ग्रहीय विज्ञान सेमिनार

हमारा सौर मंडल लगभग 4,567 मिलियन वर्ष पहले एक अंतरतारकीय आणविक बादल के भीतर एक सघन कोर के ढहने से बना था। स्थलीय ग्रहों और क्षुद्रग्रहों के निर्माण में योगदान देने वाले ग्रह पिंडों के संचय की समय-सीमा (कालानुक्रमिक अध्ययन) का निर्धारण करना और इस जानकारी को उनके पूर्ववर्ती पदार्थों के स्रोत भंडारों (वंशावली अध्ययन) से जोड़ना, प्रारंभिक सौर मंडल प्रक्रियाओं पर समय और स्थान संबंधी बाधाओं को समझने की कुंजी है। उल्कापिंड, जो सौर मंडल के प्रारंभिक चरणों के दौरान बने और पृथ्वी तक पहुंचे, आदिम ग्रहीय डिस्क और उससे परे विभिन्न समयों और स्थानों पर प्रारंभिक ग्रह पिंडों के निर्माण, परिवहन और विकास का पता लगाने का हमारा सबसे शक्तिशाली साधन हैं। ये विभिन्न क्षुद्रग्रहों, चंद्रमा और मंगल ग्रह से नमूने लेते हैं और प्रयोगशाला में प्रत्यक्ष अध्ययन के लिए अलौकिक पदार्थ का सबसे सुलभ स्रोत हैं। यह प्रस्तुति उच्च परिशुद्धता वाले क्रोमियम समस्थानिकों को कालानुक्रमिक और वंशावली उपकरण के रूप में उपयोग करते हुए विभिन्न सौर मंडल पदार्थों के कालक्रम और वंशावली पर चर्चा करती है। ये अध्ययन उल्कापिंडों और उल्कापिंड संदूषण वाले स्थलीय प्रभाव वाले पिंडों में रेडियोजेनिक और न्यूक्लियोसिंथेटिक Cr आइसोटोप भिन्नताओं के निर्धारण पर आधारित हैं।

दक्षिण भारत का आर्कियन धारवाड़ क्रेटन ज्वालामुखी-अवसादी ग्रीनस्टोन बेल्ट को संरक्षित रखता है जो प्रारंभिक पृथ्वी की भूपर्पटी के विकास, विवर्तनिक प्रक्रियाओं और महासागर-वायुमंडल रसायन को दर्ज करते हैं। धारवाड़ क्रेटन में ज्वालामुखी-अवसादी ग्रीनस्टोन बेल्ट के भीतर अच्छी तरह से संरक्षित बैंडेड आयरन फॉर्मेशन (BIFs) मौजूद हैं। BIFs (लगभग 3300-2600 Ma तक फैले) के एकीकृत क्षेत्र अवलोकन, खनिज विश्लेषण और संपूर्ण चट्टान के प्रमुख, सूक्ष्म और दुर्लभ पृथ्वी तत्व (REE) भू-रसायन विशिष्ट पुरापर्यावरणीय संकेतों को प्रकट करते हैं। कम कुल REE सामग्री, सकारात्मक Eu विसंगतियाँ और विशिष्ट सूक्ष्म-तत्व अनुपात लोहे के लिए एक प्रमुख जलतापीय स्रोत का संकेत देते हैं, और परिवर्तनशील Ce विसंगतियाँ आर्कियन महासागर-वायुमंडल प्रणाली में उतार-चढ़ाव वाली रेडॉक्स स्थितियों का सुझाव देती हैं। खनिज संरचनाओं और Fe–Si प्रणालियों में भिन्नताएँ, साथ ही Al₂O₃ और CaO में स्थानीय संवर्धन, बेसिन-स्तरीय विषमता और BIF निक्षेपण के दौरान सूक्ष्म अवक्षेपण को दर्शाते हैं। इन निष्कर्षों के आधार पर, भविष्य के शोध इन खनिज विज्ञान और भू-रासायनिक दृष्टिकोणों को ग्रहों के वातावरण, विशेष रूप से मंगल ग्रह तक विस्तारित करेंगे। मंगल ग्रह पर पाए जाने वाले हेमेटाइट को समझने के लिए पृथ्वी पर पाए जाने वाले हेमेटाइट की विशेषताओं का व्यापक अध्ययन आवश्यक है, क्योंकि मंगल ग्रह से नमूने वापस लाना अभी भी एक दूर की संभावना है। इसके अतिरिक्त, हेमेटाइट, जो BIF में एक प्रमुख लौह ऑक्साइड चरण है, मंगल ग्रह पर जलीय गतिविधि, ऑक्सीकरण प्रक्रियाओं और निवास योग्यता का एक प्रमुख संकेतक भी है। पृथ्वी पर विभिन्न भूवैज्ञानिक स्थितियों, विशेष रूप से भारतीय भूवैज्ञानिक अभिलेख से प्राप्त हेमेटाइट को एकीकृत करके, इस कार्य का उद्देश्य मंगल ग्रह पर हेमेटाइट निर्माण के लिए मजबूत स्थलीय अनुरूप स्थापित करना है, जिससे ऑक्सीकरण प्रक्रियाओं, रोवर-आधारित डेटा के सत्यापन और प्रारंभिक मंगल ग्रह की सतह के वातावरण के विकास में नई अंतर्दृष्टि प्राप्त हो सके।

