ग्रहीय विज्ञान सेमिनार

पहले हुए और आगे होने वाले कई मिशनों में प्रोब को शुक्र के घने वायुमंडल से गुजारकर उसकी सतह तक पहुँचाना शामिल है। बहुत तेज़ गति से प्रवेश करते समय, प्रोब को ज़बरदस्त एरोडायनामिक ड्रैग और गर्मी का सामना करना पड़ता है, जिससे यान के चारों ओर बहुत ज़्यादा तापमान वाली शॉक लेयर बन जाती है। इसके परिणामस्वरूप होने वाले डिसोसिएशन और आयोनाइज़ेशन से प्लाज़्मा की एक घनी परत बन सकती है, जो S-बैंड रेडियो सिग्नल को काफ़ी कमज़ोर कर सकती है और कम्युनिकेशन ब्लैकआउट का कारण बन सकती है। इस सेमिनार में, मैं एरोडायनामिक, थर्मल और प्लाज़्मा वातावरण के मिले-जुले असर पर हमारी चल रही स्टडी के आधार पर, शुक्र के वायुमंडल में नीचे उतरते समय बनने वाले एंट्री प्लाज़्मा और रेडियो ब्लैकआउट के लिए ज़िम्मेदार भौतिक स्थितियों के बारे में चर्चा करूँगा।

चांद के दक्षिणी ध्रुव पर हमेशा छाया रहने वाले इलाकों (PSRs) में बर्फ़ सुरक्षित है, और इन इलाकों पर कई बार बाहरी चीज़ों की टक्कर (इम्पैक्ट) हुई है। यह साफ़ नहीं है कि इन टक्करों ने PSRs में मौजूद वोलेटाइल्स (आसानी से भाप बनने वाले पदार्थ) पर क्या असर डाला—क्या वे बाहर निकल गए, कहीं और चले गए, या उनकी मात्रा कम हुई या बढ़ी। इस स्टडी में, हमने 85° और 90° दक्षिणी अक्षांश के बीच मौजूद PSRs में क्रेटर्स (गड्ढों) के फैलाव का नक्शा बनाया। हमने छोटे पैमाने पर क्रेटर की संख्या का एक मॉडल तैयार किया और अनुमान लगाया कि 1 km² से बड़े PSRs में 1 से 20 मीटर व्यास वाले लगभग 2.4 करोड़ क्रेटर हैं। पहली बार, हम यह बता रहे हैं कि लगभग 74% PSRs पर टक्करों का कोई असर नहीं पड़ा है। हालाँकि, 'इम्पैक्ट गार्डनिंग' की प्रक्रिया—जिसमें बर्फ़ का मलबे (इजेक्टा) के साथ ऊपर-नीचे मिलना (वर्टिकल मिक्सिंग) शामिल है—इन पर असर डाल सकती है और बर्फ़ के संभावित जमाव को सुरक्षित रखने में मदद कर सकती है। PSRs जैसे माहौल में iSALE-2D सिमुलेशन से हमें पता चला कि 200 मीटर से बड़े क्रेटर उथली बर्फ़ को खोदकर या दूसरी जगह फैलाकर उसे 'कोल्ड ट्रैप' (ठंडी जगहों) में फँसा सकते हैं, जबकि क्रेटर के गड्ढों के अंदर बर्फ़ खत्म हो जाती है। इस स्टडी से पता चलता है कि PSR के अंदर छोटे क्रेटर्स ने शायद दबी हुई बर्फ़ को हिलाया-डुलाया होगा, और जिन PSRs में क्रेटर नहीं हैं, वहाँ बर्फ़ का ऊपर-नीचे मिलना (वर्टिकल मिक्सिंग) आसान होता है; ये इलाके भविष्य के लूनर मिशन के लिए संभावित लक्ष्य हो सकते हैं। इस बातचीत में, मैं चांद के हमेशा छाया रहने वाले इलाकों से जुड़ी नई जानकारियाँ पेश करूँगा।

नोबल गैस आइसोटोप्स ब्रह्मांड के पिछले विकासवादी इतिहास को समझने के लिए मुख्य आधार हैं। तुलनात्मक ग्रह-विज्ञान में नोबल गैसें महत्वपूर्ण भूमिका निभाती हैं। इनकी अहमियत इनके वाष्पशील होने और रासायनिक रूप से निष्क्रिय रहने के गुणों के कारण है। सौर हवा में नोबल गैसों के आइसोटोपिक अनुपात को सौर मंडल की वस्तुओं में नोबल गैस रिकॉर्ड की शुरुआती संरचना माना जाता है। हमारे सौर मंडल के सबसे लंबे दौर के दौरान चंद्रमा के नमूनों पर सौर विकिरण का प्रभाव पड़ा था। चंद्रमा के नमूनों में नोबल गैसों के आइसोटोपिक रिकॉर्ड पर चर्चा की जाएगी।

