Н Н Киселев, Д Ф Лупишко - Свойства и особенности реголита меркурия интегральная поляриметрия в 2000-2002 гг - страница 1

Страницы:
1  2  3 

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2004, том 38, № 2, с. 1-9

 

 

 

УДК 523.41-655

СВОЙСТВА И ОСОБЕННОСТИ РЕГОЛИТА МЕРКУРИЯ. ИНТЕГРАЛЬНАЯ ПОЛЯРИМЕТРИЯ В 2000-2002 гг.

© 2004 г. Н. Н. Киселев, Д. Ф. Лупишко

Институт астрономии Харьковского национального университетата им. В.Н.Каразина, Украина Поступила в редакцию 23.12.2002 г. После исправления 14.07.2003 г.

 

Работа содержит детальный обзор исследований свойств и особенностей реголита Меркурия по данным наземных поляриметрических, фотометрических и др., а также космических (Магіпег-10) измерений и результаты поляриметрических наблюдений, проведенных авторами в течение трех видимостей планеты в 2000-2002 гг. Анализ опубликованных данных указывает на то, что процессы созревания реголита на поверхности Меркурия должны быть существенно более интенсивными, чем на поверхности Луны. Кроме того, орбитальные характеристики Меркурия позволяют предпо­ложить, что интенсивность созревания его реголита, а следовательно, и оптические свойства по­верхности, могут заметным образом зависеть от планетоцентрической долготы. Поляризационные наблюдения Меркурия, выполненные в 2000-2002 гг. на 70-см рефлекторе, действительно обнару­жили вариации степени поляризации по поверхности с амплитудой около 1.5% в диапазоне плане-тоцентрических долгот 265-330°. Для выяснения природы этих вариаций необходимо провести до­полнительные наблюдения Меркурия в максимально широком диапазоне планетоцентрических долгот наблюдаемой поверхности.

ВВЕДЕНИЕ

Меркурий - особая планета в Солнечной сис­теме со многих точек зрения. Период осевого вра­щения Меркурия (58.646d) и орбитальный период (87.969d) находятся в точной соизмеримости 2:3. Это приводит, в частности, к тому, что солнечные сутки на Меркурии равны двум периодам обраще­ния Солнца. Важным следствием отмеченной со­измеримости является то, что проходя перигелий, Меркурий всегда обращен к Солнцу поочередно то одной, то другой полусферой. В частности, ну­левой и противоположный (180°) меридианы Меркурия по очереди обращены к Солнцу при прохождении им перигелия, и в подсолнечных точках на этих меридианах происходит наиболь­ший нагрев поверхности (так называемые "горя­чие полюса" планеты, в отличие от "теплых по­люсов" на меридианах 90° и 270°, которые обра­щены к Солнцу в афелиях орбиты). Из-за близости к Солнцу, отсутствия плотной атмосфе­ры и относительно большой продолжительности дня и ночи Меркурий среди остальных планет и спутников испытывает наибольшие перепады температуры поверхности: днем она может под­ниматься до 452°C, а ночью опускаться до -183°С. Такие регулярно повторяющиеся перепады тем­пературы, по-видимому, должны отразиться на микроструктурных особенностях поверхности.

Помимо традиционных наземных наблюдений Меркурия в оптическом диапазоне, большой объ­ем качественно новой информации был получен с помощью радарных наземных наблюдений, а так­же с помощью КА Mariner-10 во время трех его сближений с планетой в 1974-1977 гг. Это данные о наличии, величине и характере магнитного по­ля (Ness и др., 1975; Jackson, Beard, 1977), о струк­туре макрорельефа поверхности (Murray и др., 1974; Pike, 1988; Schultz, 1988), о присутствии тон­кой атмосферы (Hunten и др., 1988; Hunten, Spra-gue, 1997), о возможном наличии водяного льда (или отложений серы) и его мощности вблизи по­люсов планеты (Slade и др., 1992; Butler и др., 1993) и др. Тем не менее среди планет земной группы Меркурий остается наименее изученной планетой. В то же время он представляет боль­шой интерес и прежде всего потому, что наряду с астероидами, его можно рассматривать как наи­лучшим образом сохранившийся реликт стадии формирования больших планет (Маров, 1986). Особенности состава и внутреннего строения Меркурия, его магнитное поле, рельеф поверхно­сти и прочее безусловно связаны с особенностями процессов формирования самой планеты и ее эво­люции в период постаккреционной интенсивной бомбардировки крупными телами, имевшей мес­то около 3.9 млрд. лет назад. А это означает, что изучение Меркурия может дать существенную информацию о происхождении и эволюции дру­гих планет и Солнечной системы в целом, что яв­ляется одним из основных мотивов планирования и подготовки предстоящей космической миссии к Меркурию (Langevin, 1997; Qirtis и др., 1998). В связи с этим интерес к изучению этой планеты в последние годы возрос, о чем свидетельствует публикация ряда обзорных статей (Ксанфомали-ти, 2001; Шевченко, 2002).


