Том 59, № 5 (2025)

Титан, крупнейший спутник Сатурна, уникален в отношении своего состава, строения и истории формирования. Титан выделяется среди других тел Солнечной системы благодаря своей плотной азотно-метановой атмосфере с разнообразными органическими соединениями и поверхности, покрытой жидкими углеводородами. На основе космохимических и геофизических данных, уравнений состояния метеоритного вещества и Н₂О (вода, водные льды) построены модели внутреннего строения Титана, сложенного веществом углистых (С1/СМ) и обыкновенных (L/LL) хондритов, при различном содержании органического материала (ОМ) низкой (ρ_ОМ ~ 1.3–1.4 г/см³) и высокой (1.4 < ρ_ОМ < 2.2 г/см³) плотности. В отсутствии ОМ реализуются трехслойные модели частично дифференцированного спутника с внешней водно-ледяной оболочкой, промежуточной каменно-ледяной мантией и внутренним С1/СМ или L/LL ядром. Наличие примеси ОМ с плотностью 1.3–1.8 г/см³ в хондритовом веществе Титана обеспечивает возможность перехода от трехслойных частично дифференцированных моделей спутника к двухслойным моделям полной дифференциации (без каменно-ледяной мантии) – структурам, свободным от ограничений на таяние мантийных льдов. Строение полностью дифференцированного Титана в общем случае включает: водно-ледяную оболочку с обязательным внутренним океаном и слоем частично подплавленных высокобарных льдов V–VI и центральное С1/СМ или L/LL хондритовое ядро радиусом ~2100 км. Такие модели без примеси ОМ не удовлетворяют условиям сохранения массы и момента инерции спутника; их согласованность с геофизическими ограничениями обусловлена присутствием ОМ в количестве 10–22 мас. % и 20–28 мас. % в С1/СМ и L/LL ядрах соответственно. Модели Титана с высокоплотным ОМ (ρ_ОМ > 1.8 г/см³) не предполагают разделение ледяной и каменной компоненты, спутник остается дифференцированным частично. Полученные оценки содержания органического материала в Титане согласуются с таковыми для ряда других ледяных лун планет-гигантов и большинства объектов пояса Койпера, образовавшихся за снеговой линией. Это может указывать на общий резервуар материала-предшественника во внешней части Солнечной системы, а также позволяет предполагать потенциальную генетическую связь между космическими телами этого региона, что требует дальнейшего изучения.

Представлены результаты моделирования процесса потери первичной атмосферы молодым мини-нептуном HD 207496b под воздействием теплового потока от ядра при значительной массовой доле воды в его составе. Для экзопланеты HD 207496b были рассмотрены (Barros и др., 2023) два варианта внутреннего строения – скалистое (железно-силикатное) ядро, окруженное водородно-гелиевой оболочкой, а также океанида, имеющая железное ядро, силикатную и мощную водную мантии. Показана потенциально высокая эффективность механизма потери водородно-гелиевой атмосферы в результате фотоиспарения для обоих вариантов. В работе (Evdokimov, Shematovich, 2025) выполнена оценка убегания первичной водородно-гелиевой оболочки под воздействием альтернативного механизма – теплового потока от ядра. Было показано, что для скалистого ядра, окруженного первичной водородно-гелиевой атмосферой, при принятых параметрах модели этот механизм недостаточно эффективен и не должен оказывать существенного влияния на эволюцию газовой оболочки. В данной работе показано, что, если HD 207496b в настоящий момент представляет собой скалистое ядро, покрытое водной мантией с паровой атмосферой (океаниду), то тепловой поток из недр планеты мог в прошлом привести к утрате значительной части первичной, водородно-гелиевой атмосферы уже в первые миллионы – десятки миллионов лет эволюции экзопланеты. Остаток первичной газовой оболочки в дальнейшем подвергается эрозии за счет фотоиспарения. Таким образом, в эволюционной истории HD 207496b могли присутствовать стадии, отличающиеся ведущим механизмом потери атмосферы. Показано, что эффективность процесса потери атмосферы сильно зависит как от радиуса ядра, так и от его внутренней энергии. Эти параметры требуют уточнения и связаны как с моделями внутреннего строения (включая температурные профили недр), так и с наличием дополнительных источников внутренней энергии — сжатия ядра, радиогенного и приливного тепловыделения.

