Magyar Tudomány, 2004/6 699. o.

Az Univerzum, amelyben élünk

Tóth Imre

tudományos munkatárs, MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete

Üstökösök és kisbolygók

Miért fontos a Naprendszer kisebb égitestjeinek megismerése? Elsősorban azért, mert a Naprendszer őstörténete tanulmányozásuk által ismerhető meg, hiszen bolygórendszerünk kialakulásának és fejlődésének alapvető folyamatairól hoznak hírt ezek az égitestek. Különösen fontosak az ún. primitív kis égitestek (üstökösmagok, Kuiper-övbeli objektumok, kentaurok és bizonyos típusú kisbolygók), amelyek nagyrészt még érintetlenül őrzik a képződésükkor az ősi Naprendszerben végbement fizikai és kémiai folyamatok lenyomatát.

Az üstökösök és kisbolygók mozgásának égi mechanikáját, valamint fizikai és kémiai tulajdonságaikat is meg kell ismerni, hiszen akár a földi evolúcióra is közvetlen hatást tudnak kifejteni. Az ütközési, becsapódási kozmikus katasztrófáknak nagy a jelentőségük a Naprendszer égitestjeinek életében, mind a kisebb égitestek (kisbolygók, üstökösök), mind a nagybolygók és holdjaik fejlődéstörténetében (lásd Illés Erzsébet cikkét).

4,6 milliárd évvel ezelőtt bizonyos kisebb égitestek szállították a formálódó nagybolygók belsejébe és felszínére a víztartalmú anyagot, illetve egyes elképzelések szerint az élet kialakulásához szükséges fontos molekulákat is. A Naprendszer kialakulása után kozmikus időskálán csak viszonylag rövid ideig tartott a gyakori becsapódások korszaka. Ez hamar lecsengett, mert nagyon lecsökkent a bolygórendszer kialakulását kísérő törmelékanyag mennyisége. A későbbi, ritkább ütközések termékei, illetve a Naprendszer külső térségeiben "elraktározott" kisebb égitestek képezik ma a potenciálisan a nagybolygókkal vagy egymással ütköző kis égitesteket. Éppen tíz esztendeje történt, hogy a Shoemaker-Levy 9 üstökös darabjai a Jupiterbe ütköztek. Ez az esemény is jelzi a kis égitestek kutatásának fontosságát.

Az ütközéseknek tehát az építésben és a rombolásban egyaránt fontos szerepük van. A Föld geológiai múltjában bekövetkezett katasztrofális mértékű kozmikus becsapódási eseményeknek többször is globális hatása volt a földi élővilág evolúciójára. Ilyen volt a kréta-harmadidőszak határon (kb. 65 millió évvel ezelőtt) a dinoszauruszok kipusztulása és az emlősök elterjedése. A nagyobb méretű kozmikus testek becsapódásának veszélye ma is és a jövőben is fennáll, de ennek valószínűsége nagyon kicsi, bár bekövetkezése regionális, kontinentális vagy globális katasztrófával fenyeget. Fontos itt megjegyeznünk, hogy nincs olyan ismert égitest, amely a Földdel ütközne a jövőben.

A kisbolygók, üstökösök közvetlen közelébe indított és a jövőben indítandó űrszondák programjának megtervezéséhez is ismerni kell a célobjektumokat, előzetes vizsgálatokat kell végezni, adatokat gyűjteni, modellszámításokat készíteni. Ilyenre volt példa a magyar részvétellel megvalósult VEGA űrprogram esetében (1986-ban a Halley-üstökös magjáról készített a két VEGA szonda felvételeket, ezek voltak az első közelképek egy üstökösről).

Üstökösök és paradigmaváltások

A közelmúltig az üstökösöket keringési idejük alapján osztották fel: a kétszáz évnél rövidebb keringési idejűek a rövid periódusúak, az ennél hosszabb keringési idejűek pedig a hosszú periódusúak, amihez még hozzá lehet venni a dinamikailag "új" üstökösöket, amelyek a keletkezésük és a nagybolygók által egykoron történt kiszórásuk után most először tértek vissza a Naprendszer külső vidékeiről a belső régiókba. A rövid periódusúakon belül a húsz évnél rövidebb keringési idejűek a Jupiter-család üstökösei, a húsz és kétszáz év közöttiek pedig a Halley-típusúak. A keringési időn alapuló felosztás nyilvánvalóan eléggé önkényes, ezért a legutóbbi években az égi mechanika mélyebb összefüggésein (a Nap-Jupiter-üstökös korlátozott háromtestprobléma Tisserand-paraméterén) alapuló osztályozás kezd elterjedni. Eszerint vannak ekliptikai üstökösök: a Jupiter-család üstökösei és a Naprendszer belső térségeibe is ellátogató 2P/Encke-üstökös, a hozzá hasonló objektumok csoportjával együtt. A többiek a közel-izotrop pályaeloszlású üstökösök. Ez a csoport is két komponensből áll: az Oort-felhőből először beljebb kerülőkből, valamint az ismert Halley-típusúakból.

