Január 21: Teljes holdfogyatkozás – szuperlatívuszok nélkül

Az újév első jelentős csillagászati eseménye a január 21-én, 05:41-06:43 között lezajló teljes holdfogyatkozás lesz, mely az évtized utolsó ilyen jelensége.

A fogyatkozás fázisainak időpontjai, helyi idő szerint a következőek lesznek:
Félárnyékos fogyatkozás kezdete:          03:36:30
Részleges fogyatkozás kezdete:              04:33:54
Teljes fogyatkozás kezdete:                        05:41:17
Teljes fogyatkozás vége:                              06:43:16
Részleges fogyatkozás vége:                    07:50:39
Félárnyékos fogyatkozás vége:                08:48:00

 

A fogyatkozás láthatósága

Azonban sajnos úgy tűnik, ezt az évet sem ússzuk meg az Internetbe betörő “szuperhold”, vagy inkább “szupervérfarkashold” nélkül. Sajnos minden évben van legalább két olyan esemény, amikor az egyébként teljesen “normális” látványú Holdra válogatás nélkül aggatnak vérhold, eperhold, szuperhold, farkashold, megahold, gigahold, stb. jelzőket, teljesen indokolatlanul. A csillagászok, függetlenül attól, hogy műkedvelő amatőrök vagy hivatásosak, fogják a fejüket. Jómagam pedig nem értem, hogy miért kell egy eddig is leírható természeti jelenségből cifrábbnál cifrább jelzőket használva csinnadrattát csinálni… legalábbis a kattintásvadászaton túl.

Hol is kezdjem? A (szenzációhajhász) média a szuperhold kifejezést a földközeli teliholdra használja, azonban le kell szögezni: hiába van kb. 50 000 kilométerrel közelebb hozzánk égi kísérőnk, a mindössze 12 százalékkal nagyobb látszó átmérőt az emberi szem nem érzékeli. A Hold (és a Nap) csupán a horizont közelében látszik nagyobbnak, ez azonban csak a légkörben található vízcseppek fénytörő hatása miatt van. Más lesz attól valami, ha fényes papírba csomagoljuk? Nem.

A földközelben és a földtávolban lévő Hold látszó méretbeli különbsége

Holdunk látványa épp akkor az igazán szuper, amikor nincs teli, hanem súroló fényt kap. A legszebb újhold után néhány nappal. Ilyenkor sarlója még vékony, a fény-árnyék határvonalán (az ún. terminátoron) meteoritbecsapódások láthatóak, a Földről visszaverődő napfény pedig szürke derengésbe borítja a Hold árnyékos felét.

Kísérőnk az újhold után pár nappal

Ezek után már mondanom sem kell, hogy ugyanezt gondolom a vérholdról és a többi fantázianévről. Egy honlapon lehetett olvasni azt a mondatot, miszerint szuperholdkor történő fogyatkozás idején a Hold színe vörös lesz. Azt azonban elfelejtik megemlíteni, hogy minden holdfogyatkozáskor ilyen színű…

Adj erőt…

Mit mondhatnék zárásként? A természeti jelenségek, függetlenül attól, hogy az égen vagy a földön láthatóak, szuperlatívuszok nélkül sem veszítenek látnivalójukból. Ahhoz azonban, hogy valóban észrevegyük őket, ne csupán akkor nézzünk az égre, amikor “szuperholdat” kiáltanak.

A 2018. július 27-ei holdfogyatkozás a szerző montázsán

Szerző: Kovács Gergő

 

Mindig van egy első…

Jogan harmadik évében, április 7-én késő este hatalmas fényár világította meg Japán Kyushu szigetét, hamarosan a mennydörgésnél is hangosabb robbanás hangja hallatszott. A jelenség legjobban egy sintó templom,  a Suga-Jinja közelében volt észlelhető. A rémült falubeliek másnap egy furcsa fekete követ találtak a szentély közvetlen közelében.*

Majd a követ, mint egy szent tárgyat a templom papjának adták át, aki egy fadobozba helyezte el, mely doboz aljára feljegyezték, pontosabban belevésték a hullás dátumát és az esemény körülményeit.

(*Sajnos nem tudom pontosan, hogy hol, mert a beszámolók más és mást írnak, van ahol a templom padlóján, van ahol a templom kertjében, olyan is van ahol a szentély közelében, ill. olyat is találtam, ahol a Nakata-shi, a mai Nogata, városka szentély felőli részén találták meg a meteoritot egy kis gödörben.)

Amit biztosan tudhatunk az az, hogy a sintó szentély a mai Nogata városában van, Fukuoka prefektúrában (33° 46′ N, 130° 42′ E). A hullás a Julián naptár szerint 896. május 19-én éjszaka történt. Ez az első szemtanús meteorithullás, ami dokumentálva van. A meteoritot ma is a szentélyben tartják, az eredeti fadobozkában. Tömege 472 gramm.

A Nogata meteoritot mint „shrine treasure” a Szentély ereklyéjeként nagy becsben tartják, és a földi halandók csak öt évente láthatják amikor „Nagy szentély fesztivált” tartják.

(Japánban a fesztiválokat általában a helyi szentély vagy templom – a macuri rendezi)

A hullás hosszú évszázadokra feledésbe került, persze a helyi vallási ünnepek alkalmából néha elővették, de az ereklye inkább a szentély védelmében, elzárva volt.

A szentély akkori főpapja 1922-ben szakértőhöz fordult, egy geológus, bányamérnök, egy bizonyos Chikuho K. Yamada megerősítette a kő meteorit eredetét, azonban ennek a geológusnak a beszámolója is feledésbe került.

Szerencsére a meteorit történetét a rádión keresztül meghallotta Sadao Murayama úr 1979-ben, aki a Tokiói Nemzeti Természet- és Tudománymúzeum munkatársa volt. Még ebben az évben engedélyt kaptak  M. Iwakuma sintó paptól, hogy a meteoritot laboratóriumban megvizsgálhassák.

A 472 gramm súlyú, minden oldalról lekerekített meteoritot üveges, barnás-fekete olvadási kéreg veszi körül. A vizsgálat alapján L6-os kondritnak sorolták be. Főként kevert kristályokat tartalmaz: olivint, hyperstenitet, valamint különböző piroxéneket azonosítottak. Ezen kívül még olyan ásványokat, mint például albit, klorapatit, kromit, troilit, és kevés vas-nikkel.