शुक्र ग्रह के दिन के समय के आयनमंडल में इलेक्ट्रॉन घनत्व में आवर्ती वृद्धि देखी जाती है जिसे "टॉपसाइड बल्ज" के नाम से जाना जाता है। कई मिशनों द्वारा इसकी सूचना दी गई है, फिर भी इसके निर्माण की प्रक्रिया अभी भी विवादास्पद है। वीनस एक्सप्रेस (2006-2014) पर सवार वीनस रेडियो साइंस प्रयोग (VeRa) से प्राप्त 200 से अधिक दिन के समय के इलेक्ट्रॉन घनत्व प्रोफाइल का उपयोग करते हुए, हम एक स्वचालित, ग्रेडिएंट-आधारित विधि का उपयोग करके बल्ज को तीन प्रकारों में वर्गीकृत करते हैं। टाइप 1 बल्ज अधिक ऊंचाई पर पाए जाते हैं, जबकि टाइप 2 और टाइप 3 बल्ज V2 परत के ऊपर प्रकाश रसायन-प्रधान क्षेत्र में अपेक्षाकृत कम ऊंचाई पर पाए जाते हैं।
इस सेमिनार में, इन बल्ज प्रकारों के आकारिकीय अंतरों और घटना दरों पर चर्चा करने के बाद, मैं प्राथमिक V2 परत का सटीक चित्रण करने के लिए सूर्य-केंद्रित दूरी और सौर घूर्णन दोनों को ध्यान में रखते हुए शुक्र पर सौर प्रवाह के लिए सुधार की आवश्यकता को प्रदर्शित करूंगा। घर में निर्मित 1डी फोटोकेमिकल मॉडल का उपयोग करते हुए, मैं चर्चा करूंगा कि इलेक्ट्रॉन तापमान में ऊर्ध्वाधर भिन्नताएं ऊपरी आयनमंडल की संरचना को कैसे प्रभावित करती हैं और फोटोकेमिकल रूप से प्रभुत्व वाले क्षेत्र के भीतर देखे गए उभार आकृति विज्ञान को कैसे आकार देती हैं।

