Ugrás a tartalomhoz

CSILLAGÁSZATI FÖLDRAJZ

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

NEMZETI TANKÖNYVKIADÓ

NÉHÁNY ÖSSZEHASONLÍTÓ PLANETOLÓGIAI GONDOLAT

NÉHÁNY ÖSSZEHASONLÍTÓ PLANETOLÓGIAI GONDOLAT

A Naprendszer részeinek megismerése után, lehetőség nyílik arra, hogy összehasonlításokat végezzünk az egyes égitestek – elsősorban a bolygók és holdjaik – anyagi összetételét, felépítését és általános természeti viszonyait illetően. Az ilyen összehasonlítások alapvetően két kérdésben adhatnak új, más módszerekkel nehezen vagy egyáltalán meg sem szerezhető ismereteket.

a) Új általános törvényszerűségekre, összefüggésekre derülhet fény a Naprendszer múltja, fejlődése, tulajdonképpen egész „élete” tekintetében.

b) A Föld megismerése is nagy lépésekkel haladhat előre. Mint ahogyan a Földről a Földön szerzett ismeretek egy részének extrapolálása és az itt használatos kutatási módszerek alkalmazása a bolygókutatás számára sem nélkülözhető, úgy az égitestek részletes vizsgálatával nyert eredmények a földi kutatásokat is új szempontokkal bővíthetik, sőt azokból a Földre vonatkozó új felismerések is születhetnek.

Az ilyen összehasonlító bolygóvizsgálatok (összehasonlító planetológia) a 60-as évek közepétől válhattak igazában perspektivikussá, mert akkor kezdődött meg a szomszédos égitestek közeli, sőt helyszíni vizsgálata. Az űrkutatás tette lehetővé, hogy a Naprendszer mind nagyobb része ne csak csillagászati, hanem földtudományi módszerekkel is kutatható legyen. Eddig 3 szomszédos égitesten működtek automatikus laboratóriumok (sőt a Holdon már ember is dolgozott), de űrszondák révén már a Plútó kivételével valamennyi bolygó környezetéből is sok olyan információval rendelkezünk, amelyeket a Földről nem lehetne megszerezni. A következőkben az eddigi összehasonlító planetológiai vizsgálatok néhány fontosabb eredményét és felvetését kívánjuk röviden összefoglalni.

103. ábra - A Naprendszer néhány égitest-típusának feltételezett belső szerkezete (Beatty, J. K.–Chaikin, A., 1990. Seeds, H. A., 1990., Snow, T. P., 1988. könyvei alapján változtatásokkal). Az egyes égitestek sugara csak egy csoporton belül hasonlítható össze.

kepek/42294_1_VII_103.jpg


104. ábra - Jupitertípusú bolygók

kepek/42294_1_VII_104.jpg


17. táblázat - Hőmérséklet, kondenzálódás és bolygókialakulás a szoláris ködben (Lewis szerint)

Hőmérséklet °K

Kondenzátum

A kialakulás becsült hőmérséklete

1500

fémoxidok

 

1300

fémvas, nikkel

Merkúr 1400 °K

1200

ensztatit

 

1000

alkáliföldpátok

Vénusz 900 °K

680

troilit

 

550

tremolit

Föld 600 °K

425

szerpentin

Mars 450 °K

175

vízjég

Jupiter-típus 175 °K

150

ammónia–vízjég

 

120

metán–vízjég

 

