├»3┌─▄ ▄ ▄ ▄ ▀Ý ┐ ▄ ▄ ▀Ý ┐├»0
├»3├─█ █ ┐ ▄ ▄─┐ ▄ ─█─ ▄─┐ ▄─┐ ▄─┐ ▄─┐ │ ▄ ▄─┐ ▄─┐ ┬─▄ ┬ ▄ ▄─┐ │ ▄ ▄─┐├»0
├»3│ █ █ │ █ █ │ █ █ █─┘ █ █─┘ ▀─┐ █─┤ █ │ █ │ █ │ █ █─┘ █─┤ █─┘├»0
├»3┘ ▀ └─▀ └─▀ █─┘ ▀ ▀ ▀─┘ ▀ ▀─┘ ▀─┘ ▀ └ ▀─┘ ▀ ┴ ▀ └─█ ▀─┘ ▀ └ ▀─┘├»0
├»3▀ ─▀├»0
├»4Hosszú út a Jupiterig├»0
├»5(A Galileo űrszonda 6 éve)├»0
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.
ï4A tervï0
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.
├»4A technikai dolgok - a fellövés├»0
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.
├»4Az első három megközelítés├»0
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.
├»4A probléma├»0
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.
├»3Hoffmann János├»0
(folytatjuk)
ï3Az Io elektromos szellemeï0
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.
ï5Sky & Teleskopï0
├»3Fordította: Nagy Mélykúti Ákos├»0
├»3Az Io vad vulkánjai├»0
├»4A vulkáni tüzek a Jupiter furcsa holdján├»0
├»4az Io-n sokkal dühöttebben tombolnak,├»0
├»4mint bárhol máshol a Naprendszerben.├»0
ï3Richard Talcottï0
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.
├»4Vörösebb, mint a Mars├»0
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.
├»4Gombák az Io egén├»0
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.
├»4Apály és dagály├»0
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.
├»4Infravörös szemmel nézve├»0
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.
├»4Pele visszatérése├»0
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.
├»4Hússzor közelebb├»0
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.
ï5(Astronomy)ï0
├»3Fordította: Nagy Mélykúti Ákos├»0