Dimenzió #02

Világ(egyetem)

(csillagászat)

Legnépszerűbb számunk

[#24] Kapcsolat - kezdő és gyakorló szeretőknek -


Legnépszerűbb cikkünk

[#24] Szerelmes versek

┌─▄     ▄         ▄  ▄             ▀Ý        ┐   ▄ ▄              ▀Ý ┐
├─█     █ ┐ ▄ ▄─┐ ▄ ─█─ ▄─┐ ▄─┐   ▄─┐ ▄─┐    │ ▄ ▄─┐ ▄─┐ ┬─▄ ┬ ▄ ▄─┐ │ ▄ ▄─┐
│ █     █ │ █ █ │ █  █  █─┘ █     █─┘ ▀─┐    █─┤ █ │ █   │ █ │ █ █─┘ █─┤ █─┘
┘ ▀   └─▀ └─▀ █─┘ ▀  ▀  ▀─┘ ▀     ▀─┘ ▀─┘    ▀ └ ▀─┘ ▀   ┴ ▀ └─█ ▀─┘ ▀ └ ▀─┘
              ▀                                               ─▀


                           Hosszú út a Jupiterig
                        (A Galileo űrszonda 6 éve)
 
   A  Galileo  űrszonda  4 milliárd  km  megtétele után  1995. december 7-én 
megérkezett a Jupiter rendszerébe. A légkörkutató szonda behatolt a  Jupiter
légkörébe, és ott  70  percig  mérte  a  Jupiter légkörét.  Mivel jelenleg a 
Jupiter a Nap túloldalán tartózkodik, így csak tavaszra  tudhatjuk meg, hogy
e rendkívüli utazást sikernek vagy kudarcnak  tekinthetjük-e.  Nézzük  át az 
előzményeket és az utazás eddigi állomásait.

                                  A terv

   A  Galileo  program  ötlete a hetvenes években  született, mint a Voyager 
terv kiegészítő része.  A szonda  célja  a  Jupiternek  és  holdrendszerének 
vizsgálata lett volna, de az 1979-ben fellövendő szonda tervét a Kongresszus
megvétózta,  így  a  terv megvalósítását csak a 80-as évek elején kezdhették 
meg. Az eredeti  elképzelés  szerint  a  Galileót közvetlenül a Jupiter felé 
indították volna, 1986-ban. A tervet a  Challenger űrrepülőgép katasztrófája
keresztül húzta, így a fellövést el kellett halasztani. A NASA  új  vezetése 
megtiltotta, hogy az űrrepülőgépek rakterében  robbanásveszélyes - folyékony 
rakétahajtóanyagú -  CENTAUR D1T  gyorsítófokozat  utazzon -  ami  nélkül  a 
Galileo nem érhette el célját...
   Új terv kellett, ami eljuttatja az űrszondát a céljához. Így jött létre a
VEEGA (Vénusz-Föld-Föld-gravitációs segítség); eszerint a  szondát  egy  kis 
szilárd hajtóanyagú gyorsító rakétával kilőtték a Vénusz felé. A Vénusz és a
Föld hintamanőverei  alapjá n kap  ahhoz  elég  sebességet,  hogy  elérje  a 
Jupitert. A szonda így kutathatja a Vénuszt, kétszer  a Föld-Hold  rendszert 
és - a program érdekességeként - a 243 IDA és 951 Gaspra kisbolygókat.

                   A technikai dolgok - a fellövés

   Ez az új és bonyolult pálya azonban számos problémát vetett fel, s  ezért 
az  űrszonda  sem  külsőleg,  sem  belsőleg nem azonos azzal az űreszközzel, 
amelyet  1986-ban  akartak  indítani. Megnőtt egyrészt a repülés időtartama, 
így  több  alkatrészt  nagyobb  megbízhatóságú, újabb technológiával készült 
eszközzel  cserélték  ki.  Másrészt  a  Vénusz-megközelítés  miatt, a szonda 
közelebb került a Naphoz, ezért meg kellett oldani annak hővédelmét.
   Utólagos hővédelmet kapott a nagy  méretű  parabola  antenna, sőt  azt  a 
Naptól történő eltávolodásig kisebbre nyitották. Ezért kapott a  szonda  egy
gyengén  irányított  antennát is, ami végül megmentette a programot a teljes 
kudarctól.
   A   Galileo   űrszonda   indítására   1989. október  18-án,  az  Atlantis 
űrrepülőgép fedélzetéről került sor. Az elindított anyaszonda tömege 2668 kg 
volt, melyből 103 kg-ot  tettek ki  a tudományos berendezések és 935 kg-ot a 
hajtóanyag. Az anyaszondán helyeztek el egy 335 kg-os légköri szondát, amely
1995. december 7-én  merült  bele  a  Jupiter  légkörébe.  A   rádióizotópos 
generátorok  a  start  után 570 W  teljesítményt adtak le. A parabolaantenna 
átmérője  4,8 m,  a  magnetométer  rudazatának  hossza  pedig  11 m volt. Az 
Atlantis öt főnyi személyzete, miután  ellenőrizte az űrszondát, a raktérből
kiemelve elindította a Vénusz felé.