A fadobozka kormeghatározásának értéke mérési hibán belül volt, mint a rávésett dátum. A vizsgálati eredményről 1980-ban a Meteroritikus Társaság 43. közgyűlésén számoltak be.

(Shima, M., Yabuki, H., Murayama, S., & Okada, A. (1980). Petrography, mineralogy and chemical composition on the chondrite Nogata, Nogata-shi, Fukuoka-ken, Japan, oldest observed fall in the world. In 43rd Annual Meeting of the Meteoritical Society (Vol. 412, p. 1).)

Legutóbb 2016. október 22-én, a Kamikyoku fesztiválon volt látható a Shogun Suga kegyhelyen.

Szerző: Dénes Lajos

A Karoonda meteorit

Végre megérkezett gyűjteményem új, becses múzeumi töredéke! Egy meteoritcsoport névadó darabja, amit most bemutatok az Olvasóknak. Amelynek beszerzésével november közepe óta küzdöttem – de végül kegyes lett hozzám a sors.

Mint talán ismert, a szenes kondritoknak, vagyis a C típusú (Carbonaceous) meteoritoknak több csoportját ismerjük. Ilyen például a Carbonaceous Vigarano, vagyis CV típusú kondrit. Ez a csoport a Vigarano névre keresztelt meteoritról kapta a nevét. Ennek a csoportnak különleges tagja a magyar Kaba meteorit. A tulajdonomba jutott meteorit darabja viszont a Karoonda nevű szenes kondritból származik, mely a CK, vagyis a Carbonaceous Karoonda csoport névadója.

A meteorit 1930. november 25-én hullott Ausztráliában, Karoonda városa közelében. A helyi lakosok egy hatalmas tűzgömbre lettek figyelmesek. A tűzgömb erősen fragmentálódott. A megfigyelések olyan kitűnőek voltak, hogy a fragmentálódó tűzgömb színének változását is le tudták írni. Eleinte ragyogó vörös színe volt, majd átváltott halványkékbe. A tűzgömb kihunyása után hangos mennydörgéshez hasonlatos hangrobbanás érte el Karoonda városát és környékét. A helyiek beszámolója szerint a hanghatásba beleremegtek a házak.

A meteoritot egy hónappal később Kerr Grant professzor találta meg, miután az összegyűjtött információkból egy 5 km-es sugarú területre le tudta szűkíteni a lehetséges szórásmezőt. A meteorit legnagyobb darabja 3,2 kg súlyú volt, amelyet egy 2 m széles és 60 cm mély kráterben talált meg. A további darabokkal együtt 41,73 kg meteoritot gyűjtöttek be.

Az első vizsgálatok a CV csoportba sorolták, de egyéb ehhez mért meteoritok alapján rájöttek, hogy ez külön csoportot érdemel. Így meghatározták az CK csoportot. Magnetitben igen gazdag a mátrix, valamint piroxént és vasban gazdag olivint tartalmaz. Korábbi olvasmányaim szerint érdekesség, hogy oxidált környezetben alakultak ki ezek az ásványok, viszont a meteoritban még sincs nyoma vizes átalakulásnak.

Darabjait amerikai és európai múzeumokban is megtalálhatjuk, valamint néhány magángyűjteményben. A bécsi Természettudományi Múzeum egy 3,9 g-os darabját őrzi.

Szerző: Kormos Balázs

A Vesta kisbolygó planetológiája

A (4) Vesta kisbolygó a Ceres után a második legnagyobb a kisbolygóövben, viszont ugyanakkor a legfényesebb. 1807-ben fedezte fel Heinrich Wilhelm Olbers, nevét a római mitológia istennőjéről kapta. Mérete 578×560×458 km, tömege mintegy 2,6*10^20 kg, tehát a kisbolygóöv anyagának 9%-t alkotja.

A Vesta kisbolygó planetológiailag tulajdonképpen törpebolygó, az ide való besorolását csak azért nem kapta meg, mert a déli sarkon egy hatalmas becsapódás lerobbantotta anyagának egy részét, és emiatt alakja nem gömbölyű. Ez a döntés talán változni fog, hiszen a törpebolygók definíciójának része a gömb alak, de ez természetesen az objektum kialakulására és fejlődésére kell, hogy utaljon, nem pedig későbbi sorsára. Jelenlegi elnevezése proto-planéta.

A (4) Vesta kisbolygó alakja, kiegészítve egy gömbre. Forrás: Solar System Exploration, NASA, https://solarsystem.nasa.gov/resources/1738/full-view-of-vesta/ alapján a szerző grafikája.

Az előzőleg említett hatalmas becsapódás hozta létre a Rheasilvia nevű krátert, melynek átmérője Vesta átmérőjének mintegy 90 százaléka. Kráterünk részben egy korábbi becsapódás krátere, a Veneneia helyén jött létre. A Rheasilvia kráter központi csúcsa 22 km magasra emelkedik környezete fölé, ezzel Naprendszerünk legmagasabb csúcsa, leelőzve kissé még a marsi Olympus Mons-ot is. A robbanás számos rétegen áthatolva, egészen a köpeny olivin-övezetéig tárta fel a kisbolygó rétegeit. A becsapódás több, globális következménnyel járt – így jött létre például a Vesta egyenlítői régiójában lévő érdekes koncentrikus alakzat, a kb. 22 km széles és 465 km hosszú Divalia Fossa.

Rheasilvia kráter magassági modellje. Forrás: NASA’s Jet Propulsion Laboratory, https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA15667
Divalia Fossa (baloldalon, Vesta déli pólusa a jobb oldalon.) Forrás: Universe Today, https://www.universetoday.com/97628/vestas-deep-grooves-could-be-stretch-marks-from-impact/

A becsapódás Vesta anyagának egy részét lerobbantotta a kisbolygóról, és ez a törmelék – Vesta anyagának mintegy egy százaléka, Nap körüli pályára állva új kisbolygó-családot hozott létre, a Vesta-családot. A mintegy 15.000 kisebb aszteroidából álló család tagjai egyrészt a fényes, V-típusú Vesztoidok, melyek közül a legnagyobb 7,5 kilométer átmérőjű, valamint a J-típusú kisbolygók, melyek a mélyebb diogenites rétegekből származnak. Nagyrészüknek vagy hasonló pályája van, mint a Vestának, vagy hasonló excentricitása és inklinációja, de pályájának fél nagytengelye 2,18 csillagászati egység.

