Ugrás a tartalomhoz

CSILLAGÁSZATI FÖLDRAJZ

Dr. Gábris Gyula, †dr. Marik Miklós, dr. Szabó József

NEMZETI TANKÖNYVKIADÓ

A BOLYGÓK (PLANÉTÁK) (dr. Szabó József)

A BOLYGÓK (PLANÉTÁK) (dr. Szabó József)

A bolygók általános jellemzése

A bolygók megismeréséhez szükséges legfontosabb jellemző adatok a 9. táblázatban kerültek összefoglalásra. Az adatok többsége természetesen csak tájékoztatásul szolgál, és legfeljebb nagyságrendileg érdemes azokat megjegyezni.

A bolygók méretei, tömege

A Nap ismertetése során már szó volt a Naprendszer tömegarányairól. Ismeretes tehát, hogy a Naphoz viszonyítva a rendszer össztömege szinte elenyésző (1/750 Naptömeg). Most mégis, azt kell hangsúlyoznunk, hogy a bolygókban koncentrálódott anyagmennyiség maga is igen tekintélyes a Naprendszer többi tagjában (holdak, meteorok, üstökösök, bolygóközi anyag) jelenlevőhöz képest. Durva közelítéssel azt mondhatjuk, hogy a Nap tömege úgy aránylik a bolygókéhoz, mint a bolygóké a maradék részhez. A Föld tömegét egységnyinek tekintve, az alábbi értékek adódnak:

Nap:

330 000 Földtömeg,

bolygók:

447 Földtömeg,

maradék anyag:

1 Földtömeg.

A bolygóméretek kapcsán, hangsúlyozni kell, hogy még a jelenleg ismert 9 nagybolygó között is rendkívül nagy különbségek vannak (a Jupiter 318, a Merkúr 0,06 Földtömeget tesz ki), a kisbolygók pedig már a meteorok mérettartományába vezetnek át. A bolygóméreteket vizsgálva, első pillantásra is nyilvánvaló az, a bolygók csoportosítása szempontjából döntő jelenség, hogy a Naphoz közelebb keringő négy, viszonylag kisméretű bolygót (összesen 2 Földtömeg) négy óriás bolygó (445 Földtömeg) követi. A legtávolabb keringő Plútó e tekintetben is kivétel, hiszen pontatlanul ismert tömege a legmerészebb feltételezések szerint is legfeljebb a Föld tömegének 1%-a lehet.

9. táblázat - A nagybolygók és a Hold fontosabb adatai

Égitest neve

Naptáv. CsE-ben

Pálya excentricitás

Keringési idő

Föld = 1

Rotáció jele

Lapultság

Sugár Föld = 1

Tömeg Föld = 1

* ε

Sűrűség g/cm3

Holdak száma

Merkúr

0,39

0,206

0,24

58,65 d

0,38

0,06

5,44

Vénusz

0,72

0,007

0,62

243,16 d

0,95

0,82

177,3º

5,22

Föld

1,0

0,0167

1,0

23,95 h

1/298

1,0

1,0

23,5º

5,52

1

Mars

1,5

0,093

1,88

24,6 h

1/180

0,53

0,11

25,2º

3,94

2

Jupiter

5,2

0,048

11,86

9,8 h

1/16

11,19

317,8

3,8º

1,34

16

Szaturnusz

9,6

0,056

29,46

10,2 h

1/10

9,4

95,2

26,8º

0,71

23

Uránusz

19,1

0,046

84,02

10,7 h

1/18

4,00

14,5

98º

1,29

15

Neptunusz

30,2

0,01

164,79

15,8 h

1/60

3,88

17,3

29º

1,64

8

Plútó

39,8

0,248

248,5

6,4 d

?

0,18

0,002

122,5º

2,03

1

Holt

384,400 km**

0,055

27,32 d sziderikus

27,32 d sziderikus

0,27

0,012

3,34


* ε az Egyenlítő és a pályasík által bezárt szög (90° feletti érték retrográd irányú forgást jelent)

** Hold–Föld távolság

A bolygók naptávolsága, a bolygópályák

A jelenleg ismert valamennyi bolygó a Naprendszer központi tartományában helyezkedik el, hiszen a legkülső Plútó is nem egészen 6 „fényórányira” van a Naptól, míg a rendszer határai attól kb. 1 fényév távolságban húzódnak.

A bolygók Naptól való távolságának kérdése hosszú időn át izgatta a csillagászokat. Főleg a XVIII. században történtek kísérletek a bolygók naptávolságában rejlő esetleges törvényszerűségek kimutatására. Ezek egyik eredménye az 1766-ból származó, megalkotójáról és népszerűsítőjéről elnevezett Titius–Bode-szabály. Az empirikus úton alkotott összefüggés szerint a bolygók közepes Naptávolsága a következőképpen alakul:

T = 0,4 + 0,3 · 2n.

A képletben T a bolygók Naptól való távolsága csillagászati egységekben (CsE) mérve. Az n értéke pedig a 10. táblázat szerint változik.

10. táblázat - A Titius–Bode-összefüggés

Bolygó

n

T

Tényleges távolság (CsE)

Merkúr

–∞

0,4

0,39

Vénusz

0

0,7

0,72

Föld

1

1

1

Mars

2

1,6

1,52

Kisbolygók

3

2,8

2,9

Jupiter

4

5,2

5,2

Szaturnusz

5

10

9,55

Uránusz

6

19,6

19,2

Neptunusz

7

38,8

30,1

Plútó

8

77,2

39,5


A szabály népszerűségét egy ideig növelte, hogy a megalkotása után felfedezett Uránusz (1781) beillett a megfelelő helyre. Az első kisbolygó felfedezésére (1801) pedig éppen ennek az összefüggésnek az értelmében megindított keresőmunka eredményeként került sor. A Neptunusz és a Plútó valódi távolságai viszont már annyira „kilógnak” a táblázatból, hogy az összefüggés végeredményben mégsem tekinthető a bolygótávolságok adekvát megfogalmazásának. Jelenleg ennél már jobb eredményt adó (igaz bonyolultabb) összefüggések is ismeretesek, de a bolygótávolságok vonatkozásában tulajdonképpen mindmáig nem találtak egyértelmű szabályszerűséget.

A bolygók mozgása

Mint ismeretes, a bolygók mozgását Kepler törvényei írják le. Kiemelkedő közös vonás, hogy valamennyi bolygó direkt irányban kering, és pályáik csak viszonylag kis szöget zárnak be egymással. Az ekliptikához viszonyított hajlásuk a Merkúr és Plútó kivételével 3,5° alatt marad. E két bolygó (pályahajlásuk 7°, illetve 17,2°) nagyfokú pályaexcentricitásával is kiválik a többi közül.

Valamennyi nagybolygónak szabad tengelyforgása van, de a rotáció periódusában az egyes bolygók között igen nagy eltérések mutatkoznak (10 órától 243 napig). A direkt forgási irány általános, de nem kivétel nélküli. A Vénusz, az Uránusz és a Plútó retrográd értelemben forog. A bolygók forgástengelye igen eltérő szögben hajlik a pályasíkhoz: a Merkúr, Vénusz és a Jupiter tengelye majdnem merőleges a pályára, az Uránuszé viszont csaknem a pálya síkjában fekszik.

A bolygók látszólagos mozgása

Korábban már említettük, hogy a bolygók Kepler törvényeinek megfelelően keringenek a Naprendszerben a Nap körül. Itt most nem a mozgás dinamikai törvényeiről kívánunk szólni, hanem a bolygók Földről látható „látszólagos” mozgásairól. Az egyes bolygók Földről látható speciális helyzeteit konstellációknak nevezzük. Külön kell szólnunk a belső- és külső bolygók konstellációiról. A belső bolygók konstellációira példaképpen vizsgáljuk meg a Földhöz képest a Vénusz bolygó helyzetét (77. ábra). Amikor a Vénusz a V1 pontban van, alsó együttállásról (konjunkcióról), amikor a V3 pontban van, felső együttállásról beszélünk. Azokat a helyzeteket, amikor az a szög maximális (V2és V4), elongációknak nevezzük. Egy külső bolygó (például a Jupiter) konstellációit a 78. ábrán tüntettük fel. A J1 helyzetben ismét együttállásról, a J3helyzetben viszont szembenállásról (oppozícióról) beszélünk.

77. ábra - A Vénusz bolygó konstellációi

kepek/42294_1_VII_077.jpg


78. ábra - A Jupiter bolygó konstellációi

kepek/42294_1_VII_078.jpg


A bolygóknak az éggömbön leírt pályája bonyolult görbe, mert a bolygó mozgását a szintén mozgó Földről figyeljük meg. A 79. ábrán a Marsnak az éggömbön megfigyelt mozgását tüntettük fel. Látható, hogy a Mars hurokszerű nyomvonalon mozgott. A bolygók éggömbön leírt pályáiban megmutatkozó ilyen hurkok miatt kellett az ókori csillagászoknak a szférák bonyolult rendszerét bevezetniük, amikor geocentrikus rendszerben kívánták megmagyarázni a bolygómozgásokat.

A 80. ábrán a Mars és a Föld kölcsönös helyzetét tüntettük fel különböző időpontokban. Az ábrára tekintve, világosan látszik, hogy a Mars a Földről nézve miért ír le hurokszerű görbét az éggömbön.

79. ábra - A Mars bolygó pályájában időnként mutatkozó hurok

kepek/42294_1_VII_079.jpg


80. ábra - A Mars és a Föld kölcsönös helyzete az év folyamán

kepek/42294_1_VII_080.jpg


A fogyatkozások

Fogyatkozáson szűkebb értelemben a Nap, a Föld és a Hold olyan kölcsönös helyzetét értjük, amikor vagy a Hold takarja el a Napot, vagy a Föld árnyéka vetődik rá a Holdra. Az előbbit napfogyatkozásnak, az utóbbit holdfogyatkozásnak nevezzük. Az a véletlen, hogy a Nap és a Hold szinte ugyanolyan átmérőjűnek látszik az égen, a napfogyatkozásokat különösen érdekessé teszi.

Az előzőekből világos, hogy nap- vagy holdfogyatkozás akkor következik be, amikor a Nap, a Föld és a Hold csaknem egy egyenesbe kerül. Mivel a Föld Nap körüli keringésének síkja és a Hold Föld körüli keringésének a síkja nem esik egybe, nem minden újholdkor van napfogyatkozás, és nem minden teleholdkor holdfogyatkozás. A nap- vagy holdfogyatkozás bekövetkezésének feltétele, hogy a Hold újholdkor vagy teleholdkor elég közel legyen a Földpálya síkjához. Így évenként csak egy-két napfogyatkozás, illetve holdfogyatkozás figyelhető meg.

81. ábra - Napfogyatkozások esetében a Nap és a Föld közé kerül a Hold

kepek/42294_1_VII_081.jpg


Napfogyatkozás alkalmával (81. ábra) a Hold a Föld és a Nap közé kerül. Abban az esetben, amikor napfogyatkozáskor a Hold az átlagosnál közelebb van a Földhöz, a Hold árnyékkúpja metszi a Földet. A metszésvonalon belül teljes napfogyatkozást lehet megfigyelni. A Hold mozgása miatt a teljes fogyatkozás sávja végigvonul a Föld felszínének egy részén, így egy helyen a teljes fogyatkozás csak néhány percig tart. A teljes napfogyatkozás zónájának szélessége kisebb, mint 250 km. Ezen az övön kívül részleges napfogyatkozás figyelhető meg egy néhány ezer kilométer szélességű zónában. Itt a Hold csak a Nap egy részét takarja el. Ha a Hold az átlagosnál távolabb van a Földtől, akkor a Hold árnyékkúpjának csúcsa nem éri el a Föld felszínét. Ilyenkor a Napból egy gyűrűt látunk. Ezt nevezzük gyűrűs napfogyatkozásnak.

A teljes napfogyatkozás bekövetkezésének pillanatában hirtelen sötét lesz, láthatóvá válik a Nap kromoszférája és koronája, továbbá a fényesebb csillagokat is megfigyelhetjük. Magyarország területén legközelebb 1999-ben lesz teljes napfogyatkozás.

Holdfogyatkozáskor a Hold bekerül a Föld árnyékkúpjába (82. ábra). Ilyenkor a Holdokon levő megfigyelő számára következik be napfogyatkozás. A Föld a fogyatkozás elején csak részben takarja el a Napot, vagy más szavakkal kifejezve: a Hold a félárnyékba kerül. Ahogyan közeledik a Hold a teljes árnyék kúpjához, egyre kevesebb napfény éri, és amikor behatol a teljes árnyék kúpjába, majdnem teljesen elsötétedik, sötétvörös színűnek látszik. Ezt nevezzük teljes holdfogyatkozásnak. A Hold azért nem sötétedik el teljesen, mert a Föld légkörében megtörő fény kismértékben megvilágítja. A Hold színe teljes fogyatkozáskor azért látszik sötétvörösnek, mert a Föld légköre a napsugárzás fehér fényének kék színű összetevőjét szétszórja, és csak a vörös színűt engedi át. Félárnyékos holdfogyatkozás akkor keletkezik, ha a Hold csak a félárnyékba hatol be.

82. ábra - Holdfogyatkozáskor a Hold a Föld árnyékkúpjába kerül

kepek/42294_1_VII_082.jpg


Részleges holdfogyatkozás akkor következik be, ha a Hold csak részben hatol bele a teljes árnyék kúpjába.

Teljes holdfogyatkozás esetén a Föld teljes árnyékkúpján keresztülhalad a Hold.

A fogyatkozások bekövetkeztében mutatkozó ciklusosságot már az ókorban felismerték és a 18 év 11 naponkénti ismétlődést Szárosz-ciklusnak nevezték.

Bolygótípusok

A bolygók általános jellemzése során már eddig is említett tulajdonságok, valamint a továbbiakban még részletesebben kifejtésre kerülők egyaránt arra utalnak, hogy a bolygók két, világosan elkülönülő csoportot alkotnak:

1. A Föld típusú vagy belső bolygók – Merkúr, Vénusz, Föld, Mars – a Naphoz viszonylag közel vannak (< 2 CsE), ennek megfelelően a keringési idejük rövid. Közös vonásuk, hogy viszonylag kis tömegük relatíve nagy sűrűséggel (> 3 g/cm3) párosul. Felépítésükben a nehéz elemeknek van döntő szerepe. Holdszegénységük is említésre méltó (a jelenleg ismert 66 holdból csupán 3 tartozik hozzájuk).

Az űrkutatás kezdete óta ezekről az égitestekről olyan óriási tömegű új (közöttük rengeteg nagy pontosságú részlet) információhoz jutottunk, amelyet a klasszikus csillagászat eszközeivel a Földről nem lehetne megszerezni. Ezzel a Föld típusú bolygók vizsgálata – sőt a 70-es évek közepe óta már a Naprendszer külső égitestjeié is – új szakaszba jutott. Az új kutatási szakasz fő jellemzője, hogy abban a csillagászat mellett rohamosan növekvő szerepet kapnak a különböző földtudományok. A közvetlen közelről vagy éppen a helyszínen végzett vizsgálatok módszerei és céljai mindinkább földtudományi jellegűek lesznek. Ezért a Föld típusú bolygók – és általában minden Föld típusú égitest – tanulmányozásának a csillagászati földrajzban az eddiginél lényegesen nagyobb teret kell kapnia.