65

argon–neonjég

Plútó 65 °K


1. A Naprendszer égitestjeinek anyagi összetételét illetően még mindig meglehetősen kevés konkrét vizsgálati anyag áll rendelkezésre. Az azonban már a jelenlegi ismeretek szintjén is kimondható, hogy a Naprendszer egyes övezeteiben elhelyezkedő égitestek nagyjából és egészében az ősi szoláris köd anyageloszlását őrzik. Az összeálló bolygók és holdak testébe az adott térrészben jelenlevő anyagok épültek be. A szoláris köd centrumtól kifelé változó anyagú, csökkenő sűrűségű és hőmérsékletű zónái tükröződnek abban, hogy a Naphoz közelebbi égitestek felépítésében döntő részarányt képvisel a vas–nikkel (lásd Merkúr), majd kifelé haladva mellette mind jelentősebbé válik a szilikátok szerepe. A kisbolygók övezeténél lényegileg lezárul a „kőzetbolygók” tartománya, s a továbbiakban a vízjég majd az ammónia- és metánhidrát a legfontosabb kivált ásványok. Mellettük a különböző illó anyagok jelenléte a jellemző. A Naprendszer fentiekben vázolt általános anyageloszlását jól tükrözi az ún. Lewis-féle modell (1973). Szerzője a Naprendszer kialakulási időszakának feltételezett szoláris ködében az időben, és a centrumtól kifelé térben is csökkenő hőmérsékletnek megfelelően lecsapódó (kondenzálódó) anyagokat mutatja be (17. táblázat) és állítja párhuzamba a létrejövő bolygókkal. A Jupiter holdrendszerének vizsgálata arra mutat, hogy az óriásbolygó a környezetében módosította a szoláris köd anyageloszlását: közelében egy kőzetzónát hozott létre (Io, Europé), s azon kívül a kisebb sűrűségű kő–jég övezet alakult ki (Ganymedesz, Callisto). A fentiek alapján a meteorok lényegében a Naprendszer belső kőzettartományának, az üstökösök pedig a külső illójég-övezetnek a maradék-anyagai.

105. ábra - Holdak

kepek/42294_1_VII_105.jpg


A Föld a kőzettartomány központi részében foglal helyet. Helyzete és „szerencsés” méretű tömege miatt mind vas-nikkel, mind a legkülönbözőbb szilikátok részt vesznek felépítésében. Anyagi összetevői között már a víz és a víztartalmú ásványok is jelen vannak, sőt kis mennyiségű illó anyagot is megtarthatott maga körül.

2. Az égitestek szerkezetét illetően általánosságban megállapítható, hogy azok az „anyagcsomók”, amelyek az összeállási fázisban elérték a 100 km-es átmérővel jellemezhető nagyságot, belsőleg többé-kevésbé differenciálódtak, és így gömbhéjas felépítésűvé váltak. A Földre hulló meteoritok egy része ilyen – már differenciált felépítésű – testekből származik (vas, kő-vas és akondrittípusok), a szenes kondritok viszont a differenciálatlan ősi (protoplanetáris) anyagot reprezentálják.

A nagyobb égitesteken belül lezajló differenciáció elsősorban az anyagi összetételtől és a tömegtől függően eltérő jellegű és relatív vastagságú szférákat eredményezett. Ezt igazolják a bolygók és a nagyobb holdak belső szerkezetét bemutató – jórészt még elméleti úton szerkesztett – metszetek (141. ábra).

A Föld típusú bolygók közül valószínűleg a Merkúr rendelkezik a viszonylag legnagyobb. A Föld és a Vénusz vasmagja ennél jóval kisebb. A litoszféra legfelső része, a kéreg szintén a Föld esetében tűnik a legvékonyabbnak. A Hold és a Mars nagyobb kéregvastagságára már pozitív bizonyítékok is vannak. A bolygóbelsők eltérő mélységű rétegeiben képlékeny olvadt zóna is létezik. Erre vallanak a Holddal kapcsolatos újabb meggondolások és a Vénusz aktív vulkanizmusára utaló, egyre szaporodó jelek. A Merkúr és a Mars esetében sem zárja ezt ki a hosszú idővel – a Merkúron talán már évmilliárdokkal – ezelőtt megszűnt vulkanizmus, a mágneses tér jelenléte pedig méginkább valószínűsíti azt.

Az óriásbolygók szilárd fém-, illetve kőzetmagja valószínűleg igen kisméretű, s a felső övezetet alkotó vastag, hidrogén- és héliumtartalmú gázburok alatt – főleg a legnagyobbak esetén – ezeknek az anyagoknak folyékony fémes változata feltételezhető.

A ma még sok vonatkozásban hézagos ismeretek ellenére is megállapítható, hogy a gravitációs anyagelkülönülést kísérő, illetve kiegészítő egyéb földtani (sőt biológiai és társadalmi) folyamatok sokszínűsége és tartós hatása révén a Naprendszerben a Föld anyagának differenciálódása jutott a legmesszebbre, s környezetünkben egyetlen égitestet sem jellemez a földihez hasonló anyaggazdagság.

