WWW.KNIGA.SELUK.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Книги, пособия, учебники, издания, публикации

 


Направление 4 "Планеты гиганты, их спутники и кольца"

Координаторы: О.Л. Кусков (ГЕОХИ РАН), Ю.М. Торгашин (ИНАСАН), П.А. Беспалов

(ИПФ РАН)

Проект 4.1. Динамика систем спутников и колец, роль приливных взаимодействий.

Руководитель проекта: Питьева Е.В., доктор физ.-мат. наук, evp@ipa.nw.ru,

evpitjeva@gmail.com (ИПА РАН).

Построение численных теорий движения основных спутников систем планетгигантов и их использование для уточнения эфемерид Юпитера, Сатурна, Урана, Нептуна.

Институт Прикладной Астрономии РАН давно и успешно занимается разработкой эфемерид многих объектов солнечной системы. В последнее время в институте началась работа по разработке эфемерид некоторых естественных спутников планет, с целью включения этих объектов в приложения к Астрономическому Ежегоднику, а так же с целью уточнения орбит планет и самих спутников. Эта работа ведется в рамках программного пакета ЭРА (Эфемеридные Расчеты в Астрономии), разработанного группой научных исследователей под руководством проф. Г.А. Красинского.

Основным результатом настоящей работы являются численные теории движения основных спутников Юпитера (Io, Europa, Ganymede, Callisto), Сатурна (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan, Hyperion, Iapetus, Phebe), Урана (Ariel, Umbriel, Titania, Oberon, Miranda) и Нептуна (Triton, Nereid), построенные на интервале 1960–2020 гг. Построение теорий движения спутников по наблюдениям проводилось методом дифференциального уточнения параметров, который состоит из нескольких последовательных итераций. На каждой итерации проводилось совместное численное интегрирование дифференциальных уравнений движения спутников методом Эверхарта 19-го порядка. В результате интегрирования получаются коэффициенты разложения координат и скоростей в ряды по полиномам Чебышева. Значения параметров улучшались методом наименьших квадратов (WLSM). Модели движения спутников учитывают сжатие центральной планеты (J2, J4 для системы Сатурна, Урана и Нептуна, и J6 для системы Юпитера), взаимные возмущения спутников и возмущения от Солнца и больших планет. Расчеты проводились с использованием как отечественных эфемерид EPM2008, так и DE405, однако для удобства сравнения с другими авторами приводятся результаты, полученные с использованием DE405.

Начальные координаты и скорости были получены из аналитической теории Лиске для системы Юпитера, из полуаналитической теории TASS для системы Сатурна и численных теорий JPL для систем Урана и Нептуна. Гравитационные параметры спутниковых систем, такие как, гравитационные массы и зональные гармоники, были взяты с официальной интернет страницы JPL http://ssd.jpl.nasa.gov. А координаты северного полюса центральной планеты взяты в соответствии с последним отчетом рабочей группы по геодезии и картографии (Celest. Mech. Dyn. Astr., 2011,109, 101-135).

Поскольку теории движения спутников строятся на основе наблюдений, в лаборатории создана и поддерживается база наблюдений этих объектов, которая на данный момент насчитывает 53683 астрометрических наблюдения разного типа, выполненным в 1960-2011 гг.. Статистические данные по базе наблюдений спутников приведены в Табл, которая условно разделена на графы по различным типам наблюдений (абсолютные наблюдения, наблюдения спутника относительно планеты или спутника относительно спутника и взаимные явления – затмения и покрытия).





Построенные теории движения спутников сравнивались как с наблюдениями, так и с результатами других авторов. Среднеквадратичные ошибки представления наблюдений по прямому восхождению и склонению в большинстве случаев не превосходили их априорных ошибок и составляли 0.15 – 0.25. На Рис.1-10 приведено несколько графиков, которые показывают остаточные невязки наблюдений (зеленые точки) и сравнение теорий (черные линии). Теории движения спутников Юпитера сравнивались с теориями V.

Lainey, спутников Сатурна – с полуаналитической теорией TASS1.7, спутников Урана и Нептуна – с численными теориями JPL. Сравнение показало, что в целом результаты согласуются. Значительные отклонения имеются лишь у нескольких спутников, что связанно с недостатком точных наблюдений этих объектов, в силу природных особенностей их строения и движения.

Теории спутников Марса, галилеевых спутников Юпитера, восьми главных спутников Сатурна и пяти главных спутников Урана, вычисленные на основе численных теорий их движения, разработанных в ИПА РАН, уже используются для вычисления эфемерид этих спутников, которые доступны на сайте ИПА РАН http://www.ipa.nw.ru/PAGE/rusipa.htm.

Эфемериды галилеевых спутников Юпитера представляют собой таблицы, в которых приведены данные о явлениях в системе спутников, а также графически представлены приближённые конфигурации спутников и обстоятельства видимости затмений спутников Юпитером для дат, близких к середине месяца. В эфемеридах спутников Сатурна даны моменты наибольших восточных элонгаций для Мимаса, Энцелада, Тэфии, Дионы и Реи. Для Титана, Гипероиона и Япета даны моменты всех соединений и элонгаций. Помимо этого для Гипериона и Япета даны дифференциальные координаты этих спутников относительно Сатурна. В эфемеридах спутников Урана представлены моменты наибольших северных элонгаций для Миранды, Ариэля, Умбриэля, Титании и Оберона. В эфемеридах спутников Марса представлены моменты наибольших восточных элонгаций для Фобоса и Деймоса.

Кроме того, на основе построенных теорий движения спутников по 24088 позиционным наблюдениям этих спутников (а также оптических и радиотехнических измерений планет и космических аппаратов) были уточнены эфемериды внешних планет. Для уточнения движения внутренних планет используются только радиотехнические позиционные измерения (в основном, наблюдения времен запаздывания), которые имеют точность на несколько порядков лучше, чем точность оптических наблюдений. Однако, радиотехническими наблюдениями обеспечены, в основном, планеты земной группы, для Юпитера и Сатурна таких наблюдений значительно меньше, а для Урана и Нептуна имеется только по одной трехмерной нормальной точки (,, R), полученной по данным КА Voyager 2, поэтому по-прежнему большое значения для построения эфемерид внешних планет имеют оптические наблюдения. При фотографических и ПЗС наблюдениях планет главным фактором ограничивающим точность наблюдений является яркость планет по сравнению с опорными звездами, искажение формы фотографического изображения вследствие метеорологических, инструментальных и астрономических условий и трудность процесса измерения протяженного объекта неравномерной плотности. Особенно это касается ярких планет Юпитера и Сатурна с большими видимыми дисками. Все эти ограничения снимаются при наблюдениях спутников планет. Поскольку положение спутника относительно звезд определяется как движением самого спутника вокруг планеты, так и движением планеты, то по измерениям положений спутников можно уточнять орбиты планет, вокруг которых вращаются спутники. Регулярная программа астрометрических фотографических наблюдений спутников Юпитера и Сатурна велась 1962 -1998 гг. в Николаевской обсерватории, с 1998 г. во Флагстаффе и на некоторых других обсерваториях.

Для обработки таких наблюдений необходимо иметь теории движения спутников.

Аналитические теории движения спутников Юпитера (Lieske), Сатурна (Vienn and Duriez), Урана (Lascar and Jacobson) включены в программный пакет ЭРА-7. Недостатком этих теорий является невозможность корректного введения уточненных из наблюдений параметров движения спутников в аналитические теории. В связи с этим в ИПА РАН строятся собственные численные теории движения спутников внешних планет и Марса (описанные выше), которые успешно используются, как для уточнения эфемерид самих спутников, так и для центральных планет. Для уточнения эфемерид Юпитера было использовано наблюдений прямых восхождений – и склонений – спутников Юпитера (63% всех оптических наблюдений), для Сатурна 11496 (76%), для Урана 2528 (21%), для Нептуна 1644 (14%). Среднеквадратичные ошибки представления этих наблюдений составили 0. Табл. RMS наземных наблюдений.

Центральная планета наблюдениями (зеленые точки) и с эфемеридой Лайни (черные линии).

Рис. 2 Сравнение полученной теории движения Европы в прямом восхождении и склонении с наблюдениями (зеленые точки) и с эфемеридой Лайни (черные линии).

Рис. 3 Сравнение полученной теории движения Ганимеда в прямом восхождении и склонении с наблюдениями (зеленые точки) и с эфемеридой Лайни (черные линии).

Рис. 4 Сравнение полученной теории движения Калисто в прямом восхождении и склонении с наблюдениями (зеленые точки) и с эфемеридой Лайни (черные линии).

Рис. 5 Сравнение полученной теории движения Мимаса в прямом восхождении и склонении с наблюдениями (зеленые точки) и с эфемеридой TASS1.7 (черные линии).

Рис. 6 Сравнение полученной теории движения Титана в прямом восхождении и склонении с наблюдениями (зеленые точки) и с эфемеридой TASS1.7(черные линии).

Рис. 7 Сравнение полученной теории движения Ариель в прямом восхождении и склонении с наблюдениями (зеленые точки) и с численной теорией JPL (черные линии).

Рис. 8 Сравнение полученной теории движения Миранды в прямом восхождении и склонении с наблюдениями (зеленые точки) и с численной теорией JPL (черные линии).

Рис. 9 Сравнение полученной теории движения Тритона в прямом восхождении и склонении с наблюдениями (зеленые точки) и с численной теорией JPL (черные линии).

Рис. 10 Сравнение полученной теории движения Нереиды в прямом восхождении и склонении с наблюдениями (зеленые точки) и с численной теорией JPL (черные линии).

Список публикаций:

1. А.Л. Порошина, Г.А. Космодамианский. Построение численных теорий движения основных спутников планет в системе ЭРА, Известия ГАО, Труды конференции «Пулково-2012», (отправлено в печать в ноябре 2012 г.).

2. Г.А. Космодамианский, А.Л. Порошина, М.Д. Замарашкина. Эфемериды главных спутников планет в приложении к астрономическому ежегоднику, Известия ГАО, Труды конференции «Пулково-2012», (отправлено в печать в ноябре 2012).

Д.А. Павлов, В.И. Скрипниченко, А.А.

состояние и перспективы развития», Известия ГАО, Труды конференции «Пулково-2012», (отправлено в печать в ноябре 2012).

4. Е.В. Питьева. EPM2011 обновленные планетные эфемериды ИПА РАН и их использование для научных исследований, Астрономический вестник (номер на основе докладов на конференции «Analytical methods of celestial mechanics” (отправлено 02.11.2012).

Список командировок:

Питьева Е.В. командировка на 28 Генеральную Ассамблею МАС, Пекин, 22 августа – 2 сентября 2012.

Список докладов на конференциях.

1. А.Л. Порошина, Г.А. Космодамианский «Построение численных теорий движения основных спутников планет в системе ЭРА», конференции «Пулково-2012», 2. Г.А. Космодамианский, А.Л. Порошина, М. Д. Замарашкина «Эфемериды главных спутников планет в приложении к астрономическому ежегоднику», конференции «Пулково-2012», (устный).

3. Е.В. Питьева, «Высокоточные планетные эфемериды ИПА РАН «EPM» (их модель, точность, параметры) основа для астронавигации и научных исследований», конференции «Пулково-2012», (устный).

4. Д.А. Павлов, В.И. Скрипниченко, А.А. Фишков «Система ЕРА: текущее состояние и перспективы развития», конференции «Пулково-2012», (постерный).

5. E.V. Pitjeva «EVP high-precision planetary ephemerides of IAA RAS for scientific research», обновленные планетные эфемериды ИПА РАН и их использование для научных конференция «Analytical methods of celestial mechanics», (устный).

6. E.V. Pitjeva «EVP high-precision planetary ephemerides of IAA RAS for scientific research and astronavigation on the Earth and in space», 28 GA IAU, JD7, (приглашенный).

7. E.V. Pitjeva «The Astronomical Almanacs of IAA RAS and use of own constructed ephemerides of planets and their satellites», 28 GA IAU, business meeting of Com.4, Авторы работы:

Питьева Е.В., Порошина А.Л., Космодамианский Г.А., Павлов Д.А., Фишков А.А..

Проект 4.2. Внутреннее строение и химическая дифференциация Титана.

Руководитель проекта: Кусков О.Л, чл.-корр. РАН, ol_kuskov@mail.ru, kuskov@geokhi.ru (ГЕОХИ РАН).

Введение. Важнейшим результатом работы космических орбитальных аппаратов “Галилео” и «Кассини-Гюйгенс» явилось свидетельство возможного существования Н2О в жидком состоянии под внешней ледяной оболочкой спутников Юпитера и Сатурна.