Az üstökösöknek két nagy forrásvidékük, rezervoárjuk van a Naprendszerben. Az egyik egy gömbszimmetrikus térrész, amely néhány tízezer csillagászati egység¹ távolságnál kezdődik és a Naptól mintegy 1-1,5 fényévig terjed, addig a határig, ameddig a Nap gravitációs hatása dominál. Ez az Oort-féle üstökösfelhő, amely a becslések szerint billiónyi kis jeges-poros üstökösmagot tartalmaz. Az Oort-felhő a közel-izotrop pályaeloszlású üstökösök forrása (1. ábra).

Vannak nem üstökösszerű kis égitestek is az Oort-felhőben: kisbolygók (aszteroidák). Ezek, amikor bekerülnek a Naprendszer belső térségeibe, az üstökösökére emlékeztető elnyújtott ellipszis pályán mozognak, de nem mutatnak sem kómát, sem csóvát. Egy részük igazi, kőzetszerű (nem poros jég) aszteroida, amelyek még a bolygórendszer kialakulása idején szóródhattak ki a belső régiókból az Oort-felhőbe. Akad köztük azonban hosszú ideig aszteroidaszerű, kóma nélküli objektum, amely a Naphoz közeli pályaszakaszon üstökösszerű aktivitást mutat. Pályájuk alapján az ilyen objektum neve damokloid, az 5335 Damocles kisbolygó után.

Az ekliptikai üstökösök forrásvidéke a Neptunusz bolygó pályáján túli (transzneptun) övezet, amelynek része a Kuiper-öv (lásd lentebb). A régi paradigma szerint az Oort-felhő üstökösei a Naprendszer belső térségeibe kerülve az óriásbolygók (főleg a Jupiter) gravitációs perturbáló hatására vagy kiszóródtak a Naprendszerből, vagy pedig rövid keringési idejű és az ekliptika síkjához közeli pályára térültek el, és ezek lettek az ekliptikai üstökösök. Ez a folyamat nem elég hatékony, és nem magyarázza meg a sok ekliptikai üstököst, tehát más forrást kell feltételezni az ekliptikai üstökösök folyamatos utánpótlására. Az új paradigma szerint a forrásvidék a transzneptun övezet.

Az Oort-felhőre a Tejútrendszer általános gravitációs tere árapályhatást fejt ki, a közelébe került csillagközi anyag - gáz- és porfelhők -, valamint egyes közeli csillagok fejtenek ki gravitációs zavaró hatást. A Nap és más csillagok a tejútrendszerbeli mozgásuk során egymás közelébe kerülhetnek. A Hipparcos asztrometriai mesterséges hold mérései szerint a Gliese 710 jelű törpe csillag 10 millió éven belül a Naprendszer közelébe, kb. három fényévnyire kerülhet. Ma a Naprendszerhez legközelebbi csillag az Alfa Centauri kísérője, a 4,3 fényévre levő Proxima Centauri (1. ábra).

Az üstökösök kutatásának alapkérdései: milyen az üstökös magja (mérete, alakja, forgása, színe, albedója), milyen a felszíni és belső szerkezete, miből van, hol és hogyan keletkezett? A mai elméletek szerint a Naprendszer ősködének primitív, jeges poranyagából kialakult üstökösmag-alkotó elemek mintegy 70-100 méter méretűek lehettek: ezek a kometezimálok vagy üstökösmag-kezdemények. Nem tudjuk azonban, hogy ezen építőelemeknek milyen a finomszerkezetük, de a szubkilométerestől legfeljebb néhányszor tíz kilométeresig terjedő méretű üstökösmagok kis átlagsűrűsége porózus, üreges belső szerkezetre utal. A Hubble-űrtávcsővel egy nemzetközi munkacsoportban folytatott vizsgálataim szerint az ekliptikai üstökösök legtöbbje szubkilométeres méretű. A C/1999 S4 (LINEAR) üstökös magja teljes szétesésének megfigyelése is alátámasztja azt, hogy a mag építőelemei legfeljebb tíz és száz méter közöttiek (Weaver et al., 2001). A magok méreteloszlásának ismerete nélkül az Oort-felhő tömegére vonatkozó becslés sem lehetséges. Az üstökösmagok eredetüktől függetlenül bárhol széteshetnek, és poros, meteoritikus anyag marad vissza szétszórva pályájuk mentén. Ma még nem tudjuk, milyen folyamatok vezetnek az üstökösmagok széteséséhez, de törékeny, laza szerkezetük megkönnyíti feldarabolódásukat. Az ideális vizsgálati módszer, ha űrszondát küldünk az üstököshöz, lehetőleg minél közelebb a maghoz, esetleg a felszínére. Eddig három üstökös magjáról készültek közeli képek in situ űrszondák segítségével: 1P/Halley (VEGA 1 és 2; Giotto, 1986), 19P/Borrelly (Deep Space 1, 2001), 81P/Wild 2 (Stardust, 2004) (2-3. ábrák).