2. A Jupiter típusú vagy óriás bolygókra a külső bolygó elnevezés is találó, mert naptávolságuk tekintélyes (> 5 CsE). Ennek következtében keringési idejük nagy, pálya menti sebességük pedig kicsi. Jóval nagyobb méretűek a Föld típusú bolygóknál. Bár sűrűségük a víz sűrűségével vethető össze (0,7–1,9 g/cm3), nagy átmérőjük következtében tömegük egy (a Jupiter és Szaturnusz esetében két) nagyságrenddel haladja meg a belső bolygókét. Megfigyelt és számított (modellezett) anyagi összetételük a könnyű elemek nagy gyakoriságára mutat. A Jupiter, Szaturnusz, Uránusz és Neptunusz több mint 60 holddal rendelkezik, s körülöttük valóságos „kis naprendszert” alkotnak a különböző típusú holdak.

A fenti felosztásba csupán egy bolygó – a legkívül keringő Plútó – beillesztése problematikus. Naptávolsága alapján a külső, a ma még bizonytalanul és hiányosan ismert tulajdonságai révén pedig a Föld típusú bolygók közé sorolható.

A Jupiter típusú bolygók tulajdonságai erősen eltérnek a belső bolygókétól, ezért jobb megismerésüktől nem annyira a Földre vonatkoztatható, hanem inkább a Naprendszer egészének fejlődésével kapcsolatos eredmények várhatók.

A Merkúr

Kutatásának főbb kérdései

Bár a Merkúr igen nagy pályaexcentricitása miatt időnként mintegy 80 millió km-nyire is megközelíti a Földet (alsó együttállások), s így a Vénusz és a Mars után a legközelebbről vizsgálható bolygó, megismerése mégis eléggé vontatottan haladt. A legutóbbi időkig nemcsak felszíni részletei maradtak homályban, de még olyan általános jellemzőit sem ismertük, mint pl. a tengelyforgás vagy az átlagos sűrűség.

A Merkúr eddigi kutatásából ezért messze kiemelkedik jelentőségével az 1965-ös esztendő, amikor az arecibói (Puerto Rico) óriás rádióteleszkóppal sikerült 58,6 napos rotációs periódusának meghatározása, valamit 1974, amikor a bolygót néhány 100 km-re megközelítő első űreszköz (Mariner-10) közvetlen közelről végzett méréssorozatot és készített viszonylag nagy felbontású fényképeket az égitest felszínének mintegy 40%-áról.

A Merkúr földi vizsgálatának nehézségei elsősorban a bolygó Napközelségéből adódnak. Maximális elongációja mindössze 28°, vagyis látszólagos napi pályáján legfeljebb 2 órával előzheti meg a Napot (illetve ugyanennyivel maradhat el tőle). Így megfigyelése kedvezőtlen fényviszonyok között (valamivel napkelte előtt vagy közvetlenül napnyugta után) és az észlelési lehetőségeket nagymértékben rontó kis horizont feletti magasságoknál lehetséges. További problémát jelent, hogy mint Földpályán belüli bolygó (a Vénuszhoz hasonlóan) Földközelsége idején (alsó konjunkció) árnyékos, éjszakai oldalát fordítja felénk. A 83. ábra mind a Merkúr, mind a Vénusz mozgásából adódó – a Holdéhoz hasonló – fényváltozásokat bemutatja. Ebből világosan kitűnik, hogy nagy elongáció alkalmávall viszonylag távol van, és korongjának legfeljebb a fele látható.

83. ábra - A Merkúr és a Vénusz fényváltozásai

kepek/42294_1_VII_083.jpg


A bolygó általános jellemzése

Ma már elég jól ismerjük azon adatok többségét, amelyek a Merkúr általános jellemzőit elsősorban meghatározzák. A Mariner-10 útja óta biztosan tudjuk, hogy a Naprendszer egyik legkisebb tömegű bolygója a Föld után a legnagyobb sűrűséggel (5,44 g/cm3) rendelkezik. A kis tömeg következtében természetesen kicsi a gravitációs gyorsulás és a felszínre vonatkoztatott szökési sebesség értéke. Napközelsége miatt rajta a legnagyobb a felületegységre érkező napenergia mennyisége: az ún. napállandó a földi érték 6,5-szerese (mintegy 9000 W/m2). Fontos adat a Merkúrról, hogy tengelyforgása nem kötött ugyan (vagyis a tengelyforgás és a Nap körüli keringés ideje nem egyenlő), amint azt a 60-as évek közepéig gondolták, de meglehetősen lassú.

Az 58 és félnapos rotáció – éppen a keringési idő 2/3-a –, azzal a következménnyel jár, hogy a merkúri napok kétszer olyan hosszúak, mint a merkúri évek (1 merkúri nap = 176 földi nap). Ezek a tények, valamint a pályasíkra közel merőleges forgástengely a felszín hőmérsékleti viszonyainak legfontosabb meghatározói.

Az általános jellemzők között említjük meg azt is, hogy a Mariner-10 adatai szerint a Merkúr saját mágneses térrel (és magnetoszférával) rendelkezik. Ez ugyan nem túl erős, a felszín közelében 2–7 · 10–7 T-re tehető (T = tesla, a mágneses fluxussűrűség egysége), de a belső bolygók között csupán a Földé nagyobb (2–5 · 10–5 T).

A légkör kérdése

Korábbi földi vizsgálatok, és az elméleti számítások eredményei is nyilvánvalóvá tették, hogy a Merkúrnak lényegében nincs, nem lehet légköre. A kötött tengelyforgásra alapozó számítások arra mutattak, hogy a napsütötte oldal erős felmelegedése miatt a gázmolekulák onnan részben elszöknek, részben a hideg éjszakai oldalra csapódnak le. A bizonyossá vált szabad tengelyforgás természetesen már eleve kizárja, hogy az erősen lehűlt gázrészecskék a bolygó valamely részén szilárd halmazállapotban felhalmozódjanak. A konkrét hőmérsékletmérések ugyanakkor megerősítették a gázok megszökésének lehetőségét.

A Mariner-10 egyik Merkúrközelsége alkalmával pl. az alábbi hőmérsékleti értékeket regisztrálta (az adatok a felszínre vonatkoznak):

A Nap zenitállásának helyén

+312 °C

Délutáni tartományban

+187 °C

A terminátor közelében az éjszakai oldalon

–123 °C

Az éjfélpontban

–173 °C

Tekintve a Merkúr igen excentrikus pályáját, a szélső hőmérsékleti értékek +430 °C és –185 °C között ingadozhatnak. Ilyen körülmények között a hélium pl. legfeljebb 200 napig maradhat meg az atmoszférában. Megjegyzendő, hogy rádiócsillagászati adatok arra utalnak, hogy a felszín alatt néhány deciméterrel a hőmérséklet napközben sem több 70–90 °C-nál, tehát a felszínközeli kőzetrétegek igen rossz hővezetők.

A pontosabb mérések mégis azt mutatják, hogy valamelyes gázfeldúsulás ennek ellenére tapasztalható a Merkúr körül. Ezt azonban földi értelemben nehezen lehetne légkörnek nevezni. Nyomása a felszínen kisebb 2 · 10–12 millibárnál.

A Merkúr körüli gázfeldúsulás főleg héliumból, nátriumból és oxigénből áll, de nyomokban hidrogén is előfordul.

A Merkúr felszíne

Mivel a kedvezőtlen megfigyelési lehetőségek miatt földi távcsövekkel felszíni részleteket nem sikerült a bolygón elkülöníteni, így felszíni viszonyairól a Mariner-képek megérkezése előtt lényegében csak annyit tudtunk, hogy igen rossz fényvisszaverő képességű, sötét anyagok építhetik fel, mert az ún. vizuális albedója [3] a Holdéval együtt a legalacsonyabb (mindössze 7%-os) a Naprendszer jelentősebb égitestjei között.

A Holdéhoz hasonló albedóból kiindulva kézenfekvő volt a feltételezés, hogy a merkúri tájak (anyagok, formák) is a Földünk kísérőjén megismertekkel mutatnak rokon vonásokat. E sejtések ellenére még a szakembereket is meglepte az első Merkúr-felvételekről kibontakozó rendkívül erős hasonlóság. Ez egyszersmind azt is lehetővé tette, hogy a Merkúr felszíni alakzatait a Holdéval összevetve lehessen elemezni, és holdi analógia alapján az eddig közvetlenül még nem vizsgálható kőzettani viszonyokra is következtethessünk.

A Merkúr felszínének alapvető meghatározója, hogy rajta a becsapódásos eredetű formák uralkodnak (6. kép), amelyek a már lefényképezett Ny-i féltekét lényegében teljesen elborítják. Alaposabb vizsgálatok a becsapódások következményeként létrejövő formaegyüttesek (kráterbelső, krátergyűrű, kidobott takaró, másodlagos kráterek) mellett részben az azok által kiváltott, de lényegesen fiatalabb alakzatokra (lávaelöntésekre, szerkezeti formákra) is felhívják a figyelmet.

A fontosabb formák jellemzése

Kráterek. A bolygó felszínének a kráterek a legközönségesebb, legelterjedtebb alakzatai. Elsősorban ezek nagy száma miatt olyan erős a hasonlóság a merkúri és a holdi tájak között. Csak az alaposabb vizsgálatok mutatták ki, hogy a Merkúr nagyobb tömegéből következő nagyobb gravitációja sajátos vonásokat is kölcsönzött a felszínt úgyszólván teljesen elborító, becsapódásos eredetű formáknak. Ezek közül kiemelhető, hogy a Merkúron a 20 km-nél nagyobb kráterek már általában központi csúccsal rendelkeznek, sáncfalaik pedig teraszos szerkezetűek. A Holdon ezek a jellemzők csak 40 km feletti átmérő esetén figyelhetők meg. A nagyobb (2,3-szeres) nehézségi erő az oka annak is, hogy a kráterek körül a kidobott takaró csak fele akkora kiterjedésű, mint égi szomszédunkon.

6. kép. A Merkúr becsapódásos eredetű formákkal borított felszíne (a Mariner-10 felvétele). Számor kráter körül radiálisan szétfutó fényes sávok (sugársávok) láthatók

Sajátos formatípust képviselnek a fényes sugársávokkal rendelkező kráterek (6. kép). A központból radiálisan szétfutó fényes sávok kisméretű másodlagos kráterek sorából állnak. (A másodlagos kráterek egy kozmikus becsapódás által kivetett kőzettörmelék visszahullása révén keletkeznek.) Mivel e sávok minden útbaeső formáción áthaladnak, ezért a sugársávos kráterek a merkúrfelszín fiatal (esetleg legfiatalabb) formagenerációját jelenthetik.

A legnagyobb becsapódásos eredetű formák a medencék. Mivel belsejüket a becsapódást követően nagy valószínűséggel lávaárak töltötték fel, ezért viszonylag sík a felszínük, és a holdi mare (tenger) területekhez hasonlítanak. Albedójuk azonban nem üt el nagyon élesen a környezetükétől, ezért kevésbé feltűnőek, mint a holdtengerek. Legismertebb a Caloris-medence.

Redőgerincekre emlékeztető párkányok, teraszok. Első pillantásra ezeknek az olykor több száz kilométeres hosszúságot és néha 3000 m-es magasságot elérő lineáris formáknak is vannak holdi megfelelői a mare területek lávafolyásfrontjaiban. Mivel azonban a Merkúr felszínén mindenfelé előfordulnak, átmetszik az alattuk levő alakzatokat és általában hosszú szakaszokon egyenesek, ezért inkább tektonikus eredetük valószínű. Formájuk alapján a kéreg összehúzódásával kapcsolatos felpréselődéseknek tarthatók.

Az atmoszferikus erózió nyomait eddig még egyáltalán nem sikerült észlelni a bolygófelszín formáin. Ez arra utal, hogy a Merkúrnak története folyamán vagy nem is volt légköre, vagy csak igen rövid ideig létezett, fejlődésének igen korai szakaszában.

A merkúrfelszín nagy morfológiai egységei

Az eddigi vizsgálatok azt mutatják, hogy a különböző felszíni formák nem teljesen egyenletes eloszlásban találhatók meg a Merkúr felszínén, hanem többé-kevésbé jellegzetes és körülhatárolható nagy egységeket képeznek.

Ezeknek az újabban „rétegtani (sztratigráfiai) egységeknek” nevezett felszíntípusoknak (formációknak) elkülönítésére, sőt viszonylagos koruk meghatározására a földi sztratigráfiában kidolgozott elvek és módszerek alkalmazásával nyílik lehetőség. Felhasználásuk ezért a Naprendszer Föld típusú égitestjeinek a vizsgálatában az utóbbi évtizedben mind általánosabbá vált. Sajátos, nagyon eredményes módszerként csatlakozik ezekhez a krátersűrűség-számítás. Jórészt ezeknek köszönhető, hogy ma már több közeli égitesten sor kerülhetett a közel azonos korú formációk (rétegtani tartományok) elkülönítésére. Ezek a tartományok többnyire egy-egy meghatározott fejlődési szakasz eredményei, s így általában egy (igaz, rendszerint elég hosszú) időszakot jeleznek.

A merkúrfelszín részleges ismerete miatt az ott feltárt morfológiai (sztratigráfiai) egységek még nem lehetnek teljesek (és talán nem is véglegesek), de a legalapvetőbbek már kezdenek kirajzolódni. Az időbeli sorrendet betartva, az alábbi fő típusok különíthetők el:

7. kép. A Merkúr eddig ismert legnagyobb centrálszimmetrikus alakzata: a Caloris formáció (a Mariner-10 felvétele). A kép bal oldalán jól látható a Caloris montes félköríves részlete, s azon belül több koncentrikusan ívelt alakzat is kivehető

1. Kráterközi síkságok. A Merkúr legelterjedtebb és legidősebb rétegrajzi egységei. Egyenletes felszínük – amely esetleg a legősibb Merkúrkéreg maradványa – tele van viszonylag kisméretű kráterekkel, amelyeknek jelentős része másodlagosnak minősíthető.

2. Kráterekkel telített terep. Sűrűn, egymás mellett elhelyezkedő, részben egymást átfedő, nagyobb kráterek sokasága borítja. Ezek a vidékek hasonlítanak leginkább a holdi terrákra (szárazföldekre). A kráterek között (nyilván az erős átfedés miatt) kidobott takaró nem látható.

3. Idős kráterek és medencék gyűjtőnévvel foglalják össze azokat a képződményeket, amelyek körül felfedezhető a kidobott takaró maradványa, belsejükben pedig lapos síkságok vannak.

Ezek közé tartozik a hatalmas Caloris formáció (7. kép), amelynek hegygyűrűje (Caloris montes), a kidobott takaró völgyekkel, gerincekkel borított területe, valamint a belső medencét kitöltő egyenletes síksága az előzőekhez hozzáilleszthető, azoknál fiatalabb egység. A medence hegységgyűrűje a becsapódáskor feltorlaszolt alapkőzet szabálytalan tömbjeiből áll. Ezt csaknem 1000 km szélességben övezi a kidobott takaró változatos felszínű területe. Ezeknél fiatalabb a belső síkság, amelynek felületét párkányok és teraszok teszik hullámossá.

