Planetológia

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
Az Apollo–15 Hold körül keringő egységének felvétele az Arisztarkhosz-krátertől északra található „folyóvölgyekről”, melyek valószínűleg beroppant lávacsatornák. Két völgy alakja a Magyar Alföldön áthaladó Duna és Tisza vonalához nagyon hasonló lefutású, csak harmad akkora méretben található a Holdon.

A planetológia új interdiszciplináris tudományág, amely a csillagászatból és a földtudományokból fejlődött ki. Létét főleg a robotika, így az ember nélküli űrkutató eszközök fejlődésének köszönheti. A planetológia a bolygókat és holdjaikat, a Naprendszer égitestjeit, erőtereit és sugárzási tereit is tanulmányozza. Ténylegesen ma a Naprendszer kutatása a planetológia tárgyköre. Fő kutatási területét azonban a bolygók és holdjaik képezik.

A planetológia viszonya a földtudományokhoz[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A földtudományok köréből a geonómia az, amely legközelebb áll a planetológiához. A geonómia átfogó, minden földtudományi diszciplínára kiterjedő szintézisigénnyel kívánja integrálni a Földről szerzett ismereteket. Adatgyűjtésének sorrendje azonban fordított volt, mint a planetológiáé. A földtudományok az ember szűkebb környezetében indultak el vizsgálataikkal és ismeret-rendszerezésükkel. Innen épültek össze egyre átfogóbb ismeretrendszerekké és terjedtek ki az egész Földtestre.

A planetológia a kezdetben fénypontként megjelenő bolygókat és a mindig is részleteivel látható Holdat az összkép felől kezdte megismerni és fokozatosan javuló fölbontással ismerte meg az égitesteket. Ebben a fokozatos megismerési folyamatban játszottak döntő szerepet a földi műszerek (távcsövek, rádiótávcsövek) és az űrszondák formájában égitestközelbe juttatott robotok.

Ma már a planetológia tárgyköréhez soroljuk a földtudományok olyan diszciplínáit is, amelyek a kozmikus eredetű ásványokat, kőzeteket kutatják. Beszélhetünk ezért például kozmokémiáról, kozmopetrográfiáról, vagy kozmo-geokémiáról is. A Naprendszer ásványi- és kőzetanyagait kutatja a meteoritika tudományága is. (Fontos folyóiratai a Geochimica et Cosmochimica Acta, ill. a Meteoritics and Planetary Science).

A tudományág legfontosabb éves konferenciája a Lunar and Planetary Science Conference (LPSC), melyet minden évben március harmadik hetében rendeznek meg Houstonban, a NASA Lyndon B. Johnson Space Center-ében (JSC), a Lunar and Planetary Institute szervezésében. 1970 óta folyamatosan tartva e konferenciákat (melyek neve az első 10 évben Lunar Science Conference volt), 2008 márciusában a 39. LPSC-t rendezik meg.

A Hold, a Mars és a Vénusz felszínének a kutatása[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A planetológia legismertebb kutatási területei a Földhöz legközelebb található Hold és a két szomszéd bolygó: a Vénusz és a Mars. A Hold volt az első olyan égitest, amelyre a földtudomány – elsősorban két fontos felszínelemző tudományág: a morfológia és a sztratigráfia – a Földön kifejlesztett módszereit alkalmazták.

Morfológia[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A morfológia az égitest felszínén megfigyelhető alakzatokat vizsgálja, kialakulásuk folyamatát kutatja. Ha a Holdat tekintjük első kutatási területnek, akkor három nagy csoportba sorolhatjuk a felszíni alakzatait: - Külső eredetű, becsapódási alakzatokra (ilyenek a körkörös medencék és a kráterek) - Belső eredetű, vulkanizmus és tektonizmus során kialakult egységekre (ilyenek a lávaelöntések, hasadékok) - Erózió során létrejött alakzatokra (ilyenek a folyamatos meteorit-bombázás során létrejött alakzatok, vagy más bolygótesteken a légköri folyamatok során keletkező alakzatok)

A Holdon a becsapódási alakzatokat minden mérettartományban megtaláljuk, az 1000 km átmérőjű medencéktől a mikrométeres nagyságú, ásványi anyagszemcséken megfigyelhető kráterecskékig. A vulkanizmus hatalmas lávasíkságokat formált, rajtuk redőgerincek, lávacsatornák és más alakzatok utalnak a keletkezés folyamatára. Eróziónak csak a kisméretű meteoritok által termelt holdi por és törmelékbevonatot tekinthetjük a Holdon.

A morfológiai tanulmányok során megismert alakzatokat fölhasználhatjuk a felszín történetének megismerésére. A felszínen fekvő kőzettestek egymáshoz való viszonya alapján először holdi rétegtani (sztratigráfiai) térképek készültek.