                       Az első három megközelítés

   A   370 km   magasságból   41.100  km/h   sebességgel   indított   szonda 
1990. február 10-én  közelítette  meg  a  Vénuszt.  15.800 km-re suhant el a 
bolygó  mellett  és  érzékelőivel a felhőkbe burkolódzott égitestet és annak 
magnetoszféráját vizsgálta. Infravörös  műszerével 10-16 km-nyire belátott a
felhőzet    alá    és    meghatározta    a   légkör    mélyebb    rétegeinek 
hőmérséklet-eloszlását. Az éjszakai oldal felett repülve a felszín közeléből 
érkező  sugárzást  észlelt.  Felvételei  kirajzolták  a Vénusz domborzatának 
körvonalait,  valamint  elkészítette  a  Vénusz mágneses térképét. A Galileo 
ezután  1990. február 20-án  102 millió km-re  közelítette  meg a Napot és a 
napszél sebességét és összetételét mérte.
   A szonda ezután ismét a Föld felé vette az irányt, és 1990. december 8-án
haladt el mellettünk  960 km  távolságban. Fényképeket készített a Föld-Hold 
rendszerről. Bolygónk  gravitációs  tere  nagyot  lendített a szondán, amely 
elindult a kisbolygóövezet belső része felé.

                               A probléma

   A Naptól távolodó űrszonda antennáját 1991. áprilisában akarták kinyitni,
hogy a Gaspra kisbolygóról minél több adatot tudjon hazaküldeni, azonban  az
antenna  18  szárából  3  nem  nyílt  ki   és   így   az   egész   szerkezet 
használhatatlanná  vált.  Valószínüleg  ez  volt az ára, hogy az űrszondát a 
Vénusz felé küldtük. Mert az úgynevezett hőtágulás miatt nem lehetett rögtön 
az indulás után kinyitni az antenna szárait, mint pl. a Pioneer és a Voyager
űrszondáknál. Még  az  is  lehetséges,  hogy  a  szilárd hajtóanyagú rakéták 
működésekor létrejövő vibráció okozta az antenna  meghibásodását. A  Galileo 
azóta is kénytelen a  kis  átviteli sebességű  antennáját használni, mellyel 
sokkal lassabban sugározhatja csak vissza eredményeit. A kis  antenna a Föld
közelében  még  tudja pótolni  a nagy antennát, de a Jupiter távolságában az 
átviteli  sebesség  mindössze  10 bit/mp,  míg  a  nagy  antennával   mindez 
134.000 bit/mp  lett  volna.  A   különbség  óriási,  épp  ezért  kellett  a 
Jupiter-programot megkurtítani, főleg a látványos és sok információt igénylő 
fotókészítést  csökkentették.  Mivel  a  kis antenna  jelerőssége kisebb is, 
tehát a Földön nagyobb rádiótávcsővel kell fogni a jeleket, és ez  növeli az 
így is szűkös költségeket. Az 1986-os 500 millió dollár helyett 1996  végéig 
már mintegy 1,5 milliárdba kerül a program.
   Az  űrszonda 1991. október 29-én közelítette meg a 951 Gaspra kisbolygót, 
amelyet  1916-ban  fedezett  fel  Neujmin, és addig csak azt tudtuk, hogy  S 
típusú,  szilikátokban  gazdag  anyagú  égitest.  A  Galileo  az   emberiség 
történetében először készített felvételeket ilyen típusú égitestről.