A Vesztoidoknak két populációja van, egy kétmilliárd éves család, mely a Veneneia kráter születéséhez, és egy közel milliárd éves csoport, mely a Rheasilvia kráterhez köthető. Az a törmelék, ami 3:1 Jupiter-rezonanciába került, elhagyván a Kirkwood-rést, Földünket keresztező pályára állt. Az úgynevezett HED meteoritok eme Vesta kisbolygóból kiszakadt parányi aszteroidák további ütközéseiből származnak, az őket ért kozmikus sugárzás szerint 6 millió és 73 millió év közötti időt tölthettek az űrben, mielőtt Földünkre érkeztek. Maga a HED rövidítés a howardit az eukrit és a diogenit akondritok neveinek rövidítése – három fajta kőzet, mely a Vesta kisbolygóról származik.

A Vesta kisbolygó differenciált aszteroida, tehát a kondritos törmelékből összeálló égitest bizonyos tömeget elérve, a jelenlevő alumínium 26-os izotópjának radioaktív lebomlása miatt felmelegedett, és átolvadt. Ez nagyjából négy-öt millió év után közvetkezett be. Elkülönült a kéreg, a köpeny és a fémes mag. Ezek után az olvadt köpeny anyaga kristályosodni kezdett, majd megjelent a kéreg is. Vulkáni tevékenység is elkezdődött, bazaltos lávát produkálva.

A Vesta belső szerkezete. Forrás: Phys.org, https://phys.org/news/2014-07-asteroid-vesta-reshape-theories-planet.html alapján a szerző grafikája.

A Vesta felszínét regolit borítja, az a nagyon finom por, ami a légkör nélküli bolygókra, kisbolygókra jellemző, és amelyet a folyamatos becsapódások, hőmérsékleti változások nyomán fellépő aprózódás hoz létre. E regolitréteg alatt helyezkedik el a már kőzetesedett regolit, anyaga howardit és breccsás eukrit, majd a bazaltos rétegek, melynek anyaga eukrit.  A köpenyt elérve érkezünk el az eukrit-kumulát kőzetekhez, majd ez alatt a diogenitekhez.

A howarditok

A howarditok, ezek a regolit breccsák, főként eukritos, kisebb mértékben diogenites törmelékből állnak, valamint a becsapódó idegen testből származó törmelék kondritos, szenes kondritos darabjaiból és ezek olvadt részeiből. A howarditoknak természetesen nincs földi analógiájuk.

Howardit (NWA 4934). Forrás: MeteoritesAustralia, http://www.meteorites.com.au/

Az eukritok

Bazaltos akondritok kalcium-gazdag földpátból és piroxénből állnak. A kumulátos szövetű eukritok magmakamrában keletkeztek, mélyen a Vesta kérgében. Az eukritok földi analógiája a plagioklász-pigeonit-bazalt vagy diabáz.

Földi plagioklász-diabáz. Forrás: Sandatlas, https://www.sandatlas.org/diabase/
Eukrit (NWA 3147) Forrás: MeteoritesAustralia, http://www.meteorites.com.au/

A diogenitek

Az ortopiroxén-diogenitek mélységi magmás kőzetek, tehát nagy mélységben, a kéreg alsó rétegeiben, lassan kristályosodtak ki, anyaguk főleg magnézium-gazdag ortopiroxén. Az olivin-diogenitek még mélyebbről, a köpeny közeléből származnak, anyaguk főleg olivin. Az ortopiroxén-diogenitek földi megfelelője az ortopiroxenit, az olivin-diogeniteké pedig a dunit. A híres marsi meteorit, az ALH84001, szintén ortopiroxenit.

Földi ortopiroxenit. Forrás: Western University, Canada https://instruct.uwo.ca/earth-sci/200a-001/200lab2.htm
Ortopiroxén-diogenit. (Tatahouine) Forrás: MeteoritesAustralia, http://www.meteorites.com.au/
Földi dunit, Forrás: James St. John Geology, http://www.jsjgeology.net/Dun-Mountain-dunite.htm
Olivin-diogenit (NWA 2286) Forrás: MeteoritesAustralia, http://www.meteorites.com.au/

Szerző: Balogh Gábor

 

Források:

Asteroid Vesta to reshape theories of planet formation:
https://phys.org/news/2014-07-asteroid-vesta-reshape-theories-planet.html

Binzel, R. P.; Xu, S. (1993). “Chips off of asteroid 4 Vesta: Evidence for the parent body of basaltic achondrite meteorites”.
http://science.sciencemag.org/content/260/5105/186

Bus, Schelte J.; and Binzel, Richard P.; Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey
https://web.archive.org/web/20060105211946/http://smass.mit.edu/Bus.Taxonomy

Drake, Michael J. (2001). “The eucrite/Vesta story”. Meteoritics and Planetary Science.
https://onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x

Consolmagno, Drake: Composition and evolution of the eucrite parent body: evidence from rare earth elements,
https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0016703777900722

Eugster, O.; Michel, Th. (1995). “Common asteroid break-up events of eucrites, diogenites, and howardites, and cosmic-ray production rates for noble gases in achondrites”.
https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/001670379400327I?via%3Dihub

Jaumann, R.; et al. (2012). “Vesta’s Shape and Morphology”
http://science.sciencemag.org/content/336/6082/687

Konrad Probsthain: Size and Shape of a Celestial Body-Definition of a Planet, https://www.researchgate.net/publication/326624298_Size_and_Shape_of_a_Celestial_Body-Definition_of_a_Planet

MeteoritesAustralia, http://www.meteorites.com.au/

Meteorite Classification, http://www.meteorite.fr/en/classification/HED-group.htm

NASA’s Jet Propulsion Laboratory,
https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA15667

Russell, C. T.; et al. (2012). “Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigm”
https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/22582253

Solar System Exploration, NASA,
https://solarsystem.nasa.gov/resources/1738/full-view-of-vesta/

Takeda, H. (1997). “Mineralogical records of early planetary processes on the HED parent body with reference to Vesta”.
https://onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1111/j.1945-5100.1997.tb01574.x

Universe Today,
https://www.universetoday.com/97628/vestas-deep-grooves-could-be-stretch-marks-from-impact/

‘Oumuamua: van-e új (egy másik) Nap alatt?