Földi megfigyelések és űrszondák eredményei alapján az üstökösmagok a Naprendszer legsötétebb égitestjei: igen alacsony (kb. 4 %) a felületük fényvisszaverő képessége. A kisebb-nagyobb építőblokkokból összetevődő mag felülete csak kis, lokalizált területeken mutat aktivitást, bocsát ki gáz- és poranyagot, de vannak olyan üstökösmagok is, amelyeknek szinte az egész felületük aktív. Az űrszondák közelfelvételein megfigyelhető gáz- és porkiáramlások, kilövellések a régi paradigma szerint a mag felületének jól lokalizálható és kis kiterjedésű aktív területeiről indulnak ki. A legújabb hidrodinamikai vizsgálatok (a Jean-Francois Crifo, Szegő Károly és A.V. Rodionov által kifejlesztett modell) szerint azonban a jetek nem a felszíni inhomogenitások, aktív területek következményei, hanem alapvetően a mag felszínének topográfiájával összefüggőek. A jet-aktivitás a maghoz közeli kómában tulajdonképpen hidrodinamikai effektusok következménye.

Az üstökös kómájának, gáz- és porcsóvájának kialakításában a Nap elektromágneses sugárzásain kívül a napszélplazmával való kölcsönhatásoknak is alapvető a szerepük. A Hyakutake (C/1996 B2) és a Hale-Bopp (C/1995 O1) esetében pedig még az üstökösök röntgensugárzását is felfedezték. Több elképzelés is van arról, hogy milyen fizikai mechanizmus vált ki röntgensugárzást a Nap felőli oldalon a külső kómában, de a folyamatok részleteinek tisztázásához még sok megfigyelés szükséges.

Bővülő leltár: kentaurok és Kuiper-öv

A kentaurok alapján az olvasó azt gondolhatná, hogy egy mitológiai (esetleg etológiai) tanulmány következik most, de nem erről van szó, hanem Naprendszerünk létező égitestjeiről, amelyek ellipszispályájának fél nagytengelye 5,2-30 CsE (a Jupiter és a Neptunusz) közötti.

A külső Naprendszer kisbolygóinak története 1977-ben kezdődött. Charles T. Kowal a kaliforniai Palomar-hegyi 1,22 méteres Schmidt-teleszkóppal készített felvételen az égen egy nagyon lassan mozgó, halvány objektumot fedezett fel. Az 1977 UB ideiglenes jelölésű test pályája olyan ellipszis, amelynek napközelpontja a Szaturnusz pályáján kissé belül van, és naptávolban majdnem eléri az Uránusz pályájának távolságát. Keringési ideje a Nap körül ötvenegy év, pályahajlása az ekliptika síkjához közepes (6,9 fok). A pontos pálya meghatározása után a felfedező elnevezhette a kisbolygót. Feltételezve, hogy több ilyen objektumnak lehet még a Szaturnusz és Uránusz pályái közötti hipotetikus kisbolygóövben, Kowal a legjobb reputációjú, nyugodt kentaurról, Chironról nevezte el az égitestet. Igen találóan, hiszen Chiron a mitológia szerint Szaturnusz fia és Uránusz unokája volt, egyben azt is sugallva, hogy e külső kisbolygóöv később felfedezendő tagjait ugyancsak kentaurokról nevezzék el (4. ábra).

A Chiron 8:5 arányú középmozgás-rezonanciában van a Szaturnusszal, vagyis amíg a Szaturnusz nyolc teljes keringést végez a Nap körül, addig a Chiron pontosan öt keringést tesz meg. A Chiron mozgását a Szaturnusz és az Uránusz gravitációs hatása erősen zavarja (perturbálja), hasonlóan, mint az abban a zónában tartózkodó periodikus üstökösökét is. Több százmillió évre az időben vissza és előre kiszámítva a Chiron pályáját abban kaotikus viselkedést, illetve instabilitást mutattak ki.

A Chiron felfedezése után közel tizennégy évig nem találtak újabb kentaurt. A csillagásza-ti CCD-detektorok elterjedésével lehetővé vált az ilyen halvány objektumok felfedezése. Ma már mintegy ötven kentaurt ismerünk, de csak a legfényesebbek fizikai tulajdonságaival kapcsolatban vannak mérések. A Hawaii-szigeteken levő nagy teleszkópokkal az ekliptika mentén végrehajtott keresőprogramok eredményei alapján a 75 km-nél nagyobb átmérőjű kentaurok száma 2600 lehet, míg 1 km-nél nagyobb kentaurból akár tízmillió is. Úgy becsülik, hogy a mai (4,6 milliárd évvel a Naprendszer kialakulása utáni) kentaur-zónában kb. egy tízezred földtömegnyi anyag van jelen kisbolygók formájában.

1988-ban a Chiron fényességében az elnyújtott alakú test tengely körüli forgásából adódó