गैलेक्टिक कॉस्मिक किरणें (GCR) और सोलर एनर्जेटिक पार्टिकल्स (SEP) चंद्रमा की सतह के अंदर जाकर एक चार्ज्ड लेयर (आवेशित परत) बनाते हैं। चंद्रमा की सतह के नीचे की इलेक्ट्रिकल कंडक्टिविटी (विद्युत चालकता) समय के साथ इन चार्ज को खत्म कर देती है। हमेशा छाया में रहने वाले इलाकों में, रेगोलिथ का तापमान कम होने से कंडक्टिविटी बहुत कम हो जाती है, जिससे चार्ज्ड लेयर 20 दिनों से ज़्यादा समय तक बनी रहती है। इससे सतह के नीचे एक खास जगह पर इलेक्ट्रिक फील्ड (विद्युत क्षेत्र) बन जाता है। इस प्रेजेंटेशन में इस इलेक्ट्रिक फील्ड के बनने, उसके विकास और महत्व पर चर्चा की जाएगी। हमारे अनुमान के मुताबिक, GCR सोलर मिनिमा और मैक्सिमा के समय क्रमशः 320 और 115 V/m का एक स्थिर इलेक्ट्रिक फील्ड बनाता है। कभी-कभी होने वाली SEP घटनाओं से सतह के नीचे कुछ खास गहराइयों पर लगभग 10^7 V/m का बहुत ज़्यादा इलेक्ट्रिक फील्ड बन सकता है। यह बहुत ज़्यादा इलेक्ट्रिक फील्ड चंद्रमा के PSR (हमेशा छाया में रहने वाले इलाकों) में डाइइलेक्ट्रिक ब्रेकडाउन शुरू कर सकता है, जिससे चंद्रमा पर स्पेस वेदरिंग (अंतरिक्ष के कारण सतह में बदलाव) होती है।

चांद के ऊंचे अक्षांश (high-latitude) और ध्रुवीय इलाके भविष्य में रोबोटिक और इंसानी खोज के लिए मुख्य लक्ष्य हैं, क्योंकि इनमें संसाधनों की संभावना है और सतह पर लंबे समय तक काम करने के लिए अनुकूल स्थितियां हैं। हालांकि, ये इलाके एक बहुत ही जटिल थर्मोफिजिकल माहौल पेश करते हैं, जिसकी वजह है वहां रोशनी की अनोखी स्थितियां, हमेशा छाया में रहने वाले इलाके और माइक्रो-कोल्ड ट्रैप्स, और रेगोलिथ (regolith) के थर्मोफिजिकल गुणों का तापमान पर बहुत ज़्यादा निर्भर होना। सीमित इन-सीटू (in situ) ऑब्जर्वेशन और व्यापक हाई-रिज़ॉल्यूशन थर्मोफिजिकल मॉडल की कमी को देखते हुए, हमने चांद के ऊंचे अक्षांश और ध्रुवीय इलाकों के लिए एक एडवांस्ड थ्री-डायमेंशनल थर्मोफिजिकल मॉडल विकसित किया है। इसमें असल टोपोग्राफी, इलाके की छाया, लेटरल हीट ट्रांसपोर्ट और बहुत कम तापमान पर लागू होने वाले अपडेटेड थर्मोफिजिकल फॉर्मूलेशन शामिल हैं। इस मॉडल को 'डिविनर' (Diviner) ऑब्जर्वेशन और पहले पब्लिश हुए थर्मल मॉडल के आधार पर परखा गया है। इस मॉडल का इस्तेमाल चांद की संभावित जगहों पर सतह/सतह के नीचे के तापमान और अन्य जानकारी हासिल करने के लिए भी किया गया है। इस बातचीत में, मैं भविष्य की खोज को ध्यान में रखते हुए इस मॉडल के विकास, इस्तेमाल और महत्व पर चर्चा करूंगा।

चांद के ध्रुवों पर पानी की बर्फ के फैलाव और मात्रा का पता मुख्य रूप से रिमोट सेंसिंग से मिली जानकारी से चला है। हाल ही में, ध्रुवीय बर्फ के फैलाव का पता लगाने के लिए क्रेटर की बनावट (मॉर्फोमेट्री) का भी अध्ययन किया गया है। खासकर, इम्पैक्ट क्रेटर के गहराई-से-व्यास (d/D) अनुपात को बर्फ जमा होने का एक संकेत माना गया है, क्योंकि समय के साथ वोलाटाइल पदार्थों के भरने से क्रेटर की गहराई धीरे-धीरे कम हो सकती है। पहले की स्टडीज़ में चांद के दक्षिणी ध्रुव पर क्रेटर के d/D अनुपात में ध्रुव की ओर कमी देखी गई थी और इस ट्रेंड का कारण पानी की बर्फ की मौजूदगी को माना गया था। हालांकि, उत्तरी ध्रुव पर ऐसी कोई कमी नहीं देखी गई, जबकि कई सबूत दोनों ध्रुवीय क्षेत्रों में पानी की बर्फ की मौजूदगी की ओर इशारा करते हैं। उत्तर-दक्षिण में यह अंतर क्रेटर की बनावट तय करने वाली प्रक्रियाओं और ध्रुवीय बर्फ के संकेत के तौर पर d/D की विश्वसनीयता के बारे में अहम सवाल खड़े करता है। इस बातचीत में, मैं क्रेटर की एक अपडेटेड लिस्ट का इस्तेमाल करते हुए क्रेटर के d/D अनुपात और चांद के ध्रुवों पर मौजूद पानी की बर्फ के बीच संबंध के बारे में बताऊंगा। मैं इस बात पर चर्चा करूंगा कि क्या क्रेटर की बनावट में देखा गया बदलाव सिर्फ़ पानी की बर्फ से जुड़ा है या फिर यह बड़े पैमाने पर होने वाली दूसरी भू-वैज्ञानिक प्रक्रियाओं से भी प्रभावित है।