                                                              Hoffmann János
                                                               (folytatjuk)






                          Az Io elektromos szelleme

   Az infravörös tartományban végzett csillagászati megfigyelések most olyan
eredményt  produkáltak  a Jupiter holdjával, az Io-val kapcsolatban, amelyet 
már 3 évtizeddel korábban  előrejeleztek.  E. K. Bigg levezette, hogy amikor 
az Io a Jupiter körüli pályán elér egy bizonyos pontot, akkor rádió jeleknek 
kell keletkezniük. Az elméleti szakemberek ennek okát abban  látták, hogy az 
Io a Jupiter  magnetoszférájában  keringve  400.000 V-os  töltést hoz létre, 
amely  2 trillió W-os  teljesítménnyel áramoltat töltött részecskéket a hold 
vékony ionoszférája és a  Jupiter  között. Annak  megállapítására, hogy ez a 
"töltéscső" tényleg létezik, a Voyager-1-et arra utasították,  hogy repüljön 
át ezen a töltéscsövön. Ez azonban nem történt meg, de elég közel  repült el 
ahhoz, hogy mérni tudja ennek a töltéscsőnek a teljesítményét.
   A Science  1993  november 12-i  számában John  E. P. Connerney  és  három 
kollégája (NASA Goddard Space Flight Center) bejelentették, hogy megtalálták
ennek a töltéscsőnek az "izzó" talppontját. Ez egy fényes  elkülönült  folt, 
amelyet H3+ atomok által  kibocsájtott  3.4 mikronos  tartományban készített 
felvételeken a Jupiter  aurórájáról készítettek.  8º-kal  Délebbre  a sokkal 
fényesebb auróra folttól egy kis alakzat kerüli meg a Jupiter pólusát  az Io
pályamozgásával összhangban; és ez jelöli  ki  azt  a helyet,  ahol  az erős 
elektronáram az Io-ról a bolygóra ömlik. A folt 15º-kal az  Io pályája előtt 
jár, pontosan úgy, ahogy azt Peter Goldrerich és Donatd Lynden-Bell 25 évvel
ezelőtt megjósolta.
   Az Io  "izzó árnyéka"  eléggé fényesen látszik a Jupiter Déli féltekéjén, 
ahol a sarki mágneses mező elég  gyenge  ahhoz, hogy  az  érkező  elektronok 
mélyen az ionoszférába hatoljanak és kiváltsák az áruló  H3+  emissziót.  Az 
Északi póluson a folt jelenléte kevésbé  nyilvánvaló, mert  a  mágneses mező 
erősebb,  így  lelassítja  és  kilöki  az  elektronokat  a  legtöbb mágneses 
erővonal mentén,  mielőtt  még  azok  elérhetnék  a  Jupiter  ionoszféráját. 
Connerney  véleménye  szerint  ez  a  hirtelen  visszafordulás  készteti  az 
elektronokat a rádiósugárzás kibocsájtására, amelyről 30 évvel ezelőtt  Bigg 
beszélt.
   A töltéscső elmélet további igazolásul a folt szolgál,  mintegy  mágneses 
jel,   amit   eddig  nem,  tudtak  kimutatni.   Ez   alapvető   bizonyítékot
szolgáltathat,  mondja  Connerney.  Kimutatták, hogy  az  Io-hoz  kapcsolódó 
töltcscső 422.000 km-re a  Jupiter középpontjától is Iétezik.  A  pólusokhoz 
közeli és így magasabb mágneses szélességen levő erővonalak mentén létrejövő
elektronáram közel 2 millió km-re is ki kell, hogy terjedjen.

                              Sky & Teleskop

                                              Fordította: Nagy Mélykúti Ákos






                            Az Io vad vulkánjai

                                    A vulkáni tüzek a Jupiter furcsa holdján
                                    az  Io-n  sokkal  dühöttebben tombolnak,
                                    mint bárhol máshol a Naprendszerben.