Однако известные на сегодняшний день геофизические данные о Титане, полученные в ходе космической миссии «Кассини-Гюйгенс», не позволяют однозначно судить о распределении Н2О-компоненты и каменного материала в недрах спутника. На основе имеющихся данных невозможно вывести точные ограничения, определяющие строение его внутренних областей. Кроме того, в силу недостаточной информации о Титане, нет убедительных доказательств наличия внутреннего океана под ледяной корой, поэтому гипотеза о существовании океана по-прежнему остается дискуссионной. Для построения численных моделей внутреннего строения Титана и оценки мощности и агрегатного состояния внешних (водно-ледяных) оболочек, помимо геофизических данных (масса, плотность момент инерции), необходима полная информация по термодинамическим свойствам воды и полиморфных модификаций высокобарных льдов, устойчивых при давлениях в недрах спутника. Спутник Сатурна Титан имеет довольно низкую плотность (1.881 г/см3), поэтому во многих исследованиях полагается, что помимо каменного материала в нем содержится значительное количество Н2О (Sohl, 2010, Mitri et al., 2009, Heintz, Bich, 2009, Baland et al., 2011). В работе по проекту рассмотрены возможные модели внутреннего строения Титана в предположении, что спутник состоит из трех основных слоев: внешней водно-ледяной оболочки (с океаном или без него), каменноледяной мантии и железокаменного ядра.

Основные задачи проекта.

программ для реконструкции внутреннего строения и химической дифференциации Титана, распределения плотности, давления, температуры и ускорения силы тяжести в недрах спутника, а также размеров железосиликатного ядра, мощности водно-ледяной оболочки и внутреннего океана.

Методы и подходы. Модели внутреннего строения ледяных спутников основаны на геофизической информации, полученной космическими аппаратами, а также на термодинамических данных по минеральным фазам и уравнениям состояния воды и водяных льдов с учетом особенностей фазовых превращений в системе лед – вода.

Строение Титана описывалось системой уравнений: гидростатического равновесия, момента инерции и массы, уравнений для расчета концентрации ледяной компоненты в каменно-ледяной области, необходимых для оценки общего содержания Н2О в Титане, уравнений состояния воды и высокобарных водяных льдов. К настоящему времени накоплен значительный экспериментальный и теоретический материал, посвященный изучению термодинамических свойств жидкой воды и ее высокобарных форм – кристаллических льдов, существующих в широком интервале температур (до 2000 К) и давлений (до 1000 кбар). В работе по проекту проведен анализ и обобщение экспериментальных данных по фазовым переходам в окрестности тройной точки системы лед VI - лед VII – вода. На основе обработки экспериментальных данных получены аппроксимационные уравнения для кривых фазовых переходов. Определена температурная зависимость свободной энергии образования воды, на основе которой с использованием соответствующих уравнений состояния выведены уравнения стандартных свободных энергий образования льдов VI и VII, а также рассчитаны значения их стандартных термодинамических функций (энтропии и энтальпии). Получены внутренне согласованные значения свободных энергий образования льдов VI и VII в Т-Р диапазоне их устойчивости.

Результаты. За отчетный период-2012 проведен анализ по фазовым равновесиям в системе лед–вода. Получено уравнение температурной зависимости стандартной свободной энергии образования жидкой Н2О в диапазоне ее устойчивости. Данная аналитическая зависимость положена в основу расчета стандартных термодинамических функций (свободной энергии, энтальпии и энтропии) водяных льдов VI и VII с использованием опубликованных экспериментальных данных по фазовым переходам в системе лед VI – лед VII – вода и имеющихся уравнений состояния воды и соответствующих льдов. На основе математической обработки экспериментальных данных построены уравнения состояния льдов и границы фазовых переходов между термодинамические функции водяных льдов VI и VII, а также свободные энергии образования в Т-Р диапазоне их устойчивости при давлениях 6.3-25 кбар. Получены аппроксимирующие совокупность экспериментальных данных; описаны функцией вида (Т(К), Р(бар)), табл. 1.

Таблица 1. Уравнения линий фазовых переходов в системе лед VI – лед VII – вода Фазовая граница Погрешность Рассчитанные значения свободных энергий fG воды и льдов VI, VII отображены на рис. 1, из которого видно, что, например, при температуре тройной точки (355 К) графики функций свободных энергий льдов VI, VII и воды пересекаются при давлении порядка 22 кбар, что соответствует одновременному существованию трех фаз Н2О в нонвариантной точке фазовой диаграммы. При более высоких давлениях устойчивой фазой становится лед VII, как обладающий наименьшим значением свободной энергии, а при более низких давлениях и заданной температуре устойчива жидкая вода.

Аналогичные выводы могут быть получены при анализе поведения функций свободных энергий воды и льдов, построенных для других температур. Таким образом, можно соответствующих фаз на диаграмме состояния Н2О, что полностью подтверждает внутреннюю согласованность проведенных расчетов.

G, кДж.моль- Рис. 1. Свободные энергии fG воды и льдов VI, VII в окрестности тройной точки VI-VIIL.

Фазовая диаграмма воды и распределение температуры в ледяной коре Титана приведены на рис. 2. На рис. 3 показана зависимость мощности ледяной коры Титана и мощности его внутреннего океана от величины тепловых потоков в спутнике.

На рис.2 показаны возможные варианты радиального распределения температуры в Титане, соответствующие различным значениям тепловых потоков через ледяную кору спутника. При этом температурные профили строились в предположении кондуктивной (в области низких температур и давлений у поверхности спутника) и конвективной адиабатической среды, характерной для его более глубоких слоев.

Фазовая диаграмма воды и распределение температуры Рис. 2. Фазовая диаграмма воды и распределение температуры в ледяной коре Титана.

Прямые линии – кондуктивные температурные профили через внешнюю (лед-Ih) кору Титана. Пунктир - адиабаты конвективного теплопереноса в подкоровом водяном океане и в области существования высокобарных льдов. H, HIh – расстояние от поверхности спутника (глубина) и мощность внешней ледяной Ih-коры.

Как видно из рис. 2, каждому значению теплового потока соответствует определенное строение водно-ледяной оболочки Титана (на рис. 2 это варианты без внутреннего океана, с океаном промежуточной мощности и с максимально-возможным океаном). Т.е. выбор температурного профиля задает фазовый состав (а значит и распределение плотности) по всей водно-ледяной оболочке спутника, а также определяет максимально допустимую мощность его внешней ледяной коры, сложенной льдом Ih, и глубину его внутреннего подкорового океана.

В соответствии с литературными данными (Hussmann et al., 2006) величина теплового потока Титана, определяемая только его радиогенным теплом, может равняться 1.18 мВт/м2. Учет дополнительного приливного разогрева спутника, вызванного его неравномерным движением по орбите с эксцентриситетом, дает значение теплового потока 7 мВт/м2 (Mitri et al., 2008). В настоящей работе на основе уравнений теплопереноса и фазовой диаграммы воды были рассчитаны все возможные значения тепловых потоков Титана, приводящие к целому ряду моделей строения его водноледяной оболочки (Рис. 3).

Рис. 3. Зависимость мощности ледяной коры Титана (HIh) и мощности его внутреннего океана (Hw) от величины тепловых потоков в спутнике.

Из рис. 3 следует, что при низком тепловом потоке, меньшем 3.3 мВт/м2, внутренний океан в Титане не образуется. Внешняя водно-ледяная оболочка спутника в этом случае представлена только водяными льдами (мощность подкорового океана (Hw) равна нулю), тогда как при тепловом потоке 7.1 мВт/м2 у спутника может формироваться внешняя ледяная кора мощностью 80 км и подкоровый океан глубиной до 310 км.

Предварительные выводы.

1. Наличие внутреннего океана на Титане возможно при тепловом потоке из недр спутника, превышающем 3.3 мВт/м2. При более низкой мощности теплового потока подкоровый океан не образуется.

2. Титан является частично дифференцированным спутником. В предположении отсутствия в недрах Титана подкорового океана могут реализовываться двухслойные и трехслойные модели его внутреннего строения. Двухслойная модель включает внешнюю ледяную оболочку и однородное внутреннее ядро радиусом около 2000 км и плотностью 2.6 г/см3, что, вероятнее всего, отвечает смеси железокаменной и ледяной компоненты.

Трехслойная модель Титана включает внешнюю ледяную оболочку, каменно-ледяную мантию и железокаменное ядро.

3. Для всех рассмотренных моделей внутреннего строения Титана максимальная мощность его водно-ледяной оболочки составляет около 500 км, а масса содержащейся в ней Н2О - около 30% от массы спутника.

Задачи-2013. На 2013 г запланировано продолжение исследований по определению моделей внутреннего строения оболочек Титана, удовлетворяющих геофизическим (момент инерции и масса), петролого-геохимическим (состав метеоритного вещества, Р-Тусловия равновесий в минеральных системах) и термодинамическим данным по уравнениям состояния воды и льдов высокого давления. Основные задачи проекта будут связаны с исследованием следующих важнейших параметров и характеристик: (1) мощности водно-ледяных оболочек (система – вода + льды высокого давления); (2) плотности и состава мантии; (3) массы и размеров железосиликатного ядра; (4) степени дифференциации спутника на оболочки (ледяная литосфера/астеносфера, водный океан, кора, мантия, ядро).

Список публикаций:

1. Дунаева АН, Кронрод В.А., Кусков О.Л. Модели внутреннего строения Титана. Труды VIII Межд. школы по наукам о Земле, Одесса, 2012, с.30-35.

2. Дунаева АН, Кронрод В.А., Кусков О.Л. Численные модели внутреннего строения Титана без океана. Vestn. ONZ, 4, NZ9001, doi:10.2205/2012NZ000111, 2012.

Спмсок командировок:

VIII Межд. школы по наукам о Земле, Одесса, 2-9 сентября, 2012.

European Planetary Science Congress 23-28 sent., 2012, Madrid, Spain.

Moscow International Solar System Symposium, IKI, oct., 2012.

Список докладов на конференцииях:

1. Дунаева АН, Кронрод В.А., Кусков О.Л. Чмсленные модели внутреннего строения Титана без океана. ЕСЭМПГ, Москва, 2012.

2. Dunaeva A. N., V. Kronrod, Kuskov O. Water-ice content in Titan and Callisto. III Moscow International Solar System Symposium, IKI, 2012.

2. Dunaeva A. N., V. Kronrod, Kuskov O. Rock and H2O content in the satellites Titan and Callisto. European Planetary Science Congress 2012, Madrid, Spain Авторы работы:

Дунаева АН, Кронрод В.А., Кусков О.Л. (ГЕОХИ РАН) Проект 4.3. Исследование плазменных структур и процессов ускорения и переноса плазмы в магнитосферах планет-гигантов.

Руководитель проекта: Васько И.Ю., vaskoiy@yandex.ru (ИКИ РАН).

Ускорение заряженных частиц в магнитосфере Нептуна. Описание задачи.

Магнитный диполь Нептуна наклонен к оси вращения под углом 450 [Ness,1989].

Суточное вращение Нептуна приводит к прецессии магнитного диполя и изменению его ориентации относительно набегающего солнечному ветра. В процессе вращения планеты магнитный диполь оказывается то перпендикулярным к плоскости эклиптики (“Earth-like” конфигурация Рис.1a), то направленным практически по потоку солнечного ветра ("poleon” конфигурация, Рис.1б). Как было отмечено Belcher,1989; Ness,1989 магнитосфера Нептуна перестраивается каждые 8 часов от магнитосферы земного типа (“Earth-like”) к “pole-on” конфигурации и наоборот. Изменение структуры магнитного поля должно влиять на динамику частиц и может привести к их ускорению. В работе оценивается важность этого механизма в ускорении протонов солнечного ветра и ионосферных ионов, попавших в магнитосферный хвост планеты, получены соответствующие энергетические спектры, исследуется влияние топологических перестроек на транспорт частиц.

Модельные границы магнитосферы изображены на Рис. 1а,б. Боковая граница | y | 40 RN и | z | 40 RN. Длина магнитосферного хвоста принята равной ~ 250 RN (Рис.1a,b).

Магнитное поле в лобах магнитосферы одинаково в обеих конфигурациях (“Earth-like” и “pole-on”) и равно B0 = 1 нТ [Ness,1989]. Далее мы строим простую модель магнитного поля магнитосферного хвоста в области x [250, 40] RN, где и происходит процесс ускорения частиц. Магнитное поле на ночной стороне в конфигурациях “Earth-like” и “pole-on” является суммой дипольного поля планеты и поля соответствующего токового слоя (ТС). В "Earth-like" конфигурации ТС является плоским и описывается моделью конфигурации ТС является цилиндрическим подходу, предложенному Delcourt, 2002, полагаем, что в течение перестройки хвост r = ( x, y, z ) и h(t ) есть периодическая функция c периодом TN ( TN - период вращения Нептуна) описывает переход от одной конфигурации хвоста к другой (Рис.1с): параметр является временем перестройки от одной конфигурации к другой.