मंगल ग्रह के ज्वालामुखी इतिहास और उसकी क्रस्ट (सतह की परत) में मैग्मा जमा होने की प्रणालियों को समझना, स्थलीय ग्रहों के भू-रासायनिक विकास को जानने के लिए बहुत ज़रूरी है। 'स्टैग्नेट-लिड क्रस्ट' (स्थिर बाहरी परत) की वजह से, मंगल पर 4 अरब साल पहले बनी क्रस्ट और उससे जुड़ी मैग्मा संबंधी प्रक्रियाओं का बेहतरीन रिकॉर्ड सुरक्षित है। विकसित मैग्मा के बनने और उसके फैलाव को नियंत्रित करने वाले कारकों को समझना, स्थलीय ग्रहों पर क्रस्ट के निर्माण को जानने के लिए अहम है। यह बातचीत मंगल की क्रस्ट में मौजूद मैग्मा चैंबर के लंबे समय तक बने रहने और उनके फटने की क्षमता पर रोशनी डालेगी। इसमें कई विषयों को मिलाकर एक तरीका अपनाया जाएगा, जिसमें न्यूमेरिकल मॉडलिंग, InSight मिशन से मिली भूकंपीय जानकारी और मंगल के उल्कापिंडों में मौजूद खनिजों का हाई-रिज़ॉल्यूशन भू-रासायनिक विश्लेषण शामिल होगा। इससे पता चलेगा कि क्रस्ट की बनावट, तापमान में अंतर और मैग्मा का ऊपर उठना मिलकर कैसे मंगल की सतह पर ज्वालामुखी से नई परत बनने और उसके भू-वैज्ञानिक इतिहास में बनावट से जुड़े बदलावों को आकार देते हैं। इससे मंगल के मैग्मा प्लंबिंग सिस्टम (मैग्मा के बहाव के रास्ते) को फिर से समझने के लिए एक नया तरीका मिलेगा। इसी अनुभव के आधार पर, मैं पाइरोक्सिन से भरपूर मंगल की मैग्मा वाली चट्टानों, यानी 'नखलाइट्स' (nakhlites) के बनने पर और अध्ययन करना चाहता हूँ। पृथ्वी पर ऐसी चट्टानें खनिजों के जमा होने से बनती हैं, लेकिन मंगल की ज़्यादातर नखलाइट्स के बारे में माना जाता है कि वे 'प्राइमरी मैग्मा' (मूल मैग्मा) से बनी हैं। इसलिए, इस पहेली को सुलझाने के लिए, मैं उल्कापिंड के नमूनों के विश्लेषण की मदद से मंगल के मैंटल के पिघलने और मैग्मा के क्रिस्टल बनने की प्रक्रिया पर मॉडलिंग अध्ययन करने की योजना बना रहा हूँ।

मंगल ग्रह पर सबसे अधिक बार देखी जाने वाली वायुमंडलीय घटनाओं में से एक धूल भरी आंधी है। ये संवहन भंवर मंगल की सतह और उसके ऊपर स्थित वायुमंडल के बीच तापमान प्रवणता के कारण बनते हैं। इन भंवरों के भीतर, तीव्र धूल उत्थापन और कणों के टकराव के परिणामस्वरूप त्रिविद्युत प्रक्रियाओं द्वारा महत्वपूर्ण आवेश पृथक्करण होता है। इससे विद्युत निर्वहन की संभावना रहती है। ऐसे निर्वहन से आवृत्ति की एक विस्तृत श्रृंखला में विद्युत चुम्बकीय विकिरण उत्पन्न होने की उम्मीद है। इस गतिविधि का एक संभावित परिणाम शुमान अनुनाद का उत्तेजन है, जो अत्यंत कम आवृत्ति वाली विद्युत चुम्बकीय तरंगें हैं जो मंगल की सतह के आयनमंडल गुहा के भीतर फैलती हैं। इस संगोष्ठी में, मैं मंगल की धूल भरी आंधी के भीतर विद्युत निर्वहन के लिए आवश्यक भौतिक स्थितियों पर चर्चा करूँगा और परिणामी विद्युत चुम्बकीय तरंगों के प्रसार की विशेषताओं का अध्ययन करूँगा, विशेष रूप से मंगल के शुमान अनुनाद पर उनके प्रभावों पर जोर देते हुए।