Az elmúlt napokban szinte felrobbant az Internet attól a cikktől, melyet a Harvard Smithsonian Asztrofizikai Központ két munkatársa, Shmuel Bialy és Avi Loeb írt az ‘Oumuamua-ról (melyről itt írtunk egy összefoglalót). A publikáció szerint a Naprendszerünkbe első alkalommal kívülről érkező égitest valójában egy idegen civilizáció alkotta űreszköz volt, mely véletlenül vagy a készítői által szándékosan sodródott Naprendszerünkbe.

Fantáziarajz az ’Oumuamua-ról (ESO / M. Kornmesser)

Az elmélet meglehetősen vad és gyenge lábakon álló. Mégis, mik azok a dolgok, melyek szokatlanná teszik ezt az égitestet?

  • A pályája: ellipszis vagy parabola helyett hiperbola, ami azt jelenti, hogy “nem ér körbe”, az ‘Oumuamua így soha nem tér vissza Naprendszerünkbe.
  • Az alakja: egyáltalán nem illik bele a Naprendszer égitestjei közé: az ‘Oumuamua 400 méter hosszú, 40 méter széles, szivar-alakú égitest.
  • A sebessége: a csillagközi térből Naprendszerünkbe 26,4 km/s-mal (95040 km/h) érkezett, perihéliumban 87,3 km/s-ra (314280 km/h) gyorsult fel.

Ezek miatt természetes, hogy sokakban felmerül a gondolat, hogy az ‘Oumuamua nem természetes eredetű objektum. És bár nem lehet száz százalékosan kizárni a mesterséges eredetet, az égitestet körüllengő bizarr dolgokra van tudományos magyarázat:

Az Oumuamua pályája (Wikipédia)
  • A pályája: bár szokatlan de akárcsak a parabola vagy az ellipszis, a hiperbola is szabályos pályának tekinthető.
  • Az alakja: szokatlan formáját teljes mértékben megmagyarázza egy tanulmány, mely szerint ha egy monolitikus (egy tömbből álló) égitest elég hosszú ideig (milliárd évek) bolyong az űrben, akkor a mikrometeoritok okozta természetes kopás végállapotában létrejöhet ez a hosszú, keskeny forma.
  • A sebessége: nemrég már hírt adtunk arról, hogy kutatók egy csoportja talált néhány csillagot, melyek az ‘Oumuamua forrás-égitestjei lehetnek. Ezen csillagok valamelyikének létrejöttekor lökődhetett ki az ‘Oumuamua az intersztelláris térbe. A sebességét azonban jobban magyarázhatjuk egy kettős rendszerből való kilökődéssel, ilyet azonban (még) nem találtak. Így lehetséges, hogy az égitest sokkal régebb ideje járja a csillagközi teret.

Az ‘Oumuamua-val kapcsolatban egy klasszikus idézet jut eszembe:

“A bizonyíték hiánya nem a hiány bizonyítéka!”

A bulvársajtó által felfújt és mára tényként kezelt hírt olvasva mind szeretnénk hinni, hogy nem vagyunk egyedül a Világegyetemben, de addig, amíg nincsenek perdöntő bizonyítékok, nem jelenthetjük ki biztosan, hogy az ‘Oumuamua egy (talán már letűnt) civilizáció küldötte. Az esély természetesen mindenre, úgy erre is megvan, azonban, ha nem tudjuk ezt mivel alátámasztani, hiba lenne valótlant feltételezni. Az ‘Oumuamua pedig már jóval túl van a Jupiter pályáján, így elég kétséges, hogy sok újat fogunk róla megtudni a jövőben.

Szerző: Kovács Gergő

A Sericho pallazit

2016-ban két testvér a kenyai Habaswein falu közelében az elkóborolt tevéit kereste. Feltűnt nekik, hogy sok, viszonylag nagy köveket látnak, pedig azon a területen ritka dolog köveket találni. Arra gondoltak, hogy a kövek talán meteoritok, hiszen a tevehajcsárok második bevételi forrása, hogy meteoritgyanús köveket el tudnak adni a városi kereskedőknek. Néhány hetet arra szántak, hogy a köveket összegyűjtsék habaswein-i házuk udvarába. Egy idősebb falubeli elmondta nekik, hogy ő és fivérei már gyerekkorukban játszottak ezekkel a fura kövekkel. A két szorgalmas testvér közel egy tonnányi követ gyűjtött össze. A köveket később vizsgálat alá vették és kiderült, hogy a kövek valóban meteoritok, méghozzá a legritkább típusú un. kő-vas meteorit, azaz pallazit. 2017. január elején Michael Farmer kapott egy e-mailt, ami egy 107 kg-os pallazit fotóját tartalmazta. Nairobiba utazott, és megvásárolta ezt a követ. Két héttel később visszatért Kenyába Moritz Karlhoz, és Habasweinbe utazott. Itt mutatták meg a már említett testvérek, hogy több mint egy tonna példányt hordtak össze a házuk udvarán.

A képen Michael Farmer látható, aki többször járt Kenyában. A képen a Thika meteorit főtömegével (3575 gramm) és annak megtalálójával, 2011. 07. 16-án. (Mihael Farmer engedélyével)

Tehát Kenyában vagyunk, Isiolo megyében. Habaswein-től nyugatra és Sericho-tól délre lévő területen egy kb. 45 km-es szórásmezőről származnak a begyűjtött példányok.

Kilogramm alatti példányoktól 500 kg közötti tömegeket találtak, ill. találnak. A mai napig 2800 kg-ot gyűjtöttek össze ebből a meteorit hullásból. (Tudom, hogy a „vájt fülű” gyűjtők hullottnak (fall) csak a szemtanús eseményt ismerik el, a többi csak talált (found), no de ez sem létrán jött le anno.)
A falubeliek még ma is találnak darabokat, többnyire a felszínen, ezek döntő többsége 50 kg-nál kisebb példány. A felszínen talált meteoritokon minimális az időjárás okozta hatás, öregedés. Sok példányon található az olvadási kéreg nyoma. Több repülés orientált példányt találtak, köztük egy 129 kg-os és két 16 kg-os mintát.