                                                             Richard Talcott


   Tűz és kénkő. Ezek a  szavak  pokoli földjét jelentik  az olvadt lávának, 
ahol  a  vulkánok  kénes  gőzöket lövellnek  magasra  a  vékony  légkörbe. A 
csillagászok nem félnek vagy tartózkodnak ettől a  helytől, inkább  alaposan 
vizsgálják. Ez a hely egy valós  világot jellemez, a Jupiter figyelemreméltó 
holdját, az Io-t.
   Amikor  a  Voyager-1 1979-ben elrepülve az Io mellett vulkánokat fedezett 
fel  rajta,  akkor  a   legtöbb   csillagász   megdöbbent   azok  nagyságán. 
Köszönhetően  a   Voyager   kameráinak,   kilenc  különböző  aktív   vulkánt 
észlelhettünk,  melyek  mindegyike  mellett  a  legnagyobb földi vulkánok is 
eltörpülnek. A képek egy magából teljesen kifordult világot mutattak.
   Amióta  a  szondák  felfedték a vulkáni tevékenységet, a csillagászok nem 
vártak ölbetett kézzel a következő szonda a Galileo  1995-ös  odaérkezéséig. 
Köszönhetően a kifinomult  földi  távcsöveknek,  most már innen a Földről is 
figyelemmel kísérhetjük az  ott  zajló  folyamatokat. Amit  találtunk,  az a 
Naprendszer  vulkánilag  legaktívabb   világa,  ahol  az   aktivitás   rövid 
periódusok alatt változik.

                           Vörösebb, mint a Mars

   Még mielőtt a Voyagerek aktív vulkánokat fedeztek volna fel, már akkor is 
érdekesnek  tűnt  az  Io.  A  csillagászok  1610 óta tanulmányozzák az Io-t, 
amióta az  olasz Galileo felfedezte a Jupiter  másik  három  nagy  holdjával 
együtt   (Európa,  Ganemedes,  Callisto).   A  csillagászok   300  évig  úgy 
tekintettek  ezekre  a  holdakra,  mint   egymásra,  és   a  Föld   holdjára 
hasonlítókra.
   Ez  az  álláspont nem  változott  egészen  eddig  a  századig,  amikor  a 
csillagászok a jobb műszereikkel felfedték az Io különbözőségét. Az  1920-as 
években  az  észlelések  azt  mutatták,  hogy  az Io fényessége és színe úgy 
változik, ahogy  a  hold a  Jupiter  körül kering. Ezenfelül kiderült az is, 
hogy a legvörösebb égitest a Naprendszerben, még a Marsnál is vörösebb.
   Két  dolog  tette  még  zavarosabbá  a  képet  1964-ben. Az első, hogy az 
észlelések  abnormálisan  fényesnek  mutatták az Io-t, ahogy egy fogyatkozás 
alkalmával kibukkant  a  Jupiter  árnyékából  (Nem  meglepő, hogy azóta ez a 
kérdés, hogy  vajon  az  abnormális  fénylés  valós volt-e, megoldódott.). A 
másik, hogy  a  Jupiter erős  rádiósugárzása összefügg  az  Io helyzetével a 
bolygó körüli pályán, azt mutatva, hogy az Io valahogyan  kapcsolatban van a
Jupiter mágneses mezejével.
   1973-ban  a  Pioneer-10  űrszonda volt  az első közeli felderítő. Bár nem 
készített  képeket  az  Io-ról,  de  pontos  adatokat   szolgáltatott  annak 
tömegéről.  Amikor  ebből  és  az ismert átmérőből (3.630 km) kiszámolták az 
átlagos  sűrűségét, akkor  az  3,6 g/cm-nek  adódott,  ami  7%-al  nagyobb a 
Holdénál és elvárható egy ilyen tisztán kőből álló világtól.
   Természetesen  a  legrejtéjesebb az volt, hogy az infravörös tartományban 
végzett  észlelések  azt  mutatták, hogy  az Io hőmérséklete gyorsabban esik 
bizonyos hullámhossz  tartományokban, mint másokban, amikor a Hold a Jupiter 
árnyékát  keresztezi.  A 70-es  években az Io összezavarta a csillagászokat, 
mert  sok  észlelésnek nem volt értelme. De akkor még úgy  gondoltunk erre a 
holdra, mint egy hideg, geológiailag halott világra.
   Minden megváltozott 1979 márciusában, amikor a Voyager-1 keresztül húzott
a  Jupiter  rendszerén.  A  nagyfelbontású  képek  nem mutattak becsapódásos 
krátereket az  Io  felszínén.  Ha  az  Io  halott  világ  lett  volna, akkor 
becsapódásos krátereknek  kellett  volna  tarkítaniuk  a  felszínét. De ezek 
hiánya azt jelentette, hogy valami olyan folyamat zajlik, vagy  zajlott ott, 
ami eltüntette az ilyen krátereket.