A Caloris-medencét övezőhöz hasonló, völgyekkel szabdalt vidék a Merkúr felszínén többfelé is található. Ezek egy része valószínűleg a bolygó még ismeretlen félgömbjén elterülő medencékhez tartozik. Mivel ezek a formációk ritkán fedik át egymást, relatív koruk meghatározása nehéz.

A medencék belsejében látható, de helyenként azoktól függetlenül is megjelenő egyenletes felszínű síkságok – amelyeket mindenfelé nagyjából azonos kort jelző, viszonylag alacson krátersűrűség jellemez – a Merkúr legfiatalabb, regionálisan jelentkező sztratigráfiai egységei.

4. Fiatalabb képződmények (pl. sugársávos kráterek) csak foltszerűen fordulnak elő az égitest lefényképezett tájain.

A Merkúr belső felépítése és fejlődésének néhány kérdése

A Merkúr nagy átlagsűrűsége, valamint a felszíni kőzetanyag holdi analógiák alapján megítélhető kis (3 g/cm3 körüli) sűrűsége arra utal, hogy a bolygó belsejében erőteljes gravitációs differenciálódás történt, s meglehetősen nagyméretű – mintegy 2000 km sugarú – vasmagja van, amit szilikátos köpeny burkol (l. később a 103. ábrán). A vasmag jelenlétére utal a Merkúr mágneses tere is.

A Merkúr fejlődéstörténetének ellentmondásmentes feltárásához ma még viszonylag kevés adattal rendelkezünk. Valószínű azonban, hogy a bolygótest összeállása idején, majd azt követően a radioaktív anyagok bomlása révén termelődött belső hő gyors gravitációs differenciálódásra és „kigázosodásra” vezetett. Az illékony, könnyű elemek hamar elszöktek a bolygó környezetéből (disszipáció). A felszínt erős kozmikus bombázás érte. Ez az időszak eredményezte a felszín becsapódásos (impakt) formáinak óriási többségét, s ennek utolsó fázisában kerülhettek a felszínre a bolygó egyenletes síkságait borító anyagok. Az utolsó 3 milliárd évben meglehetősen alacsony és egyenletes becsapódási gyakoriság volt a jellemző, amely már csak „epizodikus” felszínalakítást végzett. Mivel a bolygó tömege és a Naptól való kis távolságából eredő nagy hőenergia-bevétele a fejlődéstörténet során mindig akadályozta az égitest körüli tartós és sűrű gázburok megtelepedését, ezért a felszín formálásában a külső erők közül csak az inszoláció (napsugárzás) hatása érvényesülhetett. Ez azt eredményezte, hogy a formák – idős koruk ellenére – zömmel ma is jó „megtartásúak”.

A Vénusz

Általános jellemzése

A Vénusz a Nap és a Hold után a legfényesebb égitest az égbolton. Legközelebbi bolygószomszédunkról – amely alsó együttállások idején 40 millió km-re is megközelítheti a Földet – az űrkutatás kezdetéig mégis viszonylag kevés biztos ismeretünk volt.

A Vénusz csillagászati eszközökkel történő kutatását több tény nehezítette. Ezek egy része a Merkúrnál már megismertekkel rokon jelenségekre vezethető vissza.

Mint Földön belül keringő bolygónak a Merkúrhoz hasonlóan általában kicsi a Naptól mérhető szögtávolsága. Maximális elongációja ugyan elérheti a 47°-ot, de még ilyen esetekben is csak mint hajnali vagy alkonyi csillag figyelhető meg a horizont feletti viszonylag kis magasságban. Az alkonyati, ill. a hajnali Vénuszt az ókorban egy ideig két külön bolygónak vélték. Fényváltozásai (l. a 83.ábrát) is olyanok, mint a Merkúré; tehát minél közelebb van a Földhöz, annál kisebb része látszik.

A Vénusz fényét közelségén kívül magas albedója is erősíti. Fényvisszaverése (76%) egyik legnagyobb a Naprendszer égitestjei között. Nagy albedóját a bolygót borító, átlátszatlan, fehér felhőzetnek köszönheti. Ez a vastag felhőréteg azonban megakadályozza a felszín távcsöves megfigyelését. A felszíni részletek hiányában sokáig még tengelyforgási idejét sem sikerült meghatározni. Sok ellentmondásos eredmény után végül 1965-ben radarmérésekkel 243 földi napnak megfelelő periódus és – meglepő módon – retrográd forgásirány adódott. A forgástengely helyzete a legújabb mérések szerint majdnem merőleges a keringés síkjára.

A 243 napos retrográd forgási periódus és a 224 napos sziderikus keringési idő együttesen azt eredményezi, hogy a Vénuszon a Nap két, egymást követő delelése között 117 földi napnak megfelelő idő telik el.

Ha a Vénusz és a Föld keringési idejét összevetjük, abból kiderül, hogy a nagy földközelségben előforduló alsó együttállásokra 584 naponként kerül sor, ami csaknem pontosan 5 vénusznap hosszával egyenlő időköz. Ezért alsó konjunkciók alkalmával a Vénusz csaknem mindig azonos oldalát fordítja a Föld felé. Ez viszont azzal a következménnyel jár, hogy az ilyenkor igen kedvező távolsági viszonyok ellenére a Vénusz egész felszínének földi radartérképezése csak századok alatt lenne megvalósítható.

A Vénusz általános adataiból (l. a 9. táblázatot) kitűnik, hogy méreteit tekintve a Földhöz leginkább hasonló bolygó. Sugara csak 320 km-rel, felszíne 10 millió km2-rel kisebb a Földénél, tömege pedig a Föld tömegének 81%-a. A Földéhez közelálló méretek, valamint a kis naptávolságbeli differencia valószínűleg a belső szerkezet és felépítés, sőt az anyagi összetétel tekintetében is rokon vonásokat eredményeznek. Átlagos sűrűsége pl. alig marad el a Földétől (5,29 g/cm3).

Ugyanakkor néhány más alapjellemző értéke (pl. tengelyforgási sebesség, a légkör összetétele, sűrűsége és hőmérséklete, valamint a mágneses tér hiánya) annyira különbözik a Földön mérhetőtől, hogy ennek következtében a Vénuszon uralkodó természeti viszonyok végeredményben alapvetően eltérnek a földiektől.

A Vénusz kutatásának főbb állomásai

A Vénusszal kapcsolatos ismereteink többsége mindmáig a légkörre vonatkozik. Felfedezése Lomonoszov nevéhez fűződik (1761), aki a bolygó Nap előtti átvonulását figyelve, a körülötte látszó fénylő gyűrűt atmoszféraként értelmezte. A Vénusz sarlójának szarvait (84. ábra) Schröter írta le elsőként (1792), azokban W. Herschel már a következő évben a „jelentékeny légkör” bizonyítékát látta. A légkör pontos összetételét azonban földi megfigyelésekkel nem sikerült megállapítani. Mivel a Földről a felszíni viszonyok optikai vizsgálata is eredménytelen maradt, ezért a Vénusz megismerésében csak az űrkutatás megindulása hozott alapvető előrelépést.

Az első közeli vizsgálatokat (mintegy 41 000 km-ről) a Mariner-2 űrszonda végezte 1962-ben. Ezt követően a szovjet Venyera bolygókutató szondasorozat tagjai (eddig összesen 16) továbbítottak nagytömegű, alapvetően új információt a bolygó légköréről és felszínéről.

84. ábra - A Vénusz „szarvai”. A bolygó sarlójának csúcsai kissé túlnyúlnak a félkört jelző vonalon. Az a szög léte nemcsak a légkör bizonyítéka, de nagyságából annak jellemző vonásaira is következtetni lehet

kepek/42294_1_VII_084.jpg


Időközben a Mariner-sorozat két tagja, valamint a Pioneer Venus-szondák, majd a Halley-üstökös felé tartó Vega-űrlaboratóriumok (1985) is részletes légkörvizsgálatokat és a felszínt pásztázó radarméréseket végeztek. Az eddigi legrészletesebb radartérképezés (120 m-es felbontás!) az amerikai Magellán-szondának köszönhető (1991–1994).

A Vénusz légköre

Az alsó légkör

A bolygó alsó légköre kifejezetten szén-dioxid légkör. A CO2 részaránya mintegy 96%. Mellette nitrogén (3,5%), igen kis mennyiségben nemesgázok, oxigén (legfeljebb 0,1%) és váltakozó mennyiségű, de igen kevés vízgőz (0,01%) fordul elő. A felhőréteg alsó szintjében ammónia jelenlétét is kimutatták (0,01–0,1%), de a felhőzónában ennél fontosabb légköri összetevő a kénsav, hiszen a felhők elsősorban kénsavcseppekből állnak.

A felszín közelében a légkör igen sűrű. Magán a felszínen a légnyomás csaknem 10 MPa (≈ 100 atmoszféra), és a relatív topográfiai helyzettől függően változik. (A Vénusz elméleti „tengerszintjét” 6051,4 km-es bolygósugárral definiálták, a normál nyomás itt 9,3 MPa.) Ez azt jelenti, hogy az adott összetétel és magas hőmérséklet mellett a légkör sűrűsége mintegy 70-szer nagyobb a földinél, így csupán 14-szer ritkább a víznél. (A Vénuszon mozgó tárgyaknak tehát igen nagy közegellenállást kell legyőzniük.) A helyszíni vizsgálatok arra mutatnak, hogy a sűrű légkör alsó, 30 km-es övezete átlátszó, bár az űrszondák itt is észleltek ködszerű foszlányokat.

A felszínen a hőmérséklet (85. ábra) igen magas, a talajra ereszkedő szondák 455–475 °C közötti értékeket mértek. Meglepő eredmény, hogy a lassú tengelyforgás ellenére szinte nincs különbség a nappali és éjszakai oldal hőmérséklete között. E jelenségre ma még nincs elfogadható magyarázat. Megértését az a tény is nehezíti, hogy – úgy tűnik – a felszín közvetlen közelében alig van olyan légáramlás, amely a hőmérsékletet kiegyenlíthetné. A szondák csupán 1 m/s körüli szélsebességeket regisztráltak. (Igaz, az eddigi mérési idők együttes tartama sem tesz ki többet 8 óránál, s így az általánosítás még nem lehet teljesen megalapozott.)

85. ábra - A hőmérséklet, a nyomás és a felhőzet jellemzői a Vénusz légkörében (B. J. Singarella után F. Whipple – 1981 – alapján)

kepek/42294_1_VII_085.jpg


A Vénusz felhői

A felhőzet 32–67 km-es magasságban helyezkedik el, s mint a 85. ábra mutatja, több különböző sűrűségű szintre tagolódik. Közülük felülről a harmadik a legsűrűbb, de a látási viszonyok még ott is sokkal jobbak, mint a földi felhőtakaró belsejében. A nagy vastagság azonban mindenképpen átlátszatlanná teszi, és a beeső fénynek csupán 1–2%-a juthat le a felszínre. Ezért ott a megvilágítási viszonyok magas napállásnál is borult novemberi napokéhoz hasonlíthatók.

A felszíntől a felhőzóna irányába emelkedve, a szélsebesség növekszik, és 40–50 km-en már eléri az 50–60 m/s értéket, a felhőzet felső határán pedig a 100 m/s-ot is meghaladja. Így válik érthetővé a Vénusz felhőtakarójának ún. szuperrotációja. A felhőzet mintegy 4 nap alatt körbefutja a bolygót, tehát sokkal nagyobb kerületi és szögsebességgel mozog, mint a felszín. Magának a furcsa mechanizmusnak az oka egyelőre tisztázatlan.

A felhőtakaróról készült közelfelvételek (8. kép), világosan mutatják, hogy az egyáltalán nem homogén, hanem az egyenlítőtől a sarkok felé haladó spirális sávokra tagolódik. Mozgása arra utal, hogy az Egyenlítőtől a magasabb szélességek irányába jelentős hőmennyiségek vándorolnak, s ez magyarázatot ad arra, hogy miért nincs a poláris és egyenlítői területek közt számottevő hőmérséklet-különbség. A sarkok fölé került levegő nyilvánvalóan lefelé áramlik, s ezért ott tiszta, felhőmentes az ég.

8. kép. A Vénusz átlátszatlan és a Földről homogénnak tűnő felhőtakarója a közelképeken spirális–sávos szerkezetet mutat (a Mariner-10 felvétele)

Az alsó légkör jellegzetességei a bolygó éjszakai oldalán megfigyelt felvillanások. Mind több adat szól amellett, hogy ezek az atmoszférában lezajló vulkáni aktivitásra is utaló elektromos kisülések.

A légkör magasabb tartományai

A légkör a felhőtakaró felett gyorsan ritkul. 150 km magasságban sűrűsége már kisebb, mint a hasonló földi zónában. Még följebb, ahova a turbulens áramlások már nem jutnak el, összetétele is fokozatosan megváltozik. 250–320 km-en már túlsúlyban van a szén-monoxid és az atomos oxigén. E fölött megnő a hélium és hidrogén részaránya, 800 km-től pedig tiszta hidrogénkorona következik.

A Vénusz légkörében mintegy 120 km magasan kezdődik az ionoszféra. Erőssége éjszaka 50-ed részére csökken, s ennek következtében a globális rövidhullámú rádió-összeköttetés a Vénuszon csak nappal lehetséges. Az ionoszférában a hőmérséklet emelkedik, de nem éri el a Földön tapasztalható értékeket.

Mivel a Vénusznak gyakorlatilag nincs mágneses tere, ezért magnetoszféra sincs körülötte. A napszél így közvetlenül az ionoszférát „támadja”, s annak jellegét módosítja.

Az üvegházhatás

A Naphoz viszonylag közel keringő Vénusz jóval több energiát kap a központi égitesttől, mint a Föld. A szoláris állandó értéke mintegy kétszerese a földinek (2600 W/m2). Így mindenképpen indokolt a felszín és a légkör magasabb hőmérséklete. A ténylegesen mért értékek azonban lényegesen nagyobbak az elméletileg elvárhatónál.

A jelentős hőtöbblet a mai nézetek szerint a Vénusz légkörének erős hőtároló képességével magyarázható. A szén-dioxidos légkör átengedi a rövidhullámú napsugarakat, azok felmelegítik a felszínt, ahonnan ezért – hőmérsékletétől függően – lényegesen hosszabb hullámú kisugárzás indul meg. E hosszú hullámokat azonban a CO2 elnyeli, s így a légkör erősen felmelegszik. Ez az ún. üvegházeffektus a Földön is ismert, de sokkal gyengébb az eltérő összetételű és ritkább gázburok következtében. A Vénusz-légkör üvegházhatásából eredő hőtöbblet pontos értéke még nem ismert, így azt sem lehet véglegesen eldönteni, hogy ezen kívül más jelenségnek nincs-e szerepe a bolygó – földi szemlélő számára – pokoli klímájának fenntartásában. Mindenesetre a Vénuszon uralkodó hőmérsékleti viszonyokat megismerve, fel kellett adni az ott esetleg létező élettel kapcsolatos elméleteket.