3. Az emberiség a legutóbbi évtizedekig a Földön kívül csupán a Hold felszínéről rendelkezett viszonylag részletesebb ismeretekkel. A két égitest morfológiai arculatában meglevő alapvető különbözőség igazi jelentőségét azonban csak akkor kezdte a tudomány felismerni, amikor a többi naprendszerbeli égitestről készült nagyfelbontású felvételek nyilvánvalóvá tették, hogy a szilárd felszínnel rendelkező bolygók és holdak morfológiai képe sokkal inkább mutat rokonságot a Holddal, mint a Földdel. Az eddig jobban megismert csaknem 20 égitest felszínén – mindössze két kivétellel (Io, Europé) – a becsapódásos eredetű szerkezetek és formák uralkodnak vagy játszanak igen jelentős szerepet. A Holdon, a Marson és a Merkúron végzett kráterszámlálások eredményeit szemléltetik a 106–108. ábrák. Ezek értelmezéséhez azt kell belátnunk, hogy a nagyobb átmérőjű kráterek száma alacsonyabb, mint a kisebbeké, tehát az egyes formációkat jellemző vonalak az ábramező bal felső részéből a jobb alsó sarok felé tartanak. Minél több azonos mérettartományba eső kráter van valamely területen, az azt jellemző vonal annál közelebb fut az ábra jobb felső sarkához. Ez természetesen korkülönbséget is jelent. Minél idősebb egy formáció, krátersűrűségi vonala annál inkább jobbra tolódik. A krátersűrűség-vizsgálatok – kiegészítve a holdi kőzetek abszolút koradataival –, azt mutatják, hogy a becsapódásos eredetű kráterek nagy többsége a Naprendszer kialakulását követő első, mintegy 1,5 milliárd éves időszakban keletkezett. Tehát a bolygófejlődés kezdeteit mindegyik égitesten hasonló események, és ezek nyomán létrejövő hasonló formák jellemezték. Ezek alapján határozottan kimondható, hogy a Föld fejlődésének korai – eddig alig ismert – szakaszában a becsapódásos kráterképződés szintén általános volt. Ma azonban bolygónk felszínéről az ilyen formák csaknem teljesen hiányoznak (illetve morfológiai képében még a legmerészebb elméletek szerint is alárendelt szerepet játszanak). Ez azt mutatja, hogy az intenzív kráterképző periódus lezárultával itt olyan, a Föld bolygótestéhez kötött folyamatok indultak meg és váltak uralkodóvá, amelyek a kráteres felszínt teljesen átformálták, s amelyek a többi égitesten részben vagy teljesen hiányoztak.

106. ábra - Krátersűrűség a Holdon. A 106–108. ábrákon a pontozott sávok meghatározott korhoz tartozó krátersűrűségeket jeleznek. Ezek részben elméletileg számítottak, részben a holdi kőzeteken végzett abszolút kormeghatározások eredményeinek felhasználásával készültek (Hartmann, 1977 alapján)

kepek/42294_1_VII_106.jpg


Ebben döntő szerepe volt egyrészt a Föld anyaga már említett mélyreható differenciálódásának, amelynek nyomán bolygónk belsejében nagyhatású és hosszasan működő tektonikus erők ébredtek, másrészt a bolygónk körül tartósan fennmaradt légkörnek, amelynek védelmében és közreműködésével a legnagyobb földi szerkezeti egységeket is átformálni képes anyagáthalmozó eróziós folyamatok indulhattak meg.

A belső erők közül az égitestek többségén főleg a vulkanizmus hagyott (vagy hagy) számottevő nyomot a felszín morfológiájában. Ez különösen akkor igaz, ha a vulkánizmust igen szélesen értelmezve, ide soroljuk mindazokat a folyamatokat, amelyek révén az égitest belsejéből viszonylag meleg, folyékony halmazállapotú anyag ömlik (spriccel vagy éppen szivárog) a felszínre, és ott megszilárdul. Minden ilyen esetben valamilyen külső- vagy belső hőforrás biztosítja az anyag megolvasztásához szükséges hőt.