Rétegtan[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A rétegtan (sztratigráfia) településük sorrendjében tekinti át és földtani térképeken foglalja össze a Föld rétegeit. A rétegek (kőzettestek) azonosítására, települési sorrendjük föltárására a földtan számos axiómát és módszert fejlesztett ki. Ezeket a Holdra alkalmazva ott is azonosították a nagyobb kőzettestek tulajdonságait. Ezek átfedési viszonyait először fotometriai úton, távcsöves fényképfelvételekről, majd űrfelvételekről (Lunar Orbiter) állapították meg. A rétegtani térképező munka gyümölcse egyrészt a Hold fő emeleteit fölsoroló rétegtani oszlop, másrészt a Hold sztratigráfiai térképe.

A Hold legfiatalabb képződményei a sugársávos kráterek (kopernikuszi emelet), amiket lejjebb a még mindig fiatalosan tagolt morfológiájú, de már sugársáv nélküli kráterek (eratoszthenészi emelet) váltanak fel. Mindkét fiatalabb emelet rétegei többnyire csak kráternyi foltokban tűnnek fel, bár előfordulnak eratoszthenészi marék is (a Tycho vagy a Kopernikusz kráter sávjai is messzire nyúlnak, amit különösen telihold idején láthatunk jól). A foltnyi rétegtani egységek alatt két, nagy kiterjedésű kőzettesteket alkotó emelet következik:

  • a fiatalabb az imbriumi, amit az Imbrium-medence alapján jelöltek ki,
  • az idősebb nektári emelet, amit a Nektár-medencéből írtak le.

Legalul a krátermezőkkel borított terravidékek prenektári emelete fekszik.

Mivel a Merkúr felszíne igen hasonlít a Holdéhoz, a Merkúr felszíni kőzettesteinek tulajdonságait, a felszíni rétegek átfedési viszonyait a Mariner-10 fényképeire alapozva, a Hold rétegtana alapján foglalták össze.

Kőzetek a szilárd felszínű égitestekről[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A NASA Holdkőzet-készlet és a NIPR antarktiszi meteorit-készlet két olyan kőzetminta gyűjtemény, amely a Naprendszer szilárd égitest-mintáinak tanulmányozását teszi lehetővé magyarországi kutatók és egyetemisták részére is.

A földtudományok egy másik ága is a planetológia vizsgálati körébe került azzal, hogy szilárd anyagdarabokat azonosított, melyek más égitestekről származnak.

Meteoritok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Először a meteoritok voltak bizonyítottan külső eredetű anyagok. Mintegy 200 éve folyamatosan gyűjtik vizsgálatukkal az adatokat a szülő égitestek viszonyairól, mert a meteoritok szilárd égitestek letörött darabjai. Segítségükkel elsősorban a kisbolygók fejlődéstörténetét tanulmányozhatjuk.

Külön vizsgálati területet képeznek azok az ősi meteoritok, melyek milliméteres nagyságú "magocskákat", kondrumokat tartalmaznak. Ezek a kondritok, melyek kisbolygókról származnak. Ezáltal ma már nem csak a Hold és a Mars kőzeteiről van képünk, hanem a kondritos kisbolygók fejlődéstörténetét is rekonstruálhatjuk nagy vonalakban. E fejlődési folyamat hozta létre a meteoritok főbb típusait, például a vasmeteoritokat.

Holdkőzetek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Az Apollo-program során holdkőzetek kerültek a kutatókhoz (384 kilogramm), illetve a Luna-robotok is hoztak 3 különböző helyről holdi anyagokat. A Holdról gyűjtött minták fényében megtalálták a kutatók (az Antarktiszon gyűjtött meteoritok között) a Földre meteoritként eljutott holdkőzeteket is. Ma már mintegy 100 ilyen független (párosítással is csoportokba rendezett) holdi meteorit ismert (2008-as adat).

Marsi meteoritok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Harmadikként a Mars anyagai kerültek azonosításra a marsi meteoritok révén, melyeket a meteoritok egyik csoportjában azonosítottak. A független marsi meteoritok száma ma (2008-ban) mintegy 50 esemény. (Esemény a meteoritikában a hullás vagy a találás. Az összetartozó darabok egyetlen eseményt jelölnek. Például a mócsi hullásnál mintegy 3000 darabot gyűjtöttek össze.)

A bolygótestek erőtereinek kutatása[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Az űrszondák lehetővé tették, hogy ne csak a látható fény tartományában végezzünk kutatásokat, hanem az elektromágneses színkép más tartományaiban is. Ugyancsak lehetővé vált az égitesteket (bolygókat és holdakat) körülvevő ritka anyagtér és a különböző erőterek kutatása is.

