Újdonságok a Szaturnusz vidékéről | MCSE

Újdonságok a Szaturnusz vidékéről

Az alábbiakban a Szaturnusszal és a Titannal kapcsolatos hírekről adunk rövid összefoglalót. A kisebb holdak esetében később, egy-egy közelítés után tekintjük át majd az új eredményeket.

A Szaturnusz magnetoszférájában keringő Cassini a következő ionokat figyelte meg: O+, O2+, OH+, H2O+, H3O+ és kevés N+. Utóbbi nem a Titannál, hanem a bolygóhoz közelebb mutatott maximális sűrűséget. Eszerint vagy a Titantól vitte távol valamilyen folyamat, vagy a belső holdak felszínén lévő ammóniából származik.

Megerősítést nyert, hogy az E-gyűrű fontos forrása a vízmolekuláknak és az ebből képződő ionoknak. Az A- és B-gyűrű környezetében O2+ és O+ ionokból meglepően sok volt, maximálisan 1 ion/cm3 sűrűséggel, amelyek a gyűrűt alkotó szemcsék felületéről az ultraibolya sugárzástól szabadulhatnak fel. A magnetoszférával kapcsolatos egyik legnagyobb meglepetés, hogy a rádió- és plazmadetektorok szerint a bolygó tengelyforgási ideje 10 óra 45 perc 36 másodperc. Ez 6 perccel hosszabb, mint amit 1980-81-ben a Voyager-szonda mért. A jelenség oka egyelőre nem ismert, de nem valószínű, hogy a bolygó forgása megváltozott volta. A magnetoszféra belső részén az elektronsűrűség a bolygó felé haladva folyamatosan nőtt, majd az A gyűrű pereménél 100 elektron/cm3 értékkel elérte a maximumot. A gyűrűk "felett" és "alatt" átlagosan 0,03 elektron/cm3-re esett vissza. Sikerült a Szaturnusz légkörében történő villámoktól származó rádiózajt is megfigyelni egészen 1 Cs.E. távolságból, azaz sokkal messzebbről, mint pl. a Föld esetében.

A Cassini-Huygens program fő célpontjáról: a Titanról kiderült, hogy ionoszférájában sok hideg molekuláris ion van. A legtöbb információ természetesen a Huygensről érkezett, amely ereszkedése közben 8 kB/s átviteli sebességgel sugározta adatait. Ereszkedése során a sztratoszféra alján jellemző 160 K-ről a hőmérséklet 100 és 60 km-es magasság közt csökkent a minimumra: 70 K-re. A légkörben a Vénuszhoz hasonlóan gyors szelek, úgynevezett szuper-rotáció figyelhető meg. A viszonylag kevés felhő miatt nehéz a szélsebességet meghatározni, általában max. 34 m/s körüli sebességű, keletre fújó szelek mutatkoztak. A troposzféra (35 km) alatt a felszínig folyamatosan nőtt a metán aránya, majd a leszállás után, valószínűleg a szonda fűtő hatásától a felszíni anyagokból is felszabadult. A nitrogén és a metán mellett egyéb kémiai összetevők nagyon kis arányban lehettek csak a légkörben. Ereszkedés közben 30 fokot lefedő fotókat készített a Huygens három kamerájával 150 és 3 km közötti magasságból, ezekből összesen 20 panoráma-felvételt állítottak össze. A Huygens az utolsó képet 3 km magasból rögzítette, ennek felbontása 1 m volt. Az ereszkedés utolsó 30 km-es szakaszán a radaros magasságmérő is üzemelt. Végül 5 m/s sebességgel landolt a berendezés.

A Titan sűrű légkörének védő hatása miatt a becslések alapján 6-10 km-nél kisebb kráter alig lehet felszínen. Az eddig — főleg radarral — megörökített kráterek közül a 15-30 km közötti átmérőjűekből lávafolyáshoz hasonló szerkezetek indulnak ki. Ezek lehetnek vulkáni eredetűek, de a Vénusznál láthatóhoz hasonló jelenség is felléphet, ahol a becsapódástól megolvadó anyag távolra folyik a krátertől. Az eddigi radarmegfigyelések alapján a hold felszínének csak 0,6%-án mutatkoztak kráterek, ami aktív felszínformálásra és 10-100 millió éves korra utal. Az eddig talált legnagyobb kráter a 440 km-es Circus Maximus, amely már a fotókon is sejthető volt, de a radarfelvételeken sikerült csak egyértelműen azonosítani. A Titanon megörökített elágazó csatornákat valószínűleg folyékony szénhidrogének vájták, sötét színüket talán a belőlük lerakódott anyagok adják, magát a folyadékot egyelőre nem sikerült megfigyelni áramlás közben. A csatornákhoz néhol legyezőszerű képződmények is kapcsolódnak, valószínűleg lerakott hordalékból. Az eddig talált csatornák szélessége 0,5 és 1 km közötti, hosszuk néhányszor 10 km-től 1500 km-ig terjed. A jelek arra utalnak, hogy csapadék főleg a sarkvidékeken hullik, itt több csatorna látható, mint máshol. Eróziós és akkumulációs folyamatokra utaló, egymással párhuzamos lineáris képződmények is mutatkoznak a felvételeken, ezek talán jég-homokdűnék. Utóbbiaknak a "macskakarmolások" elnevezést adták — feltehetőleg a korábbi, szintén sajátos nevű "Sziszi, a fekete macska" nevű terület nyomán.

