SIK ANDRÁS
Top 10 az ûrbõl
Második rész

A houstoni Hold- és Bolygótudományi Konferencia résztvevõi általában évrõl évre elegendõ újdonsággal szolgálnak tudóstársaik számára ahhoz, hogy legyen mit kutatni a következõ találkozóig. Nem volt ez másként 2001-ben sem, amely év eredményei a mai napig figyelmet kapnak a különféle médiumokban. Elõzõ számunkban Marssal kapcsolatos eredményeket mutattunk be, amelyekbõl februárra is maradt, majd elkalandozunk a Merkúr és a Hold felé is.

A Mars felszínére tekintve egyértelmû, hogy múltjában nemcsak külsõ erõi mûködtek sokkal dinamikusabban, hanem a belsõ erõk is aktívabbak voltak. Ennek legnyilvánvalóbb jelei azok a hatalmas vulkáni felépítmények, amelyek az északi mélyföldek közelében helyezkednek el és a köztük lévõ, mintegy 27 km magas Olympus Mons büszkén viseli a Naprendszer legnagyobb vulkánja címet.


 

Mars: a vulkáni múlt kérdései

A vulkanizmus azonban több, mint a bolygóbelsõ által vezérelt látványos folyamat, mivel mûködése során átalakítja a kéreg szerkezetét és újraformálja a felszínt. Ezért különösen érdekesek azok a sokkal kisebb vulkáni hegyek, amelyek – rendhagyó módon – a Mars idõs déli felföldjeinek területén találhatók. Ilyen centrális szerkezetû tûzhányó a Hadriaca Patera és a Tyrrhena Patera (1. ábra) is. Kis meredekségû oldallejtõik alapján leginkább a földi pajzsvulkánokkal rokoníthatók, amelyek általában hígan folyós, bazaltos összetételû lávából épülnek fel (hasonlóan Hawaii szigetláncához). Kezdeti mûködésük azonban robbanásos jellegû lehetett, amelyet környezetük sajátos üledékei, az úgynevezett vulkáni szórástermékek (másként tufák vagy piroklasztitok) is jeleznek. Ezek rétegei – szerencsés módon – rendkívül jól megfigyelhetõk a Hadriaca Patera déli lejtõjébe vágódott Dao-völgyrendszer oldalfalaiban (2. ábra). Késõbb a Tyrrhena Patera tevékenységében a lávaöntés került túlsúlyba, aminek eredménye a déli félteke legnagyobb, kb. 1000 x 250 km-es lávamezeje lett (a vulkán délnyugati lejtõinek „folytatásaként”).


1.ábra

A formák tetejét hatalmas mélyedések, feltehetõleg robbanással keletkezett kalderák zárják le. A felszín alól származó rétegek késõbbi, alapos tanulmányozása biztosan izgalmas részletekkel gazdagítja majd a marsi köpeny és kéreg szerkezetére, illetve fejlõdésére vonatkozó, ma még igen szerény ismereteinket.

2. ábra

A vulkáni építmények oldalpalástját sugárirányú csatornák hálózzák be, egyértelmû jeleként annak, hogy ott egykor folyékony közeg mozgott. Bár lávacsatornák nyomai is lehetnének, formakincsük alapján úgy tûnik, hogy képzõdésük egykori vízfolyásokhoz köthetõ. Sõt, a vizsgált területek a legsûrûbb csatornahálózattal jellemezhetõ vulkáni régiók a Marson, aminek magyarázata természetesen épp a vulkanizmusban keresendõ. A tûzhányók kürtõibõl ugyanis a kõzetolvadék és -törmelék mellett jelentõs mennyiségû illóanyag, leginkább szén-dioxid és vízgõz is kerül a felszínre, illetve a légkörbe. Ezeknek egy része folyékony vízzé csapódhatott le, kialakítva a lejtõket felszabdaló csatornákat. (Messzebbre vezetõ gondolatként érdemes hozzátenni, hogy talán épp az említett vulkánóriások hasonló kigázolgása alakított ki sûrû légkört és a folyékony víz felszíni stabilitását lehetõvé tevõ környezeti feltételeket a Marson, amelyek azonban késõbb jelentõsen megváltoztak.) Mindez alátámasztja azt a következtetést, hogy a Hadriaca Patera és a Tyrrhena Patera már a bolygó történetének kezdeti szakaszában, mintegy 3,5 milliárd éve is mûködött, s ezt idõs felföldeken való elhelyezkedésük is megerõsíti. Ekkor még folyékony maradhatott a víz a felszínen. Lehetséges persze, hogy aktív periódusuk a Mars globális lehûlése után is tartott; ez esetben a vulkáni hõnek meg kellett olvasztania a légkörbõl jég formájában kicsapódott és a tûzhányók környezetében felhalmozódott vizet ahhoz, hogy létrejöhessenek oldalcsatornáik.