СВОЙСТВА РЕГОЛИТА МЕРКУРИЯ И ОСОБЕННОСТИ ЕГО ЭВОЛЮЦИИ (КРАТКИЙ ОБЗОР)

Основная информация о наличии и свойствах реголита Меркурия получена по данным назем­ных поляриметрических и радиометрических на­блюдений планеты. В дальнейшем она была под­тверждена инфракрасными измерениями, а так­же изображениями поверхности, полученными с борта КА Mariner-10. При ее анализе в качестве некоторого эталона для сравнения используются данные о наиболее изученном реголите Луны, ре­же - Марса и астероидов (см., например, Matson и

др., 1977).

Как известно, одним из наиболее чувствитель­ных методов обнаружения реголита у безатмо­сферных космических тел является поляримет-рия. Первые поляриметрические наблюдения Меркурия были проведены Lyot еще в 1922-1924 гг. (Lyot, 1929) с помощью визуального поляриметра (X580 нм) на Медонской обсерватории(Франция). Были выполнены 24 измерения степени поляри­зации света, отраженного диском Меркурия, при­чем с довольно высокой точностью - порядка 0.1%. В 1930 г. Lyot провел поляриметрические наблюдения Меркурия на обсерватории Пик-дю-Миди (Франция) в дневное время и получил зна­чения степени поляризации при малых фазовых углах в диапазоне а = 5-22°. Влияние поляризаци дневного света исключалось с помощью разрабо­танного им оптического компенсатора (Lyot, 1930). Полученные Lyot данные позволили ему сделать заключение о том, что поляризация Мер­курия, усредненная по видимому диску, почти идентична лунной поляризации, следовательно, поверхность Меркурия должна быть покрыта по­рошкообразным веществом, подобным вулкани­ческому пеплу.

В дальнейшем поляриметрические наблюдения Меркурия были выполнены Dollfus в 1950 г. с ана­логичным визуальным поляриметром на 60-см ре­фракторе обсерватории Пик-дю-Миди. В исключи­тельно хороших астроклиматических условиях были проведены многочисленные измерения по­ляризации отдельных деталей на диске Меркурия в двух фильтрах (520 и 630 нм), а для 17 дат с луч­шим качеством изображений была измерена так­же поляризация, усредненная по диску планеты (Dollfus, 1953). Результаты наблюдений показали очень хорошее совпадение с данными Lyot.

В 1966 и в 1972 гг. поляриметрические наблю­дения Меркурия были проведены с новым фото­электрическим поляриметром в пяти фильтрах в диапазоне длин волн 352-580 нм (Dollfus, Auriere, 1974). Вместе с предыдущими наблюдательными данными, включая данные Lyot, а также несколь­ко измерений, полученных Ingersoll в 1970 г. (In-gersoll, 1971), они позволили получить фазовые кривые интегральной (т.е. усредненной по види­мому диску) поляризации Меркурия в 6-ти участ­ках видимого спектра в области 350-630 нм и в широком диапазоне фазовых углов. Отметим, что в одном из фильтров (580 нм) фазовая зависи­мость была получена в диапазоне фазовых углов а ~ 4-130°, включающем области максимальной отрицательной (amin ~ 10°) и максимальной поло­жительной (amax ~ 110°) поляризаций Меркурия. Все эти данные обобщены и проанализированы в работе (Dollfus, Auriere, 1974). Основные резуль­таты этого анализа сводятся к следующему.