A Sericho olivin kristályai általában lekerekítettek, és színeik a csillogó zöldtől a narancsig terjednek. A Sericho pallazit fémben gazdag területei jól fejlett Widmanstätten-mintákat mutatnak. A meteorit kisebb darabjai bizonyítják, hogy a beérkező meteoroid fragmentálódott amikor hangsebesség közeli sebességre lassult. Néhány darabon, foltokban, megmaradt a fúziós vagy olvadási kéreg.

Habaswein környéke (01°5’41.16″N, 39°6’8.30″E)

Természetes velejárója a dolognak, hogy amint egy kő dollárokat hoz, komolyabb keresés is elindul, ennek következtében néhány, már a felszín alatt lévő minta is előkerült.

A képen egy nagyobb példány kiemelése látható (NFD, 2017. 06. 13)

Mivel a nagyobb darabokat Sericho falu közelében találták, a pallazit végső neve Sericho lett és 2017. 08. 06-án tették „hivatalossá”, majd a Meteoritical Bulletin, 106. közleményében jelent meg, hogy lajstromba vették.

A pallazitok valóban nagyon ritkák, a hullásoknak csupán 1,2%-a pallazit. A pallazitok Péter Simon Pallasról (1741-1811) kapták a nevüket. Ő adott elsőként részletes leírást egy Krasznojarszk közelében a hegyekben talált érdekes kőzetről. Később derült ki, hogy a minta égi eredetű.

A kisbolygó-méretű test köpeny-mag határáról származhatnak ezek az anyagminták. A két fő alkotó ásvány, fémes vas-nikkel és az olivin. Mellettük kisebb mennyiségben tartalmaznak még schreiberzitet, troilitet és foszfátokat is.

A Sericho meteorit geokémiai vizsgálatának eredménye:

Olivine Fa12.3±0.1, FeO/MnO=57.4±5.4, Cr2O3=0.03±0.01, n=15; kamacite Ni=7.1±0.6 wt%, Co=0.81±0.02 wt%, P=0.06±0.02 wt%, n=17; and schreibersite (Fe1.51Ni1.45Co0.01)P, n=3.

A vizsgálatot végző személyek; L. Garvie, A. Wittmann, D. Schrader, (ASU)
(forrás: MetBull)

Saját, 29,95 grammos példányom

Még annyit jegyeznék meg, hogy a Sericho nem a legstabilabb pallazitok egyike. Ezért célszerű zárt dobozban, sok szilikagélt használva tárolni.

 

Szerző: Dénes Lajos

Szondák a Merkúr és Vénusz vonzásában – I. rész

Naprendszerünkben a bolygónk és csillagunk közti közel 150 000 000 km-es távolságot két bolygószomszédunk: a Merkúr és a Vénusz pályája is keresztezi. Mindketten a Naprendszerünk belső bolygói, bolygószomszédaink, tanulmányozásuk (leginkább a Merkúr esetében) mégis inkább nagyrészt csak távcsöveinken keresztül zajlik. Az okok, amelyek miatt e két bolygó kutatása háttérbe szorult a Mars, vagy még inkább a Hold kutatásával szemben: egyrészt a Nap körüli pályájuk elérésének technikai nehézségei (főként megint csak a Merkúr esetében), valamint a bolygón uralkodó szélsőséges körülmények (főként a Vénusz esetében). Mindkét ok eddig nehézséget állított a kutatók és mérnökök elé, ám remélhetőleg a technikai fejlődés, a 21. század új ötvözetei és technológiái, – valamint természetesen a szándék – megnyitják az utat a jobb megismerhetőségük felé. A múlt, a jelen és a jövő űreszközeit vesszük most sorra, melyek (egyik rész-) feladata e két bolygó kutatása.

A Merkúr és a Vénusz. (Wikipédia)

Az űrszondák

E téma taglalásánál nem mehetünk el a fogalom megtárgyalása mellett: az űrszondák olyan személyzet nélküli űreszközök, melyek célja hogy (eddig főleg Naprendszerünkben található) bolygók/holdak felszínét, összetételét, légkörét, jelenségeit, stb. valamilyen formában vizsgálják.

Típusaikat/funkciójukat tekintve lehetnek:

  • elrepülő egységek (flybyerek): elrepülő egységnek, elrepülés jellegű küldetésűnek azt az űrszondát nevezzük, mely lassítás és orbitális pályára állás nélkül halad el egy-egy égitest mellett, annak relatív közelségében, miközben műszereivel adatot gyűjt róla. Egy-egy csillag, bolygó vagy hold ilyen módon történő megfigyelése általában csak részfeladat a szonda útja során. Az elhaladás általában nem kizárólag tudományos célú: az irányítás azért tervezi a szonda pályáját közel egy-egy bolygóhoz, hogy annak tömegvonzását kihasználva ún. gravitációs hintamanővert hajtson végre, mely során az űreszköz sebességet nyer és irányt is változtat. Egy-egy ilyen művelet alkalmazásával kevésbé energiaigényes pályán juthatunk el távolabbi égitestekhez is, így az elrepülés célja elsődlegesen a hintamanőver, és másodlagosan a tudományos adatgyűjtés és megfigyelés. Erre példa az 1973-ban indított Pioneer-11 bolygóközi űrszonda, mely a Jupiter körüli hintamanőverrel jutott el a Szaturnusz közelébe. Végső célja, hogy a Sas csillagkép irányába haladva, 4 millió év múlva megközelítse a legközelebbi csillagokat.