В процессе перестройки в магнитосферном хвосте возникают индукционные поля хвоста, неизбежно наступит момент, когда компонента магнитного поля Bx становится малой в северном лобе (см. Рис.1a,b). Это происходит в моменты времени t = t*,** + nTN (n = 0,1, 2,...), когда h = 0.5 (Рис.1с). Именно в эти моменты частица может быть существенно ускорена индукционными полями в области слабого поля. Мы исследовали ускорение протонов солнечного ветра и ионосферных ионов N+ с начальными энергиями (0.3-1) кэВ и (10-30) эВ, которые инжектируются в центральную часть хвоста равномерно в течение первого периода планеты t [0, TN ]. Уравнения движения частиц интегрировались численно для отдельных частиц, пока они не покинут хвост.

Рис.1 Рисунок показывает "Earth-like"(a) и "pole-on"(b) конфигурации в меридиональной плоскости xz. Рисунок (с) показывает профиль функции h(t ) : параметр есть время перестройки, 0,1 - длительности конфигураций “Earth-like” и “pole-on” (мы принимаем 0 = 1 ). Рисунок (d) показывает диаграмму вылета по углу.

Мы обнаружили, что около 65% тестовых протонов и тяжелых ионов, инжектированных в хвост в течение первого периода вращения планеты, покидают систему в течение этого же периода, около 25% частиц убегают их хвоста в течение второго цикла вращения, а после семи циклов вращения в системе уже нет частиц, инжектированных изначально. Спектры протонов и тяжелых ионов после семи циклов обращения (все тестовые частицы покинули хвост) показаны на Рис.2 (время перестройки = TN / 2 ). Рис.2 показывает, что протоны ускоряются до энергии ~ 300 кэВ, тогда как ионы N+ ускоряются до энергии ~ 150 кэВ. Кроме того, численный эксперимент показал, что после каждой перестройки хвоста имеются энергичные частицы ( ~ 300 кэВ и ~ кэВ), которые покидают хвост. Таким образом, хвост распределения на Рис.2 a,b образован частицами, ускоренными в течение отдельных перестроек и покинувших хвост сразу же после этих перестроек. Процесс ускорения до существенно более высоких энергий за счет ускорения в течение последовательных перестроек хвоста невозможен.

Мы обнаружили, что частицы покидают хвост ассиметрично. На Рис.1d показано распределение по полярному углу (плоскость YZ ) вылета частицы из магнитосферного хвоста : = 0 соответствует направлению Y (утренний фланг), = / 2 соответствует преимущественно при = 0, то есть через утренний фланг хвоста. Изменив интервал инжекции частиц в хвост ( t [TN / 2,3TN / 2] ) мы обнаружили, что симметрия вылета попрежнему присутствует.

Рисунок показывает энергетические спектры протонов (a) и тяжелых ионов (b) после семи циклов вращения. Начальные спектры частиц показаны серыми точками. Пунктирная линия показывает спектры частиц, которые покидают хвост через магнитопаузу. Время перестройки равно TN / 2. (с) Серые точки представляют значения средней энергии W ускоренных частиц, вычисленным по спектрам частиц, полученным в численном моделировании, для различных времен перестройки магнитосферы. Эти точки аппроксимируется линейной зависимостью (черная линия).

Мы рассмотрели аналитически процесс ускорения частиц в течение одной перестройки. Показано, что частица ускоряется главным образом в северном лобcе магнитосферы в моменты t*,** + nTN, когда магнитное поле Bx становится слабым и частица уносится на фланг индукционным электрическим полем. Мы получили аналитическую оценку энергии, набираемой частицей в северном лобcе магнитосферы Wmax = (40 ) 2 qB0 RN /, что для времени перестройки = TN / 2 составляет порядка ~ кэВ. Настоящая оценка находится в согласии с энергетическими спектрами на Рис.2a,b: в наблюдаемой в численном эксперименте анизотропии вылета частиц (Рис.1d). Для того чтобы, частица могла быть ускорена она должна попасть в северный лобc магнитосферы.

Анализ показывает, что при перестройке от конфигурации “Earth-like” к конфигурации “pole-on” индукционное поле и поле конвекции разнонаправлены, при этом поле конвекции доминирует над индукционным полем вблизи нейтральной плоскости и в моменты времени далекие от t*,** + nTN. Это приводит к тому, что до моментов t* + nTN частица дрейфует к нейтральной плоскости и не имеют доступа к северному лобсу магнитосферы. Напротив в течение перестроек от конфигурации “pole on” к конфигурации “Earth-like” индукционное поле и поле конвекции направлены на утренний фланг и соответствующий дрейф способствует доступу частиц в северный лобс магнитосферы. Дрейфуя в северный лобс частицы подхватываются электрическим полем в момент t** + nTN и уносятся на утренний фланг магнитосферы. Этот и объясняет наблюдаемую анизотропию вылета частиц. Иными словами в течение перестроек “pole on”-“Earth-like” большее количество частиц достигает северного лобса, чем в течение перестроек “Earth-like”-”pole on”, а потому частицы уносятся преимущественно на один из флангов магнитосферы.

Время перестройки магнитосферный хвост находится все время в смешанном состоянии, тогда как при TN / 2 магнитосфера находится некоторое время в “чистых” состояниях “Earth-like” и “pole-on” (Рис.1). Исходя из предположения, что частицы ускоряются главным образом в северном лобсе магнитосферы, мы получили аналитическую зависимость средней энергии по финальному спектру (спектр на Рис.2) от времени перестройки хвоста :

вычислены аналитически. Эта зависимость находится в согласии со значениями W, полученными по численным энергетическим спектрам для нескольких значения (серые точки Рис.2с). Рис.2с показывает, что точки полученные по параметра численным спектрам аппроксимируется ожидаемой линейной зависимостью с Wa = 16 кэВ и W = 3.7 кэВ.

Мы сравнили результаты теоретического исследования с наблюдениями аппарата Voyager-2. Voyager-2 действительно наблюдал энергичные частицы ( ~ 100 кэВ) в хвосте магнитосферы Нептуна. Эти частицы можно интерпретировать как частицы, поставляемые рассмотренным механизмом ускорения. Кроме того, именно в моменты перестроек от конфигурации “pole on” к конфигурации “Earth-like” Voyager-2 наблюдал усиление потока энергичных частиц, что может быть интерпретировано в рамках предсказанной анизотропии вылета частиц [Krimigis et.al., 1989; Mauk et.al.,1989].

Кинетические модели двумерных плоских и аксиально-симметричных ТС. В настоящее время хорошо известен целый класс решений системы уравнений ВласоваМаксвелла, представляющих собой модели двумерных плоских токовых слоев. Эти модели представляют собой токовые слои со сдвинутым Максвелловским распределением и основаны на классе решений следующего уравнения для единственной компоненты безразмерного векторного потенциала Ay ( x, z ) :

Часто используемый класс решений есть класс инвариантный относительно группы конформных преобразований этого уравнения (, A) (, A) : = g ( ), A = A + ln | g ( ) |, где = x + iz и g ( ) есть произвольная аналитическая функция. Этот класс решений был использован в ряде работ для построения моделей двумерных плоских токовых слоев [Kan,1973; Yoon and Lui,2005]. Возникает несколько вопросов: (a) есть ли еще какой-либо класс решений уравнения (1), который может быть найден аналитически? (b) Можно ли построить двумерные плоские модели для функций распределения отличных от сдвинутого Максвелловского распределения?

В предлагаемой работе мы решили оба этих вопроса, а также обобщили результаты на случай двумерных аксиально-симметричных (типа диска) токовых слоев. Заметим, что полученные в рамках настоящей работы двумерные равновесия, являются, насколько известно автору, первыми кинетическим двумерными аксиально-симметричными (типа диска) равновесиями.

В общем случае задача о построении двумерной модели плоского токового слоя с электронам) сводится к уравнению ( e - модуль заряда электрона):

Используя методы теории групп [Ibragimov,1988] мы показали, что уравнение (2) которые соответствуют сдвинутому Максвелловскому и сдвинутому Задача о построении двумерного аксиально-симметричного токового слоя сводится к уравнению:

Мы показали, что и уравнение (3) допускает группу симметрий только для двух функций распределения.

Мы даем ответ на вопрос (b): групповой подход позволяет развить аналитические модели для двух функций распределения, как случае плоской геометрии слоя, так и в случае аксиально-симметричного токового слоя.

Используя допускаемые группы симметрий, мы построили инвариантные решения, представляющие собой плоские равновесия со сдвинутым Максвелловским и сдвинутым -распределением. Например, для плоского слоя со сдвинутым Максвелловским распределением инвариантное решение уравнения для векторного потенциала имеет вид Ay = ln x + ( z / x ), где функция удовлетворяет обыкновенному дифференциальному уравнению (ОДУ) cos 2 ( ) = 1 + e2. Аналогичное инвариантное решение и ОДУ было получено для плоского слоя со сдвинутым вычислили аналитически асимптотики решений, что позволило найти асимптотики магнитного поля и плазменных характеристик вблизи нейтральной плоскости и вдали от нее. Показано, что в пределе модель ТС со сдвинутым распределением стремится к модели со сдвинутым Максвелловским распределением. Мы показали, что параметр определяет скорость убывания нормальной компоненты магнитного поля Bz вдоль слоя (вдоль оси x ). Кроме того, для одного частного значения = 7 / 2 удается найти решение уравнения для векторного потенциала в явном виде. Рис.3 показывает силовые линии плоских ТС со сдвинутым Максвелловским и сдвинутым распределением. Мы получили ответ на вопрос (a): развитый класс решений для уравнения (1) отличается от класса решений использованного в работе [Yoon&Lui,2004].

Мы получили инвариантные решения и для аксиально-симметричных ТС со сдвинутым Максвелловским и сдвинутым распределением. Кроме того, для частного значения = 7 / 2 решение снова удается записать в явном виде. Рис.4 иллюстрирует полученные аксиально-симметричные ТС. Отметим, что класс развитых нами равновесий содержит аксиально-симметричные ТС с нейтральной плоскостью не перпендикулярной к оси симметрии.

распределением и (b) со сдвинутым распределением ( = 5 ).

Рис.4 Силовые линии в аксиально-симметричных ТС (a) со сдвинутым Максвелловским распределением и (b) со сдвинутым распределением ( = 7 / 2 ).

Список публикаций:

1. I.Y. Vasko, H.V. Malova, A.V. Artemyev, L.M. Zelenyi. Particle acceleration at Neptune magnetotail. Planetary and Space Science, doi: 10.1016/j.pss.2012.09.010, 2012.

2. I.Y. Vasko, A.V. Artemyev, V.Y. Popov, H.V. Malova. Kinetic models of 2D plane and axially-symmetric current sheets (submitted to Physics of Plasmas).

Список докладов на конференцииях:

1. Zelenyi Lev, Vasko Ivan, Artemyev Anton, Malova Helmi. Particle acceleration in the Neptune’s magnetotail,, D3.4-0020-12, D3.4 Acceleration Processes in the Magnetosphere 39th COSPAR Scientic Assembly, Mysore, India, 14-22 July 2012, https://www.cosparassembly.org/abstractcd/COSPAR-12.

2. Васько И.Ю. Ускорение частиц в магнитосфере Нептуна индукционными электрическими полями, Конференция молодых ученых 2012, 12-13 апреля 2012,ИКИ РАН.

3. Васько И.Ю., Артемьев А.В., Малова Х.В., Попов В.Ю. Кинетические модели двумерных и аксиально-симметричных токовых слоев, 3-8 сентября 2012б Г.Иркутск.

Авторы работы:

Васько И.Ю.( ИКИ РАН), Зеленый Л.М.( ИКИ РАН), Артемьев А.В.( ИКИ РАН), Малова Х.В.(ИКИ РАН, Институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына при МГУ им.М.В. Ломоносова), Попов В.Ю. (ИКИ РАН, МГУ им.М.В. Ломоносова, кафедра математики) Проект 4.4. Исследование электродинамических процессов в электродинамической цепи, существующей между ионосферами планет-гигантов и их спутниками, и проявлений этих процессов в ускорении частиц и генерации декаметрового, километрового и ультрафиолетового излучений, наблюдающихся от этих планет и их спутников.

Руководитель проекта: Шапошников В.Е., доктор физ.-мат. наук, sh130@appl.sci-nnov.ru (ИПФ РАН).

В серии наблюдений, проведенных на космическом телескопе Хаббл (Hubble) были обнаружены два очень ярких источника ультрафиолетового излучения (экваториальные споты), которые располагались на лимбе Ио вблизи его экватора. В работе предложен механизм, обеспечивающей экваториальные споты энергией, достаточной чтобы объяснить их высокую яркость в ультрафиолетовом диапазоне волн. Согласно предлагаемой модели, за генерацию этого ультрафиолетового излучения ответственны электроны, образовавшиеся в результате дополнительной ионизации атмосферы в лобовой части спутника. Вследствие движения частично ионизованной плазмы ионосферы Ио в магнитном поле планеты в ионосфере возникает электрическое поле разделение зарядов и вызванные им бунемановская неустойчивость и нагрев ионосферных электронов.