A Vénusz felszíne

A Vénusz körüli műhold-pályákról végzett radaros magasságmérések alapján bizonyosnak látszik, hogy a bolygófelület nagy része egy viszonylag szűk magassági sávba illeszkedik, és csak kisebb területdarabok fekszenek a képzeletbeli tengerszinttől jelentősen eltérő magasságban, ill. mélységben. A Vénusz legmagasabb pontja 10 800 m-rel emelkedik az átlagos bolygósugár fölé, míg a legmélyebb rész 2900 m-rel van alatta. A maximális magasságkülönbség tehát a radarmérések szerint mintegy 13 700 m.

A különböző magassági tartományokba tartozó területek eloszlásáról a 86. ábra tájékoztat.

A Vénusz hipszografikus görbéje jóval kiegyenlítettebb, mint a Földé, és szemben bolygónk kétmaximumos görbéjével, a Vénusz esetében csak egy kiugró intervallum látható.

A Vénusz legnagyobb magasföldje az egyenlítői övezetben kelet-nyugati irányban hosszan elnyúló, kiterjedésében Afrikával összevethető Aphrodité. Felszíne mintegy 1000 m-rel emelkedik a nagy síkvidék fölé. Az Ausztrália méretű Istar magasföld az északi pólus közelében fekszik. Mai ismereteink szerint ez a Vénusz egyetlen, jellegében a földi kontinensekre emlékeztető felszíni részlete. Központi fennsíkja (Lakshmi) délen mintegy 3000 m magasságú lépcsővel végződik, három irányból viszont magashegységek övezik, köztük keleten a bolygó legmagasabb – nagyjából 11 000 m-es – hegysége, a Maxwell. Ez utóbbi párhuzamos vonulatok sorozatából áll, és helyzete alapján némileg az Ázsiának ütköző indiai szubkontinens által felpréselt földi Himalájára emlékeztet (9. kép). A harmadik nagy magasföld a Béta-régió az Istartól D–DNy-ra fekszik, és vulkánikus eredetű. Két enyhe lejtőjű, 4000 m magas kúpja óriási pajzsvulkánként fogható fel.

86. ábra - A Vénusz és a Föld hipszografikus görbéje. A Vénusz görbéje a Pioneer–Venus (1978–79) radarmérései és földi radarképek alapján készült

kepek/42294_1_VII_086.jpg


9. kép

Kör- vagy kerekded formájú alakzatok is vannak a radartérképeken. A legnagyobbak medence jellegű területek, pl. az Antilla-tengernél is terjedelmesebb Atalanta-Planitia. A néhány száz km átmérőjű, központi csúccsal rendelkező becsapódási formák mellett, igen nagy számban fordulnak elő hasonló átmérőtartományba illeszkedő vulkáni képződmények, köztük a vénuszi forró pontokként felfogható lankás lejtőjű pajzsvulkánok. Valamivel kisebbek (max. 100 km) az ún. dómok. Ezekből a meredek lejtőjű, olykor 3 km magasságot is elérő formákból eddig már 145-t találtak. A Magellán-képek alapján a vulkanikus eredetű felszínek rendkívül elterjedtek a Vénuszon. Igen gyakoriak pl. a többszáz (helyenként néhány ezer) km hosszú lávafolyások is.

Fontos felszíni formacsoportot képeznek a vulkanotektonikus eredetűnek minősített – földi megfelelőkkel nem mindig rendelkező – képződmények. A kerekded formákat párhuzamos, koncentrikus vagy radiális törésrendszerek tagolják vagy övezik (10. kép). Ilyenek pl. a koronák, a kevésbé markáns felboltozódásoknak tűnő nóvák, valamint a finom, pókhálószerű repedés- és rovátkahálózatból összeálló ún. arachnoidok.

A kutatók többsége szerint a Vénusz ma egylemezű bolygó, s ha korábban voltak is rajta lemezmozgások, azok már régen megszűntek. Más a helyzet a vulkanizmussal. A Vénuszt morfológiája alapján vulkánikus bolygónak tekinthetjük, ahol a tűzhányók mindenfelé előfordulnak, és elterjedésükben nem figyelhető meg a földi, lemeztektonikai mozgásokat tükröző vonalmentiség. A becsapódási kráterek sűrűsége alapján a Vénusz felszínének kora mintegy 400–500 millió évesre becsülhető, ami közel áll a földi kontinensek átlagos korához (450 millió év). Bár működő tűzhányót eddig nem sikerült megfigyelni, a ma is aktív vulkanizmus jelenléte nem zárható ki.

10. kép

A Vénusz terepviszonyairól és a „vénuszi tájak” jellegéről csupán néhány Venyera-felvétel alapján mondhatunk véleményt (11. kép). Az eddigi képeken meglehetősen kietlen sziklás vidékek láthatók. Van olyan felvétel, amelyen éles peremű, tehát viszonylag frissen keletkezett, bazaltos összetételűként meghatározott kövek borítják a felszínt (11. táblázat). Ezek az elemzések megerősítik a vulkanizmus bazaltos jellegére vonatkozó nézeteket. Másutt simább a talaj, és a sziklák is kopottabbak. Itt az atmoszféra hatására vagy a viszonylag magas korra gyanakodhatunk. Az eddigi szélmérések ellenére sem lehet kizárni az eolikus erózió lehetőségét, hiszen a megfigyelteknél erősebb szelek is előfordulhatnak, és a légkör nagy sűrűsége miatt 5 m/s sebességű szelek eróziós ereje itt a földi orkánokéval vethető össze.

11. kép. Éles peremű kövekkel borított, sziklás felszínű vidék a Venyera-13 és -14 panorámafelvételein

Felépítése és fejlődése

A Vénusz belső szerkezetéről ma még nagyon keveset mondhatunk. A bolygó mérete, sűrűsége, valamint más Föld típusú égitestekkel történő összevetése alapján azt leginkább a Földéhez hasonlónak gondolhatjuk (l. a 103. ábrát) – talán valamivel vastagabb kéreggel és valamivel kisebb belső vasmaggal.

A bolygó sűrű szén-dioxidos atmoszférája feltehetőleg vulkanizmus útján keletkezett. A vulkáni működéskor vízpára is kiszabadult, de az nem maradhatott meg tartósan a légkörben, mert az ózonréteg (és az oxigén) hiánya, valamint a magas hőmérséklet miatt a napsugárzás hatására elemeire bomlott (fotodisszociáció) és alkotórészei megszöktek a bolygóról.

Történetének korai szakaszában ezt a bolygót is jelentős meteorbombázás érte.

11. táblázat - A felszíni anyagok összetétele a Venyera-13 és -14 landolási helyén

Az összetevő

mennyisége %-ban

 

V-13

V-14

MgO

10 ± 61

8 ± 4

Al2O3

16 ± 41

18 ± 4

SiO2

45 ± 31

49 ± 4

K2O

4 ± 0,8

0,2 ± 0,1

CaO

7 ± 1,5

10 ± 1,5

TiO2

1,5 ± 0,6

1,2 ± 0,4

MnO

0,2 ± 0,1

0,16 ± 0,08

FeO

9 ± 3

9 ± 2


A Mars

Általános jellemzése

A Mars a legjobban ismert bolygó, a Hold után a legalaposabban megvizsgált égitest. Már a klasszikus csillagászati eszközökkel is viszonylag bőséges ismeretanyagot sikerült szerezni róla, és a kapott megfigyelési eredmények jelentős része a Földdel való hasonlóságra utalt. A Marson sikerült először olyan jelenségeket, változásokat észlelni, amelyek a földi természetben végbemenő folyamatokra emlékeztettek, s ezek a tények folyamatosan ébren tartották a „vörös bolygó” iránti érdeklődést nemcsak a tudományos körökben, hanem – olykor nem eléggé megalapozott általánosítások miatt – a széles közvéleményben is.

A Föld és a Mars közötti jelentős méretkülönbségek (l. az 1. táblázatot) ellenére több olyan csillagászati jellemző sorolható fel, amelyek a két bolygó „rokonságára” utalnak.

a) A Mars átlagos naptávolsága csupán 50%-kal nagyobb, mint a Földé. Ezért a szoláris állandó (580 W/m2) még elég nagy ahhoz, hogy a hőmérsékleti értékek legalább részben beleeshessenek a Földön is mérhető tartományba. A Földénél hatszorta excentrikusabb pálya nemcsak azzal a következménnyel jár, hogy 15 évenként a Földhöz képest, ún. nagy oppozíciók következnek be, amikor az 56 millió km-re csökkenő távolság kedvező megfigyelési lehetőségeket teremt, hanem azt is eredményezi, hogy perihéliumban a Marsra jutó napenergia lényegesen (40%-kal) megnő (a Földön csak 3%-kal), s az elég zord hőmérsékleti viszonyokat lényegesen enyhíti.

b) A Mars tengelyforgási periódusának hossza igen közel áll a Földéhez.

c) A Mars tengelyferdesége csak mintegy másfél fokkal különbözik a Földétől, tehát a szoláris éghajlati övek nemcsak létrejönnek, de a bolygófelszínhez viszonyított helyzetük is olyan, mint a Földön (természetesen a konkrét jellemzők erősen eltérnek). A marsbeli évszakok időtartama a hosszabb keringési idő miatt közel kétszerese a földieknek.

d) Ma már tudjuk, hogy a Mars átlagsűrűsége (3,94 g/cm3) révén is beilleszkedik a Föld típusú bolygók közé.

e) Megemlíthető még az a tény is, hogy a Marsnak két holdja van (Phobos, Deimos). Ezek azonban olyan kis méretűek, hogy a bolygóra nem gyakorolhatnak számottevő befolyást. Nagyobb jelentőségre tettek szert azáltal, hogy mint az első közelről lefényképezett holdak, hozzásegítettek néhány alapvető összehasonlító planetológiai törvényszerűség megalkotásához.

A Marskutatás néhány mozzanata

A Mars vizsgálatában már a XVII. században jelentős eredmények születtek. Ch. Huygens a tengelyforgás idejét, D. Cassini pedig a fehér sarki sapkák létét állapította meg. Egy századdal később W. Herschel megfigyelései hoztak további előrelépést (tengelyferdeség, lapultság, a poláris sapkák évszakos változásának felismerése). A bolygó felszínén látható részletekről mind több rajz készült, és 1877-ben G. Schiaparelli jelentős hosszúságú, egyenes futású sötét csíkokat („canali”) figyelt meg. Sajnálatos fordítási hibák folytán Schiaparelli árkai, ill. hasadékai lettek a „marscsatornák” körül jó fél évszázadon át tartó, többnyire tudománytalan hírverés elindítói. Egyébként ugyanebben az évben fedezték fel a Mars holdjait is.

A szaporodó megfigyelési anyag ellenére sem sikerült azonban a Földről megállapítani, hogy milyen a Mars légkörének összetétele, sűrűsége, sőt valójában a felszín alapvető jellemzőinek helyes felismerése is csak az űrkutatás megindulásával következett be.

A Mars első űrszondás megközelítése (Mariner-4, 1965) rögtön váratlan meglepetéssel, a kráteres felszín felfedezésével járt. A további Marskutató űreszközök – Mariner-, Mars-, Viking-szondák – vizsgálatai alapján ma már elég részletes kép adható a felszín morfológiájáról, a bolygó éghajlatáról és hidroszférájáról. Van néhány adatunk a felszín kőzetanyagáról, s mind határozottabban körvonalazódnak a bolygó belső felépítésére és fejlődésére vonatkozó elképzelések.

A Mars légköre

Alsó légkör

A bolygó légköre két alapvető jellemző – az összetétel és a sűrűség – tekintetében erősen eltér a földi atmoszférától.

A Vénuszhoz hasonlóan a Mars légkörében is szén-dioxid az uralkodó komponens, de a gázburok sűrűsége kicsi. Az elméletileg meghatározott „középtengerszinten” (3394 km-es Mars-sugárral számított normál nulla) az átlagos légnyomás csupán 6,1 mbar (6,1 hektopascal), tehát alig több, mint a földi 200-ad része.

A bolygó légkörének felszínközeli összetételét a 12. táblázat adatai mutatják.

Ilyen légkör-összetétel a marsbeli, viszonylag alacsony hőmérsékleti értékek mellett a kis nyomás következtében számos sajátos légköri jelenséget eredményez. Ezek közül külön kiemelendő, hogy a CO2 itt –125 °C (148 K)-on csapódik ki szénsavhó formájában, és – legalább részben – a felszínen képez bevonatot. A vízpára kondenzálódási hőmérséklete –83 °C (190 K) körüli. Az alacsony nyomás miatt a víz csak nagyon szűk hőmérsékleti értékek közt maradhat meg cseppfolyós halmazállapotban (6,1 mbar nyomáson 0 °C nemcsak az olvadás-, hanem egyben a forráspont hőmérséklete is).

12. táblázat - A Mars alsó légkörének összetétele

Szén-dioxid (CO2)

95%

Nitrogén (N2)

2,7%

Argon (Ar)

1,6%

Oxigén (O2)

0,13%

Szén-monoxid (CO)

0,07%

Vízpára

0,01–0,1%


A felső légkör

A felső légkör mintegy 120–130 km magasan kezdődik. Fő jellemzője az ionizált részecskék jelenléte (ionoszféra), amelyek a legnagyobb gyakorisággal 140 km-es felszín feletti magasságban fordulnak elő (zömmel ionizált oxigén és szén-dioxid-molekulák). Az ionoszféra alsó- és felső határa a Nap-aktivitástól, az év- és napszaktól függően változik. Mivel a Mars mágneses tere nagyon gyenge, ezért magnetoszférája nincs, és a napszél a Vénuszhoz hasonlóan közvetlenül az ionoszférának ütközik.

A felső légkör összetételében az alsó légkörhöz képest bizonyos változás figyelhető meg: a szén-dioxid rovására nő a nitrogén és a szén-monoxid részaránya.

A Mars éghajlatának főbb jellemzői

A bolygó éghajlatának legalapvetőbb vonásait a Napból érkező, a Földinél jóval kevesebb energia, annak a tengelyferdeség miatt a Földihez hasonló évi változása és területi eloszlása, valamint a ritka – kis abszolút vízgőztartalmú – légkör határozza meg.

Hőmérsékleti viszonyok

Már a földi mérések is nyilvánvalóvá tették, hogy a Mars középhőmérséklete jóval alacsonyabb, mint a Földé. Az űrszondák pontosabb adatai megmutatták, hogy a Marson 0 °C feletti hőmérsékletek ritkán fordulnak elő. Az eddig észlelt maximum: +13 °C (Mars-3, 1972), illetve +24 °C (Mariner-7, 1969). Az ilyen magas hőmérsékletek általában a déli félteke nyarán fordulnak elő, mert a bolygó ekkor van Napközelben. Egyébként jóval 0 °C alatti értékek a jellemzőek. A Viking-szondák pl. a megérkezésük utáni hetekben az északi félteke őszi időszakában –85 °C és –29 °C közötti hőmérsékleteket mértek. A bolygó déli féltekéje viszonylag nagy területének hőmérsékleti viszonyairól mutat átfogó képet a 87. ábra. A téli évszak hőmérsékleti eloszlását bemutató ábrán az izotermavonalak sűrűsödési övezete a terminátor pillanatnyi helyzetét jelzi. Külön térkép (88. ábra) tájékoztat a poláris területek hőmérsékletéről (déli pólus, téli évszak). Ebből világosan látszik, hogy a hőmérséklet jelentős területeken, az 50. szélességi foktól délre –125 °C (148 K), tehát a CO2 fagyáspontja alá süllyed. Ezért itt ilyenkor a felszínre csapódó fehér bevonat legalábbis részben a légkör szén-dioxidjából származik. A CO2-nek a poláris vidékekre való lecsapódása a légnyomás általános csökkenésével jár, amit a Viking-szondák egyértelműen jeleztek. Ugyanakkor az is bebizonyosodott, hogy nyáron az északi pólus fölött –68 °C (205 K) körüli a hőmérséklet, ami kizárja az ilyenkor is meglévő poláris maradványsapkák szénsavhó-összetételét.