A Pioneer-11. (NASA)
  • keringő egységek (orbiterek): a keringő egységek orbitális pályára állva térképezik fel a bolygót vagy épp kommunikációs átjátszóegységként funkcionálnak a földi irányítás, és a bolygón lévő landoló egységek között. Hordozhatnak kamerát, amely a látható és infravörös/röntgen/stb tartományban készít képeket; spektrométert, az atmoszféra jellemzőinek vizsgálatához; radiométert, a hőmérséklet vizsgálatához; magnetométert, a mágneses tér vizsgálatához; pordetektort, a mikrometeorokat és a bolygóközi térben lévő porrészecskéket vizsgálatához; radart, a domborzat vizsgálatához; sugárzásmérőt, a bolygó által kibocsátott sugárzás vizsgálatához; részecskecsapdát; neutrondetektort, stb. Erre példa a Hold körül keringő LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter), mely 2009 óta gyűjti az adatokat elsősorban a későbbi holdexpedíciók számára (potenciális leszállóhelyek keresése és feltérképezése, a Holdon található, emberes holdexpedíciók esetén felhasználható erőforrások keresése és feltérképezése, a holdi sugárzási környezet vizsgálata)

A Lunar Reconnaisance Obriter. (NASA)
  • becsapódó egységek (impaktorok/penetrátorok) és légköri szondák: a becsapódó egységek az égitest felszínére irányítva, azt fékezés nélkül közelítik meg. Műszereik az utolsó másodpercig dolgoznak, és folyamatosan adatokat küldenek az irányítóközpont felé. A történelem első impaktora a 1959 szeptemberében felbocsátott szovjet Luna-2 volt. Tervezett feladata a Hold megközelítése/eltalálása, a kozmikus sugárzás, a napszél, a mikrometeoritok, az interplanetáris anyag és a Hold mágneses terének vizsgálata volt. Becsapódását akkoriban a MTA Csillagvizsgáló Intézetében, valamint a Bajai Obszervatóriumban is detektálták.
    A légköri szondák a becsapódó egységek azon fajtái, melyek légkörrel rendelkező bolygók, gázóriások atmoszférájába érve gyűjtenek adatot annak összetételéről, végül a felszínbe csapódva, vagy a elégve/nyomás által összeroppantva fejezik be pályafutásukat. Erre példa a Galileo légköri szonda (Galileo probe), mely az azonos nevű Galileo szondáról leválva lépett be a Jupiter légkörébe és a 150 km-es ereszkedése során 58 percnyi adatot gyűjtött a helyi időjárásról, majd túlhevült a légkörben és elégett.

A Galileo űrszonda. (NASA)
  • leszálló egységek (landerek): a leszálló egységek olyan űrszondák, melyek az égitest felszínén hajtóművük/hőpajzsuk/ejtőernyőik/légzsákjaik révén „puha” landolást valósítanak meg. Landolásuk után földtani, meteorológiai, szeizmológiai, fotometriai, stb méréseket tudnak végezni, valamint lehetőség szerint képesek talajminta Földre való visszajuttatására is. Remek példa erre az amerikai Viking-1 űrszonda, mely 1976-ban landolt a Mars felszínén.

Távolabbi desztinációk esetén a kutatást végző űrügynökség úgy tervezheti meg az űrszondát, hogy az tartalmaz egy keringő és egy leszálló egységet is, az égitest felszíni és orbitális pályán való egyidejű, költséghatékonyabb tanulmányozása érdekében.

A Viking-1. (NASA)
  • felszíni mozgó egységek (roverek): a roverek mozgásra képes leszálló egységek. Leszállásuk után a földi irányítóközpont vezérli őket, utasítások folyamatos küldésével, általában az égitest körül keringő szondák, műholdak adattovábbítási funkciói segítségével. Az eddigi legsikeresebb rover az Opportunity, mely 2012-ben landolt a Mars felszínén. Jelenleg már több mint 5200 marsi napja végez tudományos méréseket, eközben már megtette a 45. kilométerét.

Az Opportunity űrszonda a Marson. (NASA)

A Merkúr

A Merkúr a Messenger felvételén. (NASA/APOD)

Naprendszerünk legkisebb és legbelső bolygója a Merkúr. Saját holdja nincs. Mérete a Földnek 38%-a (egyenlítői átmérőiket összevetve), a Holdnak 140%-a. Tömege a Földének 5,5%-a, így a Naprendszer 2. legsűrűbb bolygója. Tengely körüli forgásideje 58,6 földi nap, Nap körüli forgásideje 87,9 földi nap. A Merkúr Föld típusú, vagyis kőzetbolygó, sok tekintetben hasonlít Holdunkhoz.

A bolygó vékony atmoszférával rendelkezik, mely főként hidrogénből, héliumból, oxigénből, nátriumból, káliumból és kalciumból áll. Keletkezésüket tekintve a származhatnak a Merkúr kérgében lévő anyagok radioaktív bomlásából, valamint napszélből.

Nap körüli orbitális pályája elliptikus, inkább egy tojásformához, mint körhöz hasonlatos (aphélium: 69 817 079 km, perihélium: 46 001 272 km), tengelyferdesége 2,11° Felszínét, a Holdhoz hasonlóan kráterek, medencék, síkságok tarkítják. A bolygó fémes magja a teljes térfogatának 42%-át teszi ki (szemben a Föld 17%-ával), amely miatt jelentős mágneses tere van.

A Merkúr kutatói

A Merkúrt már az i.e. 14. században is ismerték, első ismert feljegyzései asszír csillagászoktól maradtak ránk. A rómaiaktól maradt ránk a Merkúr elnevezés. Első távcsöves megfigyelése Galilei nevéhez fűződik.

A 20. században elindult „űrkorszak” új időszámítást jelentett a kutatásban is, mivel már nem csak távcsöveinken keresztül, hanem űrszondákkal is vizsgálhatjuk a Merkúrt. Ennek ellenére a bolygó eddig kevésbé került a kutatók célkeresztjébe, mivel szondás kutatása nehézség elé állítja a mérnök-szakembereket. A fő probléma, hogy minél közelebb keringünk a Nap körül, annál gyorsabb sebességre kell felgyorsulnunk. Míg a Föld másodpercenként max. 30,28 km-t tesz meg a Nap körül (365 nap alatt kerüli meg), ez az érték a Merkúr esetében majdnem a duplája, 58,98 km/s (88 nap alatt). A bolygót elérni kívánó szondának el kell érnie ugyanezt a sebességet, de egyúttal az orbitális pálya belépési pontjának közelében lassítania is kell annyira, hogy ténylegesen keringési pályára állhasson. Jelenleg több üzemanyag szükséges a Merkúr eléréséhez, mint a Naprendszer elhagyásához.