क्षुद्रग्रहीय पदार्थों में विविध कार्बनिक पदार्थ (OM) घटक होते हैं जो उनके खनिज मैट्रिक्स में असमान रूप से वितरित होते हैं। कार्बनिक पदार्थ या तो घुलनशील कार्बनिक पदार्थ (SOM) या अघुलनशील कार्बनिक पदार्थ (IOM) के रूप में पाए जाते हैं। IOM एक जटिल वृहद आणविक बहुलक है जो नैनोमीटर से माइक्रोमीटर पैमाने तक फैला होता है, जबकि SOM अपेक्षाकृत सरल कार्बनिक यौगिकों से बना होता है जिनमें कार्यात्मक समूह होते हैं और इसे जल, मेथनॉल और डाइक्लोरोमेथेन जैसे विलायकों का उपयोग करके निकाला जा सकता है। अपनी अघुलनशील प्रकृति के कारण, IOM को पेट्रोग्राफिक, सतही और थोक विश्लेषणात्मक तकनीकों का उपयोग करके पहचाना जा सकता है, जबकि SOM मुख्य रूप से थोक आणविक और समस्थानिक विश्लेषणों के माध्यम से सुलभ है। मेरे पीएचडी शोध का ध्यान छवि प्रसंस्करण और मशीन लर्निंग को एकीकृत करने वाली एक नई SEM-EDS आधारित कार्यप्रणाली के विकास के माध्यम से IOM के व्यवस्थित लक्षण वर्णन पर केंद्रित था, जिसने दो अलग-अलग कार्बनिक चरणों: सांद्रित कार्बनिक पदार्थ (COM) और विसरित कार्बनिक पदार्थ (DOM) की निष्पक्ष पहचान को सक्षम बनाया। COM कंट्रास्ट, आकार और स्थानिक वितरण के संदर्भ में शास्त्रीय IOM के समान पेट्रोग्राफिक गुण प्रदर्शित करता है, जबकि DOM विशिष्ट विशेषताओं को प्रदर्शित करता है। इन प्रेक्षणों के आधार पर, मैं यह परिकल्पना करता हूँ कि डीओएम मैट्रिक्स के भीतर एसओएम की पेट्रोग्राफिक अभिव्यक्ति का प्रतिनिधित्व कर सकता है। इस परिकल्पना का परीक्षण करने के लिए, मैं पीआरएल में सीधे एसओएम के लक्षण वर्णन के लिए इस कार्य को आगे बढ़ाने का प्रस्ताव करता हूँ। इसके लिए, मैं नमूने के अंशों से एसओएम निकालूँगा और एफटीआईआर, रमन स्पेक्ट्रोस्कोपी और नैनोसिम्स का उपयोग करके इसके आणविक, स्पेक्ट्रल और आइसोटोपिक गुणों का विश्लेषण करूँगा। एसओएम निष्कर्षण से पहले और बाद में अंशों के तुलनात्मक आइसोटोपिक विश्लेषण का उपयोग समग्र आइसोटोपिक हस्ताक्षर में एसओएम के योगदान का आकलन करने के लिए किया जाएगा। इस परिकल्पना की पुष्टि से एसओएम और आईओएम के लिए अलग-अलग संचय स्रोतों का पता चलेगा, जबकि इसकी अस्वीकृति से कार्बनयुक्त चोंड्राइट जनक पिंडों के भीतर कार्बनिक पदार्थ संचय में कई स्रोतों या लौकिक भिन्नताओं का संकेत मिलेगा।

उल्कापिंडों के टकराने से बने गड्ढे ग्रहों के भूवैज्ञानिक विकास को नियंत्रित करते हैं और सापेक्ष कालक्रम, सतह पुनर्निर्माण प्रक्रियाओं और भूपर्पटी में बदलाव के लिए एक महत्वपूर्ण संकेतक के रूप में कार्य करते हैं। हालांकि चंद्रमा और मंगल के लिए प्रमुख गड्ढों की सूची मौजूद है, लेकिन छोटे व्यास वाले गड्ढों की पूर्णता कम हो जाती है, जहां मैन्युअल मानचित्रण श्रमसाध्य हो जाता है और पर्यवेक्षकों की पहचान सीमाएँ भिन्न होती हैं। क्लासिकल मशीन लर्निंग, डीप कनवोल्यूशनल डिटेक्टर, ट्रांसफॉर्मर-आधारित आर्किटेक्चर और स्थलाकृति के साथ ऑप्टिकल इमेजरी के संलयन के परिचय के साथ स्वचालित गड्ढा पहचान प्रणालियों में काफी प्रगति हुई है। ये दृष्टिकोण छोटे और क्षीण गड्ढों के लिए सटीकता में सुधार करते हैं और लगभग वास्तविक समय में अनुमान लगाने में सहायक होते हैं, जिनका उपयोग गड्ढों के आकार-आवृत्ति वितरण अध्ययन, सतह कालक्रम और भू-भाग-सापेक्ष नेविगेशन में किया जा सकता है। इन विकासों के आधार पर, दक्षिणी ध्रुव-ऐटकेन बेसिन गहरी चंद्र शिलाओं की जांच के लिए एक असाधारण प्राकृतिक प्रयोगशाला प्रदान करता है। कई प्रमाणों से पता चलता है कि एसपीए (SPA) के निर्माण में योगदान देने वाले उल्कापिंड के प्रभाव से भूपर्पटी और संभवतः मेंटल (आंतरिक सौर मंडल) की सामग्री का उत्खनन हुआ होगा, जिससे चंद्र मैग्मा महासागर के विभेदन, पाइरोक्सीन और ओलिविन चट्टानों के वितरण और प्रारंभिक चंद्र विकास के दौरान केआरईईपी (KREEP) की उपस्थिति या कमी का अध्ययन संभव हो सका। प्रस्तावित शोध में एसपीए पर मेंटल (आंतरिक सौर मंडल) के संकेतों का मूल्यांकन करने, उनके भूवैज्ञानिक संदर्भ का आकलन करने और भूपर्पटी-मेंटल (आंतरिक मंडल) स्तरीकरण के निहितार्थों को निर्धारित करने के लिए हाइपरस्पेक्ट्रल, भू-रासायनिक और प्रासंगिक डेटासेट को पर्यवेक्षित और गहन शिक्षण वर्गीकरण के साथ एकीकृत किया गया है। अपेक्षित परिणाम चंद्र विज्ञान की प्राथमिकताओं के लिए प्रासंगिक हैं, जिनमें लैंडिंग साइट का लक्षण वर्णन, नमूना वापसी लक्ष्यीकरण और प्रारंभिक सौर मंडल के प्रभाव वातावरण का तुलनात्मक अध्ययन शामिल है।