                              Gombák az Io egén

   Néhány  nappal  később  megoldódott a rejtély, aktív vulkánokat láttak az 
Io-n.  Nem  kevesebb  mint  9  vulkán  köpködött hatalmas felhőket több tíz, 
illetve  száz  kilóméter  magasra  az Io  felszíne fölé. A vulkáni aktivitás 
olyan intenzív, hogy az Io felszíne 10 cm/év sebességgel vastagszik.
   A  kitörések  két  főbb  osztályba  sorolhatók.  A  Pelle vulkán az egyik 
osztály  képviselője, és  sajnos egyben az egyetlen példája is csoportjának, 
amit a Voyagerek működés közben fényképeztek. A Pele-típusú vulkánok esernyő
alakú felhőt hoznak  létre,  amelynek  magassága  eléri  a  300 km-t,  míg a 
vulkáni törmeléket több mint 1.000 km-es körzetben szórják szét. Ahhoz, hogy
a felhő ilyen magasságot elérjen, a vulkáni anyagoknak 1 km/s-os sebességgel 
kell kidobódniuk.
   A  Pelle-típusú  vulkánok úgy tűnik, hogy kén kigőzölgések, és csak rövid 
ideig  működnek,  valószínüleg néhány napig, vagy hétig. A Pele 4 hónappal a
Voyager-1 után, amikor  a Voyager-2 odaérkezett, már nem működött. Két másik 
vulkán a  Surt  és  az  Aten  körül friss vulkáni törmelék látszott, melyből 
ítélve ezek  is  Pelle-típusú  kitörésen  mentek keresztül az eltelt 4 hónap 
alatt.
   A többi 8 vulkánt mind a két Voyager hasonlónak látta a Prometheus-típusú
kitörések  kisebbek,  mint  a  Pele-típusúak, mert a vulkáni felhő magassága 
csak 50-200 km közötti, és a törmeléket  is  csak  néhány  száz  kilóméteres 
körzetben szórják szét. Ezek hamut lövellnek ki  0,5 km/s-os sebességgel, és 
több évig is működhetnek. A legjobb elmélet ezek működésére, hogy a vulkánok
folyékon  kéndioxid  medencékből  táplálkoznak,  amelyek  hőmérséklete 400 K 
körüli.
   Egy  vulkán  különös  figyelmet érdemel. A Loki bár Prometheus-típusúként 
lett  osztályozva,  inkább   átmenetet  képez.  Néhány  napig,  a  Voyager-2
ottjártakor, egyik  felhője  a  kettő  közül  elérte  a  Pele-típusú kitörés 
méretét.
   A  Voyager-1   hőtérképet  is   készített   az   Io-ról   az   infravörös 
interferometer  spektroszkóppal  (a Voyager-2 túl messze  repült el, hogy  a 
hőmérsékletet mérni tudja). A  műszer  forró  pontokat talált, amelyek közül 
egyesek  működő,  mások  éppen  nem  aktív  vulkánokkal  voltak  kapcsolatba 
hozhatók. Ezeknek a forró pontoknak  a  hőmérséklete  400 K  körüli  volt  a 
Prometheus-típusú vulkánok esetében, míg a 600-700 K körüli a Pele esetében.