  • Mariner-10: Az 1973. november 3-án indított Mariner-10 űrszonda elsődleges feladata a Vénusz és a Merkúr atmoszférikus és felszíni vizsgálata volt. Műszerparkja magnetométerből, UV sugárzásmérőből, UV spektrométerből, kamerákból, töltött részecske teleszkópból, IR sugárzásmérőből és egy plazmadetektorból állt. Mivel a Merkúr megközelítése a fent tárgyalt problémába ütközik, a Mariner fejlesztőmérnökei úgy döntöttek, hogy egy, a Vénusz körül végrehajtott hintamanőverrel juttatják majd el a szondát a Merkúr közelébe, egy olyan Nap körüli pályára, mely során a szonda kis pályakorrekcióval minden egyes keringése során találkozik majd a bolygóval (a Merkúr épp két Nap körüli fordulatot tesz meg eközben). Az első elrepülésre 1974. március 29-én került sor, ez volt a történelemben az első alkalom a planéta ilyen közeli tanulmányozására. A Mariner-10 észlelte a Merkúr mágneses mezőit, valamint több mint 600 fotót készített. A következő két elrepülésre 1974. szeptember 21-én, és 1975. március 16-án került sor. Mivel mindhárom alkalommal a bolygó ugyanabban a Nap körüli helyzetben volt, a Mariner-10 csak a Merkúr 45%-át tudta feltérképezni. 8 nappal az utolsó elrepülés után a szonda manőverezésre használt nitrogén hajtóanyaga elfogyott, a mérnökök a rádióadójának lekapcsolása mellett döntöttek. A Mariner-10 valószínűleg jelenleg is Nap körüli pályán halad, bár berendezéseit a napsugárzás már jelentősen károsíthatta.

A Mariner-10. (NASA)
  • MESSENGER: A 2004. augusztus 3-án indított űrszonda neve (melynek jelentése: hírnök, futár – ahogy a Merkúr bolygó névadója is a római Mercurius, az istenek szárnyas csizmájú hírnöke) egy mozaikszó: MErcury: Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging – azaz Merkúr: Felszín, Űrbeli környezet, Geokémia és Felderítés. Ezen űreszköz lett a bolygó első állandó keringő kísérője, mikor 2011. március 18-án a Merkúr körül pályára állt. Előtte olyan Nap körüli pályán mozgott, mely során kétszer elrepült a Vénusz, és háromszor a Merkúr körül, majd a negyedik közelítés során állt végleg pályára a bolygó körül. Műszerparkja képalkotó berendezésekből, gamma sugárzás és neutron spektrométerből, magnetométerből, lézeres magasságmérőből, atmoszféra és felszínösszetétel vizsgáló spektrométerből, töltött részecske és plazma spektrométerből és röntgen spektrométerből áll. Az első három elrepülés során befejezte a Mariner-10 munkáját és lefotózta a bolygó 95%-át, mérte a mágneses mezőt, bizonyítékot talált korábbi vulkanikus tevékenységre, valamint – nem várt módon – víz jelenlétét mutatta ki a Merkúr exoszférájában. Végső pályára állása után az eredetileg 2012-ig tartó küldetését egy évvel meghosszabbították. 2013-ban két, a közelben elhaladó üstökös tanulmányozásában is részt vett. 2015-re az űrszonda hajtóanyaga elfogyott, a fedélzetén megmaradt hélium felhasználásával az irányítóközpont a Merkúr felszínébe vezette. A becsapódásra 2015. április 30-án került sor a bolygó Suisei Planitia nevű medencéjében.

A Messenger a Merkúrnál. (NASA)

 

  • BepiColombo: A BepiColombo űrszonda (mely nevét Giuseppe „Bepi” Colombo olasz asztrofizikus után kapta, aki nevéhez fűződik többek közt a hintamanőver kidolgozása) az Európai (ESA) és a Japán Űrügynökség (JAXA) közös projektje a Merkúr tanulmányozására. A küldetés tulajdonképpen egy műholdpár együttes indítását takarja: a Mercury Planetary Orbiter (MPO, gyártja az ESA), és a Mercury Magnetospheric Orbiter (Mio/MMO, gyártja a JAXA), melyek együtt a Mercury Transfer Module egységen (MTM, gyártja az ESA) indultak el 2018. október 20-án (a hordozóeszköz egy Ariane-5 rakéta). Az ESA számára a részegységeket az Airbus gyártja.

A szondapár 7 évig fog utazni, meghajtásáról ionhajtóművek gondoskodnak. 2025 decemberében fognak a Merkúr körül orbitális pályára állni, majd szétválva kb. egy éven át tanulmányozzák a bolygót. Fő feladataik: egy csillagához közeli bolygó keletkezésének és fejlődésének tanulmányozása; a Merkúr, mint bolygó tanulmányozása (alak, belső szerkezet, összetétel, geográfia, kráterek); az exoszféra vizsgálata; a magnetoszféra és mágneses mező vizsgálata; valamint Einstein relativitáselméletének igazolásához is igyekeznek hozzájárulni (a „paraméterezett poszt-newtoni formalizmus” gamma és béta értékének nagy pontosságú megmérése).

Az MPO műszerparkja: lézeres távolságmérő; gyorsulásmérő; magnetométer; IR spektrométer; gamma és neutronspektrométer; röntgen spektrométer; UV spektrofotométer; semleges és töltött részecskeelemző; nagy felbontású és sztereokamerák; valamint napintenzitást vizsgáló röntgen és részecske spektrométer.

Az MMO műszerparkja: elektron analizátorok, ion analizátorok, tömegspektrométer, nagy energiájú részecskeelemzők elektronok és ionok részére, magnetométer, plazmahullám elemző, kén atmoszféra képalkotó; valamit kozmikus por elemző.

A BepiColombo. (ESA)

 

Szerző: Szekretár Zsolt

(folytatása következik)

Alpesi geotúra Schareck-ben

Noha a lemeztektonika kezdeti, primitív szakaszait más bolygókon is megfigyelhetjük, Földünk geológiailag egyedülálló a Naprendszerben. Gyűrődéses alakzatok, völgyek ellenére máshol nem tudott ez a folyamat eljutni a bolygónkon tapasztalt komplexitásig.

A Vénuszon, melynek tömege csak kicsit tér el a Föld tömegétől (82 százaléka), egy nagy tömegű hold és a kéreg szárazsága miatt nem alakult ki a lemeztektonika. Emiatt nem is tud a bolygóköpeny folyamatosan hőt veszíteni, hanem a kéreg ott időnként részben átolvad. A marsi Valles Marineris is, melynek hasadékai párhuzamosak az ősi hátsággal, feltehetően egy olyan kezdeti tektonikai folyamat eredménye, mely a vörös bolygón sem teljesedhetett ki.