धूमकेतु के नाभिक जटिल, विषमदैशिक व्यवहार प्रदर्शित करते हैं, जिनकी विशेषता धूल क्षरण, आवरण निर्माण और जेट एवं विस्फोट जैसी क्षणिक गतिविधियों जैसी स्थानीय प्रक्रियाओं से होती है। पारंपरिक मॉडलिंग दृष्टिकोण अक्सर इन विषमदैशिकताओं को विशिष्ट स्थितियों के रूप में परिभाषित करके या निश्चित भौतिक मापदंडों पर निर्भर रहकर इस व्यवहार को पकड़ने का प्रयास करते हैं। हम यह जांच करते हैं कि क्या गतिशील सिमुलेशन के माध्यम से इन विशेषताओं को स्वतः सुसंगत रूप से उत्पन्न किया जा सकता है। सीमित सीमाओं के भीतर प्रारंभिक संरचनाओं को परिभाषित करके और प्रत्येक समय चरण पर भौतिक मापदंडों को गतिशील रूप से व्युत्पन्न और अद्यतन करके, हम विषमदैशिक सतह व्यवहार और संबंधित भौतिक मापदंड मानों को स्वाभाविक रूप से उभरने देते हैं। इन विकासवादी मार्गों का अनुकरण करके, हमारा युग्मित ऊष्मा-भौतिक मॉडल सक्रिय धूमकेतुओं में देखी गई विषमदैशिक सतह वास्तविकता को सफलतापूर्वक पुन: उत्पन्न करता है। हमने अपने मॉडल के आउटपुट की तुलना नए अंतरतारकीय धूमकेतु 3I/ATLAS के प्रेक्षणात्मक मानों से की, और पाया कि यह स्थापित वाष्पशील उत्पादन दरों को सटीक रूप से पुन: उत्पन्न करता है। हालांकि, हमारे पैरामीटर विश्लेषण से गहन ऊष्माभौतिकीय विकृतियाँ सामने आती हैं, जहाँ विशिष्ट प्रारंभिक संरचनात्मक विन्यास विकसित होकर ऐसे प्रोफाइल उत्पन्न कर सकते हैं जो किसी एक धूमकेतु के लिए उपलब्ध सीमित गैस उत्पादन दर डेटा से पूरी तरह मेल खाते हैं। ये परिणाम दर्शाते हैं कि धूमकेतु की प्रारंभिक संरचना को सटीक रूप से निर्धारित करने के लिए सीमित गैस उत्पादन डेटा को मानक के रूप में उपयोग करना अपर्याप्त है। अंततः, इन विकृतियों को दूर करने के लिए हमें अपने दृष्टिकोण को विस्तारित करना होगा और अपने ऊष्माभौतिकीय ढांचे को कोमा मॉडल के साथ जोड़ना होगा, जिससे कोमा फोटोमेट्री (एसईडी), पोलारिमेट्री डेटा और अन्य कोमा संबंधी प्रेक्षणों के साथ-साथ एनजीए/एनजीटी जैसे गतिकी मॉडल को शामिल करके धूमकेतु की गतिशील सीमाओं को सख्ती से लागू किया जा सके।

कम समय तक रहने वाला और अब खत्म हो चुका रेडियोन्यूक्लाइड (SLR) 41Ca, जो इलेक्ट्रॉन कैप्चर के ज़रिए 41K (t1/2 = 99,400 ± 1500 साल) में बदलता है, बहुत मुश्किल से मिलने वाला है; इसलिए उल्कापिंडों में इसके जीवाश्म सबूत बहुत कम मिलते हैं। 41Ca के 41K में बदलने की प्रक्रिया का अध्ययन करके शुरुआती सौर मंडल की स्थितियों को अच्छी तरह समझा जा सकता है, क्योंकि इसकी हाफ-लाइफ (आधी-आयु) बहुत कम, यानी 0.0994 Ma है। m/e= 41 पर (40Ca42Ca)++ के आइसोबारिक इंटरफेरेंस की मौजूदगी के कारण डॉटर आइसोटोप 41K को मापना एक मुश्किल काम है। शुरुआती सौर मंडल में 41Ca की मौजूदगी का पहला साफ़ सबूत एलेंडे (CV > 3.6) में EGG-3 और 3529Z CAIs में मिला था और बाद में कई CAIs में इसका विस्तार से अध्ययन किया गया। इस अध्ययन में, लियोविले (CV3.1), एफ़्रेमोव्का (CV~3.1-3.4), और विगारानो (CV~3.1-3.4) कॉन्ड्राइट्स से कैल्शियम-एल्युमीनियम-युक्त इनक्लूज़न (CAIs) के Ca-K आइसोटोप सिस्टमैटिक्स का अध्ययन किया गया। इसके लिए फ्रांस के नैन्सी में CRPG-CNRS में Cameca IMS 1280 HR का इस्तेमाल (m/Δm) = 35,735 के हाई मास रिज़ॉल्यूशन पर किया गया। साथ ही, आइसोबारिक इंटरफेरेंस को ठीक करने के लिए एक नए वैकल्पिक तरीके का इस्तेमाल किया गया, जिसमें अलग-अलग K कंसंट्रेशन वाले मैट्रिक्स के अनुकूल ग्लास स्टैंडर्ड्स की एक विस्तृत श्रृंखला का उपयोग किया गया। प्राप्त परिणामों और शुरुआती सौर मंडल पर उनके प्रभावों पर चर्चा की जाएगी।