1. Фазовая зависимость поляризации Мерку-
рия показывает значительное сходство с соответ-
ствующей зависимостью для интегральной Луны
(табл. 1). Некоторые участки лунной поверхнос-
ти, а также образцы лунного грунта имеют прак-
тически одинаковые с Меркурием зависимости
(особенно в области отрицательной поляриза-
ции), что указывает на лунный тип поверхности
последнего. В ряде своих работ, опубликованных
в 1955-1965 гг.,
Dollfus доказывает, что форма
фазовой кривой в области а = 0-23° (отрицательная
ветвь) прямо связана с микроструктурой поверхно-
сти и для Луны она соответствует мелкораздроб-
ленному и сильно поглощающему материалу, на-
пример, порошку базальта. Таким образом, по-
верхность Меркурия должна быть почти вся
покрыта реголитовым слоем лунного типа, ско-
рее всего из темного поглощающего материала,
переработанного микрометеоритной бомбарди-
ровкой.

2.         Максимум положительной поляризации
Меркурия
(Pmax) находится вблизи а = 110° и
уменьшается с ростом длины волны примерно,
как и для Луны. Смесь в одинаковой пропорциидвух образцов лунного грунта воспроизводит
Pmax Меркурия почти точно. Геометрическое альбедо смеси на X = 585 нм составляет pv = 0.130 и харак­теризует поверхность, промежуточную между морями и континентами Луны. Таким образом, реголит Меркурия оптически идентичен лунным порошкообразным реголитам из наиболее свет­лых морских областей.

3.  Оценки поляриметрического альбедо по-
верхности Меркурия, полученные по зависимос-
ти
"Pmax - альбедо", откалиброванной по измере-
нию образцов лунного грунта, составляют 0.122 и
0.144 для темных и светлых областей диска, соот-
ветственно. Это дает величину контрастов на по-
верхности Меркурия, равную 0.15 против 0.50 для
Луны. Несмотря на то что измеренные контрас-
ты Меркурия в значительной степени занижены
атмосферным замытием, они представляются все
же меньшими, чем в случае морей и континентов
Луны.

4. Имеет место тенденция к возрастанию поло-
жительной поляризации деталей на диске Мерку-
рия при уменьшении их альбедо (закон
Умова).

Несмотря на в общем значительное сходство оптических свойств реголитов Меркурия и Луны, между ними могут быть и различия, вызванные разными условиями формирования и последую­щей эволюции (переработки) их поверхностей. Под этими условиями, по-видимому, следует по­нимать а) элементный состав вещества в прото-планетном облаке в зонах формирования Мерку­рия и системы Земля-Луна (например, различия в содержании металлов и других тяжелых элемен­тов, что может повлиять на состав и свойства ве­щества в коре планеты); б) интенсивность тяже­лой бомбардировки в постаккреционный период (возможность выхода лавы на поверхность пла­неты с образованием "морских", т. е. более глад­ких лавовых областей; в) интенсивность метео­ритной и микрометеоритной бомбардировок по­верхности, формирующей гранулометрический состав реголита; г) облучение поверхности кос­мическими лучами и солнечным ветром; д) темпе­ратурные условия, проявление вулканизма, воз­можное приливное воздействие на планету и др. Перечисленные условия (процессы), безусловно, различаются на гелиоцентрических расстояниях Меркурия и Земли, что и должно вызывать разли­чия в свойствах меркурианского и лунного реголи-тов (см., также Шевченко, 2002). Кратко проанали­зируем основные из причин возможных различий, используя данные работы (Langevin, 1997).

Кратерообразование. На Меркурии не обнару­жено следов проявления вулканизма или другой геологической активности на протяжении по­следних 3 мрд. лет (Spudis, Guest, 1988), поэтому эволюция поверхности его должна быть обуслов­лена внешними процессами и, прежде всего, мете­ороидной бомбардировкой. Поток метеороидных тел на малых гелиоцентрических расстояниях изучен слабо, однако предполагается, что при учете гравитационной фокусировки он должен быть примерно таким же, как и для Луны (Hart-mann, 1977; Langevin, 1997). В то же время средние скорости соударений на Меркурии составляют ~20 км/с, а на Луне - 14 км/с (Langevin, 1997), сле­довательно, энергия столкновения на единицу массы на Меркурии будет в два раза больше, чем на Луне. В отличие от астероидов и других малых тел, основную роль в процессах кратерообразова-ния на Меркурии, как и на Луне, играет гравита­ция. Поскольку на поверхности Меркурия сила гравитации в 2.3 раза больше, чем на Луне, то в значительной степени она будет компенсировать отмеченную выше разницу в энергиях столкнове­ния с точки зрения объема выброшенного веще­ства при образовании кратера. Учитывая эти факторы, а также примерно одинаковую статис­тику кратеров на поверхности обоих тел (Strom, Neukum, 1988), можно заключить, что подобно Лу­не поверхность Меркурия должна быть покрыта слоем реголита толщиной 5-10 м (Langevin, 1997).

