе кильватера Большого красного пятна.
Solar System Research. 2025;59(4):315-326
315-326
Астероид (4) Веста. От наземных наблюдений до миссии КА Dawn. Эволюция представлений о минералогическом составе и структуре поверхности
Abstract
В работе представлен обзор фотометрических и спектрофотометрических наблюдений астероида Веста (одного из крупнейших астероидов в Солнечной системе), выполненных казахстанскими астрономами в 1986–1988 гг. В итоге в этих наблюдениях были получены важные результаты, в том числе окончательно подтвержден реальный период вращения Весты и надежно зарегистрированы вариации интенсивности в ядре первой полосы поглощения пироксена в спектре поверхности Весты. Анализ отдельных спектров, полученных нами при разных фазах вращения Весты, показывает тенденцию к смещению центра первой полосы в длинноволновую область спектра при увеличении глубины полосы. Указанные особенности можно трактовать как наличие значительной неравномерности в распределении пироксена по поверхности астероида, либо как результат влияния степени зрелости (возраста), либо раздробленности пироксеносодержащего вещества некоторой области на астероиде в результате ударного воздействия. Оценки положения “пятна” или кратера показывают, что на поверхности астероида пироксеновое “пятно” расположено в южной полусфере Весты и имеет диаметр порядка 40° в планетографической системе координат и может иметь более высокое содержание Ca. Особенности в распределении на поверхности астероида минерала пироксена дали основание предположить присутствие большого ударного кратера. Подтверждением этого стало обнаружение такого кратера в гораздо более поздние годы по наблюдениям с КА Dawn (в 2011 г.). Также с нашими результатами согласуются и дополняют их другие исследования Весты последних десятилетий.
Solar System Research. 2025;59(4):327-343
327-343
Плазменно-пылевые процессы в окрестностях комет
Abstract
Приведено описание плазменно-пылевых процессов в окрестностях комет. Показано, что они могут проявлять себя в ситуациях, когда комета находится достаточно далеко от Солнца. Кроме того, плазменно-пылевые процессы могут оказывать существенное влияние на формирование головной ударной волны в результате взаимодействия комы кометы с солнечным ветром. Продемонстрировано, что для кометы с параметрами ядра, близкими к параметрам ядра кометы Галлея, пылевая плазма в окрестности ядра образуется за счет электростатических взаимодействий, т. е. аналогично образованию пылевой плазмы вблизи других безатмосферных космических тел, таких как Меркурий, Луна, спутники Марса и др., при условии, что расстояние от кометы до Солнца составляет не менее ~2.5–3.5 а. е. Напротив, если комета находится ближе к Солнцу, динамика пылевых частиц определяется интенсивностью газового потока из ядра кометы. Рассмотрена роль плазменно-пылевых процессов при формировании головной ударной волны. Оказывается, что для кометы с ядром радиуса порядка 1 км и относительно плотной пылевой комой важную роль в формировании головной ударной волны может играть аномальная диссипация, связанная с процессом зарядки пылевых частиц. По-видимому, природа такой головной ударной волны аналогична природе пылевых ионно-звуковых ударных волн.
Solar System Research. 2025;59(4):344-356
344-356
Влияние воды на формирование плазменно-пылевой экзосферы над поверхностью астероида
Abstract
Показано, что особенности формирования плазменной системы над поверхностью астероида по сравнению с типичными безатмосферными космическими телами, такими как Луна, Меркурий, спутники Марса и др., связаны в основном с двумя факторами: влиянием воды на астероидах; влиянием процессов взаимодействия пыли с газовым потоком (для активных астероидов). Отмечается возможность возникновения воды в приповерхностном грунте астероида в рамках механизма, включающего взаимодействие протонов солнечного ветра с реголитом астероида при наличии в последнем сульфида серебра. Продемонстрировано, что при формировании плазменно-пылевой системы в окрестности активного астероида важны не только электростатические взаимодействия, но и процессы, связанные с газовым потоком от участков поверхности астероидов, содержащих воду. При этом оказывается возможным трактовать достаточно крупные пылевые частицы как левитирующие над поверхностью астероида. Мелкие же частицы не становятся левитирующими и уносятся газовым потоком от поверхности астероида.
Solar System Research. 2025;59(4):357-365
357-365
О связи спорадических метеоров с астероидами, сближающимися с Землей
Abstract
В данной работе предложен метод отбора околоземных астероидов (АСЗ), потенциально являющихся “грудой щебня” (rubble pile), на основании статистического анализа количества ассоциаций астероидов со спорадическими метеорами из базы данных глобальной метеорной сети (GMN), а также величины минимального расстояния между орбитами Земли и астероида (MOID), его звездной величины и периода обращения астероида вокруг оси. Для каждого астероида было подсчитано количество ассоциаций, т. е. количество метеоров, у которых орбиты метеорных тел (метеороидов) близки к орбите астероида и для которых значения критериев близости (D-критериев) не превышают выбранных пороговых значений. Для определения связи АСЗ с метеорами использовались D-критерии Саутворта и Хокинса, Драммонда и метрика Холшевникова. В основе метода лежит предположение о том, что доля ассоциаций, в которых метеоры имеют генетическую связь с рассматриваемыми астероидами, существенна по отношению к общему числу ассоциаций для каждого из астероидов. Для этого мы налагаем ряд ограничений, касающихся орбит и периодов вращения рассматриваемых АСЗ. Приводится таблица астероидов, имеющих наибольшее число ассоциаций и удовлетворяющих накладываемым ограничениям, которые рекомендуются к дальнейшему исследованию с использованием поляриметрических, фотометрических и других видов наблюдений на проверку принадлежности данных астероидов к типу rubble pile. Отмечается важность рассмотрения распределения числа ассоциаций по датам, в зависимости от положения Земли на орбите, при переходе к анализу данных о конкретных астероидах.