Столкновения нагретых электронов ионосферы Ио с нейтральным газом атмосферы Ио приводит к дополнительной ионизации в области нагрева. Поскольку вторичные электроны являются замагниченными, то они увлекаются магнитным полем Юпитера и в результате конвекции смещаются вниз по потоку, обтекая спутник. На флангах атмосферы Ио (с точки зрения наблюдателя) оптическая толщина источника, поэтому здесь мы наблюдаем наиболее яркое ультрафиолетовое излучение, величина которого хорошо согласуется с измеренными величинами. В модели также дано объяснение основным наблюдаемым свойствам экваториальных УФ спотов: корреляцию с магнитной долготой и большую яркость излучения.

Введение. Спутник Юпитера Ио играет важную роль во многих процессах, происходящих в магнитосфере и ионосфере планеты от от генерации электромагнитного излучения, наблюдаемого от Юпитера до снабжения заряженными и нейтральными частицами магнитосферы планеты. Ио окружен атмосферой и знание ее состава и свойств необходимо для понимания взаимодействия между спутником и магнитосферой Юпитера.

За годы, прошедшие с открытия атмосферы спутника [Binder and Cruikshank, 1964], остается еще много открытых вопросов, относящихся к строению атмосферы, ее составу и взаимодействию с магнитосферой планеты. Это связано с большой пространственной неоднородностью и временной переменчивостью атмосферы, а также с большим числом факторов, влияющих на ее структуру.

Важную информацию об атмосфере дают наблюдения электромагнитного излучепния, генерируемого в атмосфере спутника. Многочисленные наблюдения в различных диапазонах частот позволили определить молекулярный состав атмосферы и плотность Спектроскопические изображения атмосферы в линиях OI (Рис. 1) и SI (от 1250 до ангстрем) были получены с высоким разрешением [Roesler F. L., Moos H. W, Oliversen R. J., Woodward R. C., Jr., Retherford K. D.; Scherb F., McGrath M. A., Smyth W. H., Feldman P. D., Strobel D. F Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS. Sciences, 283, 353, 1999.; Retherford K. D., Moos H. W., Strobel D. F., Wolven B. C., Roesler F. L. Io's equatorial spots: Morphology of neutral UV emissions J. Geophys. Res., 105, 27157, 2000]. Эти наб людения показали, наиболее яркое излучение (до 2.5 килорелей) наблюдается от двух областей, расположенных вблизи экватора на лимбе спутника. Это излучения начиналось на высоте примерно ~200 км на поверхностью и простиралось на сотни километров вверх. Положение источников этого излучения смещалось с изменением ориентации силовых линий планетарного магнитного поля вблизи Ио. Retherford et al. [Retherford K. D., Moos H. W., Strobel D. F., Wolven B. C., Roesler F. L. Io's equatorial spots: Morphology of neutral UV emissions J. Geophys. Res., 105, 27157, 2000] обнаружил, что яркость источников (экваториальных спотов) коррелируют с магнитной долготой Ио и источники, располагающиеся на анти-юпитерианской стороне Ио примерно на 20% ярче источников, располагающихся на противоположной стороне спутника.

В работе Sauer et al. [Saur J., Neubauer F. M., Strobel D. F., Summers M. E. Io's ultraviolet aurora: Remote sensing of Io's interaction Geophys. Res. Lett. 27, 2893, 2000] была предложена модель объясняющая основные особенности экваториальных спотов.

Согласно их модели, это излучение генерируется в результате столкновения электронов с атомами кислорода и серы из состава атмосферы Ио. В основе их модели лежит трех размерная двужидкостная плазменная модель, описывающая взаимодействие Ио с плазменным тором, рассчитанная в работе Saur et al. [Saur J., Neubauer F. M., Strobel D. F., Summers M. E. J. Three-dimensional plasma simulation of Io's interaction with the Io plasma torus: Asymmetric plasma flow Geophys. Res. 104, 25105, 1999]. В этой работе были вычислены плотность и температура электронов в ионосфере Ио. Приняв радиально симметричную SO2 атмосферу с масштабом высоты H=107 см и колонной плотностью 3x1016 см-3 они показали, что электроны плазменного тора Ио проникают в атмосферу Ио и там теряют свою энергию на ионизацию и возбуждение атмосферных газов и остаются холодными все время пока они движутся к флангам спутника. Важным элементом процесса ионизации нейтрального газа в их модели является высокая электронная теплопроводность вдоль магнитного поля позволяющая дополнительно снабжать энергией электроны в области ионизации и тем самым поддерживать процесс ионизации достаточно долго. Благодаря ионизации атмосферного газа электронами плазменного тора Ио плотность плазмы в лобовой части ионосферы и на флангах может возрасти более, чем в 10 раз, и достичь величины 4x104 см-3. Температура плазмы при этом остается неизменной и равняется 5 эВ. При этих условиях Saur et al. [Saur J., Neubauer F. M., Strobel D. F., Summers M. E. Io's ultraviolet aurora: Remote sensing of Io's interaction Geophys. Res. Lett. 27, 2893, 2000] дал приемлемое объяснение основным свойствам экваториальных спотов: корреляцию с ориентацией силовых линий магнитного поля, разную яркость источников, расположенных на противоположных сторонах Ио.

Последний эффект они связывают с наличием индуцированного холловского поля.

Электроны на под юпитерианской стороне Ио прежде, чем достичь области генерации, должны пройти через достаточно плотную атмосферу в лобовой части спутника, где они теряют заметную часть своей энергии, в то время как электроны на противоположной стороне теряют свою энергию только в экваториальных спотах. Однако они не смогли объяснить наблюдаемую яркость экваториальных спотов в рамках стандартной модели атмосферы. Дли линии кислорада OI 1356 они получили только 130 Релей, в то время как наблюдения дают ~2500 Релей. Чтобы получить наблюдаемую яркость они были вынуждены предположить, что плотность атмосферы Ио примерно в 20 раз выше, чем это принято считать.

Здесь следует заметить, что поток ультрафиолетового излучения, возникающего в результате столкновений электронов с нейтральными атомами, зависит не только от числа атомов, но и от числа ударяющих электронов где UV (E ) - сечение возбуждение линий в ультрафиолете электронным ударом, n – плотность электронов, na – плотность нейтральных атомов, Vea – относительная скорость электронов и атомов, L – характерный размер области генерации вдоль луча зрения.

Отсюда следует, что большая яркость экваториальных спотов может быть связана с большей плотностью электронов, чем это следует из модели Saur et al. [Saur J.., Neubauer F. M., Strobel D. F., Summers M. E. J. Three-dimensional plasma simulation of Io's interaction with the Io plasma torus: Asymmetric plasma flow Geophys. Res. 104, 25105, 1999; Saur J., Neubauer F. M., Strobel D. F., Summers M. E. Io's ultraviolet aurora: Remote sensing of Io's interaction Geophys. Res. Lett. 27, 2893, 2000.], а не только с большой плотностью нейтрального кислорода.

Далее мы покажем, что при условиях, принятых в модели Saur et al. [Saur J., Neubauer F. M., Strobel D. F., Summers M. E. Io's ultraviolet aurora: Remote sensing of Io's interaction Geophys. Res. Lett. 27, 2893, 2000.], в лобовой части ионосферы реализуется эффективный механизм ионизации, значительно повышающий число электронов в этой части ионосферы до значений, достаточных для обеспечения наблюдаемой величины потока ультрафиолетового излучения.

Связанная с электронным нагревом ионизация в ионосфере Ио. В работах Zaitsev et al. [Zaitsev V. V., Shaposhnikov V. E., & Rucker H. O. Electron Acceleration in the Ionosphere of Io. Astronomy Report, 47, 70, 2003; Zaitsev V. V., Shaposhnikov V. E., Rucker H. O.

Dependence of the Io-related decametric radio emission of Jupiter on the central meridian longitude and Io's "active" longitudes. Astron. & Astrophysics, 44, 669, 2006.] было показано, что в ионосфере Ио в лобовой части температура ионосферной плазмы может достигать 40 эВ, что существенно выше величин получаемых в ионосферных моделях, в том числе в модели Sauer et al. [1999]. Большая температура ионосферной плазмы должна приводить к большей ионизации и увеличению концентрации плазмы в области нагрева, что не было принято во внимание в работах Zaitsev et al. [Zaitsev V. V., Shaposhnikov V. E., & Rucker H.

O. Electron Acceleration in the Ionosphere of Io. Astronomy Report, 47, 70, 2003; Zaitsev V. V., Shaposhnikov V. E., Rucker H. O. Dependence of the Io-related decametric radio emission of Jupiter on the central meridian longitude and Io's "active" longitudes. Astron. & Astrophysics, 44, 669, 2006.] и других работах, посвященных электродинамическому взаимодействию 1 - neutral atmosphere 2 - ionosphere Dependence of the Io-related decametric radio emission of Jupiter on the central meridian longitude and Io's "active" longitudes. Astron. & Astrophysics, 44, 669, 2006.] нагрев плазмы имеет место в основном в лобовой части ионосферы вблизи ионосферного максимума, т.е. в проводящем слое слабо ионизированной плазмы, отделенной от поверхности спутника непроводящим слоем нейтрального газа (соответственно области 2 и 1 на Рис.

2). Благодаря движению Ио в магнитном поле Юпитера, в ионосфере возникает электрическое поле Ei=(1/c)[VxB], где B - планетарное магнитное плое вблизи Ио, V – скорость Ио относительно магнитосферы Юпитера. Возникающее электрическое поле Ei перпендикулярно магнитному и не может ускорять электроны. Однако благодаря анизотропной проводимости ионосферы спутника, электрическое поле Ei индуцирует педерсеновское электрическое поле вдоль Ei и стремится генерировать холловский ток jH ~ [EiхB0], чье направление примерно ортогонально поверхности спутника. Из-за наличия нейтральной атмосферы холловский ток не может замкнуться на поверхность спутника. В результате чего в ионосфере происходит разделение зарядов и возникает электрическое поле разделения зарядов Es. Это электрическое поле имеет компоненту E|| вдоль направления силовых линий магнитного слоя планеты, величина которой сравнима с величиной индуцированного поля E||max~0.5 Ei [Zaitsev V. V., Shaposhnikov V. E., & Rucker H. O. Electron Acceleration in the Ionosphere of Io. Astronomy Report, 47, 70, 2003.]. Под действием продольной компоненты электрического поля разделения зарядов происходит ускорение электронов до тех пор, пока электрическая сила eE|| не уравновесится силой трения обусловленная соударениями электронов с нейтральными частицами атмосферы спутника. Оценки, проведенные Zaitsev et al. [Zaitsev V. V., Shaposhnikov V. E., & Rucker H. O. Electron Acceleration in the Ionosphere of Io. Astronomy Report, 47, 70, 2003; Zaitsev V.

V., Shaposhnikov V. E., Rucker H. O. Dependence of the Io-related decametric radio emission of Jupiter on the central meridian longitude and Io's "active" longitudes. Astron. & Astrophysics, 44, 669, 2006.] показали, что установившаяся при этом скорость электронов, vst оказывается больше их тепловой скорости, vTe. Движение электронной компоненты по отношению к ионной компоненте со скоростью больше тепловой скорости плазмы приводит к возникновению бунемановской неустойчивости, развитию плазменной турбулентности и нагреву электронов со скоростью прогрева [Zaitsev V. V., Shaposhnikov V. E., & Rucker H. O. Electron Acceleration in the Ionosphere of Io. Astronomy Report, 47, 70, 2003.; Zaitsev, V. V., Shaposhnikov, V. E., Rucker, H. O. Dependence of the Io-related decametric radio emission of Jupiter on the central meridian longitude and Io's "active" longitudes. Astron. & Astrophysics, 44, 669, 2006] Наиболее эффективным каналом остывания электронов в рассматриваемой области является thermal conductivity along the magnetic field. Потери энергии, обусловленные этой теплопроводностью можно оценить по формуле [Braginskii, 1965] где Te – температура электронов, ne – плотность электронов, B – коэффициент Больцмана, en – время столкновения электронов с нейтралами, L|| - характерный масштаб изменения температуры электронов вдоль магнитного поля. Приняв, что нагрев электронов компенсируется потерями за счет электронной температуры, а концентрация плазмы равна равновесной ne6x104 см-3, плотность нейтральной компоненты nа6x109 cm-3, Zaitsev et al. [2006] из (2) и (3) оценили температуру электронов в области нагрева 40 эВ.