A nagybolygókat sok szempontból jellemzi két erőtér. Az egyik a gravitációs, a másik a mágneses erőtér. A mágneses tér hatására jön létre egyes bolygók körül a magnetoszféra. E fontos erőterek vizsgálatára mutatunk be példákat.

Mágneses erőtér[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Már a Föld mágneses erőterének a megismerését is az űrszondák tették lehetővé. A Föld magnetoszférája mintegy 10 földátmérőnyi távolságban kiterjed a Nap irányában is. A Nap felől érkező részecskeáramlások alkotta napszél körbefogja áramlásával a földi magnetoszférát és hosszú elnyúlt uszályt kialakítva zárul csak össze több tíz földátmérőnyi távolságban. A magnetoszférán belül pedig olyan sugárzási övezetek jönnek létre, amelyekben viszonylag magas a töltött részecskék sűrűsége. E sugárzási övezetek alkotják a van Allen övet.

Gravitációs erőtér[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A gravitációs erőtér jellemzésére az űrszondák gravitációs térben történő gyorsulását mérik. Ez a gyorsulás egy homogén gömbtér esetén nem ingadozna, de különböző sűrűbb anyagtartományok fölött megnő, más, kisebb sűrűségű anyagrétegek fölött kissé lecsökken. Ezeket az ingadozásokat használták föl például a holdi mascon-ok, tömegkoncentrációk föltérképezésére. A Lunar Orbiterekkel 5 holdi lávasíkság (mare) területére mértek ki mascont, melyek az 1970-es évek elejére ismertté váltak.

Forgási erőtér és hatása a légkörre[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Fontos átmeneti anyagtartomány az égitestek külső zónájában a légkör. Nincs minden bolygónak légköre, mert annak megtartása függ az égitest tömegétől. A négy óriásbolygónak, valamint a Földnek, a Vénusznak és a Marsnak van légköre, és a Szaturnusz Titán nevű holdjának.

Az égitest forgási sebessége hat az égitest alakjára is. Még látványosabb a hatása azonban a légkörre. A forgási erőtér hatása az, hogy a felhőrendszer sávos szerkezetű lesz. Ilyennek észleljük már amatőrcsillagászati távcsőben is a Jupitert és a Szaturnuszt. A földi légkörben ezeket az öveket Hadley-celláknak nevezik.

Összehasonlító planetológia[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Naprendszerben található égitestek belső szerkezete fokozatosan alakult ki olyanná, amilyennek ma észleljük őket. Minden bolygótest összetételében is, tömegében is, Naptól mért távolságában is, más és más kezdeti feltételekkel indult ebben a fejlődési történetben. Ezért fontos szerepet kap az égitestek egyéni fejlődési útjának a leírása is, valamint ezeknek összehasonlítása. Az összehasonlító planetológia valójában hatalmas égitest laboratóriumoknak, azaz maguknak a bolygótesteknek az összehasonlítását végzi. Többnyire a jelenségek egy-egy körében végzi az összehasonlító vizsgálatokat, de évszázadokra kiterjedő programjához még sok új űrszondás égitestvizsgálatra van szükség.