Ám a végkövetkeztetés szempontjából ennek nincs túlságosan nagy jelentõsége: a déli felföldek vulkáni területei szerencsés kombinációi lehettek a vulkanikus eredetû hõenergiának, a folyékony víznek, valamint a különféle, az élethez szükséges elemeknek és vegyületeknek. S mivel a Földön is gazdagon virágzik az élet a hasonló jellegû, hidrotermális környezetekben, érdemes lenne itt is kutatni a marsi élet nyomai után.

Absztrakt: #1628

A marsi élet nagykövetei

A Mars bolygónknál átlagosan másfélszer messzebb van a Naptól, ami hatalmas távolság. Az emberiség csak 36 éve küzdötte le ûrszondáival, s ma is a tudomány egyik legnagyobb kihívásának tartjuk a Mars-utazást. Ennek ellenére ismerünk a Marsról származó anyagot bolygónkon, mivel számos marsi meteoritot találtunk már. Eredetük nem lehet kétséges; gázzárványaik összetételarányai pontosan megegyeznek a marsi légkörön áthaladt ûrszondák által mért értékekkel.

Az ALH84001 jelû, az Antarktiszon talált több milliárd éves kõzetdarab vizsgálata során figyelemre méltó eredmény született: szerves vegyületeket (többgyûrûs aromás szénhidrogének, röviden PAH-vegyületek), apró magnetitkristályokat és különös, a nanométeres mérettartományba esõ hosszúkás testeket azonosítottak a szakemberek apró karbonátgömböcskék belsejében (3. ábra). Véleményük szerint mindezek együttes jelenlétének legvalószínûbb magyarázata valamilyen õsi életfolyamat, a hosszúkás testek pedig nanobaktériumok fosszilizálódott maradványai.

3. ábra

Az 1996-os szenzáció óta sok kutatócsoport vizsgálta meg ezt a marsi meteoritot, egyesek megerõsítve, mások cáfolva az egykori marsi élet lehetõségét. A cáfolatok legnépszerûbbje szerint az eredmények forrása földi eredetû szenynyezõdés, amely a bolygónkra történõ megérkezést követõen került a kõzetdarabba. Ezzel azonban nem magyarázható meg az a tény, hogy a szerves vegyületek térbeli sûrûsége növekszik a meteorit belseje felé haladva. Másik gyakori ellenérv, hogy élõ anyag nem vészelheti át a bolygóközi utazás megpróbáltatásait (a kidobódás mechanikai hatása, gyorsulás, felhevülés, rendkívül alacsony hõmérséklet, vákuum, intenzív sugárzás). Ám annak ismeretében, hogy a felsoroltak a kõzetek belsõ részeit nem, csak felszínét érintik, ez a cáfolat sem kellõen megalapozott.

A legfrissebb eredmények szerint a magnetitkristályok finom elrendezõdése olyan szabályos, láncszerû mintázatot követ, amely csak élõ szervezetben alakulhatott ki. A magnetit ugyanis jól mágnesezhetõ ásvány, így a mágneses tér a különálló kristályokat a környezet mágneses erõvonalainak megfelelõen rendezi el. Ám a megfigyelt kristályalakzatok ilyen módon, vagyis szervetlen úton semmiképpen sem jöhettek volna létre. Olyan magnetotaktikus baktériumtörzsek azonban a Földön is ismertek, amelyek hártyával határolt magnetoszómáiban hasonló, a térbeli orientációt segítõ magnetitláncok találhatók. Ezek elemeit szerves anyag kapcsolja egymáshoz, biztosítva a szabályos, lineáris elrendezõdést. A földi analógiák alapján a láncok kialakulása tehát csak élõ szervezetekhez kapcsolódóan képzelhetõ el.

Ám a legmegengedõbb elmélet szerint is rendkívül szélsõséges körülményekkel kell megküzdeniük a marsi élõlényeknek. Napjainkban az átlaghõmérséklet –50 oC alatti, folyékony víz elõfordulása nem valószínû, intenzív ibolyántúli sugárzás bombázza a felszínt, továbbá a felszínközeli légrétegekben erõsen oxidáló gázok halmozódtak fel. Ezért az élet feltételezett búvóhelyei mélyen a regolitban, nagy sziklatömbök alatt, vagy befagyott felszínû tavakban, illetve a „marstörténeti” régmúltban keresendõk. A mélyebb helyzet a kíméletlen felszíni viszonyok ellen nyújthat menedéket, az állóvizek alsó, talán folyékony része pedig azért reménykeltõ, mert a Földön is találtak élõlényeket hasonló környezetekben. A legígéretesebb mégis visszanyúlni a Mars korai idõszakához, amikor – mai tudásunk szerint – a felszín jelentõsen melegebb, a légkör sûrûbb, az égitest belseje pedig geológiailag aktívabb volt, globális mágneses teret hozva létre. Vagyis a fiatal Mars nagyon hasonlított az ifjú Földre. S mivel a földi élet kezdeti lépéseit is a szélsõséges feltételeket (pl. hõmérséklet-, nyomás-, pH-, sugárzás- és radioaktív viszonyokat) elviselni képes ún. extremofil baktériumok tették meg, nem elképzelhetetlen, hogy mindez a Marson is megtörtént.