87. ábra - A marsfelszín hőmérséklete a bolygó déli féltekéjén 1976. július 29-én (Viking-1). A felvétel idején a déli féltekén tél volt. Az izotermák sűrűsödési vonalában (ÉNy–DK-i irány) a terminátor húzódott, ez a hirtelen hőmérséklet-változás oka. A hőmérsékleti értékek K-ben értendők. Az Egyenlítő vidékén a maximum 240 K, a pólus környékén viszont 140 K alá süllyedt a hőmérséklet. A nappali és éjszakai területek hőmérséklet-különbsége nagyjából ugyanekkora

kepek/42294_1_VII_087.jpg


A marsi éghajlat fontos jellemvonása, hogy a napi hőingadozás igen nagy, lényegesen meghaladja a Földön előforduló szélső értékeket. A hőmérséklet napi menetéről a 89. ábra tájékoztat, ami azt is mutatja, hogy a déli órákban a talaj lényegesen melegebb, mint a felette levő levegő.

88. ábra - A hőmérséklet eloszlása a Mars déli pólusa környékén téli időszakban (Viking-1). A legalacsonyabb érték (135 K) 13 K-nel kisebb, mint a szénsavhó kondenzációs hőmérséklete

kepek/42294_1_VII_088.jpg


89. ábra - A hőmérséklet napi változása a Marson. A folyamatos vonal a talaj, a keresztek a levegő hőmérsékletét mutatják (Viking-2 mérései szerint)

kepek/42294_1_VII_089.jpg


Légmozgások

A bolygó általános légáramlási viszonyainak bemutatásához még további mérések szükségesek, de egyes részletkérdések megoldásához máris igen hasznos információkkal rendelkezünk.

A Mars fő szélrendszerei földihez hasonló tengelyforgása és tengelyferdesége miatt sokban hasonlítanak a földi általános légkörzéshez. A különbségek főleg a marsi óceánok hiányából és a bolygó erősen excentrikus pályájából adódnak.

A ma még elsősorban elméleti modellel leírt szélrendszerek sajátosságai közül két dolgot kell kiemelni:

1. A Marson a termikus egyenlítő – óceánok hiányában – szinte teljesen követi a Nap évi járását, így nyaranta a felszálló légáramlások zónája a 25. szélességi fokig is eltolódik (a Földön kevésbé távolodik el az Egyenlítőtől). Ilyenkor a vörös bolygón a Földtől eltérően csak egy, ún. Hadley-cella alakul ki, s annak felszálló ága a nyári féltekéről átnyúlik a télire. A két függőleges áramlási kör (Hadley-cella) csak az átmeneti évszakokban – napéjegyenlőségek idején – jön létre.

2. A mérsékelt övek nagy magasságban jellemző futóáramlásai (jet streamek) a Marson csak az adott félteke tavaszi időszakában, a sarki sapkák visszahúzódása idején alakulnak ki. Ilyenkor ugyanis a sapka peremén igen nagy a hőmérséklet-különbség (a hóval fedett és a fedetlen oldal között), s ez erős futóáramlást kelt. Nyáron – a sapka visszahúzódása miatt – alig változik a hőmérséklet a földrajzi szélességgel, s így a hőmérséklet-különbség keltette futóáramlások szinte elhalnak (R. M. Haberle 1986).

A Viking-mérések szerint a helyi szeleknek világosan kimutatható napi menete van. Az éjjeli gyenge légáramlások 5–6 óra körül jelentékenyen megerősödnek, déltájban érik el a maximumot, éjfélre viszont csaknem teljesen megszűnnek. A helyi szelek kialakulásában fontos szerepet játszik a légnyomás jelentékeny napi ingadozása. Bár ez abszolút értelemben kisebb, mint a Földön (0,1–0,2 mbar szemben a földi mintegy 2 mbar-os értékkel), de relatíve sokkal jelentősebb.

12. kép. Kitörőfélben levő porvihar felülnézeti képe a Marson (Viking-2 felvétele, 1977. március 25.)

A porviharok a Mars légkörének legfeltűnőbb, legnagyobb méretű, régóta ismert folyamatai. Nagy oppozíciók idején már a Földről is többször (először 1892-ben) megfigyelték a bolygó szinte teljes korongját elborító portömegeket szállító viharokat. Keletkezésük mechanizmusa még nem tisztázott minden részletében, de azt már tudjuk, hogy többnyire a bolygó napközelsége idején törnek ki valamelyik kisebb területfolton (12. kép) – gyakran az Argyre-medencében –, majd egy öngerjesztő mechanizmussal fokozatosan szétterjednek, és sokszor az egész égitestet beburkolják. A hetekig tartó viharok végén az esőmentes marslégkör csak lassan tisztul meg a magasba került apró porszemcséktől. Bár átlátszóságát végül visszanyeri, de a legfinomabb részecskékből mindig marad annyi a légkörben, hogy vastartalmuk és fényszóró hatásuk miatt a Mars egét rózsaszínre fessék.

A viharok kitörésében a helyi topográfia és az „árapály-szelek” együttes hatásának van döntő szerepe. A felkavarodó pormennyiség szétoszlik a levegőben, abszorbeálja a napfényt, és felmelegíti a környező gáztömegeket, ami a feláramlás fokozódásához és az egész folyamat kiszélesedéséhez vezet. A légkörbe kerülő túl sok por növeli annak átlátszatlanságát, s emiatt a felszínre egyre kevesebb napfény jut, tehát fokozatosan lehűl. Ezáltal megszűnik a viharokat kiváltó alaphelyzet, megszűnik a feláramlás. Leáll a pozitív visszacsatolás, s a vihar fokozatosan lecsendesedik. A viharok kialakulási mechanizmusával kapcsolatos egyik elképzelésről (R. Goody, 1973) és a viharok főbb jellemzőiről ad áttekintést a 90. ábra.

90. ábra - A marsi porviharok kialakulására vonatkozó egyik hipotézis (R. Goody, 1973) vázlata H. W. Köhler szerint. A felszín határrétegében a portömegek egy ciklonszerű örvénybe áramlanak össze. A napsugárzás abszorpciója következtében felmelegedő por a hőmérsékleti gradiensnek megfelelően a tropopauzáig emelkedik, és ott horizontálisan szétterül

kepek/42294_1_VII_090.jpg


A Mars vízburka

A Mars vízkészletéről igen eltérő álláspontok alakultak ki a kutatómunka egyes szakaszaiban. A különböző vizsgálatok mindinkább lefelé szorították a bolygón elképzelhető vízmennyiségekre vonatkozó becsléseket. E vonatkozásban csak a Viking-kísérletek óta állt be bizonyos változás.

A légkör abszolút vízgőztartalma valóban kevés, a földinek csupán elenyésző része. A Mars atmoszférájában egyidejűleg legfeljebb 7–8 km3 víz van, szemben a Földön található 12 300 km3-rel. (Másképpen mondva, a marsi légkör vízgőztartalma mintegy 0,02–0,05 mm, a földié pedig 20–30 mm csapadéknak felel meg. A Mars légkörének víztömege mintegy 4-szer töltené meg a Balatont, a Földé viszont az amerikai Felső-tó vízmennyiségével egyenértékű.) Ez a kevés víz azonban az alacsony hőmérséklet és a légkör kis sűrűsége miatt megközelítően telítettségi állapotot jelez, s ezért a légkör és a felszín között könnyű és gyakori vízcsere mehet végbe. A légkör vízgőztartalma kicsapódva gyakran felhőket, ködöket képez (konvekciós, kondenzációs felhők).

A felszínről jórészt szublimációval eltűnő jég a hideg légkörben ködöt képez (a reggeli órák jellegzetes vonása), majd napközben a hőmérséklet emelkedésével a ködök megszűnnek, „elpárolognak”, víztartalmuk a levegőbe kerül, s így annak abszolút vízgőztartalma lényegesen emelkedik. Este a vízgőz ismét átmegy szilárd fázisba, és részben a felszínre csapódik.

A felszínen a víz jelenleg – egészen kivételes esetektől eltekintve, amelyekre pozitív bizonyítékaink még nincsenek – csak szilárd állapotban fordul elő. Ennek azonban csupán elenyésző hányada a téli féltekéken olykor egészen a 40. szélességi fokig megjelenő jégsapkák víztartalma. Ez a fehér felszíni bevonat ugyanis igen vékony (zömében valószínűleg milliméteres nagyságrendű), és részben szénsavhóból áll. A felszín vizének nagy többsége a nyáron át is megmaradó sarki sapkákban van. Ezek víztartalma elolvadás esetén mintegy 10 m vastagon fedné be a bolygót.

Feltételezések szerint legfeljebb egyenlítői vidékén fordulhat elő időlegesen folyékony víz. Ha a jég porral erősen szennyezett, napi 1–2 órára folyékony fázisba is átmehet. Egyébként meggondolandó, hogy marsi körülmények közt a párolgási ráta óránként 20 mm, és a víz +2 °C-on még a mélyfekvésű területeken is felforr!

A felszín alatti vízkészletre még csak közvetett (elsősorban geomorfológiai és elméleti) bizonyítékok vannak. A felszínközeli laza (regolit) rétegek valószínűleg jó víztárolók, s így jelentékeny vastagságú (esetleg 100 m-es nagyságrendű) állandóan fagyott rétegek jelenlétével lehet számolni. Ezek jege azonban nem vesz részt a víz napi és évi körforgásában. Legfeljebb a legfelső réteg adhat le valamennyi vizet a nyári félévben az atmoszférának. A felszín alatti vízmennyiség nagyságrendileg a poláris sapkákban tárolt víztömegnek felelhet meg.

A Mars bioszférája (?)

Az űrkutatás során feltárult természeti viszonyok a vártnál zordabbaknak, az élet számára nehezebben elviselhetőnek bizonyultak, de nem zárják ki egyértelműen az élet lehetőségét.

A Viking-laboratóriumoknak éppen az élet nyomainak keresése volt a fő feladata. Bár vizsgálataikat fennakadás nélkül és ismételten is elvégezték, a kapott eredmények az alapkérdésre nem adtak végleges választ. A szondák itt nem részletezhető kísérletei (fotoszintézis-, anyagcsere-, gázcsere-vizsgálatok) a Mars talajának szervesanyag-tartalmát a Hold talajáénál is kisebbnek mutatták. Az egyik vizsgálat során ugyan a talajban CO2-termelés mutatkozott, de azt nem sikerült egyértelműen élő szervezet anyagcseréjére visszavezetni. Több vizsgálattípus is nehezen értelmezhető eredménnyel zárult.

A marsbeli élet kérdéseire tehát csak újabb helyszíni vizsgálatok elvégzése után remélhetünk egyértelmű választ.

Bár a bolygó jelenlegi természeti viszonyai az élet lehetőségét jórészt kizárni látszanak, a Mars fejlődésének korábbi szakaszaiban azonban a környezeti feltételek a mainál lényegesen kedvezőbbek lehettek. A sűrűbb légkör, a magasabb hőmérséklet és a folyékony víz esetleg biztosíthatták az élet egyszerű formáinak kialakulását. Ezt a gondolatot némileg felerősítették egy valószínűen marsi eredetű, Antarktiszon talált meteorit 1996-ban végzett vizsgálatai. Az elemzések ugyanis a mintegy 4 milliárd éves meteoritban primitív élő szervezet nyomait mutatták ki.

A Mars felszíne és morfológiája

A Mars krátereinek felfedezése után szinte természetesnek tűnt a bolygó felszínének a Holdéval való összehasonlítása. Ez kétségtelenül indokolt kiindulás, annál is inkább, mert a marskutatás jelenlegi szakaszában éppen a Holdon végzett abszolút kormeghatározások segítenek a Mars fejlődéstörténeti szakaszainak időbeli elhelyezésénél.

Az alaposabb vizsgálatok azonban a két égitest felszíne között több lényegi különbségre is felhívják a figyelmet. Egészében azt mondhatjuk, hogy a Mars-felszínt a Holdhoz képest a formák és formációk nagyobb gazdagsága, valamint az egyes típusok bonyolultabb szerkezete jellemzi. Ezek az alakzatok a Mars fejlődésének viszonylag sokszínű – bár részleteiben ma még nem rekonstruálható – eseménytörténetéről vallanak.

Magáról a felszín kőzetanyagáról még keveset tudunk. A Viking-mérések megerősítették a magas szilícium- és vastartalomra vonatkozó feltevéseket (20, illetve 13%). A jelenlévő vasvegyületeket nem ismerjük ugyan pontosan, de a vas nagy %-os aránya mindenképpen magyarázza a marsi tájak rozsdavörös alaptónusát.

Feltűnő továbbá, hogy a kén mennyisége két nagyságrenddel több, a káliumé viszont 5 nagyságrenddel kevesebb, mint a Földön. Érdekes, hogy az egymástól igen távol eső helyre leszállt két Viking-szonda a jelenlévő elemek arányát csaknem pontosan azonosnak mérte. Erősen eltér viszont a két leszállási helyen talált kőzetdarabok formája és szerkezete. Az Utópia-síkságon feltűnően porózus törmelék látható, a Chryse-területen viszont túlnyomóan kompakt, sima felszínű kövek a jellemzőek.

91. ábra - A Mars nagy morfológiai egységei (J. K. Beatty–B. O'Leary–A. Chaikin, 1982., alapján). 1 – erősen kráteresedett területek, 2 – kráteresedett területek, 3 – medenceperemi kidobott takarók, 4 – csatorna- (hasadék-) üledékek, 5 – vulkanikus eredetű felszínek, 6 – vulkáni formák (pajzsvulkánok), 7 – poláris üledékek

kepek/42294_1_VII_091.jpg


A Mars felülete egészében véve két eltérő arculatú és származású féltekére különül (91. ábra). A déli félgömb a bolygó igen erősen kráterezett, minden bizonnyal igen ősi felszíne. Tekintélyes részletei még az égitest fejlődésének első évmilliárdja idején alakultak ki. Az északi félgömbön ezzel szemben csaknem összefüggő lávával elborított sík terül el, amelynek krátersűrűsége jóval elmarad a déli félgömbétől, sőt még a Hold lávával elárasztott tengereiben tapasztalhatótól is. Az alacsonyabb krátersűrűség a felszín relatív fiatalságára utal (egyes körzetekben szinte teljesen hiányoznak a becsapódásos formák), de a regionálisan közbetelepülő – olykor a környezetüknél 10-szerte erősebben kráteresedett – részletek arra figyelmeztetnek, hogy a lávafeltöltés igen hosszú perióduson át epizódszerűen ismétlődve tartott.