A külső hőforrások közül a legáltalánosabb és a legkorábbi maga az akkréció volt. Az ennek során bekövetkező ütközések által termelt hő, majd a későbbi, de az első másfél milliárd évben exponenciálisan lecsengő meteorbecsapódások hőtermelése okozta az égitestek felszínén kialakuló első nagy „lávaelöntéseket”. (Ez esetben a „láva” fogalmát is tágan értelmezzük, mert nemcsak a szilikátolvadékot értünk rajta, hanem a külső bolygók és holdjaik megolvadó vízjegét, kénvegyületeit, esetleg nitrogénjét is.) Ez a kozmikus (külső) hatásra lezajlott vulkanizmus általában areális jellegű volt, és nem hozott létre a Földön megismert klasszikus vulkáni formákat. Terjedelmes takaróin főleg a megszilárduló anyag lépcsői, párkányai, helyenként széles folyásnyomai figyelhetők meg.

107. ábra - Krátersűrűség a Marson

kepek/42294_1_VII_107.jpg


A vulkánizmusnak e kozmikus formáját később a belső maradék hő, valamint a radioaktív bomlás okozta felmelegedés által táplált vulkanizmus váltotta fel. Ez tömegében ugyan kisebb, de az égitestek jelentős részén igen hosszan tartó volt. A nagyobb méretű kőzetbolygókon (Föld, Vénusz?) napjainkban is működik, a kisebbek hőtartaléka viszont már jórészt kimerült. Felszíni elterjedése a bolygó szerkezetétől függ. A lemezmozgások uralta Földön lineárisan, az „egylemezű” égitesteken (mai ismereteink szerint ez az általános) a felszínen szétszórtan jelentkezett vagy jelentkezik.

A Naprendszer vulkánizmusa által termelt anyagok, és a létrehozott formák meglehetősen sokfélék. A kőzetbolygókon a bazaltos láva és a forró pontokon (hot spots) ülő földi pajzsvulkáni forma a legjellemzőbb. A Jupiter és a Szaturnusz holdjain többnyire a víz/jég típus figyelhető meg, de az Io esetében az olvadt kén, a Tritonon (Neptunusz hold) a cseppfolyóssá váló nitrogén gejzír jellegű szökőkútjainak megfigyelése okozott nagy meglepetést. A gejzír típusú vulkanizmus nem emel markáns vulkáni formákat (kúpokat), inkább az anyagfolyások nyomai a feltűnőek.

108. ábra - Krátersűrűség a Merkúron

kepek/42294_1_VII_108.jpg


Tektonikus erők hatását tükröző lineáris képződmények – hasadékok, árkok – sőt felboltozódások is előfordulnak több égitesten. A legújabb képek (Magellán–Vénusz, Galileo–Ganymedész) pedig még gyűrődéseket is valószínűsítenek, de tartós lemezmozgásokra utaló egyértelmű nyomokat még egyik égitestről sem írtak le.

4. A légkörrel kapcsolatos problémák vizsgálata során, célszerű magának a légkör kialakulásának a feltételeiből kiindulni. Az égitestek légköre alapvetően az égitest belsejéből felszabaduló gázokból keletkezik (exippáció). Ritkán más bolygóról, holdról származó gáz befogásáról is szó lehet. Ez gyanítható pl. az Europé esetében, amelynek igen ritka kén-dioxidos atmoszférája a szomszédos Io-ról pótlódhat. A légkör összetételét ezért elsősorban az égitest anyagi minősége szabja meg. A szoláris ködből összeálló bolygók anyaga annál jobban hasonlít egymásra, minél közelebbi térrészben került sor kialakulásukra. E gondolatmenet értelmében a szomszédos bolygók elsődleges (primordiális) légköre között nem lehettek túlzottan nagy minőségi különbségek. Feltételezhető tehát, hogy a Föld, valamint a Vénusz és a Mars atmoszférája is hasonló volt kezdetben. Mai differenciájuk (szomszédaink légköre szén-dioxidos, a Föld gázburka viszont oxigénben gazdag) ezért feltehetőleg későbbi eltérő jellegű fejlődés következménye. A földi „kigázosodás” jelenlegi folyamata, a vulkánizmus által termelt illó anyagok összetétele (túlnyomóan vízgőz és CO2), valamint a Föld felépítése és a kőzetzárványokból származó gáznyomok alapján azt mondhatjuk, hogy eredetileg a mi légkörünk is szén-dioxidos jellegű volt.