लगभग 4.6 अरब वर्ष पूर्व, तारकीय नाभिकीय संश्लेषण, रासायनिक संवर्धन, गतिशील मिश्रण और तारकीय गति द्वारा आकारित विकसित हो रही आकाशगंगा के भीतर सौर मंडल का निर्माण हुआ। हालाँकि, कुछ मूलभूत प्रश्न अभी भी अनसुलझे हैं: आकाशगंगा में सौर मंडल की उत्पत्ति कहाँ हुई, क्या सूर्य का जन्म उसके वर्तमान आकाशगंगाीय स्थान पर हुआ था, और सौर मंडल के प्रारंभिक आकाशगंगाीय वातावरण का आज पुनर्निर्माण कैसे किया जा सकता है? आकाशगंगाीय धातु प्रवणता, तारकीय गतिकी, उल्कापिंडों और पूर्व-सौर कणों से प्राप्त अवलोकनात्मक साक्ष्य बताते हैं कि सौर मंडल एक जटिल आकाशगंगाीय इतिहास के संकेतों को संरक्षित कर सकता है। पूर्व-सौर कण, आदिम उल्कापिंडों में अंतर्निहित सूक्ष्म धूल कण, सौर मंडल से पूर्व के तारकीय वातावरण के समस्थानिक चिह्नों को संरक्षित रखते हैं और इसलिए आकाशगंगा के विकास के खगोल भौतिकी अभिलेखागार के रूप में कार्य करते हैं।

इस सेमिनार में, मैं सौर मंडल की आकाशगंगा संबंधी उत्पत्ति और प्रवास की वर्तमान समझ, मिल्की वे को आकार देने में आकाशगंगा संबंधी रासायनिक विकास की भूमिका और कैसे पूर्व-सौर कणों में संरक्षित समस्थानिक संकेत हमारे सौर मंडल की संभावित आकाशगंगा संबंधी यात्रा का पता लगाने के लिए नए दृष्टिकोण प्रदान कर सकते हैं, इस पर चर्चा करूंगा।

ग्रहों के वायुमंडल का अध्ययन ग्रहों के विकास और उत्पत्ति के सिद्धांतों और जलवायु गतिशीलता को समझने के लिए महत्वपूर्ण है। इस कार्य में, मैं दो विशिष्ट मापन उद्देश्यों को प्राप्त करने के लिए लक्षित दो नवीन अल्ट्रासोनिक तकनीकों पर चर्चा करूँगा: मंगल ग्रह पर पवन मापन और विशाल ग्रहों के लिए वायुमंडलीय गैस संरचना का निर्धारण। मंगल ग्रह पर, वायुमंडलीय गतिशीलता, धूल उत्थापन और परिवहन प्रक्रियाओं के लक्षण वर्णन और जलवायु मॉडल में सुधार के लिए सटीक पवन मापन आवश्यक है। 19 सेमी पथ लंबाई और 400 ग्राम द्रव्यमान वाला एक सोनिक एनीमोमीटर विकसित किया गया था। आरहस मार्स सिमुलेशन विंड टनल में विभिन्न अभिविन्यासों में 0 से 11 मीटर/सेकंड की प्रवाह गति पर कम दबाव वाले मंगल ग्रह के वातावरण में त्रि-आयामी पवन मापन किया गया। 2.4 सेमी/सेकंड का रिज़ॉल्यूशन प्राप्त किया गया, जिसमें प्रति सेकंड 4.2 त्रि-आयामी पवन नमूनों की अद्यतन दर थी। शनि/यूरेनस पर हीलियम की प्रचुरता एक लंबे समय से अनसुलझा प्रश्न बना हुआ है, जो ग्रहों के निर्माण के सिद्धांतों की समझ को सीमित करता है। वायुमंडलीय संरचना और गतिशीलता को समझने के लिए ऑर्थो/पैरा हाइड्रोजन स्पिन आइसोमर का निर्धारण महत्वपूर्ण है। विशाल ग्रहों में हीलियम की प्रचुरता और ऑर्थो/पैरा हाइड्रोजन अनुपात निर्धारित करने के लिए एक अल्ट्रासोनिक तकनीक विकसित की गई। गणना के परिणामों से पता चलता है कि विभिन्न दाबों, तापमानों और सांद्रताओं पर 500 किलोहर्ट्ज़ आवृत्ति पर हीलियम की प्रचुरता का परिशुद्धता 0.78% और ऑर्थो/पैरा अनुपात का परिशुद्धता 4.96% है। H2:He मिश्रणों में हीलियम की प्रचुरता का प्रायोगिक मापन 0.5-7 बार दाब और 292 के तापमान पर 100 किलोहर्ट्ज़ से 1 मेगाहर्ट्ज आवृत्ति पर किया गया। सांद्रता की गणना ध्वनि की गति का उपयोग करके की गई और अधिकतम त्रुटि ±5.9% पाई गई (यह त्रुटि प्रायोगिक सेटअप द्वारा सीमित थी, अल्ट्रासोनिक तकनीक द्वारा नहीं)।