Megjegyzendő, hogy bármennyire csábító is a Mars nagy déli krátervidékének és az északi lávasíkoknak a Hold kontinentális (terra) és tengeri (mare) területeivel való párhuzamba állítása, e tekintetben bizonyos óvatosságra van szükség. A 60-as évek közepéig készült marstérképeken ugyan általános volt a sötét tónusú területeket „tengerként”, a világosokat kontinens jellegű vidékeknek jelölni, de az űrszondás vizsgálatok nem erősítették meg ezeket a nézeteket. A Mars sötét tónusú foltjai ugyanis nem mindenütt mélyfekvésűek (a lávasíkok sem), másrészt a különböző színárnyalatú felszínek helyzete időben változó. Ez arra mutat, hogy a bolygón viszonylag gyakori és intenzív anyagátrendeződés van folyamatban, amiben a légkör meghatározó szerepet játszik.

a) A déli félgömb becsapódásos képződmények által uralt területén a legnagyobb egyedi formák a hatalmas méretű, a Holdon lévőknél erősebben erodált, kerekded medencék. A Hellas átmérője pl. 1800 km, fenékszintje 6000 m-rel mélyebb környezeténél. Nem sokkal kisebb a peremein kevésbé lepusztult Argyre-medence sem, amely éppen ezért igen markánsan válik el szomszédságától. Egészében véve a déli területek krátersűrűsége is elmarad a megfelelő holdi területekétől (vö. 104. és 105. ábra), és regionálisan jelentős különbségeket mutat (l. a 89. ábrát). A Mars krátereinek többsége elég erősen erodált, ami azonban nem a Hold krátereinél magasabb kor, hanem főleg a külső erők fokozottabb hatásának a következménye.

b) A vulkanikus eredetű északi vidékek alapvető nagy szerkezeti–morfológiai egységei a vulkanikus platók (a Tharsis-hátság mintegy 2500, az Elysium 1800 km átmérőjű), amelyeken hatalmas, viszonylag fiatal pajzsvulkánok ülnek. A hátságok tektonikus felboltozódások eredményei. Kialakulásuknak természetes velejárója, hogy mivel a szilárd kéreg nem bírja el mindenütt az erős tektonikai igénybevételt, benne nagyméretű töréses hasadékok keletkeznek. Ezek legjellemzőbb és legnagyobb méretű képviselői éppen ezért elsősorban a hátságok peremein, szomszédságában találhatók (pl. a Mariner-völgy és környéke).

Mind az északi, mind a déli területeken az említetteken kívül más, a Mars morfológiai képét változatosabbá tevő és a bolygó fejlődéstörténetének megértését elősegítő formák is találhatók (pl. kaotikus dombvidékek, jég- vagy vízerózió által formált völgyek, futóhomokos vidékek, sokszor óriási méretű tömegmozgásos jelenségek). Ezekről a továbbiakban még részletesebben lesz szó.

c) Bár a fentebb nagy vonásaiban bemutatott két alapvető felszíntípusnak a marsi féltekék közötti eloszlása aszimmetrikus, ezt a részaránytalanságot némileg mérsékli, hogy az újabb vizsgálatok szerint a bolygó poláris területein még egy harmadik, terjedelmes, az előzőekkel egyenrangú felszíntípust is el kell különíteni. Ebbe a nagyformációba a pólusok körüli, nagyjából a 70. szélességi körrel elhatárolható gömbsapkák tartoznak.

13. kép. Részletkép a Mars spirális szerkezetű sarki sapkájáról. A világos színű, vastag jéggel borított felszínek között jégmentes sötét sávok láthatók. A jégtakaró peremén annak réteges szerkezete is feltárul (Viking-felvétel)

Ma már világosan látjuk, hogy a sarki területek nyáron át is megmaradó állandó vízjég (hó) takarója (az északi féltekén 1000, a délin 350 km átmérőjű) nem vékony lepel, hanem 100 méteres nagyságrendű vastagságban borítja a felszínt. Az északi pólus környékén hatalmas gleccsernyelveknek minősíthető spirális szerkezet látható (13. kép). A gleccsernyelvek között jégmentes sávok rajzolódnak ki. A maradványsapkák peremvidékén geológiailag fiatal, rétegzett (homok, por, jég) üledéktakarók területe következik. Az egymásra rétegződött üledéklemezek egyenként 30–50 m vastagok. Az egyenlítő felé haladva ezt az övezetet egy erősen erodált, rétegzetlen üledékes sáv fogja körül, ahol jórészt még mindig hiányoznak az alacsony szélességeken jellemző formák (kráterek, hasadékok, hátak). A sajátságos felszínért a hajdani gleccsererózió a felelős, ami azonban a kedvezőtlenné vált jégviszonyok miatt már régen visszaszorult. A poláris területek peremi sávjában nagy dűnevidékek is előfordulnak. Az egész sarkvidéki zóna a fiatal (részben a jelenben is tartó), intenzív felszínfejlődés jellegzetességeit mutatja.

Felszíni formák

a) Kráterek. A Mars jellegzetesen becsapódásos felszínű bolygó. A kráterek tulajdonságai alapvetően megegyeznek a holdi és merkúri kráterekével, de vannak sajátos vonásaik is (pl. a 20 km-nél kisebb kráterek csésze-, vagy tálformája, az 50 km felettiek lankás lejtője és alacsony kráterfala stb.). Külön kell szólni arról, hogy bár a marsi kráterek egészében erodáltabb formák benyomását keltik, mint a holdiak, a Viking-fotókon igen sok kisméretű friss kráter is látszik. Ez arra utal, hogy az utóbbi 2 milliárd évben a Marson az eróziós hatás csekély volt.

Sajátos, eddig csak a Marson megfigyelt krátertípusok a „folyási szerkezettel” körülvett, jó megtartású, központi hegycsúccsal rendelkező kráterek (14. kép). Kialakulásukban a légkör létének volt jelentős szerepe: a becsapódást követő robbanás megnöveli a talajközeli atmoszféra sűrűségét, s a kirepülő anyag e sűrűbb levegő homlokfrontján hullámszerűen sodródik radiálisan kifelé. A nagyobb darabok a hullámfronton mintegy lecsúsznak, és a lavinákéhoz hasonló peremet képeznek. Felerősíti ezt a folyamatot a becsapódáskor keletkező hő miatt felolvadó és elgőzölgő talajjég hatása is.

14. kép. Úgynevezett „ejekta” mintázatú kráterek a Marson. A becsapódást követően a középpontból hullámszerűen kifelé sodródó anyag gallérszerűen övezi a krátereket

15. kép. Hatalmas méretű csuszamlásokkal kísért szakadékperemek a Marson (Mariner-völgy). A szakadékperemek magassága ezer méteres nagyságrendű! A csuszamlások viszonylagos fiatalságát a megcsonkított peremű kráter jól érzékelteti (Viking-felvétel)

b) Szakadékok, hasadékok. Keletkezésük az általános kéregtágulás következménye lehet. Bár a Mars feltételezett tágulása a kis tömeg miatt nem lehetett túl erős, de a vastag litoszféra következtében mindenképpen a kéreg felrepedésével járt. A hasadékok későbbi növekedéséhez az oldallejtőkön végbemenő csuszamlások (15., 16. kép) is hozzájárultak.

16. kép. Több oldallépcsővel tagolt, csuszamlásokkal, törmelékfolyásokkal „díszített” hasadékperem a Marson (Viking-felvétel)

A már említett óriási méretű Mariner-völgy (4000 × 200 × 6 km) a földi nagy árokrendszerekhez (pl. Vörös-tenger) hasonlítható. A főhasadékot párhuzamos kisebb hasadékok kísérik, és tektonikus mozgásokra valló helyi depressziók tarkítják. Peremein a faágszerűen rendeződő oldalvölgyek a földi szárazvölgyekre hasonlítanak. Szerkezet nélküli fenekén kisebb dombok és dűnemezők láthatók, de a becsapódási kráterek hiányoznak, ami arra utal, hogy a kanyon alja a sarki területeken kívül az eddig lefényképezett legfiatalabb felszíni egység.

c) Csatornák (medrek). A nagyfelbontású fényképeken ezres nagyságrendű számban váltak láthatóvá a 10–1000 km hosszúságú, az oldalozó és mélyítő erózió kétségtelen jeleit mutató meder- vagy völgyszerű formák. Kialakításukat kétségtelenül folyékony közeg, ma már bizonyosra vehetően víz végezte. Ezt az is alátámasztja, hogy a magasabban fekvő területekről a mélyebbek felé tartanak. A nagyobb esésű helyeken összeszűkülnek, mélyebbre vágódtak, majd az esés csökkenésével lankás tál keresztmetszetűvé válnak (17., 18. kép). Sokszor krátereket is átmetszenek, de olyan helyek is vannak, ahol a kráterek egyértelműen az eróziós időszak megszűnte után képződtek bennük.

Számos felvétel kelt olyan benyomást, hogy ott nagytömegű, viszonylag rövid idő alatt lezúduló zagyszerű áradat vonult végig, és areálisan tarolta le a felszínt (17. kép bal felső része). Helyenként elpusztította az idősebb (pl. becsapódásos) formákat, másutt körülfolyta azokat, és nagyméretű áramvonalas szigeteket formált belőlük. Ilyen „özönár” jellegű eseményeket a Földön vulkánkitörés miatt hirtelen megolvadó felszíni jégtömegek szoktak előidézni, de talajjégből is táplálkozhatnak.

17. kép. Különböző típusú lineáris képződmények a Marson. Bal oldalon faágszerű eróziós eredetű völgyhálózat, középen nagyméretű egykori folyókanyarulat (a homorú oldal meredekebb lejtői szembetűnőek), jobb oldalon rácsos, szerkezeti vonalakra utaló völgyhálózat látható (Viking-mozaikkép)

18. kép. Egykori folyóvölgyekkel és medrekkel sűrűn behálózott terület a Marson. Az ősi vízfolyások a kép jobb széle felé tartottak, s helyenként idős krátereket is megcsonkítottak (Viking-felvétel)

Koruk meghatározása nemcsak a Mars története szempontjából fontos, hanem még a Föld fejlődésének bizonyos átértékelésével is járhat. Mivel a jelenlegi marsi viszonyok mellett a folyékony víz – és így a tartós vízerózió – jelenléte lényegileg kizárt (alacsony légnyomás és hőmérséklet), ezért a medrek kialakulása idején mind a légnyomásnak, mind a hőmérsékletnek a mainál lényegesen magasabbnak kellett lennie. Ha a Mars hőmérsékletének általános megemelkedését a Nap sugárzásnövekedése idézte volna elő, akkor aligha tételezhető fel, hogy a Mars távolságában jelentkező ilyen hatás a Földet ne érintette volna. Valószínű ezért, hogy a magasabb hőmérséklet az egykor jóval sűrűbb és nagymértékben üvegházhatású légkör következménye volt.

A medrek relatív kora alapján azt mondhatjuk, hogy a folyóvízi erózió időszaka a Marson már legalább 1–2 milliárd évvel ezelőtt lezárult.

d) Vulkánok. A Mars felszínének részletes fényképezése során a legfeltűnőbb új felfedezések közé tartozott a hatalmas méretű pajzsvulkánok megismerése. A Tharsis-hátság és az Elysium csaknem szabályos kúpjai minden kétséget kizáróan vulkáni képződmények. Nem annyira a vulkáni folyamatok marsi jelenléte (legalábbis egykori jelenléte) okozta a meglepetést, hanem inkább az előforduló alakzatok mérete. A sorba rendeződött óriás Tharsis-vulkánok (Arsia, Pavonis, Ascraeus) a hátság 10 ezer méter magas tetőszintjéből még további mintegy 15 ezer méterre emelkednek ki. A Mons Arsia tetején különlegesen nagy, mintegy 110 km átmérőjű kaldera látható. Valamennyi Mars-vulkán közül azonban a Mons Olympus a leghatalmasabb (19. kép). A Tharsis-hátság ÉNy-i peremén mintegy 2000 m átlagmagasságú felszínre telepszik a majd 600 km bázisátmérőjű és több mint 26 km magas, szabályoskúp alakú vulkán. (Jelenlegi ismereteink szerint a Naprendszer legnagyobb tűzhányója.) A vulkánok – különösen az Olympus – környezetüknél fiatalabb képződmények. Ezt világosan mutatják az oldallejtőiken látható, még szinte frissnek tűnő lávafolyásnyomok (20. kép) és az, hogy alig van rajtuk meteoritkráter. A vulkánokon végzett kráterszámlálás és holdi analógiák alapján azonban fiatalságuk csak a Mars morfológiai adottságai mellett feltűnő, hiszen még az Olympus felszíne is többszáz millió éves lehet.

19. kép. A legnagyobb marsi tűzhányó (Mons Olympus) kúpja és környezete. Feltűnő a becsapódásos eredetű formák alárendelt szerepe (Viking-mozaikkép)

20. kép. Részlet a Mons Olympus viszonylag fiatal lávafolyásokkal borított lejtőjéről. A lávaárak frissességét az elvétve előforduló kráterek szembeötlően igazolják (Viking-felvétel)

A vulkánok nagy mérete számos geofizikai problémát vet fel, viszont lényeges következtetéseket is lehetővé tesz a Mars belső szerkezetét illetően:

1. Mivel a vulkánok csak lassan „hízhattak” ekkorára (100 millió éves nagyságrend), ez feltételezi a bolygó kérgének bizonyos inaktivitását, a földi értelemben mozgó litoszféralemezek hiányát. Mozgó lemezek esetén ugyanis a feltörő magma számára létrejövő nyílások hamarosan elzáródnak.

2. A marsi tűzhányók óriási tömege megerősíti a viszonylag – sőt abszolúte is – vastag kéregre vonatkozó hipotéziseket. Vékony kéreg nem tudna ekkora túlsúlyt hordozni (izosztázia). A legnagyobb földi pajzsvulkánok a Hawaii-szigeteken – bár jóval elmaradnak a marsi óriások mögött – éppen ezért jelenleg is évente mintegy 4,8 mm-t süllyednek. Az Olympus „abnormális” méreteiből mintegy 250 km vastag marsi litoszférára lehet következtetni (a földinek kereken háromszorosa). A marsi vulkánok fennmaradását a bolygó kis tömegéből következő, a földinél kisebb gravitáció is elősegítette.