Найденная в Zaitsev et al. [Zaitsev V. V., Shaposhnikov V. E., Rucker H. O. Dependence of the Io-related decametric radio emission of Jupiter on the central meridian longitude and Io's "active" longitudes. Astron. & Astrophysics, 44, 669, 2006] температура электронов в лобовой части ионосферы выше порога ионизации молекул газа SO2 ( Te, min 12.5 eV ), являющегося основным компонентом атмосферы Ио, что указывает на существование в этой области дополнительной ионизации молекул нейтрального газа нагретыми электронами из состава ионосферы. Из (3) видно, что с увеличением концентрации электронов скорость остывания электронов увеличивается и, следовательно, температура плазмы, установившаяся должна быть ниже, чем найденная в Zaitsev et al.

[Zaitsev V. V., Shaposhnikov V. E., Rucker H. O. Dependence of the Io-related decametric radio emission of Jupiter on the central meridian longitude and Io's "active" longitudes. Astron. & Astrophysics, 44, 669, 2006.], а концентрация выше, принятой там. Действительно, из равенства qB qth следует, что концентрация плазмы и ее температура связаны соотношением температура уменьшается обратно пропорционально корню кубическому из концентрации. Полагая установившуюся температуру электронов в области нагрева примерно равной пороговой температуре ионизации молекул SO2, Te Tmin 12.5 eV, из (2) и (3) находим концентрацию электронов в области нагрева ne 2x106 cm-3, т.е.

установившаяся в области нагрева концентрация превышает равновесное значение примерно в 30 раз.

За время t~RIo/V ~ 30 s (V = c[EiхB]/B2 57 км/с) плазма из-за дрейфа в скрещенных Ei and B полях уходит из области нагрева к флангам Ио. Вне области нагрева электроны быстро теряют свою энергию. Это происходит в основном из-за тепловой проводимости за время с 2х10-2 с и их температура уменьшается до значений Te 5 eV, соответствующих электронной температуре в плазменном торе Ио (см., в этой связи [Saur J., Neubauer F. M., Strobel D. F., Summers M. E. J. Three-dimensional plasma simulation of Io's interaction with the Io plasma torus: Asymmetric plasma flow Geophys. Res. 104, 25105, 1999]).

Концентрация электронов вне области нагрева будет уменьшаться в основном за счет рекомбинации. Процесс рекомбинации является медленным процессом, что позволяет более плотной плазме достичь области генерации ультрафиолетового излучения на флангах Ио и обеспечить высокую яркость экваториальных спотов. Действительно, уменьшение концентрации электронов вне области ионизации можно описать уравнением где r – коэффициент рекомбинации, вычисленный в Summers and Strobel [Summers M. E.

& Strobel, D. E. Icarus, 120, 290, 1996] Из (4) и (5) следует, что плотность плазмы вернется к равновесному значению ne6x104 cm-3 за время порядка r8х102 с. За это время область с повышенной концентрацией растянется вниз по потоку на расстояние Ld=V x r4x109cm, т.е. заведомо достигнет источников ультрафиолетового излучения, располагающихся на флангах Ио.

Таким образом, существование области нагрева в лобовой части ионосферы Ио не оказывает влияния на температуру электронов в экваториальных спотах. Однако прогрев ионосферных электронов увеличивает столкновительную ионизацию молекул атмосферы и плотность электронов, в том числе и на флангах Ио. Концентрация электронов на флангах Ио примерно в 30 раз выше, чем это следует из модели Saur [Saur J.., Neubauer F. M., Strobel D. F., Summers M. E. J. Three-dimensional plasma simulation of Io's interaction with the Io plasma torus: Asymmetric plasma flow Geophys. Res. 104, 25105, 1999] (т.е. без области нагрева в лобовой части ионосферы) и принятой Saur et al. [Saur J., Neubauer F. M., Strobel D. F., Summers M. E. Io's ultraviolet aurora: Remote sensing of Io's interaction Geophys. Res. Lett. 27, 2893, 2000] для оценки потока ультрафиолетового излучения от экваториальных спотов. Для линии кислорода OI 1356 Saur et al. [Saur J., Neubauer F. M., Strobel D. F., Summers M. E. Io's ultraviolet aurora: Remote sensing of Io's interaction Geophys. Res. Lett. 27, 2893, 2000] получили интенсивность ~ 130 Релей. В нашем случае яркость ультрафиолетового источника на флангах Ио может достигать величины F = 130x30=3900 Релей. Полученная оценка величины ультрафиолетового потока экваториальных спотов позволяет объяснить наблюдаемую яркость излучения ~ 2500 Релей в линии OI 1356.

ионосферных электронов и добавочная ионизация атмосферы Ио имеет место вблизи экватора в лобовой части спутника, в области, где планетарное магнитное поле направленно почти по касательной к поверхности. Как было отмечено выше, облако вторичных электронов в скрещенных электрическом и магнитном полях смещается к флангам Ио со скоростью, примерно равной скорости налетающего на Ио потока магнитосферной плазмы. В тоже время из-за амбиполярной диффузии это облако расплывается вдоль силовых линий магнитного поля. Оценки показывает, что скорость расплывания много меньше скорости, с которой плазма смещается к флангам.

Следовательно, облако вторичных электронов и ультрафиолетовое излучение, создаваемое этими электронами будет сконцентрировано вблизи экватора, а точнее в области, где силовые линии направлены почти по касательной к поверхности спутника и будут менять свое положение в ионосфере с изменением ориентации локального магнитного поля. Более того, электрическое поле разделения зарядов, нагрев электронов и, следовательно, плотность вторичных электронов пропорциональны величине локального магнитного поля в лобовой части ионосферы. Поскольку величина магнитного поля вдоль орбиты Ио меняется в зависимости от магнитной долготы Ио, то будет менять с долготой и плотности вторичных электронов. Поэтому яркость экваториальных ультрафиолетовых спотов будет коррелировать с магнитной долготой и с изменением положения Ио в плазменном торе.

Холловское электрическое поле не только обуславливает возникновение электрического поля разделения зарядов, нагрева плазмы и добавочной ионизации атмосферы Ио, на также является причиной отклонения потоков плазмы, движущихся в скрещенных полях, в направлению к Юпитеру. В результате, электроны на анти-юпитерианской стороне будут двигаться ближе к поверхности спутника, т.е. в более плотных слоях атмосферы, чем электроны на под-юпитерианской стороне. Поэтому, что можно проследить из уравнения (1), яркость ультрафиолетовых экваториальных спотов на анти-юпитерианской стороне будет выше, чем на под-юпитерианской стороне.

Как это следует из модели Zaitsev et al. [Zaitsev, V. V., Shaposhnikov, V. E., & Rucker, H. O.

Electron Acceleration in the Ionosphere of Io. Astronomy Report, 47, 70, 2003] добавочная ионизация атмосферы Ио происходит вблизи максимума ионосферной концентрации.

Размер этой области по высоте (т.е. поперек магнитного поля) небольшой, порядка приведенной высоты ионосферы 80-100 км. Диффузия электронов поперек магнитного поля несущественна, поэтому размеры облака вторичных электронов и источника ультрафиолетового излучения, создаваемого этими электронами, на флангах Ио будут мало отличаться от размеров плотного облака вторичных электронов в лобовой части Ио.

С ростом расстояния от ионосферного максимума, яркость ультрафиолетового излучения, вызванного вторичными электронами, будет падать. Начиная с некоторой высоты, вклад вторичных электронов в генерацию ультрафиолетового излучения станет меньше, чем вклад от электронов плазменного тора, проникающих в атмосферу Ио. Поэтому протяженность ультрафиолетовых спотов по высоте будут определять электроны плазменного тора Ио, также как это происходит в модели Saur [Saur J., Neubauer F. M., Strobel D. F., Summers M. E. J. Three-dimensional plasma simulation of Io's interaction with the Io plasma torus: Asymmetric plasma flow Geophys. Res. 104, 25105, 1999].

Яркость ультрафиолетового излучения пропорционально длине области, где столкновения максимальны, вдоль луча зркения. (см. (1)). Эта длина много больше на флангах Ио, чем в его лобовой части. В последнем случае эта длина определяется высотой ионосферы и не превышает 100 км, в то время как характерный размер области на флангах может достигать несколько тысяч километров. Поэтому яркость ультрафиолетового излучнепия на флангах оказывается значительно выше яркости излучения из лобовой части атмосферы Ио.

В настоящей работе мы показали, что нагрев ионосферных электронов, обусловленный электрическим полем разделения зарядов, значительно увеличивает число электронов, обеспечивающих генерацию ультрафиолетового излучения на флангах Ио. Полученная в работе величина потока ультрафиолетового излучения в линии кислорода OI хорошо согласуется с наблюдаемыми потоками ультрафиолетового излучения от экваториальных спотов. Кроме того, согласно предложенной модели наиболее яркое ультрафиолетовое излучение будет исходить от экваториальных областей атмосферы на флангах Ио вблизи его поверхности. Положение экваториальных источников УФ излучения коррелирует с положением области атмосферы Ио, где магнитное поле планеты направленно почти по касательной к поверхности спутника, с магнитной долготой спутника и, следовательно, с его положением в плазменном торе Ио. Как и наблюдается яркость анти-юпитерианского источника выше, чем яркость под-юпитерианского источника, а размеры источников хорошо согласуются с данными наблюдений.

Список публикаций:

1. В.Е. Шапошников, В.В. Зайцев, Х.О. Рукер, Г.В. Литвиненко «Ультрафиолетовое излучение из экваториальных областей спутника Юпитера Ио» Сборник тезисов докладов VII конференции «Физика плазмы в солнечной системе», 2012 г., ИКИ РАН, стр. 124.

2. А.В. Костров, М.Е. Гущин, С.В. Коробков, А.В. Стриковский, В.Е. Шапошников «Параметрический механизм формирования тонкой структуры миллисекундных радиовсплесков Юпитера» Сборник тезисов докладов VII конференции «Физика плазмы в солнечной системе», 2012 г., ИКИ РАН, стр. 165.

3. Litvinenko G., Konovalenko A., Zakharenko V., Vinogradov V., Shaposhnikov V., Zarka Ph.

«Features of the Jovian DAM radiation dynamic spectra as observed by modern receivers with high frequency-temporal resolution» Book of abstracts of European Planetary Science Congress EPSC 2012, Madrid, Spain, P. 133.

4. Shaposhnikov V., Korobkov S., Gusgchin M., Kostrov A., Rucker H., Litvinenko G. «The time-frequency structure of Jovian narrowband decametric emission as a probe of the ionosphere of Jupiter» Book of abstracts of European Planetary Science Congress EPSC 2012, Madrid, Spain, P. 205.

5. Gushchin M., Korobkov S., Kostrov A., Strikovsky A., Shaposhnikov V. «Parametric frequency transformation in time-varying magnetoplasma and the formation of the discrete spectra of radio emissions in space and laboratory plasmas». Book of abstracts of European Planetary Science Congress EPSC 2012, Madrid, Spain, P. 667.

Список докладов на конференциях:

1. В. Е. Шапошников, В. В. Зайцев, Х. О. Рукер, Г. В. Литвиненко «Ультрафиолетовое излучение из экваториальных областей спутника Юпитера Ио» Сборник тезисов докладов VII конференции «Физика плазмы в солнечной системе», 06-10 февраля 2012 г., ИКИ РАН, (Постер).

2. А.В. Костров, М.Е. Гущин, С.В. Коробков, А.В. Стриковский, В. Е. Шапошников «Параметрический механизм формирования тонкой структуры миллисекундных радиовсплесков Юпитера» Сборник тезисов докладов VII конференции «Физика плазмы в солнечной системе», 06-10 февраля 2012 Г., ИКИ РАН, (Орал).

3. Litvinenko G., Konovalenko A., Zakharenko V., Vinogradov V., Shaposhnikov V., Zarka Ph.

«Features of the Jovian DAM radiation dynamic spectra as observed by modern receivers with high frequency-temporal resolution» Book of abstracts of European Planetary Science Congress EPSC 2012, Madrid, Spain, 23 – 28 September 2012, (Poster).

4. Shaposhnikov V., Korobkov S., Gusgchin M., Kostrov A., Rucker H., Litvinenko G. «The time-frequency structure of Jovian narrowband decametric emission as a probe of the ionosphere of Jupiter» Book of abstracts of European Planetary Science Congress EPSC 2012, Madrid, Spain, 23 – 28 September 2012, (Oral).

5. Gushchin M., Korobkov S., Kostrov A., Strikovsky A., Shaposhnikov V. «Parametric frequency transformation in time-varying magnetoplasma and the formation of the discrete spectra of radio emissions in space and laboratory plasmas». Book of abstracts of European Planetary Science Congress EPSC 2012, Madrid, Spain, 23 – 28 September 2012, P. (Poster).

Проект 4.5. Формирование плазменной структуры и токовых систем вращающихся планетных магнитосфер; особенности распределения концентрации фоновой плазмы в магнитосферах планет-гигантов и крупномасштабные токовые системы, обусловленные нетвердотельным вращением магнитосферы.