Egy talán még ennél is megdöbbentõbb elképzelés szerint az sem lehetetlen, hogy a földi és a marsi élet között közvetlen kapcsolat áll fenn. A pánspermia-elmélet lényege ugyanis éppen az, hogy lehetséges az élet bolygóközi vándorlása, leginkább meteoritok belsejébe zárt, betokozódott spórák formájában. Ez pedig akár azt is jelentheti, hogy a földi, kb. 3,8 milliárd éve kialakult élõlények – például egy meteoritbecsapódás során – megváltották „kozmikus útlevelüket”, átkeltek a Marsra, ahol hasonló körülményekre találtak, így szaporodni kezdtek. De mindez történhetett akár fordítva is. A lényeg az, hogy a két égitest eltérõ bolygófejlõdési pályára állt, ezért a Földön ma is virágzik az élet, míg a Marson csak igen korlátozott módon lehet jelen, ha egykor tényleg kialakult és azóta meg nem szûnt.

Végezetül, két másik marsi meteorit, az 1,3 milliárd éves Nakhla, illetve a csupán 175 millió éves Shergotty tanulmányozása során is karbonátgömböket mutattak ki, amilyeneket a Földön a Columbia-fennsík (Egyesült Államok) trappbazaltjában ismerünk. Ezt a felfedezést pedig az teszi izgalmassá, hogy az analógiaként használt földi bazaltokban baktériumok is találhatók, tehát nem zárható ki, hogy az élet ilyen formában néhány százmillió éve jelen volt a Marson is.

Absztrakt: #1996

Merkúr: egy elfeledett bolygó ígérete

Naprendszerünk legbelsõ bolygójának, a Merkúrnak a megismerése számos különös szempont figyelembevételével zajlott az elmúlt évtizedek során. A tudományos indokok és érvek mellett ugyanis egyaránt fontos szerep jutott a politikai és stratégiai megfontolásoknak, ezért a Mariner–10 1974–1975 közötti küldetése óta nem járt újabb ûrszonda a Merkúr közelében. Miért történt így mindez?

Kézenfekvõ válasz, hogy a Mariner–10 túlságosan sikeres volt, vagyis túl sok új eredménnyel szolgált a Merkúrról. Feltérképezte a felszín mintegy felét, kimutatta a bolygó mágneses terét és annak idõbeli változásait, dokumentálta az exoszféra létezését, valamint a felszín anyagainak fizikai tulajdonságairól is szolgált információkkal. Így a további kutatások a belsõ szerkezet és a felszín kémiai összetételének megismerésére kellett volna, hogy irányuljanak. A bolygórendszerek fejlõdésével kapcsolatos új ismeretek szerzése, továbbá a részletesebb és kiterjedtebb felszínfényképezés lehetett volna reális cél. Mindezen feladatok elvégzéséhez egy keringõegység optimális, ám ennek csak az 1980-as évek közepére teremtõdtek meg a technikai feltételei, fõként azáltal, hogy a bolygóközi repüléseknél bevezették a gravitációs lendítõ manõvereket. Ebben az idõszakban ráadásul minden figyelem az ûrsiklórendszerre (és a Challenger sajnálatos tragédiájára) irányult. Végül a NASA Discovery-programja hozott áttörést az 1990-es évek közepén, amelyben a Messenger ûrszonda is helyet kapott. A MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging orbiter indítása 2004-ben, a végsõ pályára állás pedig 2009-ben várható. A tudományos szakaszt egy évre tervezik. Az ûrszonda fõ kutatási céljait a bolygóbelsõ, a mágneses mezõ, a felszín és a geológiai múlt megismerése, valamint a bolygó illószférájának vizsgálata jelentik.

A „Merkúr szele” az Európai Ûrügynökséget is elérte, amelynek eredményeként 2009-ben a BepiColombo nevû ûrszonda is elindul a legbelsõ bolygó felé. Két keringõegységbõl, valamint egy leszállóegységbõl áll majd, és a tervek szerint sokféle módon együtt fog mûködni a NASA szondájával. A megújult Merkúr-program képzeletbeli fõvédnöke az a Harold Masursky, akinek munkássága évtizedeken keresztül meghatározta az amerikai ûrkutatási tevékenységet, már az Apollo-korszak elõtt is, egészen a XX. század utolsó évtizedének közepéig. Így a programnak szinte jelmondatává vált Masursky alapgondolata, amely szerint egy ûrszonda küldetése akkor mondható sikeresnek, ha az általa szerzett tudományos eredmények elérték a lehetséges maximumot!