21. kép. Kereszt irányú dűnékkel, barkánokkal jellemzett futóhomokvidék a Marson. Az eolikus formák ma is fejlődnek, és minden más alakzatot elborítanak (Viking-felvétel)

22. kép. Mozgásban levő futóhomokformák a Marson a Viking-1 leszálló egysége mellett (Chrisium-síkság). A szél hammada jellegű sivatagi tájra hordja a homokot

e) Eolikus felszínformák. A Mars meglehetősen ritka, kis vízgőztartalmú atmoszférájában helyileg és időben igen változatos erejű és irányú légmozgások figyelhetők meg. Az aprózódás és a korábban valószínűleg intenzívebb mállás révén átalakult felszíni kőzetanyag apróbb szemcsenagyságú részét az erősebb szelek még a ritka légkör ellenére is meg tudják mozgatni. A porviharok pedig hatalmas anyagmennyiséget képesek szállítani, és különböző formákban felhalmozni. A bolygó felszínén ezért jelenleg a szélerózió lehet a leghatékonyabb külső erő. A szél által kialakított felszínformákról mind a Mars körül keringő műholdak, mind a felszínre ereszkedett Viking-1 küldtek felvételeket (21., 22. kép). A Viking körüli homokformákról jól megállapítható a kialakító szélirány, s az is, hogy a mérések idején megfigyelt legnagyobb sebességű széllökések (15 m/s) sem voltak elég erősek a dűnék homokjának megmozgatásához. Számítások szerint a Mars felszínén ehhez legalább 70 m/s sebességű légmozgásra lenne szükség, mivel a dűnék anyagában a 10–100 µm átmérőjű szemcsék vannak túlsúlyban. Porviharok idején ennél jóval nagyobb szélsebességek is előfordulnak. A bolygó felszínén sok helyen megfigyelhetők olykor 10 000 km2-es összefüggő futóhomokvidékek. A formák között gyakoriak a transzverzális dűnék, és több felvételen láthatók nagy kráterek szélárnyékában felhalmozódó óriási méretű uszálybuckák.

Az uszálybuckák színe gyakran változik (világos-sötét), és ez arra utal, hogy anyagukat a szél időnként átrendezi. A színváltozásból újabban elsősorban nem az anyagi minőség, hanem a szemcseösszetétel megváltozására gondolnak. A világos uszályokat finom szemcséjű, nagy kohéziójú anyag alkotja, amelynek a mozgásba hozásához nagyobb szélsebességek szükségesek, mint a közepes méretű szemcsék mozgatásához.

f) Ma még bizonytalan eredetű kisformák fordulnak elő a bolygó kaotikusan tagolt dombvidékein. Rendszertelenül szétszórt púpok és hátak (23. kép), másutt szakadékos völgyek kusza hálózata (24. kép) azt a nézetet erősíti meg, hogy a Mars felszíne alatti jelentős jégtömegek megolvadásából származó formákról van szó. A mélyebb rétegek fagyott anyagának felolvadása a felszínen egykor berogyásokat, másutt jég–víz–iszap keverékéből álló zagyáramlásokat eredményezett.

23. kép. Különleges kéregbeszakadás a Marson (Capri-régió). A szakadék alján látható „dudoros” dombvidék kialakulásában a talajjégnek (ill. felolvadásának) lehet fontos szerepe (Viking-felvétel)

24. kép. Kaotikusnak tűnő völgyhálózat a Marson (Nilosyrtis). A felülnézeti képen a völgyek leginkább gleccservölgyek képzetét keltik (Viking-felvétel)

A Mars szerkezete és fejlődése

A viszonylag kis tömegű bolygó összeállása elég gyorsan (százezer éves nagyságrend) mehetett végbe, ezért erősen felhevült anyagában a gravitációs differenciálódásnak sem volt akadálya. A lehűlő felszínen vastag kéreg szilárdult meg, belül pedig fémes mag jött létre. A közbülső köpenyben a növekvő hőmérsékletű rétegek határa lefelé tolódott, s ez a köpenyanyag térfogat-növekedésével, valamint a kéreg felrepedésével járt (felszíni hasadékrendszerek kialakulása). A kérget egyidejűleg erős meteorbombázás is érte (kráteresedés). Ennek „lecsengése” után – kb. 3,5 milliárd éve – a radioaktív elemek bomlása jelentett további hőtermelést, ami a köpeny folytatólagos differenciálódására, illetve lávaömléses felszíni vulkanizmusra vezetett. A Mars belsejéből elillanó gázok a jelenleginél sűrűbb, esetleg 100 mbar nyomású atmoszférát eredményeztek, ahol a felerősödött üvegházhatás miatt megemelkedett hőmérsékleten a fluviális felszínformálódás is megindulhatott. A „vizes időszak” a légköri gázokat pótló vulkanizmus lezárulása (vagy legalábbis erős csökkenése) miatt szűnt meg. A felszín kőzetanyaga ugyanis megkötötte a gázokat, így a légkör megritkult és lehűlt. A bolygó „lefagyása” a morfológiai jegyek alapján már legalább 2 milliárd éve megtörtént, de az is lehet, hogy a vizes időszak csak a Mars életének első milliárd évében állt fenn viszonylag rövid ideig. Elmúltával már csak a ritkuló becsapódások, a legyengült vulkanizmus, epizodikus tömegmozgások, a felszíni és a talajjég munkája, valamint a szél alakították a bolygó felszínét.

A kisbolygók (aszteroidák)

A kisbolygók felfedezésére tudatos kutatómunka alapján került sor. Erre a XVIII. század végén a Titius–Bode-szabály adott alapot, amely szerint a Naptól kb. 2,8 CsE távolságban – a Mars és a Jupiter között – egy ismeretlen bolygónak kellett lennie. Először Piazzi ért el sikert (1801) a Ceres megtalálásával, de nagy meglepetést keltett, hogy néhány év alatt még további hármat (Pallas, Juno, Vesta) fedeztek fel, egymáshoz közeli pályákon. Később az ismert kisbolygók száma tovább nőtt, s ma már több mint 2000 aszteroida pályaadatai ismertek, de összes számuk ennél jóval nagyobb.

Pályáik: A kisbolygók zömmel a Mars és a Jupiter közt keringenek, átlagosan 2,2–4,5 CsE távolságban. Eloszlásuk nem egyenletes, elsősorban a Jupiter perturbáló (zavaró) hatása szabja meg helyzetüket. Egyes pályák a Jupiter zavaró hatása miatt valósággal kiürülnek (ún. rezonanciapályák). Legtöbbjük pályája az ekliptika síkja közelében fekszik, és nem túlságosan excentrikus.

Vannak azonban olyanok is, amelyek a Mars, sőt a Föld pályáján is belül kerülhetnek, a Hidalgo viszont a Szaturnusz pályájáig távolodhat. Az előbbi csoportba tartoznak az Apollo-aszteroidák, amelyek pályái a rövid periódusú üstökösökével mutatnak rokonságot. Ezért egyes kutatók kiégett üstökösök magjának tartják őket. Az Ikarus arról nevezetes, hogy időnként egymillió kilométernél is jobban megközelíti a Földet.

Retrográd mozgású és az ekliptikához igen meredeken hajló síkban mozgó kisbolygókat is ismerünk.

Méreteik: Össztömegük egy kb. a Marssal azonos méretű égitestet ad. A legnagyobbak átmérője néhány száz kilométer, ezek gömbhöz közelálló alakúak. A kisebbek néhány kilométeres vagy esetleg csak méteres nagyságrendűek. Ezek alakja, mint a kisebb holdaké is, általában szabálytalan. Ilyen pl. a Jupiter felé tartó Galileo űrszonda által 1991-ben lefényképezett, 12 km-es krumpli formájú „951 Gaspra” nevű kisbolygó is.

Fényváltozásaik alapján megfigyelt tengelyforgásuk sebességét valószínűleg az ütközések határozták meg. A kisméretűek felgyorsultak, a nagyobbak viszont lassabban forognak, mert az ütközések inkább széttörték, mintsem gyorsították őket. Érdekes azonban, hogy a 125 km-nél nagyobb átmérőjűek ugyancsak gyors forgásúak. (Ezeket az ütközések már nem tudták széttörni.)

25. kép. A Galileo űrszonda felvétele a „951 Gaspra” nevű kisbolygóról (1991)

Kémiai összetételük alapján, három csoportba sorolhatók:

1. Ősi (primitív) kisbolygók. A Naptól távol vannak, szénben, vízben bővelkednek, az ősi anyagot változatlan formában őrizték meg.

2. Metamorf kisbolygók. Kisebb az illó- és víztartalmuk, ami egykori felmelegedésükre utal.

3. Vulkanikus kisbolygók. A Naphoz viszonylag közeliek, erősen felmelegedtek, és így olvadékból alakultak. Felmelegedésüket az ütközések mellett valószínűleg a korai erős napszélnek és radioaktív izotóp (Al-26) bomlásnak köszönhették.

Keletkezésük magyarázatára több elképzelés is született. Hosszabb időn át az az elmélet volt a legáltalánosabb, amely szerint a kisbolygók egy szétrobbant (széttört) nagyobb bolygó, a Phaeton roncsai. Ezzel magyarázható hasonló pályájuk, gyakran szabálytalan alakjuk.

Ezzel szemben ma mindinkább az a nézet erősödik meg, hogy a Naprendszernek a Mars és Jupiter közti övezetében kivált kristályos anyagok a Jupiter zavaró hatására igen gyakran és nagy sebességgel ütköztek. Ezek az ütközések egyrészt megakadályozták, hogy a már korábban összeállt objektumok nagyobb bolygóvá növekedjenek, másrészt igen sok törmelékanyagot termeltek. Ezt az alapgondolatot képviselte már O. J. Smidt is, és ezt fejtegette C. R. Chapman is a 70-es években.

Olyan vélemény is van, hogy a „rendellenes pályákon” mozgó kisbolygók keletkezési körülményei is különlegesek lehettek. Egy részük pl. – mint már említettük – esetleg anyaguk jelentős részét elvesztett üstökösök maradványa.

A Jupiter

A Naprendszer legnagyobb bolygója. Legfontosabb általános adatait a 9. táblázat mutatja. Tömege két és félszer nagyobb az összes többi bolygó együttes tömegénél, ezért a naprendszeri mozgásokat általában a Jupiter perturbáló hatása zavarja legerősebben.

Nagy méretei és viszonylagos földközelsége miatt elég jól megfigyelhető. Fényessége az égbolton a Vénuszé után következik, s már kisebb távcsövekben is korong alakúnak látszik. Közel 12 éves keringési ideje miatt évente látszólag kb. egy csillagképpel hátrál az állatövi csillagképek között. Pályájára csaknem merőleges forgástengelye körül igen gyorsan rotál, ami erős lapultságot okoz. Forgása differenciált: az egyenlítő tájékán valamivel (kb. 5 perccel) rövidebb a periódus, mint a sarkok vidékén. Ezek a mérések a Jupitert borító felhőtakaróra vonatkoznak, mert a bolygó tulajdonképpeni – valószínűleg folyékony – felszínét nem látjuk.

A Jupiter vastag és sűrű légkörének összetétele a Galileo űrszonda vizsgálatai (1995) szerint is hasonlít a Napéhoz, bár a felhőzónában héliumból mintegy 13–14%-kal kevesebb van, mint a Napon. Feltehető, hogy a magasabb rétegekből a hélium a frakcionálódás keretében lefelé süllyedt (ami hőtermeléssel járhat!). A korábban fő alkotóknak hitt ammónia, metán és víz, csak igen szerény (0,1% körüli) részarányt képvisel. A légkör összetétele arra utal, hogy a Jupiter ugyanabból az anyagból alakult ki, mint a Nap. Mivel a bolygó átlagos sűrűsége kicsi (1,34 g/cm3), ebből arra lehet következtetni, hogy az égitest belsejében is a könnyű anyagok vannak túlsúlyban. Az újabb Jupiter-modellek szerint (l. a 104. ábrát), a bolygó felszíne tulajdonképpen ott kezdődik, ahol a légkör nyomása akkorára nő, hogy az a hidrogén cseppfolyósodását eredményezi. A légkör és a felszín határán így tulajdonképpen csak a sűrűség változik meg, a kémiai összetétel lényegében azonos marad. A felszínen tehát folyékony hidrogéntenger „hullámzik”, amelynek a mélyén a növekvő nyomás és -hőmérséklet miatt az atomos állapotba került hidrogén fémes jellegűvé válik. Feltevések szerint csupán a Jupiter viszonylag kicsi (Föld nagyságrendű) legbelső magja lehet szilikátos jellegű, és ez tartalmazhat nehéz elemeket.

26. kép. A Jupiter övei és zónái határán fellépő turbulencia jellegzetes képe (Voyager-felvétel)

A bolygót burkoló felhőtakaró legjellegzetesebb vonása az egyenlítővel párhuzamos sávos szerkezet. A világos színű zónák és a sötétebb övek között (legalábbis felső szintjükön) néhány fokos hőmérséklet – a Pioneer-szondák szerint – és mintegy 20 km-es magasságkülönbség van. A zónákban felfelé áramló, az övekben lesüllyedő anyagtömegeket gyaníthatunk. A feláramlással magasabbra kerülő anyagok jobban lehűlnek, ezért a zónák hidegebbek.

A zónákban és az övekben különböző sebességű (max. 540 km/h), az egyenlítővel párhuzamos áramlások figyelhetők meg, amelyek egymáshoz viszonyított sebessége a zónák és övek határán a legnagyobb (a szomszédos sávokban a szelek sokszor egymással ellentétes irányúak). Ezért a határterületeken turbulencia keletkezik, ami a Jupiter felhőtakarójának sajátos jellemvonása (26. kép).

27. kép. A Nagy vörös folt a Jupiteren (Voyager-felvétel)

A legnagyobb légköri örvénye az anticiklonikus forgási irányú Nagy vörös folt (27. kép). Az ovális alakú képződmény nagyobbik átmérője meghaladja a 40 000 km-t, centruma a déli szélesség 22°-án van. A több mint 300 éve (1664 óta) ismert, tehát meglehetősen stabil jelenség magyarázatára számos elmélet született. Ma a bolygó felhőtakarójában szabadon úszó, 6 napos forgási periódusú olyan anticiklonnak tekintik, amelyben az anyag a mélyebb rétegekből fölfelé emelkedik, hőmérséklete alacsonyabb a környezeténél, és vörös színe valószínűleg foszfor-hidrogéntől (PH3) származik.

A bolygó felhőtakarójának felső szintjében a hőmérséklet a színárnyalattól függően, de a napszaktól függetlenül –145, ill. –137 °C. Lefelé haladva emelkedik. Fontos felismerés, hogy a poláris területek melegebbek az egyenlítői vidékeknél. Ennek az óriás bolygókat jellemző tulajdonságnak az a fő oka, hogy a légkör elsősorban a bolygók belsejéből kapja a hőenergiát, s mivel ezek az égitestek a gyors forgás miatt erősen lapultak, a sarki területek közelebb vannak a fő hőforráshoz.

Itt érkeztünk el a Jupiter egyik igen meglepő sajátosságához, hogy ti. lényegesen (a Voyager-mérések szerint 1,9-szer) több energiát sugároz ki, mint amennyit a Naptól kap. Az energiatöbblet oka még nem teljesen világos. Ahhoz ugyanis, hogy a Jupiteren magfúzió indulhasson meg, mintegy 80-szor nagyobb tömegűnek kellene lennie. A hőleadást legújabban a hidrogén és a hélium közötti gravitációs elkülönüléssel magyarázzák, de a lassú kontrakció hatása sem kizárt.

Végül megemlíthető, hogy ma már elég jól ismert a Jupiter mágneses tere és magnetoszférája. A földivel ellentétes irányítottságú, a felhők tetőszintjében mintegy 4 · 10–4 Γ erősségű mágneses indukció hatalmas méretű, a Nap irányába 70 jupitersugárig, az ellentétes oldalon pedig a Szaturnusz pályáján is túlnyúló magnetoszférát eredményez. A mágneses tér hatására a felhőzóna felett több rétegben sarki fény is létrejön.