ऑक्सीजन और कार्बन ब्रह्मांड में सबसे प्रचुर मात्रा में पाए जाने वाले तत्वों में से हैं, जो ग्रहों, धूमकेतुओं और अंतरतारकीय अंतरिक्ष के वातावरण को आकार देने वाले अणुओं का निर्माण करते हैं। हालांकि, सघन आणविक बादलों और प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क के ठंडे क्षेत्रों में ऑक्सीजन और कार्बन युक्त प्रजातियों की प्रेक्षित गैसीय प्रचुरता पूर्वानुमान से काफी कम है। यह विसंगति इंगित करती है कि इनमें से अधिकांश तत्व धूल के कणों पर बर्फीली परतों में फंसे हुए हैं। इन बर्फीली परतों की संरचना, चाहे क्रिस्टलीय हो, गैर-छिद्रपूर्ण अनाकार हो या छिद्रपूर्ण अनाकार हो, अणुओं के अधिशोषण, प्रसार और विशोषण में महत्वपूर्ण भूमिका निभाती है, फिर भी अंतर्निहित सतही प्रक्रियाओं को अभी तक पूरी तरह से समझा नहीं गया है।
यह अध्ययन अंतरतारकीय बर्फ के अनुरूपों के साथ आणविक अंतःक्रियाओं की जांच करने के लिए परावर्तन अवशोषण अवरक्त स्पेक्ट्रोस्कोपी (RAIRS) और तापमान प्रोग्राम्ड डिसोर्प्शन (TPD) का उपयोग करते हुए अति-उच्च निर्वात प्रयोगशाला प्रयोगों को नियोजित करता है। RAIRS का उपयोग हाइड्रोजन बॉन्डिंग,
आणविक अभिविन्यास और संरचनात्मक परिवर्तनों की जांच के लिए किया जाएगा, जबकि TPD का उपयोग अवशोषण गतिकी और बंधन ऊर्जा को निर्धारित करने के लिए किया जाएगा। आणविक रसायन विज्ञान और बर्फ की आकृति विज्ञान के बीच संबंध का व्यवस्थित रूप से अध्ययन करके, इस शोध का उद्देश्य प्रमुख ऑक्सीजन- और
कार्बन-युक्त प्रजातियों के प्रतिधारण और विमोचन की प्रक्रियाओं को स्पष्ट करना है।

धूमकेतुओं की देखी गई उत्पादन दरों को अक्सर गतिविधि के सीधे माप के रूप में माना जाता है, लेकिन व्यवहार में वे नाभिक की भौतिक विशेषताओं पर बहुत अधिक निर्भर करती हैं। आकार, घूर्णन अवस्था और प्रकाश की स्थिति जैसे गुण कक्षा के विभिन्न बिंदुओं पर सतह के कितने भाग की सक्रियता को प्रभावित कर सकते हैं। परिणामस्वरूप, उत्पादन दरों में भिन्नताएँ केवल संरचना या सूर्यकेंद्रीय दूरी में परिवर्तन को ही नहीं दर्शाती हैं। अधिकांश शोध कार्यों में, नाभिकों के मॉडल के रूप में गोलाकार आकार और एकसमान गतिविधि को लिया जाता है, जो महत्वपूर्ण भौतिक प्रभावों को छिपा सकता है और गैस उत्सर्जन व्यवहार की भ्रामक व्याख्याओं को जन्म दे सकता है। इस संगोष्ठी में, मैं यह पता लगाऊँगा कि नाभिक की ज्यामिति और अभिविन्यास देखी गई उत्पादन दरों को कैसे प्रभावित करते हैं और चर्चा करूँगा कि धूमकेतुओं की भौतिक अवस्था और विकास के साथ प्रेक्षणों को बेहतर ढंग से जोड़ने के लिए धूमकेतु नाभिकों के अधिक यथार्थवादी निरूपण की आवश्यकता क्यों है।