आंतरिक सौर मंडल में धूल का निरंतर प्रवाह होता रहता है, जो धूमकेतुओं और क्षुद्रग्रहों सहित कई स्रोतों से उत्पन्न होता है। इस व्याख्यान में, मैं विशेष रूप से क्षुद्रग्रहों से उत्पन्न धूल के गतिशील विकास और स्थलीय ग्रहों पर ग्रहों के प्रभाव वातावरण में इसके योगदान पर ध्यान केंद्रित करूँगा। मैं एन-बॉडी सिमुलेशन के परिणाम प्रस्तुत करूँगा जो सौर गुरुत्वाकर्षण, ग्रहीय विक्षोभ, विकिरण दाब, पॉयंटिंग-रॉबर्टसन ड्रैग और सौर पवन बलों के तहत क्षुद्रग्रह धूल के कक्षीय विकास का पता लगाते हैं। मैं इस बात पर विस्तार से चर्चा करूँगा कि हम मंगल, शुक्र और बुध पर धूल प्रवाह को कई स्वतंत्र अवलोकन डेटासेट के आधार पर कैसे कैलिब्रेट करते हैं - एक ऐसा दृष्टिकोण जो एकल-स्रोत कैलिब्रेशन में निहित व्यवस्थित पूर्वाग्रहों को कम करता है। मैं आंतरिक प्रवास के दौरान माध्य-गति अनुनाद फँसाने के प्रमाण भी प्रदर्शित करूँगा। इस व्याख्यान का एक मुख्य परिणाम धूल प्रभाव प्रवाह और प्रभाव वेग के बीच का अलगाव है, और यह कि धूल कक्षाओं के एप्सिडल अभिविन्यास के साथ मुठभेड़ वेग कैसे भिन्न होते हैं - ये सभी मिलकर आंतरिक सौर मंडल में प्रभाव-संचालित प्रक्रियाओं की एक अधिक पूर्ण तस्वीर प्रकट करते हैं।

सुव्यवस्थित द्वीप (एसआई) मंगल ग्रह पर चरम जलवैज्ञानिक घटनाओं को समझने के लिए महत्वपूर्ण भूवैज्ञानिक संकेत हैं। इस अध्ययन में, हमने क्राइसे प्लैनिटिया (सीपी) के बहिर्वाह चैनलों के भीतर स्थित 658 एसआई का आकारमितीय विश्लेषण किया ताकि उनके निर्माण की प्रकृति को निर्धारित किया जा सके। लेम्निस्केट फिटिंग और लंबाई-से-चौड़ाई (एल/डब्ल्यू) अनुपात की गणना जैसी विधियों का उपयोग करते हुए, हमने इन संरचनाओं को वर्गीकृत किया, जिनमें से 544 को अपरदन मेसा और 114 को क्रेटर-नियंत्रित अवशेषों के रूप में पहचाना गया। मंगल ग्रह पर मौजूद एसआई का औसत एल/डब्ल्यू अनुपात 2.89 ± 1.23 है, जो स्थलीय महाबाढ़ संरचनाओं जैसे कि इंग्लिश चैनल (3.42 ± 1.3) में देखे गए औसत एल/डब्ल्यू अनुपात के साथ सांख्यिकीय रूप से संगत है, जो न्यूनतम द्रव खिंचाव से जुड़े 3 से 4 के इष्टतम एल/डब्ल्यू अनुपात का समर्थन करता है। यह ज्यामितीय संगति, साथ ही अपरदन से बने चट्टानी आधार के अवशेषों की पुष्टि करने वाली ऊँचाई की निरंतरता के प्रमाण, यह संकेत देते हैं कि एसआई का निर्माण अनियंत्रित, विनाशकारी बाढ़ की घटनाओं से हुआ था, जो इंग्लिश चैनल को आकार देने वाली घटनाओं के समान थीं। पहले से मौजूद उल्कापिंडों के गड्ढों का प्रभाव, जिन्होंने दबी हुई, दोहरी और अपरदित संरचनाओं के माध्यम से जटिलता उत्पन्न की, बड़े पैमाने पर नदी अपरदन और अंतर्निहित स्थलाकृति के बीच स्थानीय अंतःक्रिया को और अधिक स्पष्ट करता है। इन सुव्यवस्थित आकार के द्वीपों की उपस्थिति इस बात के प्रमाण को और पुष्ट करती है कि मंगल की सतह पर बड़ी मात्रा में तरल जल इन बहिर्वाह चैनलों के माध्यम से महाबाढ़ के रूप में प्रवाहित हुआ था।

ज्ञात मंगल ग्रह के उल्कापिंडों में से लगभग 90% शेरगोटाइट से बने हैं। पोइकिलिटिक शेरगोटाइट मोटे दाने वाले संचय के रूप में विशिष्ट हैं, जो मंगल ग्रह के भीतर अधिक गहराई पर क्रिस्टलीकृत हुए थे, जबकि बेसाल्टिक किस्में मुख्य रूप से बहिर्भेदी प्रकृति की होती हैं। यह व्याख्यान मंगल ग्रह की आग्नेय प्रक्रियाओं को समझने, मेंटल स्रोत विषमताओं को स्पष्ट करने और भूपर्पटी विकास के साथ उनके संबंध का मूल्यांकन करने के लिए पोइकिलिटिक शेरगोटाइट के विस्तृत अध्ययन पर केंद्रित है। यह अध्ययन गहरे स्तर पर पिघले हुए पदार्थ के निर्माण से लेकर ऊपर उठने तक, मैग्मा विकास के मार्गों के पुनर्निर्माण में योगदान देता है, और मंगल ग्रह के मेंटल की हमारी समझ में मौजूद एक महत्वपूर्ण कमी को उजागर करता है।