Микрометеороидная бомбардировка. Эволю­ция гранулометрического состава реголита (т.е. размера частиц) контролируется в основном мик­рометеоритной бомбардировкой поверхности, которая приводит к фрагментации и эрозии час­тиц вещества, агглютинации их и образованию стекол, селективному испарению вещества с по­следующей конденсацией на поверхность частиц в виде пленок и к другим последствиям, объеди­няемым понятием созревания реголита (грунта). Источниками потоков микрометеоритов являют­ся астероиды, кометы и зодиакальная пыль. Име­ющиеся данные космических измерений (КА Pio-ner-10, -11) и стратосферных указывают на то, что вклад кометной составляющей доминирует во фракции легчайших частиц (<1 мг). Из-за больших эксцентриситетов орбит микрометеоро-идов кометного происхождения скорость их столк­новения с Меркурием составляет около 60 км/с (с Луной - 40 км/с), что намного выше, чем для асте­роидных частиц. Вклад частиц зодиакальной пы­ли, которые приближаются к Солнцу по спирали (эффект Пойтинга-Робертсона), соответствует вкладу микронных частиц кометного или астеро­идного происхождения. Согласно моделям орби­тальной эволюции частиц зодиакальной пыли и данным КА Helios-1 и -2 поток этих частиц в об­ласти орбиты Меркурия в 10 раз больше, чем вблизи орбиты Луны. Микрометеороидная бом­бардировка поверхности Меркурия приводит к тому, что фрагментация становится более эф­фективной для частиц поверхности с размерами >100 мкм, в то время как агглютинация домини­рует на частицах <20 мкм. Фрагментация и агглю­тинация являются как бы противоборствующими

2

25 10

10 10

Таблица 2. Относительные значения характеристик ди­намических процессов, определяющих переработку ре­голита Меркурия (для Луны значение соответствующей характеристики принято за единицу)

Энергия столкновения на единицу массы крупных ме-теороидных тел (m   1 г) и кометных частиц (m < 1 мг)

То же для частиц зодиакальной пыли

Интенсивность облучения солнечными космическими лучами и фотонами

Поток частиц зодиакальной пыли

Интенсивность бомбардировки малыми телами

 

процессами: с возрастанием времени экспозиции элемента поверхности сначала средний размер частиц уменьшается в результате фрагментации, а потом начинают преобладать процессы агглю­тинации, которые увеличивают средний размер ча­стиц. Согласно Langevin (1997) между этими процес­сами устанавливается динамическое равновесие при среднем размере частиц около 40 мкм.

Космические лучи и солнечный ветер. В то

время как поток галактических космических лу­чей на орбитах Меркурия и Луны должен быть одинаковым, потоки солнечных космических лу­чей и солнечного ветра изменяются с гелиоцент­рическим расстоянием ~1/г2. Однако здесь нужно учитывать два фактора: орбитальный резонанс 2:3 (о котором говорилось выше) и возможное эк­ранирование магнитосферой Меркурия. Первый фактор приводит к тому, что облучение Солнцем элемента поверхности (фотонами, солнечными космическими лучами и солнечным ветром) силь­но зависит от его долготы и в перигелии (т. е. на меридианах 0° и 180°) оно в 2.3 раза выше, чем в афелии (90° и 270°). Из-за второго фактора оце­нить интенсивность потока солнечного ветра, до­стигающего поверхности Меркурия, не представ­ляется возможным. Его воздействие на реголит поверхности состоит в аморфизации слоя внеш­них частиц толщиной около 500 мкм, которые не­посредственно облучаются. В зрелом лунном грунте до 50% зерен показывают такое аморфное покрытие. Интересно, что эти пленки понижают альбедо на величину до 30% (Langevin, 1997). Ес­ли бы не было магнитосферного экранирования, то можно было бы ожидать, что на Меркурии та­кими аморфными пленками было бы покрыто большинство зерен реголита (поскольку интен­сивность потока солнечного ветра была бы почти на порядок больше, чем на Луне), и альбедо по­верхности Меркурия было бы меньше, чем альбе­до Луны. Однако это не наблюдается.