मंगल ग्रह पर रात्रिकालीन अरोरा तब उत्पन्न होते हैं जब इलेक्ट्रॉन ऊपरी वायुमंडल में अवक्षेपित होकर फोटॉन उत्सर्जन उत्पन्न करते हैं। एमिरेट्स मार्स मिशन (ईएमएम) एमिरेट्स मार्स अल्ट्रावायलेट स्पेक्ट्रोमीटर (ईएमयूएस) द्वारा पूर्ण-डिस्क सुदूर-पराबैंगनी इमेजिंग प्रदान करता है, जिससे तीन विशिष्ट प्रकार के अरोरा का पता चलता है: क्रस्टल फील्ड अरोरा, पैची अरोरा और सिन्यूअस अरोरा। समवर्ती इन-सीटू एमएवीईएन प्रेक्षण इस बात की पुष्टि करते हैं कि अति-तापीय इलेक्ट्रॉन प्रवाह वृद्धि (1 केवी से कम) रात्रिकालीन आयनमंडलीय घनत्व और अरोरा उत्सर्जन को बढ़ाती है। इलेक्ट्रॉन पिच-कोण वितरण खुले चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ अवक्षेपण का संकेत देते हैं, जो क्षेत्र-संरेखित इलेक्ट्रॉन प्रवाह द्वारा विशेषता है। एक संयोजन घटना के दौरान, ईएमयूएस और एमएवीईएन डेटा से पता चलता है कि सिन्यूअस अरोरा मैग्नेटोटेल करंट शीट के साथ सहसंबंधित होते हैं। उनके गुणों के आधार पर, सिन्यूअस अरोरा टेल करंट शीट का प्रक्षेपण प्रतीत होता है, ऐसी परिस्थितियों में जो ऊर्जावान इलेक्ट्रॉनों को इसमें व्याप्त होने की अनुमति देती हैं। करंट शीट स्वयं मंगल ग्रह की दोहरी पालियों वाली मैग्नेटोटेल की एक स्थायी लेकिन अत्यधिक परिवर्तनशील विशेषता है, जो मंगल के आयनमंडल के चारों ओर आईएमएफ के आवरण के परिणामस्वरूप उत्पन्न होती है।

मंगल ग्रह के वातावरण में धूल सर्वव्यापी है और वायुमंडलीय गतिशीलता तथा मौसमी परिवर्तनशीलता में महत्वपूर्ण भूमिका निभाती है। सतह के निकट, धूल भरी आंधी और तूफान अक्सर देखे जाते हैं, विशेष रूप से दक्षिणी गोलार्ध की गर्मियों के दौरान, जिनमें से कुछ तूफान क्षेत्रीय या वैश्विक स्तर तक भी पहुंच जाते हैं। धूल भरी आंधी संवहनी भंवर हैं जो सतह और आसपास के वायुमंडल के बीच तापमान व्युत्क्रमण के कारण बनते हैं। इन भंवरों के भीतर, तीव्र धूल उत्थापन और टकराव के कारण त्रिविद्युत प्रक्रियाओं द्वारा महत्वपूर्ण आवेश पृथक्करण होता है। आवेश पृथक्करण और मंगल ग्रह पर कम वायुमंडलीय चालकता के परिणामस्वरूप, विद्युत निर्वहन होने की संभावना है। इस संगोष्ठी में, मैं मंगल ग्रह के वातावरण में विद्युत निर्वहन का समर्थन करने वाले मौजूदा मॉडलों और कुछ प्रारंभिक परिणामों का अवलोकन प्रस्तुत करूंगा।