Kriovulkanizmusra (azaz "jégvulkanizmusra") utalnak a megfigyel dómok és lávafolyásszerű képződmények. Az egyik legérdekesebb vulkáni szerkezet az é.sz. 49°7 és a ny.h. 87°3 környékén mutatkozó 180 km átmérőjű körkörös képződmény. Centrumában egy 20 km-es, gyenge radarvisszaverő képességű mélyedés található, néhány fényes, lávafolyásra emlékeztető szerkezettel és legalább négy csatornaszerű folyásnyommal a vulkán lejtőjén, utóbbiak egyike a 90 km-es hosszt is eléri. Mindezek mellett sok helyen figyelhetők meg erős radarvisszaverő képességű, néhol 200 km-nél is hosszabb lávafolyások. Ezek megjelenése a földi bazaltos lávafolyásokhoz hasonló, valószínűleg ammónia és víz keverékéből állnak.

Az egyik legfontosabb kérdés, a szénhidrogén tengerek léte még mindig nincs egyértelműen tisztázva. Bár a legtöbb megfigyelés tavakra és tengerekre utal, néhány esetben mintha a "szárazföldről" induló képződmények a tenger felszínén is folytatódnának — igaz, ezek furcsa szigetek is lehetnek. A radarral eddig főleg kisebb, kb. 30 km-es, sima felszínű vidékek, feltehetőleg tavakat mutattak ki.
Az új eredmények a Szaturnusz és holdjainak kialakulását is segítenek megérteni. Az ősködben zajló kondenzáció erősen függ az oxigén- és szénatomok állapotától, mennyire hajlandók reakciókba lépni más összetevőkkel. Ilyen szempontból a korábbi elgondolások szerint az óriásbolygók (esetünkben a Szaturnusz) közelében a szén redukált állapotban, főleg metán (CH4) formájában, míg a születő bolygóktól távolabb elsősorban oxidált állapotban (CO) volt jellemző. Az új eredmények alapján a Szaturnusz közelében az ősköd oxigénben lényegesen gazdagabb volt, mint korábban gondoltuk.
A Phoebe a többi holdnál kicsit sűrűbb, amit több CO-t magyarázhat a kialakulásakor, ez alátámasztja a befogódásos eredetet. A többi holdnál inkább a szénhidrogének domináltak. A Titan légkörével kapcsolatos egyik nagy kérdés, hogy a Jupiter hasonló méretű holdjait miért nem övezi ilyen sűrű atmoszféra. Robert Pepin (University of Minnesota) és kollégái a Huygens légköri méréseiben nem találtak 38-as és 36-os argon izotópot. Argonból csak a 40-es izotóp mutatkozott, ami 40-es kálium radioaktív bomlásával keletkezik — azaz nem ősi eredetű. A megfigyelt argonarány legalább ezerszer kisebb a földinél, tehát eredetileg is kevés épült be a hold anyagába. Az argon a laborkísérletek szerint csak kb. 50 K alatti hőmérsékleten adszorbeálódik a jégkristályokhoz — így épülhetett volna be a hold anyagába. A nitrogén megkötése ammónia formájában történik, de magasabb hőmérsékleten, ebből már bőséggel van is a Titanon. A Szaturnuszt és holdrendszerét kialakító ködösség valószínűleg túl meleg volt az argon, de elég hűvös a nitrogén megkötéséhez. A Jupiter közelebb volt a Naphoz, emellett a "protojupiter" nagyobb tömege miatt már kezdetben is több hőt sugárzott, mint külső társa. A születő Jupiternél magasabb hőmérséklet uralkodott, így ott alig épült be argon és nitrogén a holdakat kialakító jegekbe. Talán ezért nem övezi a Galilei-holdakat olyan sűrű atmoszféra, mint a Titant. Mindent összevetve a Titan vulkánjaival, töréses képződményeivel, szeleivel, folyóival, tavaival és tengereivel az egyik legaktívabb és legváltozatosabb égitest a Naprendszerben.


A www.mcse.hu oldal felületén sütiket (cookie) használunk. Ezeket a fájlokat az ön gépén tárolja a rendszer. Az oldal használatával ön beleegyezik a cookie-k használatába. További információért kérjük olvassa el adatvédelmi tájékoztatónkat. További információ

The cookie settings on this website are set to "allow cookies" to give you the best browsing experience possible. If you continue to use this website without changing your cookie settings or you click "Accept" below then you are consenting to this.

Close