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)

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.

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