Руководитель проекта: Давыденко С.С., кандидат физ.-мат. наук, davyd@appl.sci-nnov.ru (ИПФ РАН).

Рассмотрена самосогласованная осесимметричная задача о стационарных конфигурациях плазмы вокруг вращающейся намагниченной планеты с учетом истечения ионизованного газа с некоторой магнитной поверхности L = L*, значение которой ( L* 6.6 для земных условий) находится из аналитического решения исходных уравнений.

Для описания характеристик плазменной оболочки, а так же полей и токов, используются уравнения Максвелла и уравнения магнитогидродинамики. Записана соответствующая замкнутая система магнитогидродинамических уравнений и уравнений токовой статики в предположении, что полярная составляющая массовой скорости анизотропно-проводящей среды равна нулю, вязкость несущественна, проводимость Холла мала по сравнению с продольной и поперечной проводимостями, а продольная проводимость велика по сравнению с поперечной. Естественными особенностями формирования плазменной оболочки вокруг намагниченного шара являются следующие обстоятельства. С увеличением расстояния от центрального тела магнитное поле и плотность плазмы уменьшаются, убывает гравитационная сила, растет сила инерции, а анизотропия давления плазмы увеличивается. Поэтому, в качестве простой модели расширяющейся плазмосферы рассмотрена задача о конфигурации и параметрах плазменной оболочки вокруг вращающейся намагниченной планеты, состоящей из двух слоев: 1) внутренней части, ограниченной магнитной оболочкой L* : L L* ( L = r / R sin 2, r - расстояние от центра планеты, - полярный угол, R - радиус планеты), где давление изотропно, а вращение азимутальное и твердотельное; 2) внешней части: L L*, в которой наряду с нетвердотельным азимутальным вращением имеет место радиальное движение среды, а давление плазмы анизотропное. С использованием ряда упрощающих предположений сформулирована нелинейная система уравнений для определения плотности, радиальной и азимутальной скорости, давления и возмущений магнитного поля и получено её аналитическое решение.

Будем считать, что во внутренней области справедлив изотермический закон и вязкость среды достаточно велика, чтобы обеспечить твердотельное вращение. Тогда для распределения плотности из уравнений движения получаем аналог барометрического распределения плотности в полях силы тяжести и силы инерции из-за вращения. Здесь возникает основной параметр задачи r = ( 2G / ), где величина G / = g 0 / r002 равна отношению гравитационного и центростремительного ускорений на экваторе. Величина ~ определяет характерное расстояние, на котором действие гравитационной силы и силы инерции равнозначны. Отметим, что в земных условиях ~ 8.4.

Во внешней части оболочки L L* предположения следующие. Давление здесь анизотропное, причем в радиальном направлении используется политропный закон с температурой, зависящей от полярного угла, а в азимутальном – изотермический процесс с температурой, зависящей от расстояния до планеты. Первое предположение (политропа) записывается по аналогии с моделью Паркера для центрально-симметричной расширяющейся оболочки; второе предположение кажется естественным применительно к задаче о стационарном движении среды, в котором нет полярной составляющей: в стационарном состоянии температура среды вдоль полярного направления выровнена, а вдоль радиального меняется. Другими словами, теплообмен вдоль полярного направления бесконечно эффективный, а вдоль радиального направления затруднен или в предельном случае адиабатического расширения отсутствует. Будем также считать, что магнитное число Рейнольдса в этой области мало. В этих условиях можно найти простое аналитическое решение нелинейной системы уравнений движения (радиальной и полярной проекции стационарного аналога уравнения Навье–Стокса движения ионизованного газа), определяющее вид и зависимость от координат угловой скорости и плотности газа, скорость радиального расширения и распределение радиального и азимутального давления.


Подчеркнем, что основные численные параметры: положение границы L* = 2 1/3 r, показатель политропы = 5 / 3, показатель степени убывания угловой скорости оболочки в зависимости от магнитной оболочки, от которых зависит вид решения, «навязывает»

искомое решение нелинейной системы уравнений. Отметим, что из исходных уравнений следует, что угловая скорость есть произвольная функция от L -оболочки. Найденное решение соответствует адиабатическому расширению в радиальном направлении, непрерывности на границе плазмосферы L = L* угловой скорости вращения оболочки и скачку плотности и давления на этой границе. Действительно, в рамках рассматриваемого решения скачок плотности на границе раздела слоев оболочки обусловлен тем фактом, что радиальная скорость движения среды на этой границе скачком возрастает от нуля до конечной величины. В то же время в экваториальной плоскости радиальная скорость равна нулю, и вблизи экватора распределение плотности должно быть непрерывным на границе L = L *. В экваториальной области радиальное движение слабое, так как ему препятствует поперечное к радиальному направлению магнитное поле. В полярной области радиальное адиабатическое расширение происходит свободно. В соответствие с этим плотность среды в полярных областях много меньше, чем в экваториальной. Для земных условий, как следует из полученного решения, граница плазмосферы L* 6.6.

Отметим, что положение этой границе отвечает достаточно очевидному факту, что в приэкваториальной области сила тяжести не может компенсировать силу инерции из-за вращения, и частицы стремятся улететь на бесконечность.

Найденные решения позволяют вычислить также возмущения магнитного поля планеты и, возможные в рамках этой модели, структуры пространственного распределения электрического тока. Одно из возможных решений отвечает значительным втекающим и вытекающим токам в полярных областях (порядка 106-107 А). По структуре и характерным величинам такие токи сходны с токами Биркеланда, возникающими в задаче об обтекании планеты солнечным ветром. Влияние солнечного ветра в данном рассмотрении не учитывается. Однако сходство токов даёт основания предположить, что эффекты, связанные с дифференциальным вращением плазменной оболочки в геомагнитном поле планеты, также могут быть существенными для объяснения природы и величины токов, наблюдаемых в экспериментах.

Важным вопросом является устойчивость полученного решения. Ясно, что её исследование применительно к модели, описываемой сложной системой нелинейных уравнений в частных производных, представляет собой отдельную сложную задачу.

Сколько-нибудь последовательное теоретическое рассмотрение этого вопроса в рамках данной работы невозможно. Однако некоторым эмпирическим подтверждением устойчивости подобного решения может служить тот факт, что, как известно, граница реальной земной плазмосферы меняет своё положение в пространстве при изменении скорости солнечного ветра, но при этом остаётся топологически неизменной. Другое эмпирическое подтверждение заключается в том, что в земных условиях угол между осью вращения планеты и вектором её намагниченности отличен от нуля и составляет величину порядка 10°, тем не менее, это не приводит к глобальной неустойчивости системы.

Список публикаций:

1. Н.Н. Слюняев, А.О. Солдаткин, Ю.В. Чугунов. Модель расширяющейся плазмосферы.

1. Построение модели // Изв.вузов. «Радиофизика». 2011. Т.54, №12, стр.867-880.

2. Н.Н. Слюняев, А.О. Солдаткин, Ю.В. Чугунов. Модель расширяющейся плазмосферы.

2. Пространственное распределение электрического тока // Изв.вузов. «Радиофизика».

2012. Т.55, №3, стр.159-172.

3. С.С. Давыденко. О влиянии ионосферных течений на поля и токи планетарного генератора // Геомагнетизм и аэрономия. 2012. Т.52, №2, стр.226-236.

4. С.С. Давыденко. Влияние крупномасштабных ионосферных течений на электрическое поле в нижней атмосфере / Труды VII Всероссийской конференции по атмосферному электричеству, Санкт-Петербург, Россия, 24-28сентября 2012 года. Стр.62-63.

Список командировок:

1. Чугунов Ю.В. – командировка в Москву (ИКИ РАН), 07-11.02.2012, участие в конференции «Физика плазмы в солнечной системе»

Список докладов на конференциях:

1. С.С. Давыденко и Е.А. Мареев. Современное состояние и перспективы моделирования глобальной электрической цепи, САТЭП-2012, Звенигород, Россия, 28 мая – 1 июня года (приглашённый доклад).

2. С.С. Давыденко. Влияние крупномасштабных ионосферных течений на электрическое поле в нижней атмосфере, VII Всероссийская конференция по атмосферному электричеству, Санкт-Петербург, Россия, 24-28сентября 2012 года (стендовый доклад).

Авторы работы:

Давыденко С.С. (ИПФ РАН), Слюняев Н.Н. (ИПФ РАН), Чугунов Ю.В. (ИПФ РАН).

Проект 4.6. Позиционные наблюдения спутников планет и исследование их динамики с целью уточнения теорий движения.

Руководитель проекта: Рощина (Грошева) Е.А., кандидат физ.-мат.наук, starfox@yandex.ru (ГАО РАН).

ПЗС-наблюдения спутников планет-гигантов в Пулковской обсерватории в 2012г.

ПЗС-наблюдения спутников планетгигантов производятся в Пулкове на Число ночей наблюдений на 26" рефракторе Нормальном астрографе (D/F=0.33м/3.5м, рефракторе (D/F=0.65м/10.4м, CCD FLI оптимизации процесса наблюдений в 2012г. была проведена модернизация обоих инструментов.

рефракторе для наблюдений ярких спутников Сатурна и Юпитера в автоматическом режиме разработан и реализован метод, позволяющий наводить инструмент на поле с очень ярким объектом (Сатурном и Юпитером), при этом отождествление осуществляется по звездам 10-17 звездной величины. Установлена система удаленного контроля изготовлены механизмы передачи момента двигателя на подвижные части инструмента, а также соответствующее программное обеспечение.

В 2012 г. были выполнены следующие наблюдения в рамках проекта:

Юпитер и галилеевы спутники S2-S ПЗС- наблюдения спутников Сатурна (2012 г.) и Урана (2011 г.) на рефракторе.

В период с августа 2011г. по май 2012г. на 26-дюймовом рефракторе в Пулкове было получено 960 ПЗС-кадров с изображениями Урана и спутников U1 –U4 и 7027 ПЗСкадров с изображениями Сатурна его спутников S2 – S4. Поле зрения ПЗС камеры FLI Proline 9000 составляет 12х12 угл. минут, это позволяет получить опорные звезды и выполнить астрометрическую редукцию по методу Тернера и определить экваториальные координаты спутников. Внешняя точность полученных положений была оценена по дисперсии разностей «О-С» и составила в среднем 0.039 по и 0.046 по для спутников положений спутников Урана с теоретическими, согласно GUST 06 и INPOP10, представлено на Рис1.

(O-C), arcsec Рис.1. Нормальные места и ошибки одного наблюдения для спутников Урана.

Положения спутников Сатурна сравнивались с теориями TASS1.7 и INPOP10. Самые большие расхождения с теоретическими показали положения Гипериона и Япета (Рис.2), что говорит о несовершенстве теорий их движения.

arcsec Рис. 2. Сравнение положений Гипериона и Япета с теорией.

Результаты размещены в пулковской базе данных www.puldb.ru.

Фотографические наблюдения галилеевых спутников Юпитера, спутников Сатурна, Урана и Нептуна, полученных в Абастуманской обсерватории в 1983- гг. Обработаны и измерены астрометрические наблюдения спутников Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна, полученные в Абастуманской астрофизической обсерватории Грузии в период 1983-1994 гг. Наблюдения выполнены на двойном астрографе Цейсса (ДАЦ: D/F = 400/3024 mm) и телескопе АЗТ-11 (F =16 m). В результате обработки большого массива наблюдений получены точные координаты планет и их спутников в системе опорных звезд современных каталогов, а также относительные координаты спутников. Точность наблюдений в случайном отношении оценивается величинами 0.10”- 0.40” в зависимости от объектов и условий их наблюдений. Результаты наблюдений представлены в Пулковской базе данных по наблюдениям тел Солнечной системы, доступной в интернете по адресу www.puldb.ru.

ПЗС-наблюдения Урана, полученные на Нормальном астрографе в 2006- гг. Выполнена работа по обработке и измерению наблюдений Урана на Нормальном астрографе (D/F=0.33м/3.5м, CCD S2C, FOV 18x16) Пулковской обсерватории за период 2006–2009гг. Результатом работы являются экваториальные координаты Урана – индивидуальное положение. Редукция ПЗС-кадров выполнена с привязкой к системе каталога UCAC3. Величины (О-С) вычислялись с помощью сервиса “Natural satellites service”. Проведено сравнение положений Урана с теориями движения. На Рис.1 и 2.

показано сравнение с теорией INPOP08.

(O-C) Рис.1 и 2. Разности «О-С» по и, arcsec, и ошибки положений.