Solar System Research. 2025;59(4):366-374
366-374
Связь метеорного потока Апрельские хи Либриды с околоземными астероидами
Abstract
В работе рассматривается метеорный поток Апрельские хи Либриды, который является малым метеорным потоком с неустановленным родительским телом. По данным IAU Meteor Data Center, метеорный поток Апрельские хи Либриды зарегистрирован под номером 140. Был выполнен поиск его родственных связей с группами околоземных астероидов с помощью авторского модернизированного синтетического метода. В результате установления генетических связей метеорного потока Апрельские хи Либриды с околоземными астероидами группы Аполлона были получены родительские тела: 2013 YC, 2015 DU180, 2011 BT59 и 2013 WM. Для отождествленных родительских тел проведен анализ различными методами обнаруженных генетических взаимосвязей.
Solar System Research. 2025;59(4):375-382
375-382
Упрощенный геометрический подход к расчету солнечных затмений спутника планеты в решении практических задач исследования Венеры
Abstract
Данное исследование посвящено проблеме определения точек входа и выхода спутника из полутени планеты с применением аналитического уравнения в замкнутой форме. Использованный в работе подход основывается на геометрическом представлении кривой второго порядка, возникающей при рассечении плоскостью орбиты спутника конической поверхности, образованной за счет пересечения световых лучей и границ центрального тела. Моменты времени входа спутника в полутень и в тень планеты определяются на основе пересечения указанной кривой с орбитой спутника. На основе этих представлений был разработан аналитический метод определения длительности спутниковых затмений планетой. Продемонстрировано его применение в анализе орбит искусственного спутника Венеры. Определено, что метод упрощает поиск орбит, параметры которых соответствуют требованиям к длительности теневого участка. Показано, что метод распространлим и на решение задачи определения моментов времени прохождения спутником участка, затененного атмосферой планеты. Проиллюстрировано на конкретных примерах, что предлагаемый подход применим для решения практически значимых задач исследования Венеры и ее атмосферы.
Solar System Research. 2025;59(4):383-400
383-400
Пондеромоторное возмущение скорости солнечного ветра перед фронтами ударных волн
Abstract
Теоретически исследовано возмущение скорости солнечного ветра перед фронтами ударных волн. Показано, что перед фронтом околоземной ударной волны происходит небольшое, но вполне обнаружимое замедление скорости в системе отсчета, связанной с Землей. К возмущению приводит действие пондеромоторной силы Абрахама. Сила Абрахама возникает в результате возбуждения в области форшока быстрых магнитозвуковых волн. Теоретическая оценка замедления на ~10 км/с скорости солнечного ветра согласуется с данными измерений скорости направленного потока плазмы на космических аппаратах в форшоке околоземной ударной волны. Для межпланетных форшоков, имеющих структуру, аналогичную околоземному форшоку, использование теоремы о сложении скоростей позволяет предсказать не замедление, а ускорение солнечного ветра перед межпланетными ударными фронтами в системе отсчета, связанной с Землей. Основной вывод состоит в том, что теория пондеромоторной модификации плазмы представляет несомненный интерес для интерпретации измерений in situ в межпланетной среде.
Solar System Research. 2025;59(4):401-407
401-407
Магнитные экзопланеты в субальвеновском звездном ветре – коллиматоры межпланетного магнитного поля
Abstract
Многие экзопланеты были обнаружены очень близко от их родительских звезд. Радиус их орбит по отношению к альвеновскому радиусу и характеристики родительской звезды определяют режим обтекания этих планет звездным ветром: доальвеновский или сверхальвеновский. Расстояние от центра звезды, на котором плотности кинетической и магнитной энергий равны, называется альвеновским радиусом. Если магнитная экзопланета находится за пределами этого расстояния, вокруг нее формируется кометоподобная магнитосфера с головной ударной волной перед ней. Если экзопланета расположена внутри альвеновского радиуса, магнитосфера превращается в альвеновские крылья. Здесь мы рассмотрим, как происходит переход от кометообразной магнитосферы к альвеновским крыльям за счет роста величины магнитного поля звездного ветра с наиболее эффективной для пересоединения ориентацией и как за счет этого процесса трансформируется пучок открытых силовых линий в межпланетном пространстве, сжимающийся в узкую трубку.
Solar System Research. 2025;59(4):408-414
408-414