चंद्रमा की उपसतह में जल बर्फ का पता लगाना और उसकी मात्रा निर्धारित करना भविष्य के ग्रह अन्वेषण अभियानों का एक प्रमुख उद्देश्य बना हुआ है, विशेष रूप से ध्रुवीय और स्थायी रूप से छायादार क्षेत्रों में। हालांकि हाइड्रोजन का पता लगाने के लिए न्यूट्रॉन स्पेक्ट्रोस्कोपी एक अत्यंत संवेदनशील तकनीक है, यह शोध 500 केवी से कम ऊर्जा वाले गामा-किरण निरंतरता मापों का उपयोग करके एक पूरक दृष्टिकोण की पड़ताल करता है।
Geant4 पर आधारित एक मोंटे कार्लो सिमुलेशन फ्रेमवर्क विकसित किया गया है ताकि आकाशगंगा की ब्रह्मांडीय किरणों और चंद्र रेगोलिथ के बीच की परस्पर क्रिया का मॉडल तैयार किया जा सके और परिणामस्वरूप गामा-किरण निरंतरता और न्यूट्रॉन रिसाव स्पेक्ट्रा का अनुमान लगाया जा सके। तीन चंद्र संरचनाओं - चंद्रयान-3 लैंडिंग साइट, अपोलो 17 मारे बेसाल्ट और नोराइट - के लिए समरूप और स्तरित जल बर्फ वितरण मॉडल दोनों के तहत सिमुलेशन किए गए।
इस सेमिनार में, मैं सिमुलेशन पद्धति, गामा-किरण निरंतरता और एपिथर्मल न्यूट्रॉन विश्लेषणों के प्रमुख परिणामों और चंद्र जल बर्फ का पता लगाने के लिए उनके निहितार्थों को प्रस्तुत करूंगा।

व्हिस्लर तरंगें विशिष्ट आवृत्ति और संचरण विधि वाली विद्युत चुम्बकीय प्लाज्मा तरंगें हैं। ये तरंगें ग्रहों के प्लाज्मा वातावरण में विभिन्न माध्यमों से उत्पन्न हो सकती हैं, जिनमें शुक्र और पृथ्वी पर वायुमंडलीय बिजली गिरना शामिल है। इसलिए, व्हिस्लर तरंगों को शुक्र पर बिजली गिरने की गतिविधि के संभावित प्रमाण के रूप में माना गया है और ये मुख्य रूप से रात्रिकालीन आयनमंडल में देखी जाती हैं, संभवतः निचले वायुमंडलीय स्रोतों से संबंधित। पृथ्वी पर, ये तरंगें अक्सर चुंबकीय पुनर्संयोजन क्षेत्र में देखी जाती हैं, जबकि फ्लक्स रोप संरचनाओं के साथ इनका सीमित अवलोकन ही दर्ज किया गया है, जहाँ ये तापमान विषमता जैसी स्थानीय प्लाज्मा स्थितियों के तहत उत्पन्न होती हैं। शुक्र पर कुछ फ्लक्स रोप संरचनाओं की रिपोर्ट की गई है, जो चुंबकीय पुनर्संयोजन से संबंधित हैं। हालांकि, शुक्र के निकट फ्लक्स रोप से जुड़ी व्हिस्लर तरंगों को अभी पूरी तरह से समझा नहीं जा सका है। इस सेमिनार में, मैं शुक्र की फ्लक्स रोप संरचनाओं के आसपास देखी गई व्हिस्लर तरंगों, उनके गुणों और संबंधित स्थानीय प्लाज्मा स्थितियों के बारे में बात करूँगा। यह कार्य शुक्र की व्हिस्लर तरंग गतिविधि में नई अंतर्दृष्टि प्रदान करता है और स्थानीय प्लाज्मा अस्थिरताओं द्वारा संचालित व्हिस्लर तरंगों के आगे के अध्ययनों का मार्ग प्रशस्त कर सकता है।

चंद्र पायरोक्लास्टिक निक्षेप (एलपीडी) बहुत कम एल्बेडो वाली, महीन दानेदार और चिकनी समरूप लिथोलॉजिकल इकाइयाँ हैं जो अक्सर Fe-Ti युक्त ज्वालामुखीय काँच से बनी होती हैं। चंद्र पायरोक्लास्ट को चंद्रमा के आदिम मेंटल की संरचना, वाष्पशील भंडार और तापीय विकास को समझने के लिए सर्वोत्तम संकेतकों में से एक माना जाता है। हालाँकि, रूपात्मक समानताओं, दृश्य से निकट-अवरक्त तरंगदैर्ध्य सीमा में ज्वालामुखीय काँच और सामान्य चंद्र खनिजों (जैसे, ओलिविन और पाइरोक्सीन) के बीच अतिव्यापी वर्णक्रमीय संकेतों और सीमित स्थानिक संकल्प डेटा के कारण, इन विस्फोटक ज्वालामुखीय निक्षेपों को प्रवाहशील मारे इकाइयों से दूरस्थ रूप से अलग करना चुनौतीपूर्ण रहा है।
इस संगोष्ठी में, मैं एलपीडी का पता लगाने के लिए एक नए प्रस्तावित एकीकृत ढांचे और इन निक्षेपों में ज्वालामुखीय काँच के साथ-साथ घटक खनिजों की प्रचुरता के सांख्यिकीय अनुमान के लिए एक हाइपरस्पेक्ट्रल अनमिक्सिंग दृष्टिकोण प्रस्तुत करूँगा। इस ढांचे को पहले से पहचाने गए पायरोक्लास्टिक निक्षेपों का उपयोग करके मान्य किया गया है और यह वैश्विक स्तर पर रिपोर्ट किए गए एलपीडी के लगभग 85% का पता लगाने की क्षमता प्रदर्शित करता है। इस व्यवस्थित वैश्विक सर्वेक्षण के परिणामस्वरूप नौ नए, विरल रूप से वितरित एलपीडी (चंद्रमा के आवरण संबंधी भंडार) की पहचान हुई। भू-रासायनिक विश्लेषण से पता चलता है कि ये नौ भंडार अपोलो मिशन द्वारा लौटाए गए पीले ज्वालामुखीय काँच की समग्र संरचना से मिलते-जुलते हैं। चंद्र आवरण के उलटफेर की भूमिका को समझने में इनके भू-रासायनिक निहितार्थों पर भी चर्चा की जाएगी।