मंगल ग्रह के उल्कापिंड, रोवर और कक्षीय प्रेक्षणों के साथ मिलकर, मंगल ग्रह के भूवैज्ञानिक विकास के बारे में महत्वपूर्ण जानकारी प्रदान करते हैं। ये उल्कापिंड प्रारंभिक ग्रहीय विभेदन, दीर्घकालिक मैग्मावाद, मेंटल की विषमता और जल-चट्टान की परस्पर क्रिया के प्रमाण प्रस्तुत करते हैं। इस व्याख्यान में, मैं मंगल ग्रह के उल्कापिंडों के वर्गीकरण पर चर्चा करूँगा और उनके भू-रासायनिक और समस्थानिक विशेषताओं से प्राप्त मंगल ग्रह के भूविज्ञान की वर्तमान समझ का सारांश प्रस्तुत करूँगा। मैं मंगल ग्रह की मैग्मा प्रक्रियाओं और संरचनात्मक विविधता के बारे में हमारी समझ में मौजूद प्रमुख कमियों को भी उजागर करूँगा और चर्चा करूँगा कि भविष्य के अध्ययन इन अनसुलझे प्रश्नों को हल करने में कैसे मदद कर सकते हैं।

चंद्रमा कई मीटर मोटी असंगठित मलबे की परतों से ढका हुआ है, जिनकी मोटाई मारिया और हाइलैंड्स क्षेत्रों में भिन्न-भिन्न है। ये परतें चंद्र रेगोलिथ नामक अधिक ठोस परतों के ऊपर स्थित हैं। चंद्र रेगोलिथ के भौतिक गुणों का ज्ञान विज्ञान और चंद्रमा के अन्वेषण दोनों के लिए आवश्यक है। रेगोलिथ के गुणों के बारे में वर्तमान समझ मुख्य रूप से अपोलो और सर्वेयर से प्राप्त प्रयोगों और नमूनों से प्राप्त हुई है, जो केवल भूमध्यरेखीय अक्षांशों तक सीमित है। अन्य विभिन्न स्थानों, विशेष रूप से उच्च अक्षांशों और ध्रुवों पर रेगोलिथ की विशेषताओं के बारे में जानकारी नहीं है। इस व्याख्यान में, मैं चंद्र रेगोलिथ के भौतिक गुणों - विशेष रूप से इसके भू-तकनीकी, ऊष्माभौतिक और प्रत्यास्थ विशेषताओं - की वर्तमान समझ पर चर्चा करूँगा और भविष्य के चंद्र अन्वेषण के लिए उनके निहितार्थों का आकलन करूँगा। इन बहु-विषयक मापदंडों को एकीकृत करके, मैं इस बात पर प्रकाश डालूँगा कि भविष्य में विज्ञान, सुरक्षित लैंडिंग संचालन, इन-सीटू संसाधन उपयोग और आवास डिजाइन के लिए चंद्र रेगोलिथ की गहरी समझ कितनी आवश्यक है। मैं उन महत्वपूर्ण ज्ञान अंतरालों पर भी संक्षेप में चर्चा करूँगा जिनके लिए भविष्य में मापन की आवश्यकता है ताकि चंद्रमा पर मानव की स्थायी उपस्थिति सुनिश्चित हो सके।

चंद्रमा पर पाए जाने वाले घुमावदार वक्र (लूनार स्वर्ल्स) रहस्यमय, उच्च-एल्बेडो वाले, टेढ़े-मेढ़े सतही लक्षण हैं जो केवल चंद्रमा पर ही पाए जाते हैं और प्रमुख भूपर्पटी चुंबकीय विसंगति क्षेत्रों के साथ स्थित हैं। हालांकि चंद्र स्वर्ल्स का व्यापक रूप से अध्ययन किया गया है, लेकिन उनकी निर्माण प्रक्रिया अभी भी स्पष्ट नहीं है। इस संगोष्ठी में, मैं चंद्र स्वर्ल्स और उनके निर्माण तंत्र को समझाने के लिए प्रस्तावित तीन प्रतिस्पर्धी परिकल्पनाओं का परिचय दूंगा: सौर पवन परिरक्षण, धूमकेतु प्रभाव द्वारा घर्षण और विद्युतस्थैतिक धूल स्थानांतरण। प्रत्येक परिकल्पना के लाभ और सीमाओं पर चर्चा की जाएगी, जिसमें सौर पवन परिरक्षण तंत्र से संबंधित मॉडलिंग प्रयासों पर विशेष ध्यान दिया जाएगा। हालांकि मॉडल में काफी प्रगति हुई है, यह मुख्य रूप से रेनर गामा की विशिष्ट विशेषताओं को पुन: उत्पन्न करने पर केंद्रित है। इसलिए, यह संगोष्ठी अन्य चंद्र स्वर्ल्स तक मॉडल का विस्तार करने की आवश्यकता पर प्रकाश डालती है ताकि यह निर्धारित किया जा सके कि क्या एक ही तंत्र पर्याप्त है या तंत्रों के पारस्परिक एकीकरण की आवश्यकता है।

