Zerinváry Szilárd: Szabad nitrogén és sarki fény a Vénuszon

Tudott dolog, hogy a sarki fény naphatás. A sarki fény eredetére vonatkozólag jelenleg általában a korpuszkuláris elmélet látszik a legelfogadhatóbbnak. Ezt az elméletet több kutató (Birkeland, Störmer, Vegard, Chapman, Ferraro, Alfvén stb.) dolgozta ki, illetve fejlesztette tovább. Az elmélet lényege egészen röviden az, hogy a Napból előtörő korpuszkulák a Föld felső légkörébe jutva sűrűn ütköznek a gázmolekulákkal és ilyen módon világításra gerjesztik azokat.

Mindezideig saját bolygónk volt a Naprendszer egyedüli objektuma, amelynek a légkörben sarki fény jelensége szemmel láthatóan megnyilvánult. A csillagászok azonban már régóta hangoztatják, hogy ez a szép jelenség más bolygók légkörében is létrejöhet. Nemrégiben azután híre érkezett annak, hogy a Vénusz légkörében közvetett és közvetlen úton egyaránt sikerült a sarki fényt kimutatni.

Ennek a felfedezésnek érdekesek az előzményei. A csillagászok megfontolása alapján előrelátható volt, hogy először a Naptól aránylag kisebb távolságra levő bolygók valamelyikén fogjuk a sarki fényt felfedezni. Ennek két oka van. Először is figyelembe kell vennünk, hogy maga a Föld is a belső bolygók közé tartozik és ezért a Naptól és a Földtől egyaránt nagy távolságra lévő külső bolygók légkörének vizsgálata jóval nehezebb, mint például a Mars, vagy a Vénusz vizsgálata. Figyelembe kell vennünk azonban azt is, hogy a korpuszkulák koncentrációja a Naptól mért távolság növekedésével párhuzamosan csökken. A távoli óriásbolygók légkörében tehát a jelenségnek elvileg egyre csökkenő intenzitással kell jelentkeznie.

A Vénusz légkörének összetételéről ez ideig aránylag keveset tudunk. Mindössze azt tudjuk biztosan Adams és Dunbam 1932. évi vizsgálatai óta, hogy a bolygó légkörében nagy mennyiségű széndioxid (CO2) található. A két kutatónak a széndioxidot erős abszorpciós sáv jelentkezése révén sikerült kimutatnia. Az azóta lefolyt vizsgálatok során mind ez ideig még nem sikerült vízpárát, szabad hidrogént és oxigént kimutatni a Vénuszon. Az utóbbi években Barabasev és Ezerszkij szovjet kutatók arra az álláspontra helyezkedtek, hogy a bolygó légkörében nagy mennyiségű poranyag van, ami jól összeegyeztethető a vízpára hiányával. Ez azonban csak feltevés.

A mondottakon kívül komoly problémát jelentett napjainkig a kutatók számára az a kérdés, hogy van-e szabad nitrogén a bolygó légkörében. Az ez irányú kutatások hosszú időn keresztül teljesen eredménytelenek voltak.

1954-ben azonban fordulópont következett be ezen a téren. Ebben az évben N. A. Kozirevnek sikerült kimutatnia a Vénusz éjszakai félgömbjéről készített spektrogramon a szabad nitrogén emissziós színképvonalait. Kozirev ezt a spektrogramot a krími asztrofizikai obszervatórium 50 hüvelykes (122 cm) reflektorának a segítségével készítette.

Mindez azért fontos, mert Kozirevnek éppen azokat a színképvonalakat sikerült kimutatnia, amelyek igen jellemzőek a bolygónk felső légkörében feltűnő sarki fény spektrumára.

Kozirev felfedezése két szempontból jelentős. Mindenekelőtt ez volt az első eset, hogy minden kétséget kizáró módon sikerült észlelni a hosszú időn keresztül kutatott szabad nitrogént a Vénusz légkörében. Nem kevésbé fontos azonban a felfedezés abból a szempontból is, hogy ilyen módon valószínűvé vált, miszerint a Vénusz légkörében is létrejön a sarki fény. Kozirev határozottan leszögezte, hogy az említett emissziós nitrogénvonalakat a Vénusz légkörében felvillanó sarki fény kétségtelen bizonyítékának tekinti. Megerősítette őt ebben a meggyőződésében az is, hogy a Vénusz emissziós nitrogénvonalai körülbelül 50-szer intenzívebbeknek mutatkoznak, mint a földi sarki fény színképében feltűnő nitrogén vonalak. Ettől eltekintve megállapíthatjuk, hogy Kozirev színképfelvétele még mindig nem szolgáltatott közvetlen bizonyítékot a Vénusz sarki fényére vonatkozólag.

Közben érdekes híradás érkezett Hollandiából. Houtgast holland csillagásznak ugyanis sikerült kimutatnia a Vénusz mágnesességét. Houtgast ugyanis 1848-ig visszamenőleg vizsgálta a földmágneses elemek értékalakulásának a menetét. Feltűnt neki, hogy a Vénusz alsó együttállása idejében (amikor a Vénusz a Nap és a Föld között tartózkodik) mindig mágneses „nyugalom” uralkodott az elmúlt több mint száz év folyamán a Földön. Houtgast ezt azzal magyarázta, hogy a Vénusz erős mágnese tere ilyenkor eltéríti a Napból és a Föld felé tartó elektromos töltésű részecskéket. Számításokat végzett a Vénusz mágneses térerősségére vonatkozólag is és azt az eredményt kapta, hogy a Vénusz mágneses tere legalább kétszer olyan erős, mint a Földé.

Houtgast eredményei újabb közvetett bizonyítékokat szolgáltattak a Vénuszon feltűnő sarki fényre vonatkozólag. Tudjuk ugyanis, hogy a Föld mágneses tere jelentős szerepet tölt be a sarki fény létrejöttében. A Napból érkező korpuszkulák ugyanis bolygónk mágneses erővonalait követve „gyülekeznek” a két mágneses sark térségében. Ezek szerint a mágnesség, illetve a mágneses erővonalak megléte ugyancsak a sarki fény létrejöttének egyik kritériuma.

Eközben – Kozirevvel és Houtgasttal egyidejűleg – ugyanezt a kérdést vizsgálták Post és Tombaugh amerikai csillagászok is. Ők vörös színszűrőn keresztül végzett vizuális megfigyeléseik közben közvetlenül is észlelték a Vénusz éjszakai félgömbjén a sarki fényt. Ez az első eset a csillagászat történetében, hogy ezt az impozáns légköri fényjelenséget egy idegen égitest légkörében is sikerült közvetlenül észlelni. Minden valószínűség szerint a Vénuszon sokkal intenzívebb a sarki fény, mint a Földön, amelynek természetesen az az oka, hogy a Vénusz közelebb van a Naphoz és így ennek a bolygónak a térségében nagyobb a korpuszkulák koncentrációja, mint a Föld térségében.

Ha már a Vénusszal kapcsolatos újabb felfedezésekről beszélünk, meg kell emlékeznünk Kozirevnek egy másik érdekes felfedezéséről is. Az említett kutatónak ugyanis sikerült a Vénusz nappali félgömbjéről készített spektrum ibolya tartományában két eddig ismeretlen színképvonalat (λ= 4372, illetve 4120 Ä) felfedeznie. A vonalak eredete ma még meglehetősen tisztázatlan. Kozirev egyébként feltételezi, hogy ezek a sávok két-, illetve több atomos molekuláktól származnak. Említésre méltó, hogy ezeket a vonalakat a Mars és a Jupiter színképében eddig még nem sikerült kimutatni. Annál érdekesebb viszont, hogy a Föld légkörében már jelentkeztek ezek a színképsávok. Ugyancsak Kozirev volt az, aki a 4372 és 4120 Ä hullámhosszúságú színképvonalakat bolygónk légkörében kimutatta. Kozirev érdekes eljárással dolgozott. Színképfelvételeket készített a zenitpontról és annak közvetlen környékéről a Nap különböző horizont feletti magasságai mellett. Ezeket a felvételeket kiegészítették a Vegáról (α Lyrae) készített felvételek. Kozirev ugyanis a Vegáról különböző horizontfeletti magasságok idejében készített spektrogramokat. Ilyen összehasonlító vizsgálatok révén megállapította, hogy az ismeretlen anyag körülbelül 10 km magasan a tengerszint felett helyezkedik el meglehetősen vékony réteg alakjában. Annyi máris megállapítható, hogy ebből az egyelőre ismeretlen anyagból a Vénuszon több van (Kozirev becslése szerint körülbelül 6-10-szer több) mint a Föld légkörében.

 

A Csillagok Világa 1956/2. számában megjelent írás másodközlése. A Zerinváry család hozzájárulásával. A cikket eredeti helyesírással közöljük.

Tóth Imre: A Hubble Űrtávcső legújabb Szaturnusz és Mars-felvételei

A Hubble Űrteleszkóp (HST) kulcs projektjei, a megfigyelési kozmológia, extragalaktikus csillagászat, csillagok keletkezése és fejlődése témaköreinek vizsgálata mellett a Naprendszer égitesteinek tanulmányozása is hozzátartozik, hiszen például a HST Bolygókameráinak és nagy felbontású kameráinak több változata (WFPC, WFPC2, STIS, NICMOS, ACS, WFPC3)  is ezt utóbbi célt szolgálta a közeli ultraibolyától a közeli infravörösig terjedő tartományban történő képfelvételek készítésével. A HST különösen alkalmas a nagybolygók távolról történő tanulmányozására, mert a megfigyeléseket nem terhelik a földi légkör zavaró hatásai, a nagy objektívátmérő és nagy felbontású kamerái pedig részletes képek elkészítését teszik lehetővé.

A HST 2018. júniusában és júliusában látványos felvételeket készített az idei nyár két  jól megfigyelhető bolygójáról, a Szaturnuszról és a Marsról (a Jupiter is jól megfigyelhető volt a nyáron, de most a HST a gyűrűs-, illetve a vörös bolygóról közzétett színes felvételeit mutatjuk be). A színes felvételeket a HST WFC3 (Bolygókamera 3) színszűrőivel készített képekből állították össze.

A Szaturnusz (balra) és Mars (jobbra) egymás mellett a HST WFC3 (Bolygókamera 3) kamerája által készített képfelvételeken. A Szaturnusz felvétel 2018. június 6-án, a Mars kép 2018- július 18-án készült a bolygók oppozícióihoz közel (kép: STScI-2018-29, July 26, 2018).

A Szaturnusz 2018. június 27-én volt oppozícióban, mintegy 9,048 CsE távolságra a Földtől, a Naptól pedig 10,065 CsE és az égen a Nyilas (Sagittarius) csillagképben tartózkodott, látszó szögátmérője 18,3 ívmásodperc volt. A Szaturnuszról a HST 2018. június 6-án készített felvételeket, még a bolygó mostani oppozíciójához közeledve. Az űrteleszkóp OPAL (Outer Planet Atmospheres Legacy) projektje a Naprendszer külső bolygóinak hosszú időtartamon keresztül történő megfigyelése keretében. Az OPAL projekt során ugyanis a Szaturnuszt is rendszeresen megfigyeli a HST a gyűrűs bolygó láthatósági időszakában, amikor az űrteleszkóp számára is lehetséges a gázóriás megfigyelése. Az óriásbolygók HST-vel történő folyamatos, hosszú időszakra kiterjedő megfigyelése segít ezen bolygók légköri dinamikájának, illetve fizikai-kémiai tulajdonságainak, azok időbeli változásainak nyomon követésében. Egyébként a Szaturnuszról most közzétett HST felvétel az OPAL program keretében készített első kép a gyűrűs bolygóról.

A Szaturnusz a HST WFC3 (Bolygókamera 3) által 2018. június 6-án készített felvételén (kép: STScI-2018-29, July 26, 2018 és NASA/GSFC, July 26, 2018).

A Szaturnusz 27 fokos tengelyferdesége következtében évszakos változások figyelhetők meg a légkörében, illetve a rálátási geometria változása a (földi és földkörüli pályán levő) megfigyelő számára változást mutat. A bolygó mostani oppozíciója idején a bolygó északi féltekéjén nyár van és ott az atmoszférája aktívabb: az északi sarkvidéke körül fényes felhők láncolata figyelhető meg, amelyek széteső viharok maradványai. Alacsonyabb szélességeken kisebb felhőcsomók is megfigyelhetők. A Hubble mostani felvételén is megfigyelhetők az északi pólust körülvevő hatszög-alakzatok (hexagonális alakzatok), amelyeket még 1981-ban a NASA Voyager-1 űrszondája felvételein fedeztek fel.

A Szaturnusz színei a felső felhőrétegek ammónia kristályai (ammónium-hidroszulfid vagy víz) felett lévő különböző szénhidrogén vegyületekből álló ködöktől származnak. A bolygó légkörének sávjait erős szelek és felhők alakítják ki, amelyek  különböző szélességeken fordulnak elő és sávokba rendeződnek.

A Szaturnusz gyűrűjét, mint a bolygót körülvevő folytonos korongot először Christiaan Huygens (1629-1695) holland csillagász azonosította 1655-ben, majd 325 évvel később a NASA Voyager-1 űrszondája a bolygó mellett elrepülve sok-sok vékony és finom gyűrűt, illetve gyűrű-ívet fedezett fel. A gyűrűk kialakulásának korára a NASA Cassini űrszondája adatai szerint mintegy 200 millió évvel ezelőtt, a földtörténeti jura időszakban egy kis Szaturnusz-hold szétaprózódása következtében szétszóródott jeges törmelék. A törmelék további szétaprózódása ma is folytatódik, például a szemcsék egymás közötti ütközése következtében. A HST-képen a Szaturnusz gyűrű részei az A gyűrű, Encke-rés, Cassini-osztás, B és C gyűrűk, valamint a Maxwell-rés is látszik.

A HST mostani, mintegy 20 órát átfogó felvételein a Szaturnusz ma ismert 62 holdja közül 6 holdja: Tethys, Janus, Epimetheus, Mimas, Enceladus és Dione is látszik. A holdak mozgása is megfigyelhető és e közben a bolygó forgása is megmutatkozik. Az erről készült animáció itt tekinthető meg.

A Szaturnusz és a ma ismert 62 holdja közül 6 holdja a HST 2018. június 6-án készült felvételén (több felvétel is készült mintegy 20 órán keresztül, amelyeken követhető a holdak mozgása). A képen a legnagyobb hold a Dione, ami egyébként a Szaturnusz negyedik legnagyobb holdja. A képen a legkisebb hold a szabálytalan alakú Epimetheus (kép: STScI-2018-29, July 26, 2018).

Most nézzük a HST-vel készült Mars-felvételt. Bár a Mars körül több űrszonda kering és figyeli a vörös bolygó felszínét, légkörét és a bolygó közvetlen közeli kozmikus környezetét, illetve a felszínén is marsjárók (roverek) tevékenykednek, de a földi és HST megfigyelések is alapvetően fontosak a vörös bolygó felszínének és légköri jelenségeinek globális monitorozásához. Ugyanis míg a roverek és a mars-orbiterek a légkör alacsonyabb rétegeit tanulmányozzák, addig a távoli csillagászati megfigyelések, mint a HST megfigyelései a Mars felső légköri állapotát tudják követni. A marsi évszakok, hasonlóan a földiekhez a bolygó tengelyferdesége (a Marsnál ez mintegy 25 fok) következtében jönnek létre. A bolygó erősebben elnyújtott ellipszis pályája, a ritkább légköre, valamint az északi és déli féltekéje közötti felszíni különbségek is befolyásolják az évszakok következményeit.