चंद्रमा के भूवैज्ञानिक इतिहास के प्रारंभिक युगों में, चंद्रमा पर व्यापक उल्कापिंडों की टक्कर हुई, जिसके परिणामस्वरूप कई बड़े उल्कापिंड बेसिन और क्रेटर बने। इन उल्कापिंडों की टक्कर ने चंद्रमा की क्षेत्रीय भू-आकृति विज्ञान और मैग्मा संबंधी प्रक्रियाओं को महत्वपूर्ण रूप से प्रभावित किया है। फ्रायंडलिच-शारोनोव बेसिन (एफएस बेसिन; 18.35ºN, 175.2ºE) चंद्रमा के सुदूर भाग पर स्थित लगभग 600 किमी व्यास का एक बहु-वलय उल्कापिंड बेसिन है, जो केंद्रीय अवसाद और नव-पहचाने गए आंतरिक अवसाद वलय के भीतर सीमित ज्वालामुखी गतिविधि को प्रदर्शित करता है, जो उल्कापिंड बेसिन के भीतर ज्वालामुखी की प्रारंभिक अवस्थाओं की जांच के लिए एक आदर्श भूवैज्ञानिक स्थिति प्रदान करता है। इस सेमिनार में, मैं कागुया एलिमेंटल मैप्स और मून मिनरलॉजी मैपर (M3) हाइपरस्पेक्ट्रल डेटासेट का उपयोग करके किए गए FS बेसिन के विस्तृत संरचनात्मक और स्पेक्ट्रल विश्लेषण को प्रस्तुत करूँगा, जो चंद्रमा पर लगभग 2.1 Ga तक फैले उत्तर-चरण उच्च-एल्यूमिना ज्वालामुखी गतिविधि को दर्शाता है। ज्वालामुखी संरचनाओं की संरचना की गहन समझ, FS बेसिन की भू-आकृति विज्ञान संबंधी स्थिति के साथ मिलकर, एक मोटी, KREEP-रहित पश्चिमी क्रस्ट में चंद्र मैग्मावाद को नियंत्रित करने वाले कारकों को समझने का एक महत्वपूर्ण अवसर प्रदान करती है। ये अंतर्दृष्टियाँ अन्य समान बड़े पैमाने पर प्रभाव बेसिनों में मैग्मावाद को समझने के लिए मूल्यवान होंगी।

मंगल ग्रह पर दैनिक सतह तापमान भिन्नताओं को समझना
रेगोलिथ के ऊष्माभौतिक गुणों की व्याख्या करने और ग्रहीय प्रक्रियाओं और मिशन संचालन से संबंधित सतह-वायुमंडल ऊर्जा विनिमय का आकलन करने के लिए आवश्यक है।
मंगल ग्रह की सतह के तापमान की अधिकांश वर्तमान व्याख्याएँ 1D ऊष्माभौतिक मॉडलों पर आधारित हैं, जिनमें से KRC मॉडल का व्यापक रूप से उपयोग कक्षीय और इन-सीटू तापीय प्रेक्षणों के विश्लेषण के लिए किया गया है। यद्यपि ये मॉडल समग्र दैनिक तापमान चक्र को सफलतापूर्वक पुन: उत्पन्न करते हैं,
वे पार्श्व ऊष्मा परिवहन, स्थानीय ढलानों के कारण विभेदक सौर बल, भूभाग छायांकन, या सतह की खुरदरापन और जटिल स्थलाकृति से जुड़ी स्थानिक परिवर्तनशीलता को स्पष्ट रूप से नहीं पकड़ सकते हैं।
इन समस्याओं को दूर करने के लिए,
मंगल ग्रह की सतह के लिए एक व्यापक 3D ऊष्माभौतिक मॉडल को परिमित तत्व विधि का उपयोग करके विकसित किया गया है और
पहले के मॉडल सिमुलेशन और इन-सीटू प्रेक्षणों का उपयोग करके मान्य किया गया है।

मॉडल के विवरण और कुछ विशिष्ट स्थलों पर इसके अनुप्रयोग पर चर्चा की जाएगी।

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।