Több-kevesebb gáz valamennyi égitest belsejéből kiszabadult, de a légkör tartós fennmaradásának nem mindenütt voltak meg a feltételei. Kizártnak tartható pl., hogy egy, a Naphoz képest kötött tengelyforgású bolygón – amely mindig azonos oldalát fordítja a központi égitest felé – hosszabb időn át légkör létezzen, hiszen a gázok ráfagynának az éjszakai félgömbre. (Korábbi feltételezésekkel szemben, ma már tudjuk, hogy valamennyi bolygó szabad tengelyforgású, a kötött tengelyforgás csak a holdak között fordul elő, de az nem a Napra, hanem az adott bolygóra vonatkozik.) A légkör eltűnésének másik módja, hogy nagy napállandó esetén (főleg, ha a tengelyforgás lassú), a gázok nappal annyira fölmelegszenek, hogy részecskéik a szökési sebességre gyorsulnak és elszakadnak az égitest gravitációs terétől. Mivel a szökési sebesség a bolygó (hold) tömegétől függ, ezért a gázok szökése elsősorban kis égitesteken következik be (vö. Merkúr és a holdak többsége).

Ha a légkör az égitest körül marad, sorsa főleg a felszíni folyamatok jellegétől függ. Azok hatására mind összetétele, mind sűrűsége megváltozhat (légkörfejlődés). Arra is fontos rámutatni, hogy bár elsődlegesen a hőmérséklet hat a légkörre, másrészről viszont a gázburok (annak változása) is visszahat a hőmérsékletre. Így egy sajátos önszabályozó mechanizmus valósul meg, ami akár a kívülről érkező napenergia különbségeit vagy ingadozásait is ellensúlyozhatja. Így magyarázható meg pl., hogy ha a Naprendszer fejlődésének korai szakaszában a Nap sugárzó energiája akár 20–30%-kal is kisebb volt a mainál, a Föld mégsem fagyott meg. Sűrű szén-dioxidos légköre ugyanis olyan üvegházhatást teremtett, ami jelentékeny mértékben emelte hőmérsékletét – pl. annyira, hogy a cseppfolyós víz megmaradhatott rajta. Ezért fejtették ki a 80-as évek végén azt a véleményt, hogy a Föld elsősorban nem szerencsés naptávolságának, hanem főleg az említett légköri önszabályozó mechanizmusnak köszönheti az életet is lehetővé tevő „kellemes” éghajlatát. Az ún. geokémiai karbonát–szilikát ciklus (109. ábra) során a hőmérséklet viszonylag szűk intervallumon belül marad. Ha ugyanis az valami okból csökken, akkor csökken a felszíni vizek párolgása, és ezért a csapadékképződés is. Kevesebb eső viszont kevesebb CO2-t mos ki a légkörből, viszont a vulkánosság továbbra is ugyanannyit termel, tehát légköri mennyisége megnő, üvegházhatása felerősödik, és a hőmérséklet emelkedik. Az emelkedő hőmérséklet azonban növeli a párolgást és a csapadékot, ami a CO2 levegőből való kimosásával és így hőcsökkenéssel jár. A felszínen lefolyó CO2-ban gazdag, növekvő eróziót okozó vizek a felszín szilikátos kőzeteit erősen mállasztják, s az így felszabaduló kalciummal együtt a tengervízbe kerülve ott mészkő formájában kicsapódnak. A fenéken kiváló és vastagodó rétegben felhalmozódó CaCO3 az óceáni lemezek hátán a szubdukciós övezetbe jut, ott felbomlik, majd a vulkanizmus révén CO2 formájában visszajut a légkörbe. Ez a ciklikus folyamat lényegében a szervetlen természetben, élővilág nélkül is végbemegy.