A földi litoszféra viszont darabokra, tektonikai lemezekre töredezett, melyek az asztenoszférán úsznak. Bolygónkon minden adott volt, hogy egy globális lemeztektonika jöjjön létre.

Az Alpok is egy olyan fiatal gyűrt hegység, mely ilyen tektonikai folyamatok eredménye. Kialakulása mintegy 135 millió évvel ezelőtt vette kezdetét, de a máig is tartó, legújabb képződési folyamata 35 millió évvel ezelőtt kezdődött, mely a miocén korszakban vált a legerőteljesebbé. Mintegy 20 millió évvel ezelőtt, a nyomóerő olyan erőteljes volt, hogy a kőzetredőket a felgyűrésük után rá is fektette az alapkőzetre, majd el is tolta az eredeti helyükről. Sokszor idősebb kőzetredők kerültek fiatalabbakra, ilyen a takaróredők gyakoriak az Alpokban.

A miocén-kori Európa (Deep-Time maps, https://deeptimemaps.com/europe-series-thumbnails/)

Az Alpok geológiailag ugyanahhoz a hegységképződéshez tartozik, mint a Kaukázus és a Himalája is. Az Atlanti-óceán folyamatos szélesedése miatt vált le Afrika Pangeáról és ütközött Európának. Ez a folyamat ma is tart, hiszen évente 5 centimétert közeledik hozzánk az afrikai kontinens.

Két kontinens ütközése. Forrás: Wikipédia
https://en.wikipedia.org/wiki/File:Continental-continental_destructive_plate_boundary.svg

Karintia és Tirol határán, a Magas-Tauern hegységben, a Keleti-Alpok főgerincén található a 3123 méter magas Schareck hegy. Közvetlen szomszédja a 3798 méter magasra nyúló Grossglockner, Ausztria legmagasabb hegycsúcsa, és az az alatt fekvő, egyre olvadó Pasterze-gleccser. Geológiailag különleges jelenséget figyelhetünk itt meg, melynek a neve Magas-Tauern tektonikai ablak, ahol a tektonikai lemez egy része a felszínre került.

Az alpesi tanösvényt, geotúrát a Schareck hegyen könnyen megközelíthetjük Heiligenblut faluból, két menetrendszerű felvonóval. A látvány felejthetetlen: a magas hegyek hófödte csúcsai és a talpunk alatt heverő különleges kőzetek nem evilági élményt nyújtanak.

A lélegzetelállító Grossglockner. A szerző saját képe

A túra 2550 méter magasan indul, 6 km hosszú, amit mintegy három óra alatt lehet megtenni. Legnagyobb része könnyűnek mondható, egy-egy meredek vagy a keskeny gerincen való haladás miatti nehezebb szakasszal, de mindenképpen ajánlott a jó túrabakancs és a réteges ruházat, még nyáron is. A letölthető GPS túraútvonalban viszont ne bízzunk, mert annak visszatérő ága szakadékba vinne.

Gyakran keskeny gerincen vezet az út.

Bergrestaurant Schareck-nél kezdődő túra kezdetén rögtön egy „kőzetgyűjtemény” vár minket, mely bemutatja a geotúra alatt látható kőzeteket. A túra alatt látható táblák folyamatosan tájékoztatnak minket az éppen megfigyelhető hegycsúcsokról, valamint a kőzetekről is, amiket a túra éppen aktuális szakaszain láthatunk. A teljesség igénye nélkül, a geotúrán található kőzetek: szerpentinit, praszinit, metagránit, fillit, kvarcit, paragneisz, ortogneisz, eklogit, dunit, amfibolit.

A túrán látható kőzetek. A szerző saját képe.
Még nyáron is láthatjuk a környező gleccsereket. A szerző saját képe.

Földünk életében a melegebb és hidegebb időszakok ciklusosan váltakoztak, nagyjából 100.000 évente. Kialakulásuknak csillagászati okai vannak, ezeket legjobban a Milanković-elmélet írja le. Földtani értelemben még mindig tart a jégkorszak, hiszen a sarkokat még mindig jégtakaró fedi, a magasabb hegységekben pedig gleccsereket láthatunk. Földünk jelenlegi átlaghőmérséklete még mindig elmarad mindenkori átlaghőmérsékletétől.

A lemezek mozgásának iránya és sebessége alapján létrehozott modellek alapján nagyjából 50-70 millió év múlva, Afrika Európa felé nyomulva a Földközi-tenger eltűnik, majd ezután egy Himalájához hasonló méretű magashegység gyűrődik fel a két szárazföld között.

A Fölközi-tenger térségének jövője.
Tech Insider, http://content.jwplatform.com/previews/whiyHkoD-puACk8ZV

Szerző: Balogh Gábor

 

Források:

Bortman, Henry (2004-08-26). “Was Venus alive? “The Signs are Probably There””. Astrobiology Magazine. Retrieved 2008-01-08.

Dal Piaz, G.V.; Bistacchi, A.; Massironi, M. (2003). “Geological outline of the Alps”. Episodes. 26 (3): 175–180.

Deep-Time maps, https://deeptimemaps.com/europe-series-thumbnails/

Frankel, Charles. Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press (1996)

Frisch, W.; Dunkl, I.; Kuhlemann, J. (2000). “Post-collisional large-scale extension in the Eastern Alps”. Tectonophysics. 327: 239.

Muller, Richard A: Origin of the 100 kyr Glacial Cycle: eccentricity or orbital inclination?

Muller, Richard A: MacDonald, Gordon J. F. (1997). “Glacial Cycles and Astronomical Forcing”. Science. 277 (5323): 215–8.

Sciencedaily: Geology of the Alps, https://www.sciencedaily.com/terms/geology_of_the_alps.htm

Stampfli GM, Borel GD (2004). “The TRANSMED Transects in Space and Time: Constraints on the Paleotectonic Evolution of the Mediterranean Domain”. In Cavazza W, Roure F, Spakman W, Stampfli GM, Ziegler P. The TRANSMED Atlas: the Mediterranean Region from Crust to Mantle. Springer Verlag. ISBN 3-540-22181-6.

Tech Insider, http://content.jwplatform.com/previews/whiyHkoD-puACk8ZV

Wolpert, Stuart (August 9, 2012). “UCLA scientist discovers plate tectonics on Mars”. Yin, An. UCLA. Retrieved August 13, 2012

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.)