Радиационный нагрев поверхности. Отмечен­ные выше неравномерный нагрев поверхности и большой перепад температур "ночь-день" (около 635°С) могут накапливать радиационные эффек­ты (спекание частиц, потеря наиболее летучих элементов, отжиг пород, растрескивание и др.) в структуре верхнего слоя поверхности. В резуль­тате этого могут появиться различия в структуре поверхности полушарий с центральными мериди­анами 0° и 180° с одной стороны, и 90° и 270° - с другой. На Луне смена дня и ночи происходит ча­ще, чем на Меркурии (примерно через 30 дней), но перепад температур при этом находится в пре­делах от 100°-117°С днем до -170°С ночью (Tay­lor, 1999).

На Луне наблюдается весь диапазон созрева­ния реголита: от свежего грубозернистого с низ­ким содержанием стекол (незрелая поверхность) до тонкозернистого с содержанием стекол до 50% в наиболее зрелых грунтах. Интенсивность бомбар­дировки поверхности Меркурия малыми телами минимум в 10 раз больше, чем на Луне, поэтому ди­апазон созреваемости грунта будет примерно та­ким, как для Луны при 10-кратном увеличении вре­мени экспозиции ее поверхности. Т.е. меркуриан-ский реголит должен быть в среднем более зрелым, чем лунный, со средним размером частиц около 40 мкм и содержанием стекол (аглютина-тов) до 70% (Langevin, 1997).

Вывод о тонкозернистом реголите Меркурия подтверждается данными поляриметрии и фотоме­трии (Dollfus, Auriere, 1974), а также оценками теп­лопроводности (Veverka и др., 1988), которая у мер-курианской почвы ниже, чем у лунной, несмотря на бoльшую (из-за бoльшей гравитации) плотность упаковки частиц в поверхностном слое.

В табл. 2 подытожены результаты сравнения основных динамических характеристик процес­сов, определяющих переработку (эволюцию) ре-голитов Луны и Меркурия по данным (Langevin,

1997).

Приведенные характеристики указывают на то, что скорость созревания меркурианского ре­голита должна быть намного выше, чем лунного. И поэтому вывод Langevin о более зрелом рего­лите Меркурия кажется обоснованным. Однако в ряде работ (Matson и др., 1977; Pieters и др., 1993) было показано, что созревание лунного реголита с образованием агглютинатов и поверхностных пленок на частицах сопровождается понижением их альбедо и возрастанием показателя цвета. Т.е. более зрелые реголиты должны быть более тем­ными и красными. Такое изменение оптических характеристик в результате созревания, как пока­зали данные Mariner-10 (Hapke и др., 1975), харак­терно и для меркурианского грунта: свежие кра­теры имеют более голубой цвет и очень высокое (вплоть до 0.45) альбедо. В то же время интег­ральные альбедные и цветовые характеристики обоих тел почти не различаются (см. табл. 1). Возможными причинами такого рассогласования могут быть различия в минералогии поверхнос­тей, а также в интенсивности процессов обновле­ния поверхностей в результате бомбардировки их крупными телами и образования макрократеров. Однако, как мы уже отмечали, поток крупных метеороидных тел в окрестностях орбит Мерку­рия и Луны примерно одинаков, а более высокая скорость их столкновений с поверхностью Мер­курия при образовании кратеров компенсируется большей его гравитацией, поэтому все это пред­полагает, что скорости обновления реголита на поверхностях этих тел не должны сильно разли­чаться.

Что же касается возможных существенных различий в минералогии, то это, скорее всего, имеет место. Так, данные Маriner-10 указывают на то (Hapke и др., 1975), что комбинация высоко­го альбедо с более голубым, по сравнению с Лу­ной, цветом у свежего меркурианского грунта мо­жет быть следствием малого содержания титана (Ti), восстановленного железа (Fe) и окисленнно-го двухвалентного (Fe+2). А высокое альбедо (т.е. слабое поглощение света) может быть обуслов­лено присутствием полевого шпата или кварца. Об этом свидетельствуют и данные микроволно­вого диапазона (X = 0.3-20.5 см), согласно кото­рым меркурианский реголит не менее чем в 2-3 раза более прозрачен, чем лунные моря, и не меньше, чем на 40% более прозрачен, чем лунные материки (Mitchell, de Pater, 1994). Это различие авторы связывают с вероятным более низким со­держанием Fe и Ti в меркурианском реголите, что согласуется с его более высоким визуальным аль­бедо. Данные Маriner-10 показали, что альбедо участков поверхности Меркурия систематически более высокое, чем для соответствующих (мате­риковых) лунных областей (Hapke и др., 1975). По цветовым и альбедным характеристикам по­верхности Меркурия (данные Магіт^Ю) оценено содержание FeO в меркурианском грунте (<6 вес. %), что в два раза меньше, чем в лунном грунте (Strom, 1999). Таким образом, в отличие от Луны, поверхность Меркурия может быть сложена ба­зальтами с низким содержанием Ti и Fe, что со­гласуется с ее более высоким альбедо в визуаль­ных лучах и более низким - в дальнем УФ-диапа-