уточнения теорий движения планет и спутников необходим весь накопленный наблюдательный материал. В Пулковской стеклотеке собрано внушительное количество фотографических наблюдений планет-гигантов и их спутников. Значительная часть этих фотопластинок никогда не была измерена. Необходима скорейшая оцифровка этих астронегативов, измерение и редукция в современной опорной системе. В Пулкове в 2012 г. разработан метод скоростной оцифровки фотопластинок на базе цифровой фотокамеры. На рисунке представлен фрагмент оцифрованной фотопластинки с изображением Сатурна и спутников. В целях калибровки метода и верификации полученных первых результатов по измерению положений Сатурна и спутников были выполнены тестовые оцифровки трех фотографических шаблонов и 44 пластинок с наблюдениями Сатурна и на высокоточном сканере DAMIAN (De Cuyper, J.-P.; Winter, L. The D4A Digitiser.//2006. ASP Conf. Series. V.351. P.587) Бельгийской королевской обсерватории для оценки точности и разработки программного обеспечения для измерения оцифрованных фотопластинок.

Исследование точности измерений показало, что ошибки единицы веса одной пластинки по X и по Y составляют 1 мкм, что делает подобный метод оцифровки и измерения пригодным для астрометрических целей. В Таблице 1 представлены разности «О-С» для положений спутников Сатурна по наблюдениям, выполненным в 1975 г.

Таблица 1. Средние разности (O-C), ошибка единицы веса, arcsec, ошибки нормальных мест, arcsec. N – количество индивидуальных положений.

Список публикаций:

1. Рощина Е.А., Измайлов И.С., Киселева Т.П. «ПЗС-наблюдения спутников Урана на 26-дюймовом рефракторе в Пулково» (сдано в «Астрономический Вестник»).

2. Т.П. Киселева, С.М. Чантурия, Т.А. Васильева, О.А. Калиниченко.

«Наблюдения галилеевых спутников Юпитера в Абастуманской астрофизической обсерватории в 1983-1994 гг.», Астр. Вест. 2012, т.46, №5, с. 418-420.

3. Т.П. Киселева, С.М. Чантурия, Т.А. Васильева, О.А. Калиниченко. «Наблюдения спутников планет в Абастуманской астрофизической обсерватории в 1983-1994 гг.», (сдано в Астрономический Вестник).

4. А.А. Дементьева. «Астрометрические наблюдения Урана на Нормальном астрографе в Пулкове» (сдано в Астрономический Вестник).

5. Дементьева А.А. «Результаты астрометрических «ПЗС-наблюдений Урана на Нормальном астрографе Пулковской обсерватории за период 2006-2011 гг.», (сдано в печать в Известия ГАО).

6. Grosheva E.A., Izmailov I.S., Khrutskaya E.V. «Mobile Device to Digitize the photographic plates: first results» (29.07.2012 сдано в печать в сборник работ, представленных на NAROO-GAIA workshop, Paris, 19-21 June 2012).

Список командировок:

1. Для участия в собрании руководителей проектов Программы 22 Президиума РАН, состоявшемся в 3 апреля сего года в ИКИ РАН, была организована командировка в г. Москву с 2 по 3 апреля 2012г.

2. Для выполнения работ в рамках проекта были организованы две командировки в г.

Брюссель (Бельгия) для оцифровки фотографических шаблонов и фотопластинок с наблюдениями Сатурна и его спутников на высокоточном сканере DAMIAN Бельгийской Королевской обсерватории 17 - 20 июля 2012г. и 20 - 22 августа 2012г.

Список докладов на конференцииях:

1. Рощина Е.А., Измайлов И.С., Киселева Т.П. «ПЗС-наблюдения спутников больших планет на 26-дюймовом рефракторе в Пулково». Всероссийская астрометрическая конференция «Пулково-2012», 1-5 октября 2012, СПб.

2. Дементьева А.А. Результаты астрометрических «ПЗС-наблюдений Урана на Нормальном астрографе Пулковской обсерватории за период 2006-2011 гг.».

Всероссийская астрометрическая конференция «Пулково-2012», 1-5 октября 2012, СПб.

3. Т.П. Киселева, С.М. Чантурия, Т.А. Васильева, О.А. Калиниченко. «Результаты астрометрических наблюдений спутников планет в Абастуманской астрофизической обсерватории в 1983-1994 гг.». Всероссийская астрометрическая конференция «Пулковооктября 2012, СПб.

4. Grosheva E.A., Izmailov I.S., Khrutskaya E.V. «Mobile Device to Digitize the photographic plates: First results». NAROO-GAIA workshop, Paris, 19-21 June 2012:

Авторы работы:

Рощина Е.А., Измайлов И.С., Киселева Т.П., Дементьева А.А.

аккумуляции летучих (азота и углерода, льда воды) во внешних регионах околосолнечного диска (небулы) на ранних этапах его эволюции и выявить наиболее вероятные из них, действовавшие при образовании Титана и Энцелада.

Руководитель проекта: Дорофеева В.А., доктор хим. Наук, dorofeeva@geokhi.ru (ГЕОХИ РАН).

План работ-2012. Образование атмосфер спутников Сатурна Титана и Энцелада, согласно современным представлениям, было связано с аккрецией протоспутниковыми телами льдов, а также твердых кристаллогидратов и клатратных гидратов компонентов газовой фазы околосолнечного диска на радиальных расстояниях Сатурна. В связи с этим, план работ на 2012 г. включал в себя:

1. Получение уравнений состояния для клатратов основных газов в интервале изменения давлений и температур, характерных для околосолнечного газопылевого диска на радиальных расстояниях Сатурна и протоспутникового диска планеты-гиганта.

2. Получение оценок возможного соотношения компонентов газовой фазы небулы в период образования каменно-ледяных планетезималей в регионе Сатурна:

СО:CH4:CO2:N2:NH3:HCN:H2O.

3. Получение численных оценок эффекта изотопного фракционирования водорода при образовании Титана и Энцелада.

Результаты теоретических, модельных и экспериментальных исследований, выполненных в течение 2012 года.

полуэмпирического уравнения температурной зависимости теплоемкости:

СP = CV + T2VTKTT = Rn[kLD + (3 k)LE)] + T2VTKTT, (1) где LD = [1 1/(1 + bT3)], LE = [1 1/(1 + сT2)], R – газовая постоянная, n – число атомов в молекуле, T объемный коэффициент термического расширения, KT изотермический модуль сжатия, VT – объем одного грамм-моля вещества, Т – температура, b, c и k, эмпирические коэффициенты. Параметр k в (1) изменяется от 3 до 0, и его температурная зависимость может быть представлена уравнением: k = 9/(9 + xT2), где х – подгоночный параметр для каждого конкретного вещества. Так как при T 0 T 0, то СP СV и k 3. Таким образом, при Т 10 K становится значимым первый член в квадратных скобках уравнения (1), который отражает вклад в теплоемкость, описываемый теорией Дебая (СV = AT3). При T 10 – 40 K становится значительным вклад в теплоемкость описываемый теорией Эйнштейна. С помощью k(Т) регулируется относительные величины обоих вкладов в значение теплоемкости, меняющиеся при изменении температуры.

Входными параметрами являются экспериментальные значения СV(Т), Ср(Т), V(T), KT(T) и (Т), а критерием оптимальности получаемого результата – нахождение такого набора значений коэффициентов, при котором удовлетворяется условие минимума суммы относительных отклонений рассчитанных значений СV и СР от экспериментальных.

Особенностью расчетов является фиксирование значений термофизических свойств вещества при стандартной температуре (298.15 К), либо при температуре плавления (Tm), или температуре его фазового перехода при T 298.15 K. Получены коэффициенты уравнения температурной зависимости СР(Т) для наиболее важных компонентов газовой фазы небулы: льда Н2О, СО2(к) и NH4OH(к). Результаты даны в Таб. 1 и на Рис. 1 (А и В).

Таблица 1. Результаты расчета коэффициентов уравнения (1) Система Cv, J/mol•K значения, Azer-Ainou 2005, экспериментальные значения, Manzelii Smith и др 2007, рекомендованные значения Глушко В.П. и др, описываемый вторым членом уравнения (1), условно обозначенный как LE, 3Rnверхний предел температурной зависимости теплоемкости при постоянном объеме.

2. Проведено термодинамическое моделирование состава газовой фазы небулы для условий внешних регионов небулы. Валовый состав системы задавался в соответствии с солнечными обилиями по (Lodders, 2010), ограничениями на компонентный состав газовой фазы служили данные по составу кометы 103P/HARTLEY 2 (Meech et al., 2011), эксперимента «Гершель» и наземных наблюдений (Biver et al., 2012). Изменение Р-Т условий в небуле на r 5 а.е. задавались по модели (Дорофеева, Макалкин, 2004).

Полученные предварительные оценки содержаний основных углерод- и азотсодержащих соединений в газовой фазы небулы СО2 : СО : СН4 = 1 : 8 : 1 и NH3 : N2 = 1 :

50 свидетельствуют, что основными ее компонентами были СО и N2.

3. Проведен литературный обзор имеющихся данных по отношению D/H в объектах внешней части Солнечной системы. Рассмотрена кинетика реакций изотопного обмена между молекулярным водородом и водой во время падений комет на Энцелад, оценены условия закалки реакций изотопного обмена. Исследован равновесный состав ударного пара, образующегося при аккреции каменно-ледяных тел прото-Энцеладом.

Получено, что реакции изотопного обмена в ударном облаке способны обогатить молекулы воды дейтерием не выше, чем на 0.3 %. Эффект обогащения дейтерием слишком мал, а доля ударного пара, остающаяся на Энцеладе, ничтожна для того, чтобы ударные процессы могли заметно изменить изотопный состав спутника. Отсюда следует, что первоначальные значения D/H в молекулах воды на Титане и Энцеладе были различны, что противоречит гипотезе происхождения воды на Титане и Энцеладе из одного и того же резервуара.

Задачи-2013:

На г запланировано продолжение исследований по термодинамическому моделированию состава газовой фазы небулы и образованию атмосфер Титана и Энцелада.

Список публикаций:

1. Dorofeeva V.A. Ices of the Saturn system. Third Moscow solar system symposium (3m-s3) 8октября 2012 г. ИКИ РАН. 3ms3 –gp-03, abst. 115-116.

2. Дорофеева В.А., Вагина О.В. Уравнения температурной зависимости теплоемкости льда воды и некоторых клатратов, образующихся в системе Н-O-С-N-Ar-Kr-Xe при низких температурах и давлениях. ЕСЭМПГ, Vestn. Otd. nauk Zemle, 4, NZ9001, doi:

10.2205/2012NZ_ASEMPG.

3. Дорофеева В.А., Мироненко М.В. Условия образования кометных льдов. ЕСЭМПГ, 17-18 апреля 2012, Москва.

4. Дорофеева В.А., Мухина И.В., Ходаковский И.Л. Термодинамическая база данных для компьютерного моделирования задач космохимии и сравнительной планетологии:

теплоемкость минералов, 10.2205/2012NZ_ASEMPG.

5. Дорофеева В.А. Условия образования и состав каменно-ледяных планетезималей в регионе Сатурна. 13-я конф. "Физ-химические и петрофиз. исследования в науках о Земле", Москва, 1 - 4 октября 2012 года, стр. 81 – 84.

6. Бережной А.А. Поведение дейтерия во время столкновений комет с Энцеладом. 13-я конф. "Физ-хим, петрофиз. иссл. в науках о земле", Москва, 1-4 окт. 2012, 35 – 38.

Список докладов на конференцииях:

1. Dorofeeva V.A. Ices of the Saturn system. Third Moscow solar system symposium (3m-s3) 8-12 октября 2012 г. ИКИ РАН.

2. Дорофеева В.А., Мухина И.В., Ходаковский И.Л. Термодинамическая база данных для компьютерного моделирования задач космохимии и сравнительной планетологии:

теплоемкость минералов. ЕСЭМПГ, 17-18 апреля 2012г, Москва.

3. Дорофеева В.А., Вагина О.В. Уравнения температурной зависимости теплоемкости льда воды и некоторых клатратов, образующихся в системе Н-O-С-N-Ar-Kr-Xe при низких температурах и давлениях. ЕСЭМПГ, 17-18 апреля 2012г, Москва.

4. Дорофеева В.А., Мироненко М.В. Условия образования кометных льдов. ЕСЭМПГ, 17апреля 2012г, Москва.

5. Бережной А.А. Поведение дейтерия во время столкновений комет с Энцеладом, 13-я конф. "Физ-хим, петрофиз. иссл. в науках о Земле", Москва, 1-4 окт. 2012.

6. Дорофеева В.А. Условия образования и состав каменно-ледяных планетезималей в регионе Сатурна. 13-я конф. "Физ-хим, петрофиз. иссл. в науках о Земле", Москва, 1-4 окт.

2012.

Авторы работы:

Дорофеева В.А., Мироненко М.В. (ГЕОХИ РАН), Бережной А.А. (ГАИШ), Вагина О.В.

(Университет «Дубна»).