                               Apály és dagály

   Milyen  forrásból  működnek  a  vulkánok?  A  csillagászok  általában két 
dologból  tudják  levezetni  azt, hogy  mi hozhat létre a bolygók, illetve a 
holdak  belsejében   annyi  hőt, ami   a   felszín   geológiai   aktivitását 
eredményezi. Az egyik a  rádióaktív elemek bomlásából vezethető le. A hosszú
bomlásidejű elemek, mint az urán, tórium  és kálium generálhatnak hőt, ahogy
több milliárd év alatt elbomlanak. Ez adja az  energiát  a földi vulkánoknak 
és a lemeztektonikának.
   Azonban  minél  kisebb  az  égitest,  annál  kevesebb  rádioaktív  elemet 
tartalmaz és  annál  gyorsabban  távozik  az  űrbe  a  keletkezett  hő. Több 
milliárd  éve  például  láva  folyt  a  Holdon  is.  A Hold már kihűlt azóta 
annyira, hogy  a kérge több száz kilóméter vastag. Mivel az Io durván azonos 
méretű  és  tömegű,  így  nem  valószínű,  hogy a radioaktív bomlás jelentős 
szerepet játszik, ha játszik, az ott folyó vulkáni tevékenységben.
   A másik  módja  a  belső  hőképződésnek az árapály erők által keltett hő, 
amihez kell egy szomszédos test  -  ami az  Io  esetében  meg is van. Ezt az 
elméletet Stanton Peale és kollégái dolgozták  ki (University of California,
Santa  Barbara)  és  publikálták  3  nappal   azelőtt,  hogy  a  Voyager-1 a 
Jupiterhez  ért volna. A Jupiter gravitációja okozza az árapály dudorokat az 
Io-n ugyanúgy, ahogy a  Hold  a földi óceánok árapály dudorait, és ahogyan a 
Föld is árapály dudorokat okoz a Holdon. És ahogyan az a Holddal is történt,
az  árapályerők  miatt  került   szinkronba  az  Io   tengelyforgásideje  és 
keringésideje. Ez azt jelenti, hogy amíg egyszer megfordul a Hold a tengelye
körül, addig végez egy keringést  a Jupiter körül is, és így mindig ugyanazt 
az oldalát mutatja az óriásbolygó felé.
   Ezek  az  árapályerők  azonban  nem  fűtenék  az  Io-t,  ha  az tökéletes 
körpályán  keringene  a  Jupiter  körül. De a  pályája kissé elliptikus, így 
amikor  közelebb  van  az óriásbolygóhoz, akkor gyorsabban halad a pályáján, 
míg amikor  attól távolabb  van, akkor lassabban halad. Az Io tengelyforgása 
azonban  változatlan, tekintet  nélkül  arra, hogy  a  Hold  pályájának mely 
szakaszán van, így ez az árapálydudort hol előre rántja, hol visszatartja. A
Jupiter  gravitációja  közben azon munkálkodik, hogy az árapálydudort mindig 
maga felé fordítsa. Ezek  miatt az erők miatt az Io kérge egyfolytában mozog 
és ez a mozgás állítja elő a belső hőt.
   Ha az  Io  és a Jupiter teljesen egyedül lennének az űrben, akkor ezek az 
erők  az  Io  pályáját  tökéletes  körré  alakítanák.  De  a  Galilei holdak 
keringésideje  rezonanciában  van  -  amíg  a  Ganimedes egyszer megkerüli a 
bolygót, addig  az  Európa  kétszer,  az Io pedig négyszer. A holdaknak ez a 
visszatérő  csoportosulása  tartja  az  Io-t  elliptikus  pályán,  és ez nem 
engedi,  hogy  kör  alakúvá  váljon,  valamint  ez  okozza  a  belső   tüzek 
hevességét.
   Bár  az  árapályerők  megmagyarázzák,  hogy  mi  generálja  az Io vulkáni 
aktivitása  során  felszabaduló  hőt,  de  egy kérdést mégis nyitva hagynak. 
Alfred McEwen  és  kollégái  (U. S. Geological Survey) részletes mérései azt 
mutatják, hogy az  Io-ról  kiáramlott hőenergia a Voyager-1 ott tartózkodása
alatt  sokkal  nagyobb  volt,  mint  az  árapályerők  által  keltett átlagos 
hőkiáramlás. Nyilvánvaló, hogy  az  Io  nem  volt szokatlanul aktív abban az 
időben, így az árapály keltette hőnek az idővel változnia kell.