A Szaturnusz

Méretei és Naptávolsága alapján is a Jupiter után következik. A Földről még szabad szemmel is jól látható bolygók között az utolsó, ezért a távcső feltalálása előtti időkben ez zárta az ismert bolygók sorát. A távcső alkalmazása után a Szaturnusszal kapcsolatos első felfedezés (Galilei, 1610) a gyűrű megpillantása volt, s a bolygó azóta is elsősorban nagyszerű gyűrűrendszeréről nevezetes. Gyűrűje révén a Szaturnusz az égbolt „leglátványosabb” objektuma, minden távcsöves bemutató elmaradhatatlan programpontja (28. kép).

28. kép. A Szaturnusz és gyűrűrendszerének képe földi távcsőben

Bár a Szaturnusz egészében véve csak a Naprendszer „második bolygója”, néhány vonatkozásban mégis rekorder. A Jupiterénél alig lassúbb tengelyforgása miatt a leglapultabb bolygó. Ehhez az is hozzájárul, hogy anyaga 0,71 g/cm3-es sűrűségével valamennyi között a legritkább.

Távcsőben szemlélve, a Szaturnuszt is az egyenlítővel párhuzamos világosabb és sötétebb sávok jellemzik. A sávrendszer azonban a Jupiterénél nyugodtabb benyomást kelt. Ennek az az oka, hogy a szomszédos sávokban a szélsebesség azonos irányú, és maximális értékét – amely jóval nagyobb (1800 km/h), mint a Jupiteren – a sávok közepén éri el. Így a sávok határán az örvénykialakuláshoz nem kedvezőek a feltételek, bár a Voyagerek számos örvényt is fényképeztek. A Szaturnusznak állandó alakzatai nincsenek, időnként világos foltok jelennek meg rajta, amelyek napokig megmaradnak.

A –185 °C-os hőmérsékletű felhőtető alatti gázburok valószínűleg még a Jupiter atmoszférájánál is vastagabb. Összetételében az atomos hidrogén és hélium, a metán, az ammónia az uralkodó anyagok. Mivel a légkör hőmérséklete magasabb, mint a naptávolságból adódó, ún. egyensúlyi hőmérséklet, a Szaturnusz esetében is több a kibocsátott hőenergia mennyisége a Napból érkezőnél.

A gyűrűrendszer

A gyűrű szerkezetére vonatkozó, már-már klasszikusnak tűnő ismereteket és nézeteket az utóbbi évek vizsgálatai (Pioneer, Voyager) után alapvetően át kellett értékelni. Maga az a tény is jelentékeny felfogásbeli módosítást kíván, hogy ma már tudjuk: a Szaturnusz gyűrűje nem kivételes jelenség a Naprendszerben, hanem – legalábbis a külső bolygók esetében – inkább általánosan meglevő képződmény. Más bolygók (Jupiter, Uránusz, Neptunusz) gyűrűrendszerénél részletesebb tárgyalását a rendelkezésre álló bővebb ismeretanyag teszi lehetővé, és egyben indokolja is.

A gyűrűrendszer különböző szélességű és világosságú „egyes gyűrűk” ezreiből áll, amelyek részben gyűrűalcsoportokat, illetve gyűrűcsoportokat alkotnak (29. kép). A fontosabb gyűrűcsoportokat s a közöttük levő nagyobb réseket a 92. ábra mutatja. Ez a kép összehasonlíthatatlanul részletesebb, mint amit a földi megfigyelések alapján rajzolni lehetett. Az űrszondás vizsgálatok nemcsak a gyűrűrendszer szerkezetéről rajzolható képet finomították, hanem a kiterjedésére vonatkozó adatokat is módosították. A korábban 278 000 km átmérőjűnek (tehát mintegy 2,3 bolygósugárnyi távolságig terjedőnek) mért gyűrűrendszer az újabb külső gyűrűcsoportok (E, G, F) felfedezésével esetleg 10 bolygósugárig (több mint 1 millió km-es átmérő) is elér.

29. kép. A Szaturnusz gyűrűrendszerének részlete a Voyager-űrszonda felvételén

92. ábra - A Szaturnusz-gyűrű szerkezetének vázlata a főbb gyűrűcsoportokkal (A–G) és az azokat elválasztó ismertebb rések (W. Köhler és mások alapján). A bolygó középpontjától sugárirányban felmért távolságok arányai a valóságnak megfelelőek

kepek/42294_1_VII_092.jpg


Már korábban is ismert volt, hogy a gyűrűrendszer igen vékony. Az űrszondák mérései alapján a szélességi értékek még tovább csökkentek. A csillagfedések alkalmával végzett Voyager-észlelések szerint a gyűrű vastagsága a 100 m-t sem haladhatja meg, a gyűrűt összetevő részecskék pedig – bár az egyes gyűrűcsoportokban eltérő méretűek – nem érik el a 10 m-es nagyságot (sőt az E és F gyűrűben 8 µm-nél is kisebbek).

A gyűrű jelentős fényessége azzal magyarázható, hogy részecskéinek felszínét valószínűleg vízjégkristályok kérgezik be, sőt bizonyos gyűrűcsoportok (pl. a ragyogó A és B) főleg jégből állnak. Más részeken porszerű anyag a jellemző.

A gyűrűrendszer keletkezésének vagy legalább természetének magyarázata rendszerint helyet kapott a kozmogóniai elméletekben. Az a tény, hogy ma már más bolygók körül is ismerünk gyűrűket, nem csökkentette a téma iránti érdeklődést, hiszen amit eddig kivételes jelenségként kellett értelmezni – most egyre inkább, úgy tűnik –, az a bolygórendszer fejlődésének természetes velejárója.

A keletkezés kérdése ma sem teljesen megoldott. Alapvetően két – a részleteket is tekintve igen sok – elmélet igyekszik a gyűrűjelenséget magyarázni. Az egyik kiindulás az, hogy a gyűrű részecskéi – amelyek származhatnak a protoplanetáris ködből is – nem állhattak össze egységes bolygókísérővé (holddá). A másik nézet szerint a gyűrűk nagyobb test vagy testek feldarabolódásából keletkeztek.

Újabban a gyűrűt igen fiatal képződménynek gondolják. Legfeljebb ötvenmillió éve történhetett a Szaturnusz egyik holdjának és egy üstökösnek az az ütközése, amelynek során a gyűrű anyaga szétszóródott (összerakva ma egy kb. 400 km átmérőjű testet képezne). Tömege lassan fogy, mert kisebb részecskéit a Szaturnusz befogja. Fényessége is fiatalságára utal, szemben az idősebb, anyagukat már jórészt elvesztett halvány és sötét Uránusz- és Neptunusz-gyűrűkkel.

A keletkezést magyarázó mindkét elképzelésben döntő szerepe van a „Roche-féle határnak”, amely némi egyszerűsítéssel azt jelenti, hogy a bolygó körül bizonyos távolságon belül keringő test (hold) az árapály erők okozta belső feszültség miatt összeroppan, széttöredezik. A Roche-határ bolygócentrumtól való távolsága függ a keringő test anyagi minőségétől. Ha a Szaturnusz-gyűrűt főleg vízjégből állónak tekintjük, akkor a gyűrűrendszer tömegének nagy többsége ezen a határon – mintegy 2,1 bolygósugáron – belül van. A Roche-határ mellett létezik továbbá az ún. akkréciós vagy gyarapodási határ, amelyen belül a bolygó körüli testek összetapadása nem, vagy csak korlátozott mértékben lehetséges. Ennek értéke mintegy 2,4 Szaturnusz-sugárral egyenlő.

Az Uránusz

Bár ez a bolygó oppozíció idején halványan még szabad szemmel is észrevehető, csak a XVIII. század végén vált ismertté. Felfedezője W. Herschel, aki 1781-ben véletlenül pillantotta meg.

Az Uránusz az óriásbolygók tipikus képviselője. A Naptól viszonylag távoli pályáján kis sebességgel mozog, de tengelyforgása gyors (retrográd). Különlegessége, hogy forgástengelye csaknem a pálya síkjában fekszik, azzal mindössze 8°-os szöget zár be.

A nagy távolság miatt eddig kevéssé ismert bolygóról a közelmúltban sikerült nagy mennyiségű új adatot szerezni a Voyager-2 űrszonda 1986. januári mérései révén.

Az óriásbolygókat jellemző kis átlagos sűrűség az Uránusz esetén is fennáll, bár valamivel nagyobb, mint belső szomszédai esetében. A felszínt elfedő sűrű felhőréteg tetején (a hőmérséklet itt 59 K) főleg hidrogént azonosítottak, de a nagyobb átlagsűrűség a mélyebb rétegekben nehezebb anyagokat (metán, ammónia, fagyott víz) valószínűsít. Mivel közülük a metán fagy meg a legalacsonyabb hőmérsékleten, így ez jelenik meg a felső felhőrétegben, és elfedheti a mélyebb szintben húzódó ammónia- és vízfelhőket. Az Uránusz felhőképe nem olyan látványos, mint belső szomszédaié. A légkörben a forgásiránnyal megegyezően fújó szeleket észleltek. A hőmérsékletmérések azt a meglepő eredményt szolgáltatták, hogy a jelenleg Nap felé néző bolygósarok környéke nem melegebb az egyenlítő körüli, alacsony napállású vidékeknél. Ebből a Jupiternél és a Szaturnusznál már megismert belső hőtermelésre lehet következtetni.

Új eredménynek számít a forgástengellyel 60°-os szöget bezáró erős mágneses tér felfedezése és a bolygót övező gyűrűrendszer részletes tagolása is (összesen 10 gyűrű). A Voyager-fényképek elemzése következtében az ismert holdak száma háromszorosára emelkedett (15).

A Neptunusz

A legkülső Jupiter típusú bolygó. Nagy távolsága miatt még kevéssé és nem is túlságosan régóta ismerjük. A felfedezésétől eltelt több mint 150 év alatt még egyszer sem futotta végig hosszú pályáját.

Felfedezésének különleges körülményei az egyetemes tudománytörténet egyik legtanulságosabb fejezetét jelentik.

A még frissen felfedezett Uránusz pályaháborgásai alapján Bessel feltételezte, hogy léteznie kell egy, még az Uránuszon is túl keringő bolygónak. A feltételezett bolygó pályájának adatait többen is kiszámították. Közülük a francia V. J. Leverrier eredményeit alapul véve először Galle pillantotta meg az új bolygót (1846). A történet külön érdekessége, hogy Leverrier a Titius–Bode-törvény alapján több kiindulási adatot helytelenül vett fel, de a két szomszédos bolygó akkor olyan szerencsés helyzetben volt, hogy Galle majdnem pontosan a megadott helyen találta meg a Neptunuszt. A Neptunusz felfedezése a newtoni fizika alapjaira helyezett heliocentrikus szemlélet egyik gyakorlati bizonyítéka volt.

Méreteit tekintve a Neptunusz az Uránuszhoz áll legközelebb, légkörének összetétele is hasonló. Sűrűsége valamelyest meghaladja belső szomszédjáét.

30. kép. A Neptunusz – a Föld mellett a másik kék bolygó. A Voyager-2 képén időjárási (felhő) képződmények láthatók a légkörben

A Voyager-2 1989-es fényképezése óta a legviharosabb kék bolygóként tartjuk számon. Főleg hidrogénből és héliumból álló felső atmoszférájának metántartalma adja a Földhöz hasonló kék színét. Néhány sötét folttal tarkított felhőzónájában a Naprendszer legnagyobb sebességű szelei fújnak (30. kép). A bolygónak valószínűleg nincs szilárd felszíne. Forró – 7000 °C körüli – belsejében kis olvadt kőzetmag lehet, ami fölött víz-óceán feltételezhető.

A bolygó belső hősugárzását is sikerült megfigyelni, amit a Szaturnuszhoz hasonlóan különböző sűrűségű anyagainak gravitációs szeparálódásával magyaráznak. Déli féltekéjének 47°-án található mágneses pólusa környékén a mágneses térerő kb. a földihez hasonló.

A Voyager-képek alapján ma már nyolc holdját ismerjük.

A Plútó

Mivel a Neptunusz felfedezése nem magyarázta meg teljesen az Uránusz pályaháborgásait, egy újabb bolygót kezdtek keresni (P. Lowell, 1905). A fáradságos munka csak 1930-ban – jóval Lowell halála után – hozott eredményt. A róla elnevezett obszervatórium egyik fiatal munkatársa, C. W. Tombaugh találta meg sok-sok részletfelvétel átvizsgálása után.

A jelenleg ismert legkülső bolygó számos alapvető tulajdonságát mindmáig eléggé pontatlanul ismerjük ugyan, de ezek többsége arra utal, hogy a Plútó nem illeszkedik a Jupiter típusú bolygók sorába. Erre elsősorban kis méreteiből lehet következtetni. A korábban is legfeljebb Merkúr méretűnek tartott Plútóra 1978-ban felfedezett holdjának pályaadatai alapján csak 1/400 Földtömeg adódik. A felszínt borító metánjég albedójából 2280 km-es átmérő vezethető le, így az égitest átlagos sűrűsége valamivel több, mint 2 g/cm3. Ez az érték viszont közel áll a többi külső bolygó sűrűségéhez.

Újabban a Plútón légkört is találtak, amely főleg metánból áll. A számított hőmérsékleti értékek –220 °C körüliek, s ez lehetővé teszi a szilárd metán elég erőteljes szublimálódását és megfagyását is.

A Plútó pályája a legexcentrikusabb bolygópálya, s az ekliptikához 17°-kal hajlik. Keringése során időnként a Neptunusznál is közelebb kerülhet a Naphoz, s emiatt vetődött fel a mindmáig bizonyításra váró gondolat, hogy a Plútó a Neptunusz szökött holdja lenne.

Mivel a Plútó tömege nem ad magyarázatot az Uránusz (újabban többször kétségbe vont) pályaháborgására, ezért hosszabb ideje folyik a Plútón túli bolygó vagy bolygók keresése. Időnként már a sikerről szóló jelentések is napvilágot láttak, de a hitelt érdemlő felfedezés egyelőre még várat magára.

Valójában ma már (1996) több mint két tucat néhány száz km átmérőjű, a Nap körül keringő égitestet ismerünk a Plútó pályája közelében, ill. attól távolabb, 50 csillagászati egység távolságig. Ezek létét 1951-ben G. P. Kuiper sejtette meg, és a 90-es években ezért Kuiper-övnek nevezték el a Mars és Jupiter közötti aszteroida zónához hasonló, de annál lényegesen nagyobb anyagtömeggel rendelkező térrészt. Mivel a felfedezett égitestek mintegy fele a Neptunusz pályájával 3:2 arányú rezonanciában lévő pályán mozog (maga a Plútó is), és mert a Plútó és holdja a Charon, a Neptunusz Triton nevű kísérőjével együtt nagyobb sűrűsége révén elüt környezetétől, a Kuiper-öv égitestjeit néhány újabb elmélet a Neptunusz rendszerével hozza kapcsolatba.



[3] albedo – önmagában nem világító test által minden irányban (szórtan) visszavert fény erősségének viszonya a ráeső (a testet megvilágító) fény erősségéhez.