Irodalom[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

  • Basilevsky, A. T.,& J. W. Head (1995): Regional and global stratigraphy of Venus: a preliminary assessment and implications for the geological history of Venus - Planetary and Space Science 43/12, pp. 1523-1553
  • Basilevsky, A. T.,& J. W. Head (1998): The geologic history of Venus: A stratigraphic view JGR-Planets Vol. 103 , No. E4 , p. 8531
  • Basilevsky, A. T.,& J. W. Head (2002): Venus: Timing and rates of geologic activity Geology; November 2002; v. 30; no. 11; p. 1015–1018;
  • Bérczi Sz. (1978): Planetológia. Egyetemi jegyzet, Tankönyvkiadó, Budapest (J3-1154)
  • Bérczi Sz. (1991): Kristályoktól bolygótestekig. 210.old. Akadémiai Kiadó, Budapest
  • Bérczi Sz. Hargitai H., Kereszturi Á., Sik A. (2001): Kis Atlasz a Naprendszerről (3): Bolygótestek atlasza. UNICONSTANT, Püspökladány (ISBN 963-00-6314-XÖ, 963 00 8474 0)
  • Bérczi Sz., Hargitai H., Illés E., Kereszturi Á., Opitz A., Sik A., Weidinger T. (2002): Kis Atlasz a Naprendszerről (4): Bolygólégkörök atlasza. ELTE TTK Kozmikus Anyagokat Vizsgáló Űrkutató Csoport, UNICONSTANT, Budapest-Püspökladány (ISBN 963-00-6314-XÖ, 963 204 061 9)
  • Frey, H. V., E. L. Frey, W. K. Hartmann & K. L. T. Tanaka (2003): Evidence for buried "Pre-Noachian" crust pre-dating the oldest observed surface units on Mars - Lunar and Planetary Science XXXIV 1848
  • Gradstein, F. M., James G. Ogg, Alan G. Smith, Wouter Bleeker & Lucas J. Lourens (2004): A new Geologic Time Scale, with special reference to Precambrian and Neogene Episodes, Vol. 27, no. 2.
  • Hansen V. L. & Young D. A. (2007): Venus's evolution: A synthesis. Special Paper 419: Convergent Margin Terranes and Associated Regions: A Tribute to W.G. Ernst: Vol. 419, No. 0 pp. 255–273.
  • Hartmann, W. K. & Neukum, G. (2001): Cratering Chronology and the Evolution of Mars. Space Science Reviews, 96, 165–194.
  • Hartman, W. K. (2005): Moons and Planets. 5th Edition. Thomson Brooks/Cole.
  • Head J. W. & Basilevsky, A. T (1999): A model for the geological history of Venus from stratigraphic relationship: comparison geophysical mechanisms LPSC XXX #1390
  • Kereszturi, Á. (2000): Ősi folyók a Marson. Vízügyi Közlemények, LXXXII/2. pp. 324-333
  • Kereszturi, Á. (2006): Fejezetek a Mars fejlődéstörténetéből. Magyar Tudomány 8, pp. 946-954
  • Mutch T.A., Arvidson R., Head J., Jones K.,& Saunders S. (1977): The Geology of Mars. Princeton University Press
  • Offield, T. W. & Pohn, H. A. (1970): Lunar crater morphology and relative-age determiantion of lunar geologic units - U.S. Geol. Survey Prof. Paper No. 700-C. pp. C153-C169. Washington;
  • Phillips, R. J., R. F. Raubertas, R. E. Arvidson, I. C. Sarkar, R. R. Herrick, N. Izenberg, and R. E. Grimm (1992): Impact craters and Venus resurfacing history, J. Geophys. Res., 97, 15,923-15,948
  • Scott, D. H. & Carr, M. H. (1977): The New Geologic Map of Mars (1:25 Million Scale). Technical report.
  • Scott, D. H. & Tanaka, K. L. (1986): Geological Map of the Western Equatorial Region of Mars (1:15,000,000), USGS.
  • Shoemaker, E.M., & Hackman, R.J., (1962):, Stratigraphic basis for a lunar time scale, in Kopal, Zdenek, and Mikhailov, Z.K., eds., (1960): The Moon - Intern. Astronom. Union Symposium 14, Leningrad, 1960, Proc.: New York, Academic Press, p. 289- 300.
  • Sik A., Kereszturi Á. & Hargitai H, (2005): A víz és a jég szerepe a Mars felszínfejlődésében. Földrajzi Közlemények CXXIX. (LIV) kötet/3-4. szám, pp. 159-176.
  • Spudis, P.D. & J.E. Guest, (1988):. Stratigraphy and geologic history of Mercury, in Mercury, F. Vilas, C.R. Chapman, and M.S. Matthews, eds., Univ. of Arizona Press, Tucson, pp. 118-164.
  • Spudis, P. D.& Strobell, M. E. (1984): New Identification of Ancient Multi-Ring Basins on Mercury and Implications for Geologic Evolution. LPSC XV, P. 814-815
  • Spudis, P. (2001): The geological history of Mercury. Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, LPJ Conference, #8029.
  • Tanaka K. L. (ed.) (1994): The Venus Geologic Mappers’ Handbook. Second Edition. Open–File Report 94-438 NASA. Tanaka K. L. 2001: The Stratigraphy of Mars LPSC 22, #1695
  • Tanaka K. L. & J. A. Skinner (2003): Mars: Updating geologic mapping approaches and the formal stratigraphic scheme. Sixth International Conference on Mars #3129
  • Wagner R. J., U. Wolf, & G. Neukum (2002): Time-stratigraphy and impact cratering chronology of Mercury. Lunar and Planetary Science XXXIII 1575
  • Wilhelms D. E. (1970): Summary of Lunar Stratigraphy - Telescopic Observations. U.S. Geol. Survey Prof. Papers No. 599-F., Washington;
  • Wilhelms D. (1987): Geologic History of the Moon, US Geological Survey Professional Paper 1348, http://ser.sese.asu.edu/GHM/
  • Wilhelms D. E.& McCauley J. F. (1971): Geologic Map of the Near Side of the Moon. USGS Maps No. I-703, Washington;

Külső hivatkozások[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]