फ्रायंडलिच-शारोनोव बेसिन, जिसका व्यास लगभग 600 किमी है, चंद्रमा के सुदूर भाग पर 18.35° उत्तर और 175.2° पूर्व में स्थित एक पूर्व-नेक्टेरियन/नेक्टेरियन बेसिन है। इस अत्यधिक विघटित बेसिन की उपस्थिति की पुष्टि सर्वप्रथम क्लेमेंटाइन अल्टीमेट्री डेटा द्वारा की गई थी और GRAIL मिशन के हालिया गुरुत्वाकर्षण प्रेक्षणों से फ्रायंडलिच-शारोनोव बेसिन से जुड़े दो वलयों की उपस्थिति का पता चला है। कई चंद्र बेसिनों के विपरीत जो पूरी तरह से मैरे जमाव से भरे होते हैं, फ्रायंडलिच-शारोनोव बेसिन में गहरे रंग की सामग्री का वितरण सीमित है और यह बेसिन के केंद्रीय भाग तक ही सीमित है। कई अध्ययनों ने पहले इन गहरे रंग की सामग्रियों की जांच की है, लेकिन इनकी उत्पत्ति और जमाव के तरीके पर कोई स्पष्ट सहमति नहीं है। कुछ अध्ययन इन गहरे रंग की सामग्रियों को उल्कापिंड के अवशेष मानते हैं, जबकि अन्य इन्हें पायरोक्लास्टिक उत्पत्ति का बताते हैं या इनकी उपस्थिति का श्रेय स्थानीय मैरे ज्वालामुखी गतिविधि को देते हैं। इस सेमिनार में, मैं चंद्रयान, कागुया और एलआरओ जैसे मिशनों से प्राप्त विभिन्न डेटासेटों का उपयोग करते हुए, आकारिकी, कालानुक्रमिक और संरचनात्मक विश्लेषण से प्राप्त जानकारियों को शामिल करते हुए, फ्रायंडलिच-शारोनोव बेसिन का विस्तृत अध्ययन प्रस्तुत करूँगा। इस कार्य के परिणाम फ्रायंडलिच-शारोनोव बेसिन के ज्वालामुखीय-विवर्तनिक विकास की हमारी समझ को बढ़ाते हैं और चंद्रमा पर इसी प्रकार की विशाल उल्कापिंड संरचनाओं के भूवैज्ञानिक विकास को समझने में सहायक होंगे।

शुक्र ग्रह के आयनमंडल का अध्ययन कई दशकों से विभिन्न उपकरणों का उपयोग करके किया जा रहा है,
और रेडियो विज्ञान प्रयोगों ने कुछ
सबसे विस्तृत अंतर्दृष्टि प्रदान की है। जबकि बुनियादी आयनीकरण प्रक्रियाएं
अच्छी तरह से समझी गई हैं, निचले आयनमंडल और ऊपरी
वायुमंडल के बीच का संबंध, साथ ही आयनगर्भाशय के निकट परिवर्तनशीलता,
अभी भी आंशिक रूप से ही समझी गई है। हाल के निष्कर्ष और बेहतर पुनर्प्राप्ति
तकनीकें अब इन अंतःक्रियाओं पर स्पष्ट दृष्टिकोण प्रदान कर रही हैं और
शुक्र के प्लाज्मा वातावरण की हमारी समझ को परिष्कृत करने में मदद कर रही हैं। यह
प्रस्तुति प्रदर्शित करेगी कि कैसे आधुनिक रेडियो विज्ञान ग्रहों के आयनमंडलों की हमारी समझ और अन्वेषण के भविष्य को बदल रहा है।