Absztrakt: #1345

Hold: a víz kételyei

Bolygónk hûséges kísérõjét, a Holdat vizsgáló Lunar Prospector ûrszonda legnagyobb szenzációt keltõ eredménye annak bejelentése volt 1998-ban, hogy víz jelenléte valószínûsíthetõ bizonyos területeken. A szonda neutronspektrométere a felszín által kibocsátott neutronok mennyiségét és energiáját vizsgálta, amelyek energiaszintjük alapján több típusra oszthatók. A felszínt bombázó kozmikus sugárzás hatására keletkezõ gyors neutronok fokozatosan veszítenek energiájukból annak függvényében, hogy milyen elemek részecskéivel lépnek kölcsönhatásba. Így a neutronspektrum jól tükrözi a felszínközeli rétegek anyagösszetételét. Tanulmányozva a pólusközeli területek közepes energiájú (vagy másként epitermikus) neutronsûrûségét ábrázoló térképeket (4. ábra), látható, hogy egyes, pólushoz közeli területeken jelentõs mértékben csökken a vizsgált neutronok gyakorisága. E megfigyelés legvalószínûbb magyarázata az lehet, hogy az epitermikus neutronok hozzájuk hasonló méretû részecskékkel, legvalószínûbb lehetõségként protonokkal, vagyis a vízmolekulák egyik összetevõjével ütköznek s ettõl lelassulnak (termikus neutronokká válnak).


4. ábra

A Lunar Prospector adatainak azóta elkészült, nagy részletességû újravizsgálása után is úgy tûnik, hogy az elõbbi megállapítások helytállóak. A pólusközeli területeken a kráterek belsejében kisebb az epitermikus neutronsûrûség, mint a kráterek közötti területeken, illetve közeledve a pólusokhoz fokozatosan növekszik a feltételezett protonok mennyisége. A hõmérsékleti viszonyok vizsgálata még inkább alátámasztja az eddigieket: a terület hõmérséklete általában –170 oC alatti, amely tartományban a vízjég szublimációja nem jelentõs, elõfordulása tehát geológiai idõskálán mérve is stabilnak mondható. Bár az értékek ellentmondásosak, a pólusok környéki hidrogénmennyiség növekedését a szakemberek jelentõs mértékûnek ítélik, mindenképpen többre, mint amenynyi a napszél hatásai miatt a felszínbe csapódó meteoritok, üstökösök anyagával együtt, vagy egyszerûen a bolygóközi térbõl a Holdra juthat. Ebbõl pedig arra következtethetünk, hogy a hidrogén nem önállóan van jelen, hanem valamilyen molekula – legnagyobb valószínûséggel fagyott vízmolekulák – részeként.

Hogy a feltételezett holdi vízkészlet miért a pólusok környezetében halmozódik fel, igen ésszerûen megmagyarázható, mivel az egész éves leárnyékoltság miatt ezeken a helyeken nem olvad meg a vízjég. Arra a kevésbé egyszerû kérdésre viszont, hogy miként gyûlhet öszsze az égitest vize a pólusközeli területeken, magyar szerzõk javasolnak egy lehetséges választ publikációjukban (Bérczi, Földi, Palásti). Minden „poros felszínû égitest”-re kiterjeszthetõ elképzelésük szerint a felszínközeli vízmolekulák (akár a felszínbe csapódó testek anyagából, akár a bolygóközi tér molekuláinak találkozásából származnak) elõbb-utóbb szilárd részecskékhez kapcsolódnak hozzá. Ezek az aggregátumok fokozatosan a pólusok felé vándorolnak, a napszél nyomóerejének szélességi foktól függõ, aszimmetrikus komponense miatt. Tehát ha van víz a Holdon, akkor az valóban a pólusok környékén található (illetve még merészebb kijelentésük, hogy ha volt, vagy van élet egy „poros felszínû égitest”-en, vízhez való kötõdése miatt annak nyomait is a pólusok vidékén érdemes elsõsorban keresni)!

Nem szabad azonban elfeledkezni arról, hogy az eddigiekkel szemben áll egy igen komoly ellenérv: küldetése végén a pólus közeli területekbe csapódott a Lunar Prospector, ám ennek során nem észlelték víz jelenlétét, sem fagyott, sem folyékony, sem pedig gõz formában. A további kutatások azonban biztosan feloldják majd ezt az ellentmondást is!

Absztrakt: #1059, #1844


Természet Világa, 133. évfolyam, 2. szám, 2002. február
http://www.chemonet.hu/TermVil/
http://www.kfki.hu/chemonet/TermVil/


Vissza a tartalomjegyzékhez