109. ábra - A földi karbonát–szilikát ciklus modellje (Kasting—Toon—Pollack (1988) tanulmánya alapján)

kepek/42294_1_VII_109.jpg


Lovelock és Margulis az ún. Gaia-hipotézis keretében az élővilág légkörszabályozó hatását is megvizsgálta. A zöld növények jelentős CO2-t vontak ki a légkörből, s helyette azt oxigénnel „szennyezték”. Elpusztulva szerves szénvegyületeik az üledékekbe kerültek, majd később (tektonikusan) kiemelkedve az esővízben oldott oxigénnel új CO2-t képeztek. Másrészt a szárazföldi növények maradványainak oxidációja megnövelte a talajlevegő szén-dioxid-tartalmát, ami vízben oldódva elősegítette a szilikátok felbontását, karbonátok kialakulását.

Bár mindkét elmélet bemutatja a szén-dioxid légkörbe való visszajutásának lehetőségeit, tényszerűen megállapítható, hogy a földtörténet során a kivonás volt túlsúlyban. A CO2 nagy többsége ugyanis jelenleg a karbonátos kőzetekben van megkötve. Számítások szerint annak felszabadulásával légkörünk sűrűsége annyira megnőne, hogy felszíni nyomása a mainak a hatvanszorosát is elérhetné, és így mind összetételében, mind sűrűségében a Vénuszéhoz válna hasonlóvá.

A CO2 légköri részarányának csökkenése a Nap növekvő sugárzó energiáját – a növekvő napállandót – is ellensúlyozhatta, így biztosítva az élet kialakulását és fennmaradását. Mai megítélésünk szerint a szén-dioxidos légkör a hőmérsékletet szabályozta ugyan, de nem szűrte ki a Nap kemény ultraibolya (UV) sugarait, ezért az élet a víz védelmében, az óceánokban jelent meg. Csak a fotoszintetizáció növekedésével jelentőssé váló oxigénmennyiség, ill. az abból kialakuló ózonréteg – mint az UV-sugarak elleni védőpajzs – tette lehetővé az élet szárazföldi elterjedését. Az ózonréteg védő hatása azért is nagyon fontos, mert az UV-sugarak nagy részének visszatartásával megszüntette a felszíni vízbontás (fotodisszociáció) lehetőségét, és megakadályozta a víz eltűnését. (A vízbomlás révén keletkező könnyű hidrogén felemelkedve, a magas légkörbe jutva, onnan viszonylag könnyen megszökhet, s így elvész a Föld számára.)

A földi légkörfejlődés fentebb bemutatott fő vonalainak felismerését jelentős részben a szomszédos bolygók légkörének elemzése, s az ott feltárt felszínformáló folyamatok tették lehetővé.

A Mars geomorfológiai vizsgálata például egyértelművé tette azt, hogy ott hosszú időn át – legalább 3,8 millió évvel ezelőttig – folyékony víz formálta a felszínt. Ez pedig sűrűbb légkört és magasabb hőmérsékletet feltételez. Számítások szerint 0,1 Mpa nyomású légkör már elegendő volt ahhoz, hogy a víz folyékony halmazállapotban maradjon. A bolygó korábbi intenzív vulkánizmusa – amit az óriási vulkánikus formák világosan bizonyítanak – e célra elegendő szén-dioxidot termelt. Mivel azonban a viszonylag szerény tömegű bolygó vulkánizmust is tápláló belső hője relatíve hamar „elfogyott”, a CO2 légköri pótlódása lecsökkent vagy megszűnt. A felszíni, felszínközeli kőzetek viszont egyre több atmoszferikus szén-dioxidot kötöttek meg (jelenleg a CO2-t tartalmazó karbonátos kőzetek kimutatása a Mars-kutatás egyik fő célja), így a légkör ritkulni kezdett, és lehűlt; a víz megfagyott és a poláris sapkákban, ill. talajjég formájában halmozódott fel.