Метеориты группы SNC, предположительно, имеют марсианское происхождение. Метеориты группы HED (говардиты, эвкриты, диогениты), предположительно, поступают на Землю с астероида Веста и астероидов ее семейства (вестоидов). На основании анализа распределения падений и находок метеоритов по массам выполнены оценки потока дифференцированных метеоритов групп SNC и HED на Землю. Потоки метеоритов групп SNC (50 шт/год, 70 кг/год) и HED (800 шт/год, 260 кг/год) сопоставимы по массе с потоком лунных метеоритов (90 шт/год, 110 кг/год), несмотря на очень благоприятные условия транспорта выбросов из кратеров Луны на Землю по сравнению с Марсом и поясом астероидов. Количество выбросов из кратеров Марса, потенциально способных достичь Земли, примерно на два порядка больше, чем соответствующее количество выбросов с Луны, образующихся за тоже время. Однако скорость транспорта вещества с Луны на Землю также выше примерно на два порядка. Это, вероятно, основной фактор, нивелирующий потоки вещества с этих тел. Сходство величин потока с Луны и с еще более удаленного тела, Весты, наиболее вероятно связано с образованием на Весте и вестоидах при низкой силе тяжести большей массы кратерных выбросов, переходящих на гелиоцентрические орбиты, пересекающиеся с орбитой Земли. Относительное содержание метеоритов группы HED различных типов в потоке на Землю соответствует данным спектрального картографирования поверхности Весты с космическим аппаратом Dawn. Поток метеоритов группы SNC не соответствует составу поверхности Марса, изученной мареоходами и орбитальными космическими аппаратами. В целом потоки вещества с Марса и Весты, также как и с Луны, не оказывали влияния на состав земной коры во время ее формирования.

Для достижения детальной картины о выделенных потенциально первичных компонентах ксенона при ступенчатом окислении обогащенных наноалмазом фракциях (ОНФ) метеоритов введена новая изотопно-аномальная компонента Хе-рг3. Особенность этой компоненты – более низкое значение величины отношения ¹³⁴Хе/¹³⁶Хе по сравнению с таковой в использованной в (Fisenko et.al., 2024) компоненте Хе-рг2n (0.529 против 0.591 соответственно). В результате этого увеличился интервал моделирования возможных значений отношения ¹³⁴Хе/¹³⁶Хе в аномально-изотопных составах выделенного ксенона. Это привело к возможности получения полноценной и детальной картины о выделенных предполагаемых компонентах ксенона на основании анализа высокоточных данных для ксенона, выделенного при ступенчатом окислении ОНФ LDI метеорита Murchison (CM2) (Lewis, 1994). Сравнительный анализ выделенных компонент ксенона с привлечением вычисленных содержаний космогенного неона (²¹Ne_c) показал следующее. Относительно низкотемпературная почти изотопно-нормальная по изотопному составу компонента Хе-Р3 в ОНФ метеоритов, идентифицированная в (Huss, Lewis, 1994), содержится в индивидуальной фазе носителе с низкой термоокислительной стойкостью. Эта компонента, согласно концепции авторов, представляет собой смесь Хе-Р3n с Хе-S в соотношении 1:0.013. Фазой носителем этой компоненты, вероятно, могут быть алмазоподобные каемки. На их поверхностную локализацию указывает одновременное выделение с ней также радиогенного ¹²⁹Хе. Выделение изотопно-аномальной Хе-рг1n соответствует послойному окислению зерен алмаза. При использовании зерен SiC-X как фазы носителя компоненты Хе-рг3 (Фисенко и др., 2024) необычное (“взрывное”) ее выделение (около 70% на одной ступени окисления) нами объясняется образованием поверхностных аморфных пленок диоксида кремния на этих зернах. Предположение о зернах SiC-X как фазе носителе изотопно-аномальной компоненты Хе-рг3 подтверждено выявленной связью между этой компонентой и космогенным неоном ²¹Ne_c. Показано также, что “нормальная” по изотопному составу первичная компонента неона (обозначенная нами как Ne-Р3n) соответствует изотопному составу неона, выделенному на высокотемпературной ступени окисления ОНФ LDI. Поэтому изотопный состав компоненты Ne-Р3 – это есть результат смешения первичного состава с дополнительной порцией изотопа ²²Ne (Ne-E) в соотношении 1:0.05. Это смешение произошло, вероятно, на ранней стадии эволюции протопланетного облака Солнечной системы. Успешно проведенное моделирование изотопных составов ксенона, выделенного почти на всех ступенях температурного интервала окисления ОНФ LDI метеорита Murchison, при использовании новой потенциально первичной компоненты ксенона в сочетании с остальными позволяет считать их реальными и возможными при анализе ксенона в ОНФ других метеоритов.

Предложен алгоритм поиска решения при определении предварительной орбиты с очень малым наклоном к плоскости эклиптики. Предлагаемый автором метод основан на решении системы трансцендентных уравнений для трех переменных. Решения системы находятся посредством поиска минимумов целевой функции методом Нелдера–Мида по симплексу. В качестве примера приведены результаты определения орбиты астероида 255447 (2005 YN24).