                          Infravörös szemmel nézve

   Miután  a  Voyagerek  elhagyták  a Jupitert és rendszerét, a csillagászok 
rákényszerültek hogy a Földröl észleljék  az  Io-t.  Megtudhattunk-e  valami 
érdekeset? A legjobban meglepő dolog az Io  vulkáni aktivitása  volt, amit a 
legtöbb csillagász soha még csak nem  is  gyanított, mielőtt a Voyagerek ott 
jártak volna.
   Két  dologgal  magyarázható,  hogy   a  földi   megfigyelések  most   már 
használhatóak  az  Io  tanulmányozásához.  Az  első, hogy  a  csillagászok a 
Voyagerek  adataiból  már  tudják, h ogy  az  Io-n vulkánok működnek és azok 
pontos  helyének  ismeretében  könnyebb  megmagyarázni, hogy  mit  látnak  a 
távcsőben. A  második  pedig  az,  hogy  az  infravörös  tartományban működő 
műszerek  annyit  fejlődtek  az  elmúlt  évtizedben, hogy azok képesek az Io 
forró pontjainak felbontására.
   Az infravörös  tartományban végzett megfigyelések a leghasznosabbak, mert 
a Hold forró pontjai a legtöbb energiát ezen a hullámhosszon sugározzák. Bár
az Io megfigyelésére mindig lehetőség van, amikor a  Jupiter látható,  de  a 
legjobb akkor, amikor a Hold a bolygó árnyékában van. Az ilyen fogyatkozások
alkalmával a Holdról nem sugárzódik ki a Nap által okozott hő,  és így semmi 
nem homályosítja, rejti el a forró pontokat. A legnagyobb  hátránya  ezeknek 
az észleléseknek, hogy fogyatkozások  alkalmával  az  Io  mindig ugyanazt az 
oldalát fordítja a Jupiter és  így  a  Föld  felé  is. így a másik oldal nem 
látható.
   Másik  jó  lehetőség  az  Io  észlelésére, amikor az a bolygó mögé kerül. 
Ahogy a Hold a bolygó mögött eltűnik, a csillagászok meg tudják mérni a Hold
fényességének  változásából,  hogy  az  egyes  forró pontok mikor tűnnek el. 
Ekkor ugyanúgy, ahogy a fogyatkozások  alkalmával,  csak a Jupiter felé néző 
oldal megfigyelésére van mód. A másik oldal megfigyelésére  csak  akkor  van 
lehetőség, amikor a  Hold  a  Jupiter felénk néző  oldalán van. De nagyon jó 
lehetőség kínálkozik olyankor is, amikor  egy másik hold elfedi az Io-t, ami 
egy év alatt többször is előfordul, de csak durván hat éves periódusokban.
   Az  infravörös  távcsövek  nem  csak  azokat  a  forró  pontokat  képesek 
megkülönböztetni,  amelyeket  a  Voyagerek  találtak,  hanem  olyanokat  is, 
amelyeket  a  szondák  nem  láthattak.  John  Spencer  és  kollégái  (Lowell 
Observatory)  több  éven  keresztül  észlelték  az  Io-t  a  NASA  3,2  m-es 
infravörös  távcsövével  a  hawai-i  Mauna  Kea  obszervatóriumból. Az 1989. 
decemberében  végzett  megfigyelések  alkalmával egy  addig ismeretlen forró 
pontot  találtak.  Ezt  a  foltot  egy hawai-i  viharistenről Kanehekili-nek 
nevezték el.
   Az  elmúlt  években  több  kutatócsoport  (Spencer-é is)  figyelte a Hold 
Jupiter  felé  néző  oldalán  levő legnagyobb forró foltot, a Loki-t. A Loki 
fényessége  sokat változik - fényes volt 1989 végén  és 1990 elején, halvány 
1990 tavaszán  és  őszén, majd  ismét  fényes  1990  telén  és  halvány 1991 
októbere  és  1992  májusa  közt. A Loki 16-szor fényesebbnek látszott 1989. 
decemberében, mint két évvel később.
   A  Loki  sokkal  hidegebbnek  látszik, amikor csendes, mint amikor aktív. 
1991 január 24-én, egy aktív időszakában a hőmérsékletét 480 K-esnek mérték.
Egy évvel  később  a csendes  időszakban  a hőmérséklete  355 K-re esett. Az 
észlelésekből az tűnik  ki, hogy  a Loki fényessége a hőmérsékletével együtt 
változik, ahelyett, hogy a vulkanikus tevékenység alkalmával  kidobott anyag 
okozná a fényességváltozást.