зоне (Strom, 1999).

Не исключено также, что магнитное поле Мер­курия довольно эффективно экранирует облучение его поверхности солнечными космическими лучами и солнечным ветром (интенсивность которого при­мерно на порядок больше, чем для лунной поверх­ности) и, таким образом, уменьшает вклад этой со­ставляющей в процесс созревания.

Говоря о возможных глобальных вариациях оптических свойств реголита Меркурия, вызван­ных различной интенсивностью облучения и ра­диационного нагрева полушарий с центральными меридианами 0°, 180° и 90°, 270°, следует упомянуть, что картирование поверхности Меркурия, с исполь­зованием ПЗС-изображений, полученных в тече­ние пяти видимостей планеты (1995-1999 гг.) с по­мощью Шведского вакуумного солнечного теле­скопа (D = 0.5 м, Ла-Пальма), не выявило заметных фотометрических различий между по­лушариями (Warell, Limaye, 2001). В то же время эти наблюдения показали, что контрасты между светлыми пятнами и общим более темным фоном поверхности в визуальных лучах достигают зна­чений 35% (а иногда, например, лучевой кратер Койпер, до 50%) и уменьшаются в ближнюю ин­фракрасную область (940 нм) до 25%.

В противоположность этим данным недавно опубликованные результаты ПЗС-фотометрии Меркурия по наземным и космическим (с помо­щью широкоугольного коронографа на КА SO-HO - Solar and Heliospheric Observatory) наблюде­ниям (Mallama и др., 2002) показывают вариации блеска Меркурия в зависимости от средней долго­ты освещенного диска с амплитудой около 0.05™. При этом минимумы кривой блеска находятся вблизи долгот 0° и 180°, а максимумы - вблизи 90° и 270°. Таким образом, на "горячих" меридианах поверхность Меркурия является более темной, чем на меридианах 90° и 270°. Это различие мо­жет быть результатом того, что многократно по­вторяющиеся довольно большие (хотя и не очень резкие) перепады температуры "день-ночь", осо­бенно на меридианах 0° и 180°, могут приводить к накоплению эффектов отжига (оплавления) по­род, что может сказаться на структуре поверхности и ее оптических (например, поляризационных) свойствах. Кроме того, данный эффект может быть также результатом различий в интенсивности со­зревания меркурианского грунта из-за неодина­кового облучения поверхности фотонами, солнеч­ным ветром и солнечными космическими лучами, интенсивность которых, как уже отмечалось, в пе­ригелии (долготы 0° и 180°) в 2.3 раза больше, чем в афелии (долготы 90 и 270°). Эффект, безус­ловно, небольшой, различие в яркости полуша­рий составляет около 5%, а какое различие из-за этого будет в степени поляризации? Используя эмпирическое соотношение между Pmax и альбедо (Dollfus, Auriere, 1974), нетрудно получить, что ве­личина Pmax должна изменяться в зависимости от долготы центрального меридиана с амплитудой около 0.5%, т. е. достаточно большой для уверен­ного обнаружения. Не исключено, что эти вариа­ции могут в какой-то мере компенсироваться дру­гой волной вариаций, обусловленной различиями в структуре поверхности на долготах "горячих" и "холодных" полюсов. Отметим, что в статье (Ge-hrels и др., 1987) анализируются результаты поля­риметрических наблюдений Меркурия в области фазовых углов 53°-130° и в диапазоне длин волн 340-960 нм, полученные авторами в 1964-1970 гг. на разных телескопах, но с одним и тем же поля-

Таблица 3. Результаты поляриметрии Меркурия

Страницы:
1  2  3 


Похожие статьи

Н Н Киселев, Д Ф Лупишко - Свойства и особенности реголита меркурия интегральная поляриметрия в 2000-2002 гг