पहले एक्सोप्लैनेट की खोज के बाद से, एक्सोप्लैनेट अध्ययन का क्षेत्र तेजी से विकसित हुआ है। वर्तमान में 6,000 से अधिक पुष्ट एक्सोप्लैनेट की संख्या के साथ, ज्ञात ग्रहों का संग्रह अब एक दिन से भी कम की कक्षीय अवधि वाले "गर्म बृहस्पति" से लेकर ठंडे, महासागरों से ढके "मिनी-नेप्च्यून" तक, ग्रहों की एक विशाल श्रृंखला को समेटे हुए है। वैज्ञानिक क्षेत्र अब केवल खोज से आगे बढ़कर एक्सोप्लैनेट के वायुमंडल के विस्तृत अध्ययन की ओर अग्रसर है। यह सेमिनार एक्सोप्लैनेट का एक बुनियादी अवलोकन प्रदान करता है, जिसकी शुरुआत उन मूलभूत चुनौतियों से होती है जो प्रत्यक्ष अवलोकन को कठिन बनाती हैं। हम दो अप्रत्यक्ष अवलोकन विधियों - ट्रांजिट फोटोमेट्री और रेडियल वेलोसिटी - और वे किस प्रकार एक्सोप्लैनेट के द्रव्यमान और त्रिज्या को सीमित करते हैं, इस पर भी चर्चा करेंगे। सेमिनार का मुख्य केंद्र ट्रांजिट फोटोमेट्री विधि के विस्तार, ट्रांजिट स्पेक्ट्रोस्कोपी का उपयोग करके एक्सोप्लैनेटरी वायुमंडल का अध्ययन करना होगा। इन जटिल स्पेक्ट्रा की व्याख्या करने के लिए, हम "वायुमंडलीय पुनर्प्राप्ति" नामक एक गणना विधि का उपयोग करते हैं, जो मिश्रण अनुपात और ऊर्ध्वाधर संरचना जैसे वायुमंडलीय गुणों को सांख्यिकीय रूप से प्राप्त करने के लिए फॉरवर्ड मॉडल और बायेसियन अनुमान का उपयोग करती है। इस प्रक्रिया में एक वायुमंडलीय मॉडल महत्वपूर्ण है। अंत में, सेमिनार में मानक रासायनिक-संतुलन मॉडल की सीमाओं पर चर्चा की जाएगी। यद्यपि ये मॉडल गणना में सरल और गर्म ग्रहों के लिए पर्याप्त रूप से सटीक हैं, लेकिन ये अक्सर उन वायुमंडलों का प्रतिनिधित्व करने में विफल रहते हैं जहां रासायनिक प्रतिक्रिया की समयावधि लंबी होती है। यह असंतुलन मॉडल की आवश्यकता को उजागर करता है, और मैं ऐसे ही एक मॉडल का उदाहरण प्रस्तुत करूंगा।

चंद्रमा का ऊष्मभौतिक वातावरण भविष्य के अन्वेषण, संसाधन उपयोग और इसके भूवैज्ञानिक विकास को समझने में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है। हालांकि वैश्विक सतह तापमान उपलब्ध हैं, लेकिन नमूनों की कमी और स्थानीय प्रयोगों के अभाव के कारण स्थानीय स्तर के तापमान वातावरण और ऊष्मभौतिक विशेषताओं के बारे में सीमित जानकारी ही उपलब्ध है। भविष्य में चंद्रमा के अन्वेषण के लिए कई मिशनों की योजना को देखते हुए, चंद्रमा पर प्रमुख स्थलों के तापमान और ऊष्मभौतिक वातावरण की बेहतर समझ होना अनिवार्य है। हमने चंद्रमा पर कई विशिष्ट और वैज्ञानिक रूप से महत्वपूर्ण स्थलों पर चंद्र सतह के ऊष्मीय वातावरण का गहन विश्लेषण किया है। हमने डिवाइनर चंद्र रेडियोमीटर से प्राप्त लगभग 15 वर्षों के प्रेक्षणों का उपयोग करते हुए, एक कठोर और परिष्कृत पद्धति का प्रयोग करके सभी चयनित स्थलों पर बेहतर 3डी तापमान मानचित्र तैयार किए हैं।
इस व्याख्यान में, मैं अध्ययन की पद्धति, विशेषताओं और रोचक परिणामों पर चर्चा करूंगा।