                              Pele visszatérése

  Csak  egy  vulkán  kitörésének  mérete  múlta  felül a Loki-ét a Voyager-1 
ottjártakor,  a  Pele-é.  De  aztán  a  Pele  elcsendesedett annyira, hogy a 
Voyager-2 4 hónappal később nem is észlelte, és több mint egy évtizedig alvó 
vulkán volt. Még  a gondos megfigyelések 1985-ben, amikor a Callisto elfedte 
az Io-t, sem  voltak  képesek az  aktivitás jelét felfedni. De a Pele messze 
nem volt kialudt vulkán.
   Brian McLeod  és  kollégái  (University  of Arizonas  Stewar Observatory) 
rendszeresen észlelték az Io-t az összetett tükrű távcsővel (Multiple Mirror
Telescope)  1989  novembere és  1990  márciusa  között.  Egy  nagyfelbontású 
technikát  az  úgynevezett  folt  interferométert  használva,  az  Io   négy 
különböző   centrálmeridiánját  vizsgálták,  hogy  a  holdról  teljes  képet 
kapjanak. 1990. március 8-án, amikor az Io-nak azt a felét vizsgálták, amely
a Jupiter felé fordul, akkor észlelték a Pele-t.
   A megfigyelések azt mutatják, hogy a Pele évtizedes szakaszokban működik,
bár  a  folyamatos észlelések hiányában lehetetlen megmondani, hogy az egyes 
kitörések  milyen  hosszúak.  A Pele-t különösen nehéz megfigyelni, mivel az 
észlelhetőség legjobb  időszakaiban, amikor  az Io-t a  Jupiter elfedi, vagy 
fogyatkozást idéz elő, amikor a Pele nem a Föld felé néz.
   Tény, hogy  nagyon kevés észlelés készült a holdnak erről a féltekéjéről, 
kivéve a Galilei holdak kölcsönös fedése alkalmával végzetteket. A legutóbbi
ilyen  fedéssorozat  1990  végétől   1992   elejéig   tartott,   amire  több 
kutatócsoport is feszülten várakozott.
   Jan Gougen és kollégái (JPL) 1991 elején 8-szor észlelték  az Io-t, ahogy
azt  az  Európa  elfedte.  Egy  okkultáció  alkalmával  az Európa 10 km/s-os 
sebességgel  halad  el  az  Io előtt. Ez  azt  jelenti, hogyha  0,1 s-onként 
végeznek egy észlelést, akkor a felbontás néhány km-es lehet.
   Gougen és csoportja mind a Loki-t, mind a Pele-t aktívnak találta és mind
a kettő erősen  változott. A Loki 50%-kal fényesebbnek  látszott  a februári 
fedés alkalmával, így  a csillagászok madártávlatból láthatták  egy hatalmas 
kitörés kifejlődését. Két alkalommal pedig  a  Loki  forró  foltját sikerült 
felbontani két egyenként 20-30 km széles repedésre, amelyek 100 km-re voltak
egymástól.
   P.  Descamps és  csoportja (Párizsi Bureau des Longitudes) is észlelte az 
Európát 1991 februárjában, amint elfedte az Io-t. Ők is megtalálták a Loki-t
és  a  Pele-t,  bár  az  előbbi  sokkal  fényesebb volt. Robert Howell és B. 
Uberuaga  (University of Wyoming)  több  fedést  észleltek  úgy, hogy a Loki 
10-szer  fényesebbnek  látszott.  Ezek  az  észlelések megerősítették a Pele 
életrekeltét,  bár  sokkal  kisebb  intenzivitásúnak, mint  azt  a Voyager-1 
észlelte,  és  mutatták  a  Loki  hosszú  életét  és  forró  foltjának  nagy 
változékonyságát.

                             Hússzor közelebb

   Bár a földi észlelések továbbra is jelentős  szerepet fognak játszani, de
összehasonlíthatatlanul alulmaradnak egy  szondáéval szemben. A  Galileo  és 
az érzékeny műszereket tartalmazó  rakománya 1995. december 7-én csupán 1000
km-re   kerülte  el  az  Io-t.  Az  Io  vulkáni  törmeléke  évente  10 cm-es 
vastagságban fedi  a felszínt, ezért az Io felszíne a Voyagerek ottjárta óta 
már  több  mint  1  méterrel  vastagodott.  Az  Io arculata mindíg változik, 
különösebbé, misztikusabbá téve ezzel a holdat.

                              (Astronomy)

                                              Fordította: Nagy Mélykúti Ákos

Google
 
Web iqdepo.hu
    © Copyright 1996-2017
    iqdepo / intelligence quotient designing power - digitális kultúrmisszió 1996 óta
    All rights reserved. Minden jog fenntartva. | xhtml, css, 508
internetes partnerünk:
Netmester
netmester a holnaptervező