Más volt a fejlődés valószínű útja a Vénuszon. A Lewis-féle kondenzációs modell szerint a bolygónak eleve kevesebb volt a víztartalma, de ha volt is vízpára a kezdeti légkörben, hamar elveszett, mert a nagy napállandó miatt felemelkedett a felső légkörbe, ahol fotodisszociáció áldozatául esett, és a hidrogén elszökött. A maradék oxigén pedig jórészt a felszíni kőzetek oxidálódására fordítódott. Lehet, hogy a Vénuszon – a nagy meleg miatt – soha nem volt óceán, de ha létezett is, az ún. „megfutó” üvegházhatás (runaway green house effect) miatt viszonylag gyorsan el kellett tűnnie. A sűrű, forró légkörben ugyanis a keletkező vízpára csak nagy magasságban (100 km körül), igen alacsony nyomáson csapódik ki (hidegcsapda), és éppen a kis nyomás miatt nem is teljes egészében (a telítési pont vízgőz-koncentrációja ott ugyanis elég magas, és így a pára egy része kicsapódás nélkül tovább emelkedhet, s végül elvész a bolygó számára – rossz hidegcsapda). A Vénusz forró légköre tehát a múltban – a maihoz hasonlóan – általában száraz is volt. Látszólag kis nitrogéntartalma valójában közel áll a földihez, mert ha bolygónkon a CO2 felszabadulásával a légkör sűrűsége megsokszorozódna, a nitrogén részaránya benne automatikusan lecsökkenne.

Az óriásbolygók sűrű légköre tekintélyes tömegük, illó anyagokban való gazdagságuk és a nagy naptávolság miatti kis napállandó következtében könnyen megérthető. Többrétegű, vastag – ma még csak elméletileg modellezett – felhőtakarójuk alatt azonban a kőzetbolygókétól igen eltérő viszonyok uralkodhatnak. Ezek egyik legfőbb – valószínű – jellemzője, hogy az erős gravitációs tér hatására a lefelé növekvő nyomás miatt magának a légkörnek az anyaga (főleg hidrogén) megy át cseppfolyós, vagy még mélyebben szilárd fémes állapotba. Tehát az óriásbolygók felszíne – ha van – anyagi minőségében (összetételében) nem jelent változást a légkörhöz képest!

A külső bolygók holdjainak „légkörszegénységét” (igazán sűrű, főleg nitrogént, metánt és argont tartalmazó légköre egyedül a Titánnak van) főleg az magyarázza, hogy alacsony felszíni hőmérsékletük általában megakadályozza, hogy a kiszabaduló illó anyagok (a vizet is ideértve) gázhalmazállapotban maradjanak. Többnyire ráfagynak a felszínre, vízjég, kén-dioxid-, nitrogén- vagy metánjég formájában.

Összefoglalva azt mondhatjuk, hogy Földünk anyagainak és felszínének, valamint a rajta ható folyamatoknak a Naprendszerben kiemelkedő sokszínűsége és nagyfokú differenciáltsága az összehasonlító planetológiai vizsgálatok fényében a „szerencsés” naptávolságból következő (szoláris ködből származó) anyagi örökségén és energiabevételén túl, elsősorban kedvező (nem túl nagy és nem túl kis) tömegének, viszonylag gyors tengelyforgásának, mérsékelt és szűk határok közt ingadozó – tengelyferdeségének köszönhető. Ezek azok a legfőbb adottságok, amelyek következtében a földi természet fejlődési vonala sokkal meredekebb volt, mint a Naprendszer más égitestein, és ez a fejlődés végül az élővilág létrejöttéhez, kiteljesedéséhez, sőt az emberi társadalom kialakulásához vezetett.

110. ábra - A belső bolygók és holdjaik planetológiai fejlettségi fokának és fejlődéstörténetének vázlata az idő és a felszínen ható folyamatok függvényében (Kőháti A. után). 1 – Föld, 2 – Mars, 3 – Vénusz, 4 – Merkúr, 5 – Hold, 6 – Phobos és Deimos

kepek/42294_1_VII_110.jpg


Az ismertetett tények és folyamatok alapján a Föld típusú égitestek hierarchikus rendbe állíthatók, aszerint, hogy alakításukban milyen tényezők, mekkora súllyal vettek, illetve vesznek részt. Minél többféle folyamat hatása fedezhető fel egy-egy égitest formálódásában, fejlődéstörténete annál sokszínűbb, s annál előkelőbb helyet foglal el az égitestek rangsorolásában. Mintegy a leírtak összefoglalásaként mutatjuk be a 110. ábrát, amely a tárgyalt égitestek planetológiai fejlettségi fokának és fejlődéstörténetének vázlatát adja.