Похожие работы:

«РУССКОЕ ФИЗИЧЕСКОЕ ОБЩЕСТВО РОССИЙСКАЯ АСТРОНОМИЯ (часть вторая) АНДРЕЙ АЛИЕВ Учение Махатм “Существует семь объективных и семь субъективных сфер – миры причин и следствий”. Субъективные сферы по нисходящей: сферы 1 - вселенные; сферы 2 - без названия; сферы 3 -без названия; сферы 4 – галактики; сферы 5 - созвездия; сферы 6 – сферы звёзд; сферы 7 – сферы планет. МОСКВА ОБЩЕСТВЕННАЯ ПОЛЬЗА 2011 Российская Астрономия часть вторая Звёзды не обращаются вокруг центра Галактики, звёзды обращаются...»

«Международная виртуальная обсерватория – итоги первого десятилетия О.Б.Длужневская, О.Ю.Малков ИНАСАН О.С.Бартунов, И.Ю.Золотухин ГАИШ САО РАН, 16 сентября 2010 г. Содержание • Что такое виртуальная обсерватория? • На пути к созданию МВО: - Астрономические данные - Каталоги - Центры данных, ВО • IVOA: состав, цели, рабочие группы • Научные задачи, публикации • Российская виртуальная обсерватория – Зеркалирование мировых ресурсов – Объединение российских ресурсов – Научные задачи РВО • Совещания...»

«Санкт-Петербургский филиал федерального государственного автономного образовательного учреждения высшего профессионального образования Национальный исследовательский университет Высшая школа экономики Сохань Ирина Владимировна ТОТАЛИТАРНЫЙ ПРОЕКТ ГАСТРОНОМИЧЕСКОЙ КУЛЬТУРЫ (НА ПРИМЕРЕ СТАЛИНСКОЙ ЭПОХИ 1920–1930-х годов) Издательство Томского университета 2011 УДК 343.157 ББК 67 С68 Рецензенты: Коробейникова Л.А., д. филос. н., профессор ИИК ТГУ Мамедова Н.М., д. филос. н., профессор каф....»

«Ц ель конкурса Мой любимый РестОран остается неизменной на протяжении четырех лет — помочь горожанам и гостям Петербурга сориентироваться и выбрать удачное место, где можно получить гастрономическое удовольствие и отдохнуть. Во многом благодаря поддержке Балтийской Ювелирной Компании нам удалось создать этот каталог — своеобразный кулинарный путеводитель по самым интересным ресторанам города. Наш партнер представляет на рынке работы  мастера Владимира Михайлова, основная тематика творчества...»

«ПРОФЕССОР СЕРГЕЙ ПАВЛОВИЧ ГЛАЗЕНАП Проф. С. П. Глазенап Почетный член Академии Наук СССР ДРУЗЬЯМ и ЛЮБИТЕЛЯМ АСТРОНОМИИ Издание третье дополненное и переработанное под редакцией проф. В. А. Воронцова-Вельяминова ОНТ И ГЛАВНАЯ РЕДАКЦИЯ НАУЧНО - ПОПУЛЯРНОЙ И ЮНОШЕСКОЙ ЛИТЕРА ТУРЫ Москва 1936 Ленинград НПЮ-3-20 Автор книги — старейший ученый астроном, почетный член Академии наук, написал ряд научно-популярных и специальных трудов по астрономии, на которых воспитано не одно поколение любителей...»

«Сценарий Вечера, посвященного Александру Леонидовичу Чижевскому Александр Леонидович был на редкость многогранно одаренной личностью. Сфера его интересов в науке охватывала биологию, геофизику, астрономию, химию, электрофизиологию, эпидемиологию, гематологию, историю, социологию. Если учесть, что Чижевский был еще поэтом, писателем, музыкантом, художником, то просто не хватит пальцев на руках, чтобы охватить всю сферу его интересов. Благодаря его многочисленным талантам его называли Леонардо да...»

«Ресторан Кафе Столовая c 23 февраля по 21 марта 2012 года №05 (12) Саке Рис Советы сомелье. Варианты сочетаний Разновидности, рекомендации с блюдами по использованию Стр. 39 Стр. 20 ТЕМА НОМЕРА: ПАНАЗИАТСКАЯ КУХНЯ 1299.00 69.59 Сковорода-вок Гречневая лапша DE BUYER FORCE BLUE СЭН СОЙ толщина стенок 2 мм арт. 3525 арт. 296436 Китай d=32 см 300 г Содержание АЗИАТСКИЙ Noodles Соусы СТОЛ Мясо и птица Рыба и морепродукты Овощи тается соевый соус, уже привычный Понятие паназиатской кузни...»

«СЕРГЕЙ НОРИЛЬСКИЙ ВРЕМЯ И ЗВЕЗДЫ НИКОЛАЯ КОЗЫРЕВА ЗАМЕТКИ О ЖИЗНИ И ДЕЯТЕЛЬНОСТИ РОССИЙСКОГО АСТРОНОМА И АСТРОФИЗИКА Тула ГРИФ и К 2013 ББК 22.6 Н 82 Норильский С. Л. Н 82 Время и звезды Николая Козырева. Заметки о жизни и деятельности российского астронома и астрофизика. – Тула: Гриф и К, 2013. — 148 с., ил. © Норильский С. Л., 2013 ISBN 978-5-8125-1912-4 © ЗАО Гриф и К, 2013 Мир превосходит наше понимание в настоящее время, а может быть, и всегда будет превосходить его. Харлоу Шепли КОЗЫРЕВ И...»

«ВЛ.КНЕМИРОВИЧ-ДАНЧЕНКО РОЖДЕНИЕ ТЕАТРА ВОСПОМИНАНИЯ, СТАТЬИ, ЗАМЕТКИ, ПИСЬМА МОСКВА ИЗДАТЕЛЬСТВО ПРАВДА 84 Р Н50 Составление, вступительная статья и комментарии М. Н. Л ю б о м у д р о в а 4702010000—1794 080(02)89 1794—89 Издательство Правда, 1989. Составление, Вступительная статья. Комментарии. ВСЕ ДОЛЖНО ИДТИ от жизни. На седьмом десятке лет Владимиру Ивановичу Немировичу-Дан­ ченко казалось, что он живет пятую или шестую жизнь. Столь насы­ щенным, богатым событиями, переживаниями,...»

«БИБЛИОГРАФИЯ 167 • обычной статистике при наличии некоторой скрытой внутренней степени свободы. к Правомерным был бы вопрос о возможности формулировки известных физических симметрии в рамках параполевой теории. Однако в этом направлении имеются лишь предварительные попытки, которым посвящена глава 22 и которые к тому же нашли в ней далеко неполное отражение. В этом отношении для читателя, возможно, будет полезным узнать о посвященном этому вопросу обзоре автора рецензии (Парастатистика и...»

«Известия НАН Армении, Физика, т.44, №4, с.239-249 (2009) УДК 621.73.1 АНАЛИЗ ГЕНЕРАЦИИ ТЕРАГЕРЦОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ МЕТОДОМ НЕЛИНЕЙНОГО СМЕШЕНИЯ ЛАЗЕРНЫХ ЧАСТОТ В КРИСТАЛЛЕ GaAs Ю.О. АВЕТИСЯН1, А.О. МАКАРЯН1, В.Р. ТАТЕВОСЯН1, К.Л. ВОДОПЬЯНОВ2 1 Ереванский государственный университет, Армения 2 Стенфордский университет, США (Поступила в редакцию 5 февраля 2009 г.) Приведены результаты анализа генерации терагерцового (ТГц) излучения методом нелинейного смешения лазерных частот в кристалле арсенида...»

«М.М.Завадовская-Саченко ПАМЯТИ МОЕГО ОТЦА В 1991 г. исполнилось 100 лет со дня рождения Михаила Михайловича Завадовского, профессора Московского государственного университета, академика ВАСХНИЛ. Он родился 17 июля 1891 г. в селе Покровка-Споричево Херсонской губернии в семье помещика Михаила Владимировича Завадовского. Мальчику было четыре года, когда умер отец, и мать с четырьмя детьми переехала в Елисаветград. Интерес к природе проявился рано: коллекция насекомых; голубятня, в которой были и...»

«СОДЕРЖАНИЕ КАТАЛОГА ФРАНЦИЯ-2014 MTC GROUP SA The licence for the tourist activities right # CH-217-1000221-9.Caution 250000 CHF.Extrait du Registre N 01924/2002. ПАРИЖ – ИЛЬ ДЕ ФРАНС Стр. Отели в Париже 2-68 Отели и замки в окрестностях Парижа 69-75 Трансферы по Парижу и окрестностям, гиды, VIP встреча в аэропорту 76-78 Экскурсии в Париже и пригородах 79-87 Кабаре и круизы по Сене 88-91 Гастрономические рестораны Ночные клубы 93- Парки развлечений для детей (Париж + вся Франция) 95- Диснейленд...»

«СОЦИОЛОГИЯ ВРЕМЕНИ И ЖОРЖ ГУРВИЧ Наталья Веселкова Екатеринбург 1. Множественность времени и Гурвич У каждой уважающей себя наук и есть свое время: у физиков – физическое, у астрономов – астрономическое. Социально-гуманитарные науки не сразу смогли себе позволить такую роскошь. П. Сорокин и Р. Мертон в 1937 г. обратили внимание на сей досадный пробел: социальное время может (и должно) быть определено в собственной системе координат как изменение или движение социальных феноменов через другие...»

«114 mixмикс м Морской коктейль из Коста Браво Кухня создала человека — с этими словами ученого эволюциониста итальянских, французских, иберий Фаустино Кордона трудно не согласиться. А приготовить и подать ских и даже арабских кулинарных тра неповторимый пряный колорит в одной тарелке земляки знаменитых диций. Смесь, как можно подозревать, на весь мир каталонцев Сальвадора Дали и Монсеррат Кабалье могут просто взрывоопасная (в смысле ост на самом высоком уровне роты приправ и пряностей). Смеем...»

«Annotation Больше книг в Библиотеке скептика В книге (Не)совершенная случайность. Как случай управляет нашей жизнью Млодинов запросто знакомит всех желающих с теорией вероятностей, теорией случайных блужданий, научной и прикладной статистикой, историей развития этих всепроникающих теорий, а также с тем, какое значение случай, закономерность и неизбежная путаница между ними имеют в нашей повседневной жизни. Эта книга — отличный способ тряхнуть стариной и освежить в памяти кое-что из курса высшей...»

«Валерий Болотов Тур Саранжав Великие астрономы Великие открытия Великие монголы Монастыри Владивосток 2012 Б 96 4700000000 Б 180(03)-2007 Болотов В.П. Саранжав Т.Т. Великие астрономы. Великие открытия. Великие монголы. Монастыри Владивосток. 2012, 200 с. Данная книга является продолжением авторов книги Наглядная астрономия: диалог и методы в системе Вектор. В данной же книги через написания кратких экскурсах к биографиям древних астрономов и персон имеющих отношения к ним, а также событий,...»

«, №23 (49) 2005 Придай жизни вкус www.gastromag.ru канапе сэндвичи-рулеты с семгой, сыром и орехами мини-пирожки бриоши с начинкой сырные шарики жаркое из говядины баранина с грибами и травами рождественская индейка с апельсинами рыбная бандероль фаршированные баклажаны торт черный лес снежки шоколадно-сливовый террин новогодний апельсиновый десерт салат из апельсинов с базиликом новогодние коктейли Товар сертифицирован Дорогие друзья! Хотя настоящая морозная зима и не спешит с наступлением,...»

«200 ЛЕТ АСТРОНОМИИ В ХАРЬКОВСКОМ УНИВЕРСИТЕТЕ Под редакцией проф. Ю. Г. Шкуратова БИБЛИОГРАФИЯ РАБОТ ЗА 200 ЛЕТ Харьков – 2008 СОДЕРЖАНИЕ ПРЕДИСЛОВИЕ РЕДАКТОРА 1. ИСТОРИЯ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ И КАФЕДРЫ АСТРОНОМИИ. 1.1. Астрономы и Астрономическая обсерватория Харьковского университета от 1808 по 1842 год. Г. В. Левицкий 1.2. Астрономы и Астрономическая обсерватория Харьковского университета от 1843 по 1879 год. Г. В. Левицкий 1.3. Кафедра астрономии. Н. Н. Евдокимов 1.4. Современный...»

«Гастрономическая культура глобализирующегося общества - проблемы и перспективы Пища — это базовая телесно-коммуникативная практика, формирующая антропные характеристики человека и обеспечивающая ему единство связи со всей реальностью. Проблематика гастрономической культуры в целом, но особенно ее сегодняшнего состояния является одной из наименее исследованных для современного культурфилософского дискурса. Культурологические и философские исследования, касающиеся процессов, происходящих в...»






 
© 2014 www.kniga.seluk.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Книги, пособия, учебники, издания, публикации»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.