A Mars közepes porviharai kontinensnyi kiterjedésűek és hetekig is eltartanak, de a globális porviharok akár az egész bolygóra kiterjednek és hónapokig is eltarthatnak. A Mars déli féltekéjén tavasszal és nyáron, amikor a bolygó napközelben van és a besugárzás maximumában erős szeleket kelt.

A HST 2018. július 18-án  készített felvételeket a vörös bolygóról, szűk egy héttel annak mostani nagy földközelsége előtt. A mostani oppozíciója július 27-én következett be (a Bak [Capricornus] csillagképben) és ekkor a Mars 57,8 millió km távolságra volt tőlünk.  A Mars mostani oppozíció után négy nappal, július 31-én volt legközelebb a Földhöz 57,6 millió km távolságra. Azokban a napokban bolygó látszó átmérője a Földről nézve mintegy 24 ívmásodperc volt, ami a 2003-as hasonlóan nagy oppozíció korong méretének 97%-a. Most, 2018-ban a Mars déli féltekéjén volt tavasz és nagy globális, az egész bolygóra kiterjedő porvihar alakult ki, ami elfedte a bolygó felszíni alakzatait a távoli földi távcsövek, illetve HST kamerája elől, de néhány jelentősebb felszíni alakzat átsejlik a HST felvételeken.  A HST WFC3 (Bolygókamera 3) kamerája több színszűrőjén keresztül készült felvételeiből bolygó színes képét állították elő: UVIS csatorna F275W széles sávú ultraibolya, F410M közepes sávú kék, F502N keskeny sávú sárga és F675N keskeny sávú vörös szűrőivel. A HST Mars felvételén az Arabia Terra, Sinus Meridiani (ahol a NASA Opportunity marsjárója is van), Sinus Sabaeus és a Hellas-medence, valamint az északi és déli pólusvidék feletti felhők is kivehetőek. Mivel a mostani oppozíciókor a Mars északi féltekéjén ősz van, ezért az északi sarkvidék felett markánsabb felhőtakaró van. A Mars két holdja, a Phobos és Deimos is látszik halvány pontforrásként.

A HST különböző színszűrös felvételeiből összeállított színes képe a Marsról 2018. július 18-án 12:43 világidőkor (a felvételek közepe). A globális porvihar által a bolygó részben eltakart 6 felszíni alakzata is kivehető  (kép: STScI-2018-29, July 26, 2018).

Az alábbi képen a Mars felszíni alakzatai és felhőinek helye be van jelölve (l. az előző képet is).

A HST különböző színszűrös felvételeiből összeállított színes képe a Marsról 2018. július 18-án 12:43 világidőkor (a felvételek közepe). A globális porvihar által a bolygó részben eltakart 6 felszíni alakzata is kivehető: Sinus Meridiani, Arabia Terra, Sinus Sabaeus, Hellas-medence, északi és déli pólusok környéki felhők, valamint a Phobos és Demos holdak (körökkel jelölve)  (kép: STScI-2018-29, July 26, 2018).

Végül összehasonlításul a két évvel ezelőtti, 2016-os Mars-oppozícióhoz és a mostani oppozícióhoz közeli két felvételt érdemes összehasonlítani, amelyek a bolygó ugyanazon területeit mutatják a HST-ről nézve. A két évvel ezelőtti oppozíció idején az északi félteke „dőlt” a Föld felé, vagyis az északi féltekére jobban rá lehetett látni és egyben a Nap is ott magasabban járt (oppozíciókor a Mars a Nappal ellentett oldalon van a Földről nézve csaknem egy vonalban). Most, 2018-ban pedig a déli féltekét melegíti jobban a Nap, többek között a porviharok kiindulási helyének tartott Hellas-medencét is és így nem csoda, hogy most globális porvihar alakult ki a Marson.

A Mars 2016-os és 2018-as oppozícióinak összehasonlítása: a HST-vel 2016. május 12-én (bal oldali kép) és 2018. július 18-án készült kép (jobb oldali kép) a bolygó ugyanazon területeit mutatják. Szembetűnő az a különbség, hogy a 2016-os oppozíció idején a Mars felszíni alakzati jól megfigyelhetők, míg a globális porvihar miatt a 2018-as oppozícióhoz időben közeli felvételen a por elfedi azokat (kép: STScI-2018-29, July 26, 2018).

Tehát a Mars-oppozíciók nem egyformák és nem  csak a Földtől való távolság miatt, hanem a porviharok keletkezési körülményeit tekintve sem, így a 2018-as marsközelség nem kedvezett sem a csillagászati sem pedig a helyszíni űreszközök által a bolygó felszínének tanulmányozásához.

Ellenben a Szaturnuszt jól meg lehetett figyelni a Földről – bár alacsonyan látszott a horizont felett az északi féltekéről, illetve a HST az OPAL program keretében lekészített az első felvételét a gyűrűs gázóriásról.

A Hubble Űrteleszkóp egy a NASA és ESA közötti nemzetközi projekt együttműködés keretében működik. A NASA Goddard Űrközpontja a Maryland állambeli Greenbeltben működteti a teleszkópot. Az Űrteleszkóp Tudományos Intézete (STScI) a Maryland állambeli Baltimoreban koordinálja és vezeti a Hubble tudományos kutatási programját. Az STScI a NASA és a Csillagászati Kutatásra az amerikai Egyetemek Közötti Társulás keretében működik Washington D.C-ben.

 

Források:

STScI-2018-29 (hubblsite.org/news_release/news/2018.-29, July 26, 2018)

http://hubblesite.org/news_release/news/2018-29

STScI heic1814 – Photo Release (26 July 2018)

https://www.spacetelescope.org/news/heic1814/

Saturn and Mars team up to make their closest approaches to Earth in 2018 (NASA/GSFC, July 26, 2018)

https://www.nasa.gov/feature/goddard/2018/saturn-and-mars-make-closest-approaches-in-2018/

New family photos of Mars and Saturn from Bubble (ESA/ST-ECF, HEIC1814, 26 July 2018)

http://sci.esa.int/hubble/60521-new-family-photos-of-mars-and-saturn-from-hubble-heic1814/

 

Kapcsolódó internetes oldalak:

Kovács Gergő: Marsközelben (planetologia.hu, 2018. augusztus 3.)

Kovács Gergő: Vizet találtak a Marson? (planetology.hu, 2018. július 29.)

Kovács Gergő: Holdfogyatkozás és Mars-közelség július 27-én (planetology.hu, 2018. július 18.)

Kovács Gergő: Szerves vegyületek és metán a Marson (planetology.hu, 2018. június 8.)

Horváth Miklós: A Mars bolygóról (planetology.hu, 2018. május 8.)

Kovács Gergő: Balogh Gábor – Félelem és rettegés. Phobosz és Deimosz, a különös Mars-holdak
/Félelem és Rettegés, Mars isten fiai/ (planetology.hu, 2018. május 16.)

Kovács Gergő: InSight: Irány a Mars! (planetology.hu, 2018. május 4.)

Kovács Gergő: Heller Ágost – A Mars bolygó physikai viszonyairól (planetology.hu, 2018. április 19.)

Dénes Lajos: Meteorithamisítások

Ha valaki feltéved úgynevezett adok-veszek oldalakra, akkor sajnos, hamar belefuthat hamis meteorit hirdetésekbe. Már a feltűnően magas árnak is gyanúsnak kellene, hogy legyen, de az árusok hihetetlen történeteket mellékelnek amiatt, hogy eloszlassák a kételyeket.

Az egyszerű csalók salakdarabokat vagy a megszokottól eltérő kavicsokat árulnak. De vannak profi csalók is, akik valódi meteoritet árulnak, csak nem azt, aminek nevezik őket.

Mindkét esetről írok példát!

A Port Orford-i pallazit

A egyik főszereplő Dr. John Evans orvos.

A kaland úgy kezdődött, hogy 1847-ben Dr. David Dale Owen, akit az Egyesült Államok Geológusának neveztek ki, Wisconsin, Iowa, Minnesota és Nebraska egy részének geológiai felmérésének elvégzésére utasították. Ő a munka elvégzésére Dr. John Evans és Dr. BF Shumard munkatársakat választotta. Evans munkája hamarosan felkeltette Owen figyelmét, és megállapította, hogy az orvos geológusként is megállja a helyét.

1848-ban egy Midwesti felmérésen vett részt, bár orvos volt, mégis sok érdekes fosszíliát gyűjtött be, amik miatt komoly nemzetközi elismerést szerzett.

Később Dr. John Evans egy expedíció részeseként ment el, hogy a Kelet-Puget Sound vasútvonal számára megfelelő nyomvonalat jelöljenek ki. Ekkor már geológusként alkalmazták.

1856-ban Oregonba költözött munkája részeként és ez évben Port Orford területére utazott. Dr. Evans két hetet töltött a Coquille és az Umpqua folyók területén a déli Oregon partján. Valahol az út mentén összegyűjtött egy kőzetmintát, amelyet a bostoni kémikus Dr. Charles Jackson elemzett, és rávilágított arra, hogy ez egy kivételes fajta meteorit, amelyet pallazitnak neveznek.

A másik főszereplő maga a pallazit meteorit, amely a kő-vas meteoritek családjába tartozik. Fe-Ni ötvözet és szilikátos anyag keveréke. A hullások 1,2%-a kő-vas meteorit, tehát nagyon ritka. A kisbolygó méretű test köpeny-mag határáról származhatnak ezek a meteorit minták. A két fő alkotó ásvány, fémes vas-nikkel és az olivin. Mellettük kisebb mennyiségben tartalmaznak még schreiberzitet, troilitet és foszfátokat is.

A család másik tagja a mezosziderit. Szintén fele részt fémes nikkel-vas ötvözetből, és fele részt szilikát összetevőkből áll. A szilikátos részben főleg olivint, piroxént és Ca-ban gazdag földpátot találunk. A mezoszideritek breccsásak. A legnagyobb különbség a pallazit és a mezosziderit között az, hogy a pallazit esetében a fém mátrixban van a szilikátos anyag, addig a mezoszideritben a szilikátos mátrix foglal magába kisebb-nagyobb fémszemcséket.

Mezoszideritből is találtak jó nagy darabokat. Például a Vaca Muerta, amely a chilei Atacama-sivatagban hullott és 1861-ben találták meg. A sok töredék össztömege 3,83 tonna volt egy nagy kiterjedésű szórásmezőben. De most maradjunk a pallazitnál.

Tehát, 1856-ban Dr. John Evans jelentette, hogy egy Oregon állambeli (USA) Port Orford nevű helység közelében egy közel 10 tonnára (22 00 font súlyra) becsült pallazit meteoritra bukkant, és egy darabkát az US Geological Survey (Földtani hivatal) előtt be is mutatott.

Dr. John Evans a megtalálás helyének a Kopasz-hegyet jelölte meg, és elmondása szerint a meteorit kiálló része körülbelül öt lábnyira a talaj fölé nyúlt.

Biztos ami biztos, Evans úr hangsúlyozta, hogy a pallazit az egyik legdrágább meteorit típus és a 10 tonnás tömeg miatt még egyedibbé teszi az anyagot, árát 300 millió akkori dollárra becsülték.

Az USA Kongresszusa utasította a Belügyi hivatalt, hogy a “Port Orford” meteorit felkutatásához és elszállításához a szükséges költségeket biztosítsa. Jól alakultak a dolgok Evans úr szempontjából.

A kiszivárgott információk és találgatások feltüzelték a kincsvadászokat, viszont vitát váltott ki a geológusok és a csillagászok között. Emiatt a kongresszus késlekedve különített el pénzt a begyűjtésre. Ezt Dr. Evans már nem élhette meg, mert 1861. április 13-án meghalt tüdőgyulladásban. Viszont mivel nagy pénzre számított, ezért titkolózott. Halála után átkutatták a hagyatékát és nem találtak olyan térképet amely részletesen meghatározta volna a „megtalálás” helyét. Ekkor vizsgálni kezdték Dr. Evans kutatási jegyzőkönyveit.

Dr. Evans kutatásai a Csendes-óceán északnyugati részén lévő Smithsonian Intézet birtokában vannak. A releváns bejegyzések az “Útvonal a Port Orford-tól a Rogue River-hegységig” cím alatt találhatóak, amely túl általános és félrevezető helymeghatározás csupán. Naplóbejegyzései szerint Dr. Evans észak felé haladt, és soha nem lépte át a szakadékot a Rogue River folyó felett.

Dr. Evans 1856. július 18-án Port Orfordból indult el, és útja július 31-én a Willamette-folyó partjainál végződött. Naplójában nem említi különösebben a meteoritot, mert nem volt tudatában a találásának természetéről. Ugyanakkor kitért a “kopasz hegyre”.

A mintát vizsgáló Mr. Jackson emlékeztetett arra, Evans elmondása szerint, a helyszín körülbelül negyven mérföldre van a Port Orford-tól a Bald Mountain tetején. A kopasz hegység, mint Dr. Evans leírta, magasabb, mint a környező hegyek és könnyen látható az óceánról.

1929-ben, majd 1939-ben a Smithsonian Intézet feltáró expedíciókat szervezett, de semmit sem talált, még nyomokat sem. Számos kopasz hegy van a környéken; az egyik délkeletre Port Orford-tól, egy van Coos megyében, és egy kék kopasz hegy a Rogue folyó környékén. Voltak, akik szerint az Iron Mountain, és a Barklow Mountain, estleg Bray Mountain vagy a Granite Peak lehetett. De soha nem talált senki semmit.

Ezért a mintát újra vizsgálták és összetételében és izotópjaiban egyezést mutatott az Imilac néven nevezett pallazittal. Az Imilac pallazitot 1822-ben találták Chilében az Atacama sivatagban TKW: 920 kg (teljes ismert tömeg). Összetétele: 90% Fe , 9,9% Ni , 21,1 ppm Ga , 46,0 ppm Ge , 0,071 ppm Ir.

Később talajmintákat gyűjtöttek a feltételezett helyekről de az az érzékeny proton-magnetométerekkel végzett mérések nem igazolták, hogy jelentős meteorit becsapódás történt volna a környéken.

Tehát, a trükk nem hozott gazdagságot Evans úr számára, mert előre nem fizetett senki a mesés kincsért, ha még életében kiderül a csalás, valószínűleg börtön várt volna rá…

A másik történet magyar származású!

A híres Kén utcai meteorit

Bár inkább hírhedtnek kellene nevezni! Az 1960-as években elhíresült, mert a televízióban is publicitást kapott. Akkoriban nagyon népszerű volt dr. Öveges József. Hetenként szerepelt fizikai tárgyú előadásokkal, kísérletekkel a tévében. Történt, hogy az egyik Kén utcai üzemben (Bp. IX. ker, a Gubacsi utat keresztezi) két fiatal munkás láng-hegesztővel dolgozott. Észrevették, hogy egy udvaron fekvő kő darab a forró gázlángban olvadozni kezdett, olyan felszíni olvadék folyás mutatkozik, mint egyes meteoritokon. Ezt onnan tudták, hogy a gyárban dolgozott egy idősebb művezető, aki rendszeresen olvasgatta az ismeretterjesztő cikkeket, nézte a TV-adásokat, és kiselőadásokat tartott a munkatársaknak, pl. a meteoritokról is.

“No, megtréfáljuk Jani bácsit!” – gondolták, és az olvadékony követ felhevítették. Amikor olyan “meteorit-szerű” lett, amit a művezető elmondása alapján gondoltak, lelkendezve oda vitték Jani bácsihoz. Elmondták, hogy valami süvítést és puffanást hallottak, és ezt a követ találták az udvaron, “még forró is”. Az öreg fellelkesült, azonnal elvitte a “meteoritot” a széles körben ismert Öveges professzornak, aki pedig a tv-híradóba is bemutatta! Nagy lett a felhajtás! Viszont a tévéseknek eszébe jutott, hogy egy hiteles, „űrügyekben” is szakértőnek kellene nyilatkozni. Felkérték hát dr. Kulin Györgyöt. Kulin pedig azonnal gyanút fogott, mert a kődarab nagyon könnyű (kis sűrűségű) és nagyon “mészkőszerű” volt. Elővette hát a két ifjú hegesztő-munkást, elkezdte faggatni őket, és azt is megígérte, hogy ha elmondják a valóságot, nem lesz bajuk. Így vallották be, hogy bizony csak tréfa volt az egész, maguk sem gondolták, hogy ennyire komolyra fordul a dolog.

A tanulság az, hogy mindig szakértőknek kell megmutatni a mintát, mert a lelkesedés átragadhat a méltán híres, köztiszteletben álló, de más tudományokban jeleskedőkre is.

Forrás:

1, The Port Orford Meteorite: It Wasn’t a Big Hoax by JD Adams

2, Kén utcai meteorit; Külön köszönet Bartha Lajos barátomnak aki megosztotta ezt a történetet velem!

Tűzokádók kitörése Jáva szigetén

Az ischiai szerencsétlenség méltán megdöbbentette a világot rendkívüli voltával. A természet ellenállhatatlan romboló ereje ezer és ezer embert temetett el egy szempillantás alatt s virágzó községek váltak fölismerhetetlen romokká. De alig enyhült némileg a rendkívüli csapás megrendítő hatása s még javában siet a résztvevő emberiség segíteni a rombolás életben maradt áldozatainak szenvedésein: már ismét egy uj és e rettenetes földrengésnél is nagyobb szerencsétlenség hire érkezik messze kelet felől, borzalmat keltő hir, mely a részletekben még ingadozó ugyan, de megegyez a lényegben, hogy a csapás nagyobb talán, mint a, minő a földtekén századok óta előfordult. Kelet-Ázsia népes szigetvilágában, a hollandiak gyönyörű s füszergazdagságáról hires nagy szigetein, Jáván és Szumátrán, következett be augusztus 26-án a katasztrófa, melyet csaknem isten Ítéletének lennénk hajlandók mondani. A két szigetet elválasztó Szundaszoroson egy Krakatoa nevű kisebb sziget vulkánja kitört s Jáva sziget hozzá közel eső vidékén mérföldekre terjedő virágzó tájakat hamuval borított el, kietlen pusztává változtatott, városokat és falvakat nagy számmal pusztított el. A kitörés után óriási áradás támadt, mely a romokat is elseperte; Krakatoa szigete magas hegyeivel e több községével a tenger mélyébe merült, nagyszámú ember — 30 ezertől egész százezerig beszél a hir — áldozatul esett, a Szunda-szoros titokteljes mélyéből tizenhat uj tűzokádó hegy emelkedett ki s mindmegannyi bömbölve s tüzes hamuját messze vidékre dobva teszi megközelithetlenné a rémület helyét. A katasztrófa részleteiről a nagy távolság miatt nincsenek még egész biztos adataink s hiteles képeket a romokról természetesen nem adhatunk, de addig is, mig a rombolás müvét bemutathatnék, sietünk a jól ismert és számtalanszor leirt vidékről egy pár, épen a katasztrófa szinteréül szerepelt helyet bemutatni s néhány szóval megismertetni a most oly szomorú nevezetességre jutott vidéket. A Szunda-szoros Jáva és Szimatra között, egyike a főbb közlekedési vonaloknak Európa, Khina és Japán között. Minden nyugot felől jövő hajó Szumátra mellett megy el, vagy a Singapore vagy a Jáva felé eső oldalon. Különösen azok a hajók, melyek a Jóreménység foka felé haladnak, kivétel nélkül a Szunda-szoroson mennek át.

E szoros mintegy 70 angol mérföld hosszú, legnagyobb szélessége délnyugoti végén 60, legkisebb északkeleten 13 angol mérföld. A szoros közepe táján, mindkét parttól csaknem egyenlő távolságban van három sziget, melyek között a legnagyobb Krakatoa, 4 és fél angol mérföld hosszú és 3 mérföld széles, rajta egy, a tenger szine fölött 2623 lábnyira emelkedő vulkán, mely majdnem tízszer oly magas, mint a mily mély a mellette levő sekély tenger vize. Közte és Jáva szigete közt nincsenek zátonyok, de Szumátra felé nagyon sok zátony s apróbb sziklatömb emelkedik ki a tengerből s egy pár, mint Bezi és Sebuko, több ezer láb magasságú.

Ugy látszik, hogy a 16 uj vulkán e helyen emelkedett föl, a két nagy sziget között óriási lánczolatot képezve. E helyen sülyedt továbbá tenger alá Krakatoa szigete, mintegy 8000 millió köböl földjével és köveivel s ez óriási változás okozhatta egyrészt a tenger hullámainak kicsapását is. A kitörés e központtól, mint a távirati tudósításokból láthatjuk, minden irányban oly nagy területkörre terjedt, hogy legalább 60 földrajzi mérföld átmérőnek felel meg. Szumátrán a Lampong öböl mellett Jáva felé kinyúló félsziget szenvedett legtöbbet s a félsziget szélén levő Telokbitong nevű virágzó város egészen elpusztult. De sokkal nagyobb volt a rombolás Jáva megfelelő részén, mely az egykor önálló királyságról ma is Bantam-kerületnek neveztetik. E kerület legnevezetesebb helyei: Ceram vagy Siráng, a kormányzóság székhelye, Anger, igen kellemesen fekvő és virágzó kikötő város, Merak, egy uj, virágzó európai gyarmat, s dél felé Turincsin, teljesen elpusztultak; más városok a szomszéd községekkel együtt hamuval fedettek be. Maga a sziget fővárosa, Batavia is, melynek ma már közel százezer lakosa s vasútja van, bár Angertől 80 angol mérföldnyire fekszik, igen sokat szenvedett s különösen a khinai városrészben több száz ember vesztette életét.

Mondják, bár e hir még megerősítésre vár, hogy e rettenetes pusztító munkában a Jáva szigeten levő 45 tűzokádó hegynek mintegy harmadrésze szerepelt. Hollandiai hivatalos hírek részben megczáfolnak egyes szárnyra került túlzó tudósításokat; de megegyeznek abban, hogy a Lampong-öböl környéke és Bántam kerületének nyugati része szenvedett legtöbbet. Lampong délkeleti partjairól, Katimbongból is menekült meg egy hollandi hivatalnok. A hivatalos táviratok Krakatoa sziget tengerbe sülyedését nem emlitik. A holland gyarmatok, hol e nagy szerencsétlenség történt, Jáván és Szumátrán kivül még egy pár szomszéd szigetre is kiterjednek. Az egész gyarmatcsoport körülbelől háromszor oly nagy, mint egész Németország s lakosainak száma közel 25 millióra tehető. A világ egyik legkellemesebb és legtermékenyebb vidéke ez. Különösen Jáva termékenysége nagyhírű, ugy hogy a keleti féltekén hozzá hasonlót nem lehet találni. A rizst a jávai köznép évenként kétszer, sőt háromszor aratja, kávéból másfél ezer mázsát termeszt, s különféle fűszereivel az egész világot képes volna ellátni. Állat- és növényvilága is példátlan gazdag. Pár évtized óta a hollandok észszerű gazdálkodása folytán e vidék folytonosan emelkedik s ma már az angolok indiai birtokaival is hatalmas kereskedelmi versenyt folytat.
E szigetcsoporton, melyről a geológusok azt állítják, hogy egykor nagy szárazföldet képezett, mely talán az emberiség bölcsője is lehetett, egyátalán nem ritkák a vulkánikus kitörések. Jáva 45 trachytkőzetből álló vulkánjai közül, melyek harangalakulag egész 3000 méterre is emelkednek — a Szemira 3730 méter magas, — nem egy működik csaknem folytonosan. Keleti részében a Tengger vulkán kiömlött lávája és hamujával egész kis hegycsoportot alkotott s e vulkán e században immár nyolczszor tört ki, néha egész 20 mérföldnyire dobva a hamut. De e kitörések, legalább az ujabb időkben, nem okoztak nagyobb veszedelmet. Pusztító erejök híre azonban fenmaradt.

Egykor vulkánjai szépsége s borzalmassága miatt az egész sziget Szivának, a rombolás istenének volt szentelve, s a félelem és halál imádói magokban a füstölgő hegyek krátereiben építették templomaikat. Még ma is több helyen találhatjuk e templomok romjait ama fák és bokrok között, melyeket a hódító arabok a vulkánok rettegett tölcséreiben növesztettek. Jáva közepén a Szömbing nevű tűzokádó hegy volt hitök szerint az a «szeg, mely a szigetet a földhöz erősiti» s Sziva néhány híve még ma is ott lakik egy 6 kilométernyinél szélesebb sikon, mely hajdan a Tengger vulkán kráterje volt s minden évben eljár egy kitörni szokott kúp tetejére ünnepiesen rizst hinteni a szörnyeteg bömbölő torkába. A rég szunnyadozni látszott szörnyeteg most újra fölébredt s romboló hatalmát egész nagyságában mutatta be. Bármily ellenmondók legyenek is a részletes tudósítások, nincs kétség fölötte, hogy a kitörés a legnagyobbszerüek közé tartozott, melyeket a természet féktelen erői a történeti korban fölmutattak. Maga a hollandi kormány már megkezdte az előmunkálatokat az okozott baj enyhítésére s Amsterdam két legtekintélyesebb bankja nagymértékű gyűjtést indított meg az életben maradt szerencsétlenek számára. A katasztrófa nagyságát azonban kellően csak egy pár hét múlva ítélhetjük meg, midőn a szemtanuk részletes tudósításai megérkeznek.

A Vasárnapi Ujság 1883. szeptember 16-i számában megjelent írás másodközlése. A cikket eredeti helyesírással közöljük.

Kovács Gergő: Marsközelben

Tizenöt évvel a nagy, 2003-as Mars-közelség után, 2018. július 27-én a vörös bolygó ismét rekord közel, 57 millió km-re közelítette meg Földünket. Ez alkalomból szeretném planetológiai vonatkozásban mélyrehatóbban bemutatni a Marsot.


A Mars láthatósága (Forrás: ALPO).

A Mars Naprendszerünk negyedik, egyben legkülső kőzetbolygója. Átmérője körülbelül fele akkora, mint a Földé, felszíne körülbelül megegyezik bolygónk szárazföldjeinek összterületével, forgástengelyének hajlásszöge és tengelyforgási ideje pedig szintén közel azonos bolygónkéval. Két hold kering körülötte, a Phobosz és a Deimosz, melyek eredetileg az aszteroida-övezetből befogott apró égitestek. Előbbinek, a Phobosznak a bolygótól való kis távolság miatti keringési sebessége nagyobb, mint a Mars tengelyforgásának sebessége. Így nyugaton kel és keleten nyugszik, kétszer egy marsi nap alatt.


A Mars és a többi belső bolygó 2018.júl.27-ei helyzete. (Kép: Sun Moon and Planets)

A Mars fontosabb adatai [1]
Egyenlítői átmérő:                   6794,4 km
Átlagos naptávolság:             227 940 000 km
Pálya excentricitása:              0,0934
Keringési idő:                             686,98 nap
Keringési sebesség:               24,13 km/s
Tömeg:                                          6,4*10^23 kg
Tömeg (Föld=1):                        0,107
Sűrűség:                                       3,9 g/cm^3
Tengelyforgási idő:                 24,66 óra
Tengelyferdeség:                    25,2°
Minimum hőmérséklet:       -140°C
Átlag hőmérséklet:                -63°C
Maximum hőmérséklet:      +20°C
Átlagos légnyomás:               0,007 bar
Légkör összetétele:
– Szén-dioxid (CO2):               95,32%
– Nitrogén (N2):                         2,7%
– Argon (Ar):                                1,6%
– Oxigén (O2):                            0,13%
– Szén-monoxid (CO):            0,07%
– Vízgőz (H2O):                          0,03%
– Egyéb (Ne, Kr, Xe, O3):       0,0003%

Planetológiai értelemben a Mars a Földünkhöz nagyon hasonló égitest, ennek ellenére vannak eltérések. Ásvány- és kőzettani összetételét tekintve oxigén- és kéntartalma valamivel nagyobb bolygónkénál. Mivel azonban mérete és tömege is kisebb, belső hőforrásai is csekélyebbek voltak. Így a Mars tömegére nagyobb hőleadó felület jutott, mint a Földére, így gyorsabban hűlt.

A gyorsabb hűlés két dolgot eredményezett. Elsőként, a kevesebb hő kisebb mértékű belső differenciálódást eredményezett, így a marsi kéreg és köpeny vastartalma nagyobb a földinél. Továbbá, a gyors kihűlés miatt a bolygó vasmagja megszilárdulni kezdett, így 3,9-3,7 milliárd évvel ezelőtt leállt a globális dinamó és megszűnt a mágneses tér, melyet követően az eredeti marsi légkör túlnyomó része is elszökött (ehhez egy nagyobb becsapódás lökéshulláma is hozzájárult).


A Mars felszíne, magassági színezéssel. (MOLA)

Morfológiai értelemben a Mars két nagy részből áll:  délen andezites felföldek, míg északon, 3-5 km-rel alacsonyabb, bazaltos mélyföldek dominálnak. Utóbbi esetében, a meteoritkráterek viszonylagos hiányából feltételezhető, hogy e területet régen óceán borította. Ezt a kétarcúságot töri meg többek között a Tharsis-hátság nevű vulkanikus plató, valamint a Hellas-medence, mely egy hatalmas becsapódás emlékét őrzi.


A Mars jellegzetes kettőssége.

Számottevő alakzat még az Elysium-hátság, illetve a Valles Marineris, mely a bolygó (és a Naprendszer) legnagyobb tektonikus eredetű alakzata és amely sokban hasonlít a földi Kelet-Afrikai-árokra. A 4000 km hosszú, helyenként 6-8 km mély hasadék minden bizonnyal egy kezdődő, de már a korai fázisban megrekedt lemeztektonika bizonyítéka.


A Valles Marineris. (MOLA)

Nem a Valles Marineris az egyetlen “rekorder” felszíni forma a Marson. A Marson található a Naprendszer legmagasabb vulkánja is, az Olympus Mons. Méreteivel kimagaslik az egyébként is hatalmas marsi tűzhányók közt: az 500 km átmérőjű pajzsvulkán 24 km magasra emelkedik ki. Így a Mars felszínének legmagasabb és legalacsonyabb pontja között 29 km a szintkülönbség.


Az Olympus Mons, a Viking-1…


…illetve a Mars Express felvételén.

Ha össze akarjuk hasonlítani a legmagasabb földi hegyekkel, a Mount Everest-tel és a hawaii Mauna Kea-val (mely vulkán nagyobbik fele egyébként a tengerszint alatt van), akkor azt láthatjuk, hogy a marsi vulkán méreteiben messze felülmúlja földi társait.


Az Olympus Mons magasságának összehasonlítása a két legmagasabb földi hegységgel.

A nagy magasság- és átmérőbeli különbségek több okra vezethetők vissza: a marsi gravitáció a földinek csupán <30%-a, így két, azonos tömegű vulkán a Marson sokkal könnyebb, mint a Földön. A Mars kérge ellenben a földinél vastagabb (20-80 km, szemben a földi 6-40 km-rel), így jóval nehezebb vulkáni kúpokat is képes megtartani. Emellett a marsi tűzhányók mozdulatlan magmafeláramlásokhoz (ún. forró foltokhoz) voltak kötve, szemben a földiekkel, melyek többségében a lemeztektonikához kötődnek.

A makroformák mellett feltétlen említést érdemelnek a kisebb felszíni alakzatok is. Meteoritkrátereket főleg a magasabb déli felföldeken találhatunk, ezek megjelenése azonban eltér a holdi és merkúri kráterektől. Formájuk részben erodálódott a külső erők miatt, egyeseknél geológiai inverzió is jelen van. Ezen kráterek lapos tetejű tornyok lettek, a rajtuk kívüli terület lepusztult, míg a kráter erősebb anyaga megmaradt. Külön említést érdemel a lebenyes kráterek csoportja, melyeknél a becsapódás megolvasztotta a felszín alatti jeget, így hozva létre a kráter körüli jellegzetes “lebenyt”.


Egy “lebenyes” kráter.

Bár a víz már csak nyomokban fordul elő a Marson, rengeteg forma tanúskodik néhai jelenlétéről. Ezek elsősorban fluviális formák, úgy mint áradásos-, illetve hálózatos csatornák, vulkánok lejtőin létrejött folyásnyomok, valamint sárfolyások és lejtősávok. A legnagyobbak ezek közül az áradásos csatornák, melyeket hirtelen lezajlott áradások hoztak létre. Szélességük eléri a 10 km-t, hosszuk meghaladhatja az 1000 km-t is. Ezen csatornák többsége az alacsonyabb északi mélyföldre fut ki.


A 7 km széles és 300 m mély Reull Vallis medre.

A víz által létrehozott formák egy különleges típusát képviselik azok a lekerekített formák, melyek meteoritkrátereknél jöttek létre. Ezek a csepp alakú formák múltbeli vízerózió nyomai, a környezeténél szilárdabb kráter “mögött” megmaradt a víz által egyébként elmosott anyag.


Csepp alakú meteoritkráterek.

Nem mehetünk el a Mars légköre mellett sem szó nélkül, mely százszor ritkább a földinél és túlnyomórészt szén-dioxidból áll. A felszín hőmérsékletét a CO2 által kifejtett üvegház-hatás a számítások szerint körülbelül 5°C-al emeli. A ritka légkör miatt a felszíni légnyomás átlagosan 6,7 mbar, ez körülbelül akkora a marsi felszínen, mint a Földön 40-50 km magasságban. Az alacsony légköri nyomás miatt a sarkokon a CO2 szénsavhó formájában kicsapódik a felszínre, a víz pedig csak speciális formában (0° és 2°C között) lehet folyékony, tartósan nem maradhat meg a felszínen. A ritka levegőben azonban időben változó mennyiségű por lebeg, melynek hatására az égbolt vörösen fénylik (napnyugtakor a Nap körül kékes árnyalatúvá válik), és amely hosszú pirkadatot és szürkületet eredményez.


Egy marsi naplemente.

A ritka légkör csekély munkavégző képessége miatt kevés az eolikus forma. Széleróziós formák közt a porördögök nyomai említhetőek, melyek sötét sávokként jelzik a kisméretű forgószelek haladási útvonalait.


Porördögök nyomai.

Az akkumulációs formák közt a dűnék a legjelentősebbek, amelyek között megkülönböztethetünk barkánokat, hosszanti-, illetve transzverzális dűnéket, és csillag alakú dűnéket is.


Barkánok a Marson.

Erősebb légmozgások csak jet streamek formájában vannak jelen, elsősorban tavasszal, az adott féltekén. A felszínközeli szelek gyengék, az alsó légkörben a szélsebességek 10m/s-nál gyengébbek, kivételt képeznek a porviharok, melyek globálisak is lehetnek. A lokális kialakulású, de globális kiterjedésű porviharokat az ún. porfűtés mechanizmusa hozza létre: a felszín felmelegedésével és kis lokális porviharok kialakulásával még több por kerül a levegőbe, melyet még jobban fűt a beérkező napsugárzás, így egy öngerjesztő folyamat indul be. Ilyenkor távcsövön át szemlélve az egyébként részletgazdag vörös bolygó teljesen homogénné válik.


Porvihar a Marson.

Végül, de nem utolsó sorban, bár jelen ismereteink szerint a Marson nincs élet, az elmúlt időkben sok hír látott napvilágot e témával kapcsolatban. Június elején kelt szárnyra az a hír, miszerint évszakos ingadozású metánt, illetve szerves vegyületeket találtak; illetve a közelmúltban bejelentették, hogy folyékony vízre bukkantak a vörös bolygón. Ezek függvényében kijelenthetjük, hogy bár a nagy mennyiségű folyékony víz elszökése óta vélhetően nincs magasan szerveződött élet a Marson, kezdetleges életformákkal való találkozásra  azonban még van esélyünk.

Szerző: Kovács Gergő

Felhasznált/ajánlott irodalom:
NASA Solar Views
Kereszturi Ákos: Mars – fehér könyv a vörös bolygóról
Kereszturi Ákos: Hogyan mutassuk be a Marsot? (Meteor, 2018/7-8, 12-15.o.)
Sik András: SUPERNOVA a Marson
Hargitai Henrik: A Mars felfedezése

Szekretár Zsolt: Emberes Apollo-küldetések

Úgy döntöttünk, hogy a Holdra lépünk! Úgy döntöttünk, hogy a Holdra lépünk, még ebben az évtizedben, és megteszünk más, [ehhez hasonló] lépéseket. Nem azért, mert könnyű, hanem mert nehéz… mert ez a cél képességeink és erőnk legjavát igényli, azért, mert ez olyan kihívás, amit készek vagyunk elfogadni, olyan, amit nem akarunk halogatni, és amit meg akarunk nyerni.”

John F. Kennedy amerikai elnök a Rice Egyetemen elmondott beszédéből, 1962. szeptember 12.

Az USA Űrkutatási Hivatalának (NASA) sorrendben harmadik, pénzügyi vonzatát tekintve kétség kívül eddigi legdrágább programja az Apollo program volt, melynek elsődleges célja az ember Hold közelbe, majd a Hold felszínére juttatása. Az Apollo-t megelőző korábbi két program: az egyemberes Mercury, – mellyel az USA is kilépett az űrbe; majd a kétfős Gemini, mely a Mercury tapasztalataira építve, a hosszabb távú küldetések űrhajóra és űrhajósra gyakorolt hatásának tanulmányozását, az űrséta és az űrrandevú, valamint dokkolási technika begyakorlását tűzte ki célul. E két program azért szültetett, hogy megteremtse az Apollo tudományos és műszaki hátterét.

Már 1961 áprilisában, az első ember, Jurij Gagarin kozmoszba lépése után pár héttel megszületett az elhatározás amerikai oldalon, hogy a Holdra lépés lehetne egy olyan kihívás, mellyel beérhetné, majd maga mögött hagyhatná az USA a Szovjetuniót. Verseny indult tehát az űrbeli elsőbbségért, és végső soron égi kísérőnkre tett első lépés megtételéért. Kennedy elnök a feladat mértékéhez mérten szűk határidőt adott annak megvalósítására. A Holdra szálláshoz szükség volt iparágak, nagyvállalatok, kutatóintézetek, üzemek és laborok együttműködésére, valamint széles körű társadalmi támogatottságra. Új anyagokat, technológiákat és tesztelési metódusokat kellett kifejleszteni, mely azt eredményezte, hogy a NASA tudományos szakembereinek és mérnökeinek együttes összlétszáma 1960 és 1966 között megkilencszereződött (1960: 10800 fő, 1966: 91700 fő).

A rakéta

A korábbiaktól hatalmasabb kihívás egy sokkal nagyobb hordozóeszközt igényelt, mint a Mercury program Redstone ill. Atlas rakétája, vagy a Gemini program Titan rakétája. Emiatt született meg a Saturn rakétacsalád, melyet Wernher von Braun és mérnökcsapata az amerikai hadsereg számára tervezett Jupiter/Juno középhatótávú ballisztikus rakétából fejlesztett tovább.

A rakétacsalád 3 tagból áll:

  • Saturn I – Tesztverzió. 1961-65 között 10db sikeres kilövés, ebből 5db Apollo tesztmodellel.
  • Saturn IB – Föld körüli küldetésekhez használt verzió.
    • Küldetések: Apollo–5, Apollo–7, Skylab–2, Skylab–3, Skylab–4, Apollo–Szojuz közös repülés
  • Saturn V – A Holdra induló küldetések rakétája.
    • Küldetések: Apollo–4, Apollo–6, Apollo–8, Apollo–9, Apollo–10, Apollo–11, Apollo–12, Apollo–13, Apollo–14, Apollo–15, Apollo–16, Apollo–17
    • Alverzió: Saturn INT–21 – Három helyett kétfokozatú, az USA első űrállomásához, Skylab programhoz használták

A  Saturn V rakéták 110,6m magasak, 10m átmérőjűek, tömegük 2970 tonna. 3 fokozatból állnak:

  1. S-IC: első fokozat, gyártója a Boeing, hajtóanyaga: kerozin (RP1), oxidálóanyag: folyékony oxigén (LOX), tolóereje 38703 kN, 5db Rocketdyne F1 hajtóműn keresztül leadva.

  2. S-II: második fokozat, gyártója a North American Aviation, hajtóanyaga: folyékony hidrogén (LH2), oxidálóanyag: folyékony oxigén (LOX), tolóereje 5166 kN, 5db Rocketdyne J2 hajtóműn keresztül leadva.

  3. S-IVB: harmadik fokozat, gyártója a Douglas Aircraft Company, hajtóanyaga: folyékony hidrogén (LH2), oxidálóanyag: folyékony oxigén (LOX), tolóereje 1032 kN, 1db Rocketdyne J2 hajtóműn keresztül leadva. Többször újraindítható fokozat

Az űrhajórendszer

Az űrhajórendszer két fő részből áll:

  • Parancsnoki modul (Command Module, CM)

Az Apollo űrhajórendszer központja – alakját tekintve csonkakúp alakú – parancsnoki modul. A küldetések során a kilövéstől a landolásig ez a 3 űrhajós fő élettere. Funkcióját tekintve betölti az „anyahajó” szerepét is, mivel a missziók során hordoz egy második űrjárművet is, a holdkompot.

Felépítését tekintve két részből áll: egy belső nyomásálló, szendvicsszerkezetű vázból és egy külső burkolatból. Az orr részben helyezkedik egy dokkolómechanika, valamint egy dokkoló folyosó a Holdkompba való közlekedés biztosításáért, illetve a földi landoláshoz szükséges ejtőernyők és segédernyők és ezek piroaktív kioldómechanikája. A CM belsejében tárolják a személyzet ellátmányát, a felszerelést, itt vannak a vezérlőpanelek és kijelzők. A lakótér körül helyezkednek el a víztartályok és az RCS (reaktív vezérlőrendszer – a köznyelvben: „fúvókák”) üzemanyagtartályai. Az RCS rendszer 12 fúvókája külső burkolat különböző pontjaiba van építve. A csonkakúp alját, a modul legszélesebb részét a hőpajzs foglalja el, mely az atmoszférába való visszatérésnél játszik kulcsszerepet. A CM gyártója a North American Aviation.

  • Szervizmodul (Service Module, SM)

A szervizmodul a parancsnoki modul alrendszere. Alakját tekintve henger alakú. Egyik végén a parancsnoki modulhoz csatlakozik, másik végén helyezkedik el a hajtóműve (ez a hajtómű gondoskodik a Hold körüli pályára állásért, annak elhagyásáért és a pályakorrekciókért). A modul feladata többes: meghajtó rendszer, elektromos ellátórendszer, létfenntartó rendszer, üzemanyag tároló, kommunikációs rendszer, a későbbi küldetésekben pedig itt helyezkednek el bizonyos tudományos berendezések, nagy felbontású kamerák is. A parancsnoki modulhoz egy ún. „köldökzsinór” jellegű kábelköteggel csatlakoznak a SM rendszerei. A szervizmodul Földre visszatérés előtt leválasztható. Feladatát a légkörben elégve fejezi be.

  • Holdkomp (Lunar Module vagy Lunar Excursion Module, LM vagy LEM)

    A szokatlan formájú holdkomp feladata az űrhajósok, – a küldetésparancsnok és a holdkomp pilóta – Holdfelszínre juttatása, valamint az onnan való visszatérés a Hold körül keringő parancsnoki modulhoz. Két fő részből áll, egy leszálló és egy visszatérő egységből. Ez idáig ez az egyedüli ember alkotta eszköz, mely idegen égitesten landolt, személyzettel. A küldetésüket a missziótól függően vagy földi légkörben, vagy a Hold felszínébe csapódva fejezték be.

Az utolsó, J típusú küldetések során egy nagyobb méretű LM-t (Extended Lunar Module, ELM) használtak nagyobb hajtóművekkel és megnövelt kapacitású üzemanyag-, valamint  oxigéntartályokkal, mivel ezekre a missziókra már egy 210kg tömegű holdjárót (LRV – Lunar Roving Vehicle) is vittek a holdkomp oldalához rögzítve. Gyártója a Grumman Aircraft.

A személyzet

A NASA Repülőszemélyzet Műveleti Igazgatója, Deke Slayton – aki maga is repült a Mercury programban –, volt felelős az űrhajósok (és tartalékuk) küldetésekbe sorolásáért. A asztronauták beosztásának volt egy rotációja, általánosságban elmondható, hogy egy küldetés tartalékszemélyzete két küldetéssel később ténylegesen is repült.

32 űrhajóst választottak ki az Apollo programba, ezek közül 24 hagyta el a Föld körüli pályát és repült a Hold körül, közülük 12 sétált is a Holdon. A 32-ből 3-an sajnos elhunytak az Apollo1 parancsnoki moduljában keletkezett tűzben. Minden küldetés parancsnoka a Mercury vagy a Gemini program veteránja volt.

Az Apollo űrhajók 3 személyesek:

  • Küldetésparancsnok (Commander – CMR):

Felelős a küldetés sikeres lebonyolításáért, az űrhajórendszer és a személyzet biztonságáért, ő a pilóta a felszállás, a Föld körüli, majd a Hold körüli pályaelhagyáskor, valamint ő irányítja a holdkompot a leszállás és a felszállás során.

  • Parancsnoki modul pilóta (Command Module Pilot – CMP):

A parancsnoki modul pilótája az a személy, aki mindenre kiterjedő ismerettel rendelkezik a CSM modult illetően. Repülőmérnökként működik közre a felszállás során, parancsnokként, amíg a küldetésparancsnok nincs a fedélzeten. Felelős a navigációért, és ezzel együtt az út közbeni pályakorrekciós műveletekért. A Hold körüli orbitális pályán maradva felvételeket készít a Hold felszínéről, míg másik két társa a holdkompot használva leszáll az égitest felszínére. Továbbítja a repülésirányítás utasításait a holdkomp felé, ha a közvetlen kapcsolat gyenge. A CMP feladata a keringés során a felszín fotózása is. E téren a korai Hold misszióknál egy Hasselblad fényképezőgéppel dolgozott, majd az Apollo–15 küldetéstől kezdve (J típusú küldetések) ő az, aki a működteti a szervizmodul oldalán elhelyezett tudományos berendezésegyüttes (SIM) nagy felbontású kameráit. Az exponált fotók begyűjtéséért űrsétát kellett tennie.

  • Holdkomp pilóta (Lunar Module Pilot – LMP):

A holdkomp pilótája – szerepét tekintve repülőmérnök, – volt felelős a parancsoki modul és a holdkomp szétválasztásától kezdve a holdkomp rendszereiért az újradokkolásig. A landolás során ellátja a parancsnokot információval. Kezeli a navigációs computert és más rendszereket, miután landolás során átváltottak kézi vezérlésre. A nem Holdra irányuló, vagy holdkompot nem szállító űrhajók esetén is a 3. pilótaülés hivatalosan a holdkomp pilóta megnevezést viseli.

(Lejjebb a küldetések személyzetének felsorolásánál zárójelben az űrhajósok korábbi küldetései szerepelnek. A tartalékszemélyzetként, valamint a földi irányításban való részvételt nem tüntettük fel.)

Küldetéstípusok

A NASA szakemberei a program gerinceként A-J betűkkel jelölt küldetésvariánsokat dolgoztak ki, melyek végső soron elvezetnek a holdraszállásig, közben pedig górcső alá veszik a küldetés összes technikai komponensét és tesztelik azokat. Minden egyes küldetéstípus az előzőre épült, bár menet közben volt, hogy átvariálták a sorrendet, vagy egyiket a másikba olvasztották.

  • A – A Saturn V rakéta és a parancsnoki/szervizmodul (CSM) személyzet nélküli tesztje
    • Küldetések: Apollo–4, Apollo–6
  • B – A holdkomp (LM) személyzet nélküli tesztje
    • Küldetés: Apollo–5
  • C – A parancsnoki/szervizmodul (CSM) emberes berepülése Föld körüli pályán
    • Küldetés: Apollo–7
  • D – A parancsnoki/szervizmodul (CSM) a holdkomppal (LM) együtt történő emberes berepülése
    • Küldetés: Apollo–9 (eredetileg Apollo–8)
  • E – Szimulált Holdra szállási műveletek Föld körüli elliptikus pályán, és a visszatéréshez használt hőpajzs tesztje. Kihagyott küldetéstípus.
  • F – Küldetés Hold körüli pályán, leszállás nélkül.
    • Küldetés: Apollo–10
  • G – Holdra szállás
    • Küldetés: Apollo–11
  • H – Hosszú időtartamú Holdon tartózkodás, két holdsétával, tudományos mérésekkel.
    • Küldetések: Apollo–12, Apollo–13 (tervezett), Apollo–14
  • I – A szervizmodul oldalán elhelyezett műszerekkel (SIM) történő tudományos megfigyelés és mérés hosszú időtartamú Hold körül keringés során. A J típusú küldetésekbe olvasztva.
  • J – Hosszú időtartamú (3 nap) Holdon tartózkodás, három holdsétával, tudományos megfigyelésekkel és a holdjáró (LRV) használatával.
    • Küldetések: Apollo–15, Apollo–16, Apollo–17

 

Apollo–1 (AS–204)

(tervezett) C típusú küldetés

Az első, személyzettel ellátott Apollo űrhajó az Apollo–1 (AS–204) lett volna, ám egy 1967. február 21.-én bekövetkezett végzetes baleset során a három kijelölt űrhajós életét veszítette gyakorlatozás során: a parancsnoki kabin légterét alkotó tiszta oxigén egy rövidzárlat hatására lángoló katlanná változtatta a szűk helységet, a személyzet a keletkezett szén-monoxid belélegzése miatt hunyt el.

A baleset másfél évre befékezte az űrprogramot. A kabint áttervezték és biztonságosabbá tették.

Személyzet:

  • Küldetésparancsnok (CMR): Virgil I. Grissom (Mercury–Redstone 4, Gemini–3)
  • Parancsnoki modul pilóta (CMP): Edward H. White (Gemini–4)
  • Holdkomp pilóta (LMP): Roger B. Chaffee

 

Apollo–7

C típusú küldetés

Hívójele:                            „Apollo–7”

Hordozóeszköz:              Saturn 1B (SA-205)

Hasznos teher:                Apollo–7 parancsnoki modul (CM-101) – COSPAR: 1968-089A

Apollo–7 szervízmodul (SM-101)

A küldetés hossza:         10 nap, 20 óra, 9 perc, 3 másodperc

Start:                                    1968. október 11. 15:02

Földet érés:                      1968. október 22. 11:11

Pályaelemek (keringési fázis):

Apoapszis:                         282,13 km (152,34 nm)

Periapszis:                          227,85 km (123,03 nm)

Inklináció:                           31,608°

Keringési idő:                   89,55 perc

Excentricitás:                    0,0045

Keringések száma:         163

Személyzet:

  • Küldetésparancsnok (CMR): Walter M. Schirra Jr. (Mercury–Atlas 8, Gemini–6A)
  • Parancsnoki modul pilóta (CMP): Donn F. Eisele

Holdkomp pilóta (LMP): R. Walter Cunningham

 

Apollo–8

Eredetileg D típusú küldetés, de a holdkomp gyártásának csúszása miatt csak az Apollo 9 tudta tesztelni a teljes űrhajórendszert. Az Apollo 8 egy kibővített E típusú küldetést hajtott végre, mellyel elsőízben kerülte meg ember a Holdat.

Hívójele:                            „Apollo–8”

Hordozóeszköz:              Saturn V (SA-503)

Hasznos teher:                                Apollo–8 parancsnoki modul (CM-103) – COSPAR: 1968-118A

Apollo–8 szervizmodul (SM-103)

A holdkomp tömegazonos modellje (LTA-B – Lunar Module Test Article B) 

A küldetés hossza:         6 nap, 3 óra, 0 perc, 42 másodperc

Start:                                    1968. december 21. 12:51 – Cape Canaveral LC-39A

Földet érés:                      1968. december 27. 15:51 – Csendes-óceán

Pályaelemek (keringési fázis):

Föld:
Apoapszis:                         185,18 km (99,99 nm)

Periapszis:                          184,4 km (99,5 nm)

Inklináció:                           32,509°

Keringési idő:                   88,19 perc

Excentricitás:                    0,00006

Keringések száma:         1,5

Hold:

Aposzelénium:                                312,06 km (168,5 nm)

Periszelénium:                                 111,12 km (60 nm)

Inklináció (retrográd):   168°

Személyzet:

  • Küldetésparancsnok (CMR): Frank Borman (Gemini–7)
  • Parancsnoki modul pilóta (CMP): James A. Lovell Jr. (Gemini–7, Gemini–12)

Holdkomp pilóta (LMP): William A. Anders

Apollo–9

D típusú küldetés

Hívójele:                            CSM: „Gumdrop”

LM: „Spider”

Hordozóeszköz:              Saturn V (SA-504)

Hasznos teher:                                Apollo–9 parancsnoki modul (CM-104) – COSPAR: 1969-018A

Apollo–9 szervizmodul (SM-104)

Apollo–9 holdkomp (LM-3) – COSPAR: 1969-018C

A küldetés hossza:         10 nap, 1 óra, 0 perc, 54 másodperc

Start:                                    1969. március 3. 16:00 – Cape Canaveral LC-39A

Űrséta (EVA):                   1 db, 77 perc

Földet érés:                      1969. március 13. 17:00 – Atlanti-óceán

Pályaelemek (keringési fázis):

Föld:
Apoapszis:                         186,57 km (100,74 nm)

Periapszis:                          184,61 km (99,68 nm)

Inklináció:                           32,552°

Keringési idő:                   88,2 perc

Excentricitás:                    0,000149

Keringések száma:         151

Személyzet:

  • Küldetésparancsnok (CMR): James A. McDivitt (Gemini–4)
  • Parancsnoki modul pilóta (CMP): David R. Scott (Gemini–8)
  • Holdkomp pilóta (LMP): Russell L. Schweickart

Apollo–10

F típusú küldetés

Hívójele:                            CSM: „Charlie Brown”

LM: „Snoopy”

Hordozóeszköz:              Saturn V (SA-505)

Hasznos teher:                                Apollo–10 parancsnoki modul (CM-106) – COSPAR: 1969-043A

Apollo–10 szervizmodul (SM-106)

Apollo–10 holdkomp (LM-4) – COSPAR: 1969-043C

A küldetés hossza:         8 nap, 0 óra, 3 perc, 23 másodperc

Start:                                    1969. május 18. 16:49 – Cape Canaveral LC-39B

Földet érés:                      1969. május 26. 16:52 – Csendes-óceán

Pályaelemek (keringési fázis):

Föld:

Apoapszis:                         185,79 km (100,32 nm)

Periapszis:                          184,66 km (99,71 nm)

Inklináció:                           32,546°

Keringési idő:                   88,2 perc

Excentricitás:                    0,000086

Keringések száma:         1,5

Hold:

Periszelénium:                 314,84 km (170 nm)

Aposzelénium:                                111,49 km (60,2 nm)

Inklináció (retrográd):   174,4°

Személyzet:

  • Küldetésparancsnok (CMR): Thomas P. Stafford (Gemini–6A, Gemini–9)
  • Parancsnoki modul pilóta (CMP): John W. Young (Gemini–3, Gemini–10)
  • Holdkomp pilóta (LMP): Eugene A. Cernan (Gemini–9A)

Fotók:

 

Apollo–11

G típusú küldetés

Hívójele:                            CSM: „Columbia”

LM: „Eagle”

Hordozóeszköz:              Saturn V (SA-506)

Hasznos teher:                                Apollo–11 parancsnoki modul (CM-107) – COSPAR: 1969-059A

Apollo–11 szervizmodul (SM-107)

Apollo–11 holdkomp (LM-5) – COSPAR: 1969-059C

A küldetés hossza:         8 nap, 3 óra, 18 perc, 35 másodperc

Start:                                    1969. július 16. 13:32 – Cape Canaveral LC-39A

Holdra szállás:                 1969. július 20. – Nyugalom Tengere (Mare Tranquillitatis)

Holdon töltött idő:        21 óra, 36 perc

Holdi űrséta (LEVA):      1 db, 2 óra, 31 perc, 40 másodperc

Földet érés:                      1969. július 24. 16:50 – Csendes-óceán 

Pályaelemek (keringési fázis):

Föld:

Apoapszis:                         185,94 km (100,4 nm)

Periapszis:                          183,16 km (98,9 nm)

Inklináció:                           32,521°

Keringési idő:                   88,18 perc

Excentricitás:                    0,000021

Keringések száma:         1,5

Hold:

Aposzelénium:                 314,28 km (169,7 nmi)

Periszelénium:                 111,12 km (60 nmi)

Inklináció (retrográd):   178,7°

Személyzet:

  • Küldetésparancsnok (CMR): Neil Armstrong (Gemini–8)
  • Parancsnoki modul pilóta (CMP): Michael Collins (Gemini–10)
  • Holdkomp pilóta (LMP): Edwin E. Aldrin Jr. (Gemini–12)

Fotók:

 

Apollo–12

H típusú küldetés 

Hívójele:                            CSM: „Yankee Clipper”

LM: „Intrepid”

Hordozóeszköz:              Saturn V (SA-507)

Hasznos teher:                                Apollo–12 parancsnoki modul (CM-108) – COSPAR: 1969-099A

Apollo–12 szervizmodul (SM-108)

Apollo–12 holdkomp (LM-6) – COSPAR: 1969-099C

A küldetés hossza:         10 nap, 4 óra, 36 perc, 24 másodperc

Start:                                    1969. november 14. 16:22 – Cape Canaveral LC-39A

Holdra szállás:                 1969. november 19. – Viharok óceánja (Oceanus Procellarum)

Holdon töltött idő:        1 nap, 7 óra, 31 perc

Holdi űrséta (LEVA):      2 db, 7 óra, 45 perc, 18 másodperc

Földet érés:                      1969. november 24. 20:58 – Csendes-óceán

Pályaelemek (keringési fázis):

Föld:

Apoapszis:                         185,39 km (100,1 nm)

Periapszis:                          181,13 km (97,8 nm)

Inklináció:                           32,54°

Keringési idő:                   88,16 perc

Excentricitás:                    0,000032

Keringések száma:         1,5

Hold:

Aposzelénium:                 315,21 km (170,2 nm)

Periszelénium:                 114,19 km (61,66 nm)

Inklináció (retrográd):   165,6°

Személyzet:

  • Küldetésparancsnok (CMR): Charles Conrad Jr. (Gemini–5, Gemini–11)
  • Parancsnoki modul pilóta (CMP): Richard F. Gordon Jr. (Gemini–11)
  • Holdkomp pilóta (LMP): Alan L. Bean

Fotók:

 

 

Apollo–13

(tervezett) H típusú küldetés

Hívójele:                            CSM: „Odyssey”

LM: „Aquarius”

Hordozóeszköz:              Saturn V (SA-508)

Hasznos teher:                                Apollo–13 parancsnoki modul (CM-109) – COSPAR: 1970-029A

Apollo–13 szervizmodul (SM-109)

Apollo–13 holdkomp (LM-7) – COSPAR: 1970-029C

A küldetés hossza:         5 nap, 22 óra, 54 perc, 41 másodperc

Start:                                    1970. április 11. 19:13 – Cape Canaveral LC-39A

Földet érés:                      1970. április 17. 18:07 – Csendes-óceán

Pályaelemek (keringési fázis):

Föld:

Apoapszis:                         185,76 km (100,3 nm)

Periapszis:                          183,9 km (99,3 nm)

Inklináció:                           32,547°

Keringési idő:                   88,19 perc

Excentricitás:                    0,0001

Keringések száma:         1,5

Hold:

Nem állt Hold körüli pályára.

Személyzet:

  • Küldetésparancsnok (CMR): James A. Lovell Jr. (Gemini–7, Gemini–12, Apollo–8)
  • Parancsnoki modul pilóta (CMP): John L. Swigert Jr.
  • Holdkomp pilóta (LMP): Fred W. Haise Jr.

Fotók:

 

 

Apollo–14

H típusú küldetés

Hívójele:                            CSM: „Kitty Hawk”

LM: „Antares”

Hordozóeszköz:              Saturn V (SA-509)

Hasznos teher:                                Apollo–14 parancsnoki modul (CM-110) – COSPAR: 1971-008A

Apollo–14 szervizmodul (SM-110)

Apollo–14 holdkomp (LM-8) – COSPAR: 1971-008C

A küldetés hossza:         9 nap, 0 óra, 1 perc, 58 másodperc

Start:                                    1971. január 31. 21:03 – Cape Canaveral LC-39A

Holdra szállás:                 1971. február 5. 9:18 – Fra Mauro fennsík

Holdon töltött idő:        1 nap, 9 óra, 30 perc

Holdi űrséta (LEVA):      2 db, 9 óra, 22 perc, 31 másodperc

Földet érés:                      1971. február 9. 21:05 – Csendes-óceán

Pályaelemek (keringési fázis):

Föld:

Apoapszis:                         185,39 km (100,1 nm)

Periapszis:                          183,16 km (98,9 nm)

Inklináció:                           31,12°

Keringési idő:                   88,18 perc

Excentricitás:                    0,0002

Keringések száma:         1,5

Hold:

Aposzelénium:                 312,98 km (169 nm)

Periszelénium:                 107,6 km (58,1 nm)

Inklináció (retrográd):   166°

Személyzet:

  • Küldetésparancsnok (CMR): Alan B. Shepard, Jr. (Mercury–Redstone 3)
  • Parancsnoki modul pilóta (CMP): Stuart A. Roosa
  • Holdkomp pilóta (LMP): Edgar D. Mitchell

Fotók:

 

Apollo–15

J típusú küldetés

Hívójele:                            CSM: „Endeavour”

LM: „Falcon”

Hordozóeszköz:              Saturn V (SA-510)

Hasznos teher:                                Apollo–15 parancsnoki modul (CM-112) – COSPAR: 1971-063A

Apollo–15 szervizmodul (SM-112)

Apollo–15 holdkomp (LM-10) – COSPAR: 1971-063C

Holdjáró (LRV-1)

A küldetés hossza:         12 nap, 7 őra, 11 perc, 53 másodperc

Start:                                    1971. július 26. 13:34 – Cape Canaveral LC-39A

Űrséta (EVA):                   1 db, 39 perc, 7 másodperc

Holdra szállás:                 1971. július 30. 22:16 – Hadley-hegység (Mons Hadley)

Holdon töltött idő:        2 nap, 18 óra, 55 perc

Holdi űrséta (LEVA):      4 db, 19 óra, 7 perc, 53 másodperc

Földet érés:                      1971. augusztus 7. 20:45 – Csendes-óceán

Pályaelemek (keringési fázis):

Föld:

Apoapszis:                         169,46 km (91,5 nm)

Periapszis:                          165,94 km (89,6 nm)

Inklináció:                           29,679°

Keringési idő:                   87,84 perc

Excentricitás:                    0,0003

Keringések száma:         1,5

Hold:

Aposzelénium:                 315,02 km (170,1 nm)

Periszelénium:                 106,86 km (57,7 nm)

Inklináció (retrográd):   151,28°

Személyzet:

  • Küldetésparancsnok (CMR): David R. Scott (Gemini–8, Apollo–9)
  • Parancsnoki modul pilóta (CMP): Alfred M. Worden
  • Holdkomp pilóta (LMP): James B. Irwin

Fotók:

 

Apollo–16

J típusú küldetés 

Hívójele:                            CSM: „Casper”

LM: „Orion”

Hordozóeszköz:              Saturn V (SA-511)

Hasznos teher:                                Apollo–16 parancsnoki modul (CM-113) – COSPAR: 1972-031A

Apollo–16 szervizmodul (SM-113)

Apollo–16 holdkomp (LM-11) – COSPAR: 1972-031C

Holdjáró (LRV-2)

A küldetés hossza:         11 nap, 1 óra. 51 perc, 5 másodperc

Start:                                    1972. április 16. 17:54 – Cape Canaveral LC-39A

Űrséta (EVA):                   1 db, 1 óra, 23 perc. 42 másodperc

Holdra szállás:                 1972. április 21. 2:23 – Descartes fennsík

Holdon töltött idő:        2 nap, 23 óra, 2 perc

Holdi űrséta (LEVA):      3 db, 20 óra, 14 perc, 14 másodperc

Földet érés:                      1972. április 27. 19:45 – Csendes-óceán 

Pályaelemek (keringési fázis):

Föld:

Apoapszis:                         169,09 km (91,3 nm)

Periapszis:                          1166,68 km (90 nm)

Inklináció:                           32,542°

Keringési idő:                   87,85 perc

Excentricitás:                    0,0002

Keringések száma:         1,5

Hold:

Aposzelénium:                 315,39 km (170,3 nm)

Periszelénium:                 107,6 km (58,1 nm)

Inklináció (retrográd):   169,3°

Személyzet:

  • Küldetésparancsnok (CMR): John W. Young (Gemini–3, Gemini–10, Apollo–10)
  • Parancsnoki modul pilóta (CMP): Thomas K. Mattingly II
  • Holdkomp pilóta (LMP): Charles M. Duke, Jr.

Fotók:

 

Apollo–17

J típusú küldetés

Hívójele:                            CSM: „America”

LM: „Challenger”

Hordozóeszköz:              Saturn V (SA-512)

Hasznos teher:                                Apollo–16 parancsnoki modul (CM-114) – COSPAR: 1972-096A

Apollo–16 szervizmodul (SM-114)

Apollo–16 holdkomp (LM-12) – COSPAR: 1972-096C

Holdjáró (LRV-3)

A küldetés hossza:         12 nap, 13 óra, 51 perc, 59 másodperc

Start:                                    1972. december 7. 05:33 – Cape Canaveral LC-39A

Űrséta (EVA):                   1 db, 1 óra, 5 perc, 44 másodperc

Holdra szállás:                 1972. december 11. 19:54 – Taurus–Littrow völgy (Vallis Taurus–Littrow)

Holdon töltött idő:        3 nap, 3 óra

Holdi űrséta (LEVA):      3 db, 22 óra, 3 perc, 57 másodperc

Földet érés:                      1972. december 19. 19:24 – Csendes-óceán 

Pályaelemek (keringési fázis):

Föld:

Apoapszis:                         167,24 km (90,3 nm)

Periapszis:                          166,68 km (90 nm)

Inklináció:                           28,526°

Keringési idő:                   87,83 perc

Excentricitás:                    0,0000

Keringések száma:         2

Hold:

Aposzelénium:                 314,84 km (170 nm)

Periszelénium:                 97,41 km (52,6 nm)

Inklináció (retrográd):   159,9°

Személyzet:

  • Küldetésparancsnok (CMR): Eugene A. Cernan (Gemini–9A, Apollo–10)
  • Parancsnoki modul pilóta (CMP): Ronald E. Evans
  • Holdkomp pilóta (LMP): Harrison H. Schmitt

Fotók:

 

 

Törölt küldetések

Az Apollo program záróküldetése eredetileg az Apollo–20 repülése lett volna, de költségvetési okokból, a közvélemény érdektelensége, az Apollo–1, valamint az Apollo–13 balesete miatt, a legyártott hardverek ellenére három küldetést: az Apollo–18-at, az Apollo–19-et és az Apollo–20-at törölték.

  • A személyzet rotációja alapján az Apollo–18 kijelölt személyzete: Richard Gordon Jr. (CMR, korábbi küldetései: Gemini–11, Apollo–12), Vance D. Brand (CMP) és Harrison H. Schmitt (LMP) lett volna, az űrprogram rövidebbé válása után Schmittet áttették az Apollo–17 küldetésbe.

  • Az Apollo–19 misszió során Fred W. Haise Jr. (CMR, korábbi küldetése: Apollo–13), William Reid Pogue (CMP) és Gerard Paul Carr (LMP) repült volna. Haise később repült az űrsiklóval, Pogue és Carr pedig a Skylab programban vett részt.

  • Az eredetileg utolsónak tervezett Apollo küldetés személyzetére vonatkozóan csak feltételezések léteznek: az Apollo–20 valószínűleg Stuart A. Roosa (CMR), Paul J. Weitz (CMP) és Jack R. Lousma (LMP) irányítása alatt repülhetett volna.

A megmaradt hardverek sorsa:

  • Az Apollo–18 küldetéshez gyártott Saturn V rakétát a Skylab–1 űrállomás pályára állítására használták, a 3. fokozata kivételével.

  • A Johnson Űrközpontban kiállított Saturn V rakéta az Apollo–19 1. fokozatából, az Apollo–20 2. fokozatából és az Apollo–18 3. fokozatából áll, valamint egy soha be nem fejezett parancsnoki/szervizmodulból.

  • A Kennedy Űrközpontban kiállított Saturn V rakéta 1. fokozata egy statikus tesztekhez használt (az eredetivel tömegazonos) tesztpéldány (S-IC-T), a 2. és 3. fokozata az Apollo–19 küldetéshez gyártott Saturn rakétáé, parancsnoki/szervizmodulja szintén (az eredetivel tömegazonos) tesztpéldány (ún. boilerplate).

  • Az Apollo–20 1. fokozata a John C. Stennis Űrközpontban van kiállítva. 3. fokozata át lett alakítva a Skylab tartalék fokozatává, ma a Smithsonian Intézetben tekinthető meg.

  • Az utolsó komplett Saturn IB a Kennedy Űrközpontban tekinthető meg, eredetileg a Skylab mentőküldetéshez használták volna.

  • Az Apollo–18 küldetéshez gyártott, félkész holdkomp a Long Island-i (New York) „Cradle of Aviation” Múzeumban van kiállítva.

Szerző: Szekretár Zsolt

Fotók: NASA

Zerinváry Szilárd: Nem teljesen kötött a Merkur tengelyforgása

A Föld két legfontosabb mozgása a tengelyforgása és a Nap körüli keringése. A tengelyforgás ideje 23 óra 56 perc és 4 másodperc, a napkörüli keringés ideje pedig 365 nap 5 óra 48 perc és 46 másodperc. A két mozgás időtartama tehát különböző. Az ilyen bolygó tengelyforgását kötetlennek nevezzük.

Naprendszerünkben azonban több olyan égitestet ismerünk, amelyeknek a keringési és tengelyforgási ideje megegyezik egymással. Ezeknek az égitesteknek a tengelyforgását kötöttnek nevezzük. Jó példa erre a Hold, melynek tengelyforgási ideje megegyezik az egyszeri földkörüli keringési idejével. De nemcsak a mellékbolygók világában találunk példát a kötött tengelyforgásra. Hiszen a bolygók közül a Merkurt mind ez ideig úgy tartottuk számon, mint amelynek a tengelyforgása kötött. A szakkönyvekben úgy olvashatjuk, hogy a Merkur keringési, illetve tengelyforgási ideje 87 nap 23 óra 16 perc, vagyis 87 970 földi nap. (1. sz. ábra.)

1. ábra. Mi a különbség a Hold (I) és a Merkur (II) tengelyforgása közt?
I. Amíg a Hold egy keringést végez, azalatt egyszer megfordul a tengelye körül. Ezért a P-vel jelzett felszíni pontja mindig szembe kerül a Földdel.
II. A Merkur tengelyforgása valamivel gyorsabb, mint a keringése. Emiatt P felszíni pontnak a Földhöz viszonyított helyzete eltolódik. Az ábrán a P pont eltolódása a szemléletesség kedvéért erősen túlzott.

A Merkur kötött tengelyforgását a csillagászok azzal magyarázták, hogy ez a bolygó van a legközelebb a Naphoz és emiatt a Nap tömegvonzása fékezőleg hatott a Merkur tengelyforgására. Ezt a fékező erőt a szakirodalomban árapálykeltő erőnek nevezik. A csillagászok kimutatták, hogy az árapálykeltő erő fordítva arányos a két égitest tömegközéppontjait egymástól elválasztó távolság köbével. Ha például egy csillag körül két bolygó kering és az egyik bolygó háromszor közelebb van a csillaghoz, mint a másik, akkor a közelebbi bolygóval szemben 33-szor, vagyis 27-szer erősebben nyilvánul meg az árapálykeltő erő fékező hatása, mint a másik bolygóval szemben. Ha figyelembe vesszük, hogy a Merkur 57,8, a Föld pedig 149,5 millió km középtávolságban kering a Naptól, akkor megállapíthatjuk, hogy a Merkur kereken 2,6-szer közelebb van a Naphoz, mint a Föld. Ennek megfelelően a Merkurral szemben érvényesülő árapálykeltő erő 2,63-szor, vagyis 17,6-szor nagyobb, mint a Földdel szemben érvényesülő hasonló erő. Ezek alapján könnyen érthető volt, hogy a Merkur tengelyforgása az idők folyamán kötötté vált.

Mindez természetesen nem jelenti azt, hogy a Merkur egyenlítői pontjai nem végeznek rotációs mozgást a térben. Hiszem a Merkur is forog a tengelye körül, csak abban különbözik a Földtől, hogy a tengelyforgási ideje megegyezik a keringési idejével. A Föld egyenlítői pontjai 464 méter utat tesznek meg egy másodperc alatt a tengelyforgás következtében. Ekkora tehát az egyenlítői pontok úgynevezett lineáris sebessége. Ugyanezt a sebességet kiszámíthatjuk a Merkur egyenlítői pontjaira vonatkoztatva is. A Merkur egyenlítőjének kerülete 16 200 km. Másrészről figyelembe véve, hogy a bolygó egyenlítői pontjai kereken 88 nap alatt tesznek meg egy teljes körutat, a Merkur egyenlítői pontjainak a rotációból adódó lineáris sebességére 0,002 km/sec, vagyis 2 méter/sec érték adódik.

Ezzel nagy vonalaiban elmondtuk azt is, amit a bolygó tengelyforgásáról eddig tudtunk. Egy újabb megfigyelési eredmény alapján azonban bizonyos fokig revideálnunk kell a Merkur tengelyforgásával kapcsolatos álláspontunkat. A Pic du Midi obszervatórium kutatói ugyanis a közelmúltban megállapították, hogy a Merkur bolygó tengelyforgása sem teljesen kötött, mint ahogy azt régebben gondoltuk. Az érdekes felfedezés előzményei röviden a következők.

A Pic du Midi obszervatóriumban még 1942–1944 között nagyszámú fényképfelvételt készítettek a Merkurról az ottani 38, illetve 60 cm-es refraktorok segítségével. A felvételek alapján egy új, az eddigieknél (Schiaparelli, Lovell és Antoniadi térképeire gondolunk!) pontosabb térképet készítette a kutatók a bolygó látható félgömbjéről. Mi ugyanis csak a bolygó egyik félgömbjét ismerjük. Erről meggyőzhet bennünket a 2. sz. ábra. Ha meggondoljuk, hogy a bolygó mindig ugyanazon félgömbjét fordítja a Nap felé, akkor megállapíthatjuk, hogy alsó együttállás idejében nem az a félgömbje esik felénk, mint felső együttállása idejében. A mellékelt ábra azonban arról is meggyőz bennünket, hogy ezt a félgömbjét, illetve az azon levő felszíni képződményeket nem láthatjuk, tekintettel arra, hogy ezt a félgömböt nem világítják meg, vagyis nem teszik láthatóvá számunkra a napsugarak. Az éjszakai félgömb hőmérsékletét meg tudjuk mérni (a mérések -265 C°-ot adtak eredményül), de a felszíni képződményeit nem ismerhetjük meg. Közbevetőleg megjegyezzük, hogy a radar csillagászati alkalmazása a remélhetőleg nem is olyan távoli jövőben lehetővé fogja tenni, hogy ezt a félgömböt is „letapogassuk” és letérképezzük. Erre a kérdésre különben még visszatérünk.

2. ábra. Így látjuk a Merkur fázisait pályájának különböző pontjaiban.

A Pic du Midi obszervatóriumban készített új Merkur térképen 28 felszíni képződmény látható. De nem ez az érdekes, hanem az, hogy az elmúlt fél évszázad alatt a bolygó egyes felszíni részleteinek a merkurográfiai (a geográfiai szó analógiájára) helyzete észrevehetően megváltozott. A kutatók ugyanis összehasonlították egymással az 1942. évben készült, illetve a Schiaparelli által 1889-ben rajzolt térképeket. Munkájuk során megállapították, hogy a Merkuron látható és egymással azonosított képződmények merkurográfiai hosszúsága kereken 10°-kal változott meg időközben. Ez a megállapítás elég volt ahhoz, hogy a kutatók kiszámítsák az egyszeri keringés és tengelyforgás időtartamának a különbségét. Ezt a számítást könnyen követhető, egyszerűsített alakban bemutatjuk az olvasóknak.

Induljunk ki abból, hogy 1889–1942 között 53 év, vagyis kereken 19 360 nap telt el. Másrészről említettük azt is, hogy a Merkur keringési ideje 88 nap. Egyszerű osztással meggyőződhetünk arról, hogy az 1889–1942 között eltelt 53 év alatt 220 keringést végzett a bolygó a Nap körül. ezek szerint a 10°-os eltérés 220 keringés folyamán halmozódott fel. Ebből egy keringésre 2,7 szögperc esik. Ez a 2,7 szögperc a bolygó egyenlítőjének 1/8000-ed részével egyenlő.

Ezzel eljutottunk a számításunk utolsó üteméhez. Kérdés, hogy mennyivel egyenlő a 88 napos keringési idő 1/8000-ed része. A két számra vetett futólagos pillantás alapján is megállapíthatjuk, hogy a mi esetünkben szó sem lehet napokról, vagy órákról: legfeljebb percekről beszélhetünk.

A számítást elvégezve 15,8 percet kapunk eredményül. Láthatjuk tehát, hogy a keringés és a tengelyforgás időtartama közötti különbség 16 perc körül mozog.

Mindez azt jelenti, hogy a bolygó tengelyforgása – ha szigorúan kezeljük a dolgot – nem tekinthető mégsem teljesen kötöttnek. Viszont ebből következik az is, hogy a terminátor vonala (a nappali és az éjszakai félgömb határvonala) a bolygó felszínén nyugati irányban fokozatosan eltolódik. Ahhoz, hogy a Nap a jelenlegi éjszakai félgömböt világítsa meg, nyilván annyiszor 53 év szükséges, ahányszor nagyobb a 180° a 10°-nál, tekintettel arra, hogy ez az állapot 180°-os szögelfordulás esetében következik be. Ebből következik, hogy:

53,18= 954, vagyis kereken ezer év múlva válik nappali félgömbbé a jelenlegi éjszakai félgömb. Ezt a számot azonban mindenképpen csak nagyságrendi számnak tekinthetjük. Ennek két oka van. Először is további pontos megfigyelések szükségesek az eltolódás mértékének még pontosabb tisztázása céljából. Másodszor, azt is figyelembe kell vennünk, hogy az árapálykeltő erő fékező hatása az elkövetkező időben is tovább fogja csökkenteni a bolygó tengelyforgásának a szögsebességét. Hiszen ez az erő arra irányul, hogy a két mozgás időtartamát (vagyis a keringés és a tengelyforgás időtartamát) tökéletesen szinkronizálja. Minden valószínűséggel állíthatjuk tehát, hogy ez a 180°-os szögeltérés nem 1000 év, hanem hosszabb idő alatt fog végbemenni. Megjegyezzük egyébként, hogy minden idevonatkozó számítást megnehezít az, hogy a bolygónak nincs holdja és ezért még ma sem ismerjük egészen pontosan a tömegét.

Kérdés ezek után, hogy vajon előreláthatólag mikor fogjuk megismerni a bolygó éjszakai félgömbjét? Láttuk, hogy körülbelül ezer évig kellene erre várnunk, ha ki akarnánk „böjtölni” a bolygó 180°-os szögelfordulását. Utaltunk azonban már arra is, hogy a radar csillagászati alkalmazása révén ezt az időt valószínűleg le fogjuk tudni rövidíteni. Hiszen a radar fejlődése igen gyors. Előre megjósoljuk tehát, hogy ebben a versenyben az emberi technika fog győzni. Mire a bolygó „rászánja” magát, hogy 180°-kal elforduljon (a Naphoz viszonyítva), addig már régesrég le fogjuk térképezni radarral az éjszakai félgömbjét.

Az eddig mondottakból egy érdekes további következtetést vonhatunk le. Amennyiben ugyanis szigorúan kezeljük a kérdést, kiderül, hogy a bolygó nyugati és keleti terminátorának a vidéke nem azonos hőmérsékletű. Ezt a 3. sz. ábránk szemlélteti. Az ábrán P-vel a bolygó északi sarkát, AB-vel pedig a jelenlegi terminátor vonalát ábrázoltuk. Felvetődik tehát a kérdés, hogy melyik pontban magasabb a bolygó hőmérséklete: az A vagy a B pontban?

3. ábra. Melyik terminátor közelében magasabb a hőmérséklet a Merkuron? (L. a szöveget.)

Ha figyelembe vesszük, hogy a bolygó tengelyforgása direkt (vagyis nyugat–keleti) irányú, könnyen választ adhatunk erre a kérdésre. Haladjunk csak gondolatban visszafelé a bolygó múltjába és azonnal világossá válik előttünk, hogy az A és B pontok helyzete bizonyos idővel napjaink előtt nem egyezett meg a jelenlegivel. Eszerint az A pont az A1-gyel, a B pont mondjuk valahol B1-gyel jelölt helyzetben volt a Naphoz képest. Ilyen módon a B pontot a múltban nagyobb szög alatt érték a napsugarak, mint jelenleg. A B pont tehát még feltehetőleg bizonyos maradék hőmennyiséget őriz azokból az időkből. Ezzel szemben az A pont a múltban A1 helyzetben, vagyis a bolygó éjszakai félgömbjén volt. Ez a pont egyre nagyobb szög alatt részesül a Nap sugaraiban. Mindezt egybevetve a B pontban lehűlés, az A pontban pedig felmelegedés folyik, vagyis a B pont környéke valamivel magasabb hőmérsékletű, mint az A ponté.

A kérdéssel kapcsolatban még egy újabb felfedezésről is megemlékezünk. A Pic du Midi obszervatórium kutatói azt is megállapították, hogy 1889–1942 között az egyes felszíni képződmények merkurográfiai szélessége is észrevehetőleg megváltozott. A képződmények szélességváltozását figyelembe véve a csillagászok kiszámították, hogy a bolygó egyenlítőjének síkja 7°-os szöget zár be pályasíkjával. Ennek a hajlásszögnek az értéke napjainkig ismeretlen volt. Összehasonlítás céljából egyébként megemlíthetjük, hogy a Föld pályasíkja és egyenlítői síkja 23° 27’-es szöget zárnak be egymással.

Végül megemlíthetjük, hogy az ebben a rövid beszámolónkban közölt adatokat csak a közelmúltban publikálták a Pic du Midi obszervatórium kutatói. Az 1942–1944 között készített felvételek pontos kimérése, az 1889. évi térképpel való egybevetése és az új Merkur-térkép megrajzolása ugyanis huzamosabb időt vett igénybe. Ezt az időt meghosszabbította az is, hogy az obszervatórium sokoldalú munkaprogramja miatt a kutatók természetesen nemcsak ezzel az egyetlen kérdéssel foglalkoztak az elmúlt évek során.

A Csillagok Világa 1956/3-4. számában megjelent írás másodközlése. A Zerinváry család hozzájárulásával. A cikket eredeti helyesírással közöljük.

Szerző: Planetology.hu

Gesztesi Albert: A Vénusz a Földre kacsint

A Vénusz a szabad szemmel látható égitestek közül – a Nap és a Hold után – a harmadik legfényesebb a földi égbolton. Ragyogó csillagként tündököl hol az esti, hol pedig a hajnali égen. Olyan fényes, hogy néha UFO-nak nézik. Megfelelő távcsővel még a nappali égen is megkereshető! Mivel közelebb kering a Naphoz, mint mi (vagyis „belső” bolygó), ezért nem figyelhető meg egész éjszaka. Az ókori görögök az alkonyi égbolton látható Vénuszt Hesperosnak, a hajnalit pedig Phosphorosnak nevezték, bár valószínűleg tisztában voltak vele, hogy azonos égitestről van szó. A rómaiak a hajnali Vénuszt Lucifernek, azaz „fényhozó”-nak, míg az estit Vespernek nevezték. Mi magyarok egyszerűen intéztük el a kérdést, Esthajnalcsillagnak mondjuk a Vénuszt. Természetesen minden korban ismert volt, általában mint a szerelem és szépség istennőjének égi megfelelője.

Távcsővel szemlélve a Vénusz csalódást okozhat sok embernek. Azon kívül, hogy a Holdéhoz hasonló megvilágítottsági fázisokat mutat, semmi egyéb részletet nem lehet fölfedezni rajta. A Vénusz alakváltozásait elsőként Galilei vette észre, és naplójába a következő bejegyzést tette: „Cynthiae figuras aemulater mater amorum” azaz a szerelem anyja a Hold formáját utánozza. Olyan, mint egy szép, fényes biliárdgolyó. Már korai időkben felismerték a csillagászok, hogy ennek okát sűrű, összefüggő felhőzetében kell keresni. Vastag légkörére utalt az is, hogy a sarló alakú Vénusz „szarvainak” csúcsa a bolygókorong középpontjától számolva 180 foknál nagyobb szöget alkotnak, vagyis túlnyúlnak a bolygókorong átmérőjének vonalán. Sokáig a Vénuszt a Föld nővérének is tekintették, mert hasonló méretű, megfelelő távolságban kering a Naphoz, így feltételezték, hogy felhőzete alatt a miénkhez hasonló világ rejtőzhet. Ma már tudjuk, hogy egy nagyon barátságtalan égitestről van szó. Soha fel nem szakadó – kénes savakkal teli – felhői pokoli világot rejtenek el szemünk elől. Felszínén a légnyomás akkora, mint a földi óceánokban 900 méter mélységben, a hőmérséklet pedig olyan magas, hogy az ólom megolvad.

Bármilyen kitartóan figyelték a csillagászok egyre jobb és jobb teleszkópokkal a Vénuszt, az évszázadok alatt egy pillanatra sem sikerült a felszínét meglátni. Ezért azután a legutóbbi időkig rejtély maradt a forgástengelyének helyzete és tengelyforgási ideje. Egyesek 24 óra körülinek, mások egy vénuszi évnek gondolták. Persze mindig voltak próbálkozások. Sokan foltokat véltek látni a felhőzetén, amiből megpróbálták kiszámítani a forgási periódusát. Nézzünk néhány érdekességet ezek közül!

1834-ben Kolozsváron jelent meg Brassai Sámuel „Bevezetés a’ világ’, Föld’ és Státusok esmeretére” című könyve, amelyből az alábbi részt másoltam ki:

Camille Flammarion Népszerű csillagászattan című könyvében olvasom a következőket: „A Vénus napjai is valamicskével hosszabbak, mint a mieink, de csak igen kevéssel. Cassini már 1666-ban úgy találta a szorgos megfigyelésekből, hogy a nap 23 óra és 15 percig tart. E megfigyelések igen nehezen végbevihetők, a bolygó fénye és szabálytalanságának kicsiny volta miatt, melyeket alig hogy kivehetni. Bianchini 1827-ban 23 óra 22 percet határozott meg. Schroeter a múlt század végén 23 óra 21 percnyinek találta. Egész pontosan De Vico határozta meg a körülforgási időt 1841-ben Rómában, s szerinte az 23 óra 21 perc, 24 másodperc. Ez a megegyezés a Föld körülforgási idejével nagyon feltűnő.

E világ éve, mint mondtuk, 224 földi napból áll, tehát 231 ottani napból, miután az kissé rövidebb.”

Másik érdekes megfogalmazást találtam Dr. Császár Károly: A csillagos ég (Népszerű csillagászati ismeretek) című könyvében, amely 1869-ben jelent meg:

 

„Ha valamely tárgynak távolságát s látszólagos nagyságát ismerjük, úgy felette könnyű, miként azt már mondottam, annak valódi nagyságát meghatározni.

S igy kiszámíttatott, hogy Vénusz átmerője 1694 földr. mértföld, a mi igen közel áll Földünkéhez (ez t. i. 1719 mértföldet teszen.)

Hasonlólag majdnem ugyanazon időtartamú tengelye körüli forgása. Ez ugyanis 23 órát s 21 perczet teszen, tehát 37 perczczel kevesebbet mint Földünké. Különböző változásaiban Vénusz épen nem tüntet elő szabályos alakokat. Midőn növekszik szarvai majd csipkézettek-, majd tompultaknak látszanak.

Ezen egyenetlenségek egyrészt arra szolgáltak, hogy tengelye körüli forgásának tartamát kényelmesen lehetett megmérni, másrészt kétségtelen tanúi annak, hogy Vénusz fölülete korántsem sima, hanem hogy azon hegységek léteznek mint Földünkön. Váljon ezen emelkedések oly magasságot érnek-e el, a mint mondják? Váljon Vénusz fölületén találkoznak-e oly magas hegyek, melyek Thibet legmagasabb csúcsát ötszörte Európa óriását a Mont-Blanc-ot tizszerte fölülmúlnák? — Ezen kérdésekre nem válaszolunk határozottan, hanem későbbi eredményekre várunk.

Már most kérdezzük, mikép váltakoznak Vénuszon nap s éj? Ez függ azon módtól, mely szerint Vénusz a Nap felé majd a sarkvidékeket, majd pedig az egyenlitői részt fordítja továbbá függ a Nap s tengelye körüli forgásának viszonlagos időtartamától. Azért térjünk vissza a mondottakra.

Vénusz megfordul tengelye-körül 23 óra 21 perez alatt. Eve tart 225 földi napig; ez tehát 231 tengely forgást foglal magában vagy a mi ugyanaz Vénusz éve 231 Vénusz-napból áll; ennélfogva Vénuszon minden nap 23 óra s 26 perezböl áll.”

 

Már-már nevetségesnek tűnik, hogy Spridon Gopčević szerb-osztrák csillagász, aki Leo Brenner néven szeretett publikálni, 1895-ben megállapítja, hogy a Vénusz forgásideje: 23 óra, 57 perc és 36,2396 másodperc. Hogy jutott erre az eredményre, számomra titok.

Dr. Wonaszek Antal a Kis-Kartali csillagda „observátora” 1902-ben megjelent munkájában a Vénusz tengelyforgási idejét 224 napban adta meg. Ő tehát úgy vélte, hogy kötött tengelyforgást végez, mindig ugyanazt az oldalát fordítja a Nap felé.

Ha nincs olyan felszíni képződmény, amely elmozdulásából a forgást meg lehetne állapítani, marad a színképelemzés. A 19. század végén erre már meg voltak a technikai feltételek. Amennyiben forog, akkor a bolygó korong két szélének színképe különbözik egymástól. Ha a forgás következtében egyik széle közeledik hozzánk, akkor a kék, a másik széle meg távolodik, tehát a vörös irányba tolódik el a színképe. Mivel nem sikerült változást kimutatni a Vénusz keleti és nyugati peremének színképében, arra következtettek, hogy nagyon lassan forog. Az 1800-as évek második felében Giovanni V. Schiaparelli és Percival Lowell 224 napos rotációs időt mértek, vagyis kötött tengelyforgást állapítottak meg.

Cholnoky Jenő és Kövesligethy Radó által írt A világegyetem (1913) című könyvéből az alábbi részt szeretném kiemelni:

„Vénusz 225 nap alatt forog egyszer a Nap körül, de tengelyforgása idejét jelenleg még bizonytalannak kell mondanunk. Foltjai nagyon határozatlanok, és minthogy napról napra ugyanazokat látjuk alig csekély eltolódással, azt kell hinnünk, hogy tengelyforgása vagy nagyon közel 24 óra, vagy pedig 225 nap. A spektroszkóp segítségével le tudjuk mérni a sebességet, amellyel valamennyi fényforrás a látás irányában mozog. Vénusz tengelyforgása folytán keleti széle hozzánk közeledik, nyugati széle pedig távolodik. A spektroszkóppal megmérhetjük e sebességet és a legújabb mérések inkább amellett szólnak, hogy 225 napos tengelyforgással van dolgunk.”

Az 1938-as keltezésű Természet világa I. kötet – A csillagos ég. Szerk.: Dr. Wodetzky József. Idézet a könyvből:

„A Venus felületén a legnagyobb távcső sem mutat részleteket, legfeljebb fényesség különbségeket, de ezekből nem lehet tengelyforgást megállapítani. Az észlelők egy része szürkés foltokat vélt látni a Venus felületén. Mozdulatlanságukból azt következtették, hogy a Venus mindig ugyanazon oldalát mutatja a Nap felé. […] Azt gondolhatnánk, hogy a fényképezés egyszerre el tudja dönteni ezt a kérdést, pedig nem így áll a dolog. Ezekből sem lehetett a tengelyforgást kimutatni. A színkép vonaleltolódás Doppler-Fizeau –féle elvének alkalmazása sem vezetett eredményre, mert például Belopolski és Lowell egymásnak ellentmondó eredményeket kaptak méréseikből. Felmerült ez a gondolat, hogy talán a tengelyhajlás olyan nagy, hogy belesik a pálya síkjába. Amikor tehát a tengely felénk mutat, a színkép nem mutat semmiféle Doppler-hatást. Azt is feltételezték, hogy a Venus forgástengelye állandóan a Nap felé mutat. De forgási időt ebből nem lehet levezetni.

Ugyancsak az észlelések mutatták azt is, hogy e bolygó forgató tengelye még jobban hajlik a pályájához, mint a Földé, és azzal 55 fokú szöget képez. Ebből következik, hogy az évszakok, melyek 56 földi, vagy 58 vénusbeli napig tartanak, sokkal nagyobb szélsőségeket mutatnak, mint a mieink.”

Színszűrők alkalmazásával, főleg a fény ultraibolya tartományában a Vénusz korongján világosabb és sötétebb foltokat találtak. Ezek mozgása alapján az 1960-as években nagyjából 4 napos forgási periódust állapítottak meg. Ami igaz is, meg nem is. Ugyanis ezzel a módszerrel a felhőborítás forgási idejét sikerült megmérni és nem a bolygó szilárd felszínét. Ma már az űrszondák vizsgálataiból tudjuk, hogy a Vénusz felhőzete úgynevezett szuperrotációt végez, aminek periódusa valóban 4 nap körüli.

Tovább folytak a kutatások. 1958-ban Robert S Richardson amerikai csillagásznak érdekes ötlete támadt: hátha a Vénusz retrográd forgást végez? Ötletére azonban nem tudott magyarázatot adni. (Retrográd, azaz fordított irányú. Definíció szerint, ha a Naprendszerre az ekliptika északi pólusa felől tekintünk, akkor a bolygók keringési és forgási iránya az óramutató járásával ellentétes irányú, ezt nevezzük direkt iránynak.)

D. Kraus amerikai rádiócsillagász észrevette, hogy a Vénuszról érkező rádiózörejek 12 nap alatt 13-szor ismétlődnek. Ebből 22 óra 17 perces periódus adódik. Ugyanez az adat szerepel Kulin – Zerinváry: A távcső világa 1958-as kiadásában is. Igen ám, de mi van, ha nem a felszínről érkeznek a rádiózörejek, hanem az atmoszféra viharaiból?

Végül is, a Vénusznál járt űrszondáknak köszönhetően, ma már nagyon pontosan ismerjük e szégyenlősen felhőfátyol mögé rejtőző éteri hetéra adatait. Most már nem kétséges, hogy valóban retrográd irányban forog tengelye körül, amely csaknem merőleges a keringési síkjára. 243,0185 földi napig tart amíg egy teljes, 360 fokos fordulatot végez. Ezt nevezzük sziderikus periódusnak. A Napot 224,70069 év alatt kerüli meg, ez a vénuszi év hosszúsága. Szörnyű lassú, ráadásul ellenkező irányú forgására egyelőre nem tudunk magyarázatot adni. Tény viszont, hogy egy vénuszi sziderikus nap kb. 20 nappal hosszabb, mint a vénuszi év. Azonban a Vénusz egy pontján álló (képzeletbeli) megfigyelő számára a Nap két delelése között „csak” 116,8 nap telik el, vagyis ennyi ideig tart egy szinódikus nap. (Megjegyzem, a felszínen álló megfigyelő a sűrű és összefüggő felhőtakaró miatt sohasem láthatja a Napot.)

Nem furcsa? De igen! Ám vannak furcsább dolgok is.

Számítsuk ki, hogy két vénusz-konjunkció (együttállás) között mennyi idő telik el! A Föld és a Vénusz sziderikus és szinódikus keringési adataiból ezt könnyen elvégezhetjük. A képlet a következő: 1/PVénusz(szid) – 1/PFöld(szid) = 1/PFöld(szin). Tehát a sziderikus keringési idők reciprokának különbsége a szinódikus periódus reciprokát adja. Az adatokat behelyettesítve azt kapjuk, hogy kb. 1,6 évenként, kerekítve 584 naponként kerül a Vénusz a Föld és a Nap közé (alsó konjunkció).

Miért is érdekes ez?

Számoljunk tovább! A Föld 365,256 nap alatt tesz egy teljes 360 fokos kört a Nap körül. Ebből az következik, hogy 1 nap alatt 0,985 fokot halad előre a pályáján. Két vénusz-konjunkció alatt 575 fokot tesz meg. Ez egy teljes fordulatnak, és még 215 foknak felel meg.

Most nézzük a Vénuszt! A fenti adatok ismeretében kiszámíthatjuk, hogy a bolygó naponta 1,4812 fokot fordul el a forgástengelye körül. Egy konjunkciós periódus alatt 584 × 1,4812 = 865,02 fokot fordul. Ha ebből 2 teljes 360 fokos fordulatot levonunk, kerekítve marad 145 fok. Igen ám, de ez retrográd irányban történt, tehát 360-ból ki kell vonni! 360 – 145 = 215. Vagyis egy konjunkciós periódus után 215 fokot fordul el a térben.

Meglepő dolog következik ebből: valahányszor a Vénusz alsó együttállásba (konjunkcióba) kerül a Földdel, mindig ugyanazt a felét fordítja a Föld felé! A Vénusz „rákacsint” a Földre.

Végül még egy érdekességre hívnám fel a figyelmet. Öt Föld-Vénusz konjunkció hossza 2920 nap, ami éppen nyolc földi évnek felel meg. Tehát, ha az év egy adott napján megfigyeljük, hogy a Vénusz hol látható az égen a csillagkörnyezetéhez viszonyítva, akkor nyolc év elteltével ugyanazon a napon ugyanott fogjuk találni. Nem mondom, hogy hajszálpontosan ugyanott, de az eltérés rendkívül kicsi, ami főleg a földpálya lapultságából és a pálya precessziójából ered. Ezt a nyolc éves periódust valószínűleg ismerték már az ókorban is. Például a dél-Angliai Newgrange megalitikus építmény kőfaragványai között találtak erre utaló ábrázolásokat. Mivel öt konjunkciót foglal magába, régen a Vénusz pentagrammájának is nevezték.

Szerző: Gesztesi Albert

Könyvajánló: Arthur C. Clarke – A Mars titka

Az emberiség végre kinőtte bölcsőjét, a Földet és létrehozott egy állandó települést a Marson. A történetben a híres sci-fi író, Martin Gibson az Ares nevű személyszállító űrhajó első (teszt)útján a Marsra utazik, hogy beszámolókat írjon az ottani Mars-kolónia életéről és mindennapjairól. A három hónapos út során megismerkedik a legénység tagjaival és szorgalmasan írja az űrutazásról szóló cikkeit. Közben megismerkedünk az űrpor “hatásaival”, majd megérkezve magával a vörös bolygóval és holdjaival is. Betekintést nyerünk továbbá az első Mars-telepesek életébe, de észre vesszük azt is, hogy a bolygó titkokat is rejteget…

A mű a szerző egyik korai, 1951-es könyve, mely kis csúsztatásokkal, de ma is megállja a helyét a sci-fi könyvek közt.

Arthur C. Clarke: A Mars titka.
Budapest, 1957. Bibliotheca Kiadó.
Fordította: Pethő Tibor.
Lektor: Zerinváry Szilárd. 219 p.

Szerző: Planetology.hu

Balogh Gábor: Félelem és Rettegés

Phobosz és Deimosz, a különös Mars-holdak
/Félelem és Rettegés, Mars isten fiai/

A görög mitológiában Phobosz (Φόβος – félelem) és Deimosz (Δεῖμος – rettegés), Arész hadisten és Aphrodité fiai. Arész római megfelelője természetesen Mars isten. Ezekről a mitológiai ikertestvérekről nevezte el nagyon találóan Asaph Hall amerikai csillagász 1877-ben az általa felfedezett két holdacskát. A Mars két parányi holdja közel kering az anyabolygóhoz, valamint elég sötétek is, fény-visszaverődési képességük alacsony, tehát megfigyelésük nem könnyű. Érdekes módon, Johannes Kepler (1571-1630) már jóval korábban felvetette az ötletet, hogy a Marsnak két holdja kell, hogy legyen. Az ötlet nem tudományos alapokon született, hanem egyfajta számmisztikán, ami ráadásul hibás kiinduló adatokkal számolt. Kepler arra gondolt, hogy, ha a Földnek egy holdja van, a Jupiternek pedig – akkor még úgy tudták – négy, akkor a Marsnak minden bizonnyal kettő. 1727-ben Jonathan Swift a „Gulliver utazásai” művében szintén két holdacskáról ír – 150 évvel felfedezésük előtt.

A Phobosz a Mars felszínétől csaknem 6000 kilométerre kering, mérete 27 km × 21,6 km × 18,8 km. A Deimosz, a kisebbik hold, 10 km × 12 km × 16 km méretű, és mintegy 20060 kilométerre kering a vörös bolygó felszínétől. Mindkét hold keringése kötött, tehát mindig ugyanazt az oldalukat fordítják a Mars felé. A Phobosz sűrűsége 1,9 g/cm3, a Deimoszé 1,5 g/cm3.

Phobos és Deimos
Forrás: MarsNews

Hamarosan nyilvánvalóvá vált, hogy a két holdacska sok más tekintetben nagyon különös. Egyrészt, kis méretük folytán sosem tudnak teljes napfogyatkozást előidézni, ezzel szemben szinte minden nap gyönyörködhetünk a Phobosz holdfogyatkozásában.

Marsbéli „gyűrűs napfogyatkozás”
– avagy inkább Phobos-átvonulás.
Forrás: Jet Propulsion Laboratory

Ráadásul a Phobosz Mars körüli keringése gyorsabb, mint a Mars tengely körüli forgása, tehát bolygóját kevesebb, mint nyolc óra alatt kerüli meg. Csodálatos látvány lehet, amint naponta kétszer felkel nyugaton és kétszer lenyugszik keleten. A Deimosz távolabb kering anyabolygójától, keringési periódusa nagyobb, mint a vörös bolygó forgási ideje, ezért a Marsról nézve lassabban mozog az égen, mint a csillagok.

Az árapályerők folyamatosan lassítják a Phobosz mozgását, tehát közeledik a Marshoz, ötvenévente egy métert. Ez azt is jelenti, hogy mintegy 30-40 millió év múlva ugyanezen erők darabokra szaggatják a Phoboszt, létrehozva ezzel egy gyűrűt a Mars körül. Ennek kezdeti jeleit láthatjuk a nagyobbik Mars-holdon, ugyanis a Phobosz felszínén számtalan mély barázda található. Valószínűsíthető, hogy maga a hold szerkezete is töredezett, több darabból áll. A másik hold, a Deimosz viszont egyre távolodik a Marstól.

A Phobos párhuzamos barázdái
Forrás: NASA Visualization Explorer

A másik furcsaság a holdacskák sötét, különleges anyaga. A felszínt sötét, több méter vastag regolit, törmelékpor borítja. Mélyebben, maga a holdacskák anyaga szenes kondrit, hiszen spektrumuk, fényvisszaverő képességük és sűrűségük is az úgynevezett C-típusú kisbolygókéhoz hasonló.

A C-típusú kisbolygók az ismert kisbolygók mintegy háromnegyedét képviselik, legtöbbjüket a kisbolygóöv külső részén találjuk, körülbelül 3,5 csillagászati egységre a Naptól. Ezeknek a kisbolygóknak a színképe a szenes kondritokéval mutat hasonlóságot.

A szenes kondritokat jól ismerjük. Noha a megfigyelt hullások kis részét adják, a tudomány különleges figyelmet fordít rájuk. Noha főként szilikátokból állnak, számos fajtájuk tartalmaz jelentős mennyiségű vizet (3%-22%), szenet, sőt, szerves anyagokat is. Az illékony vegyületek és a víz jelenléte azt bizonyítja, hogy ezek a kőzetek sosem melegedtek 200°C fölé.

A Kaidun, egy CR2 típusú szenes kondrit
Forrás: Метеоритная коллекция Российской Академии Наук

A Kaidun meteorittal kapcsolatban több kutató is felvetette azt a lehetőséget, hogy talán a Phoboszról származik, mert az alapkőzet szenes kondrit, olyan alkáli kőzetdarabokat is tartalmaz, melyek differenciált égitestről származnak. Ez elvileg megfelel a Mars geológiájának.

Nos, mindez gyakorlatilag azt jelenti, hogy a vörös bolygó holdjai nem származhatnak a keletkező vagy a már kialakult Mars anyagából, hiszen az nem kondritos, hanem differenciált. Kézenfekvőnek tűnik, hogy a Mars befogta ezeket a holdacskákat, melyek eredetileg aszteroidák, azaz kisbolygók voltak. A legújabb számítógépes modellek szerint viszont ez csak úgy lehetséges, hogy az eredeti, befogandó aszteroida kettős kisbolygó volt. További ellentmondás a befogásos elmélet ellen, hogy a Phobosznak nagyon nagy a porozitása, mintegy 25-35%-át az üregek teszik ki. Mindezek talán arra utalnak, hogy a Phobosz úgy keletkezett, hogy egy C-típusú kisbolygó ütközött a vörös bolygóval, és a kilökött anyag állt össze a Mars körül.

Sok kérdőjel van tehát, ezekre talán megkapjuk a válaszokat a közeljövőben. 2020-ra tervezi a NASA a PADME (Phobos And Deimos & Mars Environment) küldetését. Egy másik fontos küldetés lehet a GULLIVER, melynek során a Deimoszról hoznának vissza mintákat, 2024-ben Oroszország is tervezi a sikertelen Fobos-Grunt misszió megismétlését.

Szerző: Balogh Gábor

 

Források:

Burns, J. A. “Contradictory Clues as to the Origin of the Martian Moons,” in Mars, H. H. Kieffer et al., eds., U. Arizona Press, Tucson, 1992

“Close Inspection for Phobos”. One idea is that Phobos and Deimos, Mars’s other moon, are captured asteroids. http://sci.esa.int/mars-express/31031-phobos/

Landis, G. A. “Origin of Martian Moons from Binary Asteroid Dissociation,” American Association for the Advancement of Science Annual Meeting; Boston, MA, 2001

Cazenave, A.; Dobrovolskis, A.; Lago, B. (1980). “Orbital history of the Martian satellites with inferences on their origin”. Icarus. 44: 730–744.

Mars’ Moons: Facts About Phobos & Deimos. https://www.space.com/20413-phobos-deimos-mars-moons.html

NASA Mars Fact Sheet. https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/marsfact.html

Ivanov, Andrei V. (4 September 2003). “The Kaidun Meteorite: Where Did It Come From?” https://web.archive.org/web/20090327135632/http://www.geokhi.ru/~meteorit/publication/ivanovlpsc03-e.pdf

Wiegert, P.; Galiazzo, M. (2017). “Meteorites from Phobos and Deimos at Earth?”. Planetary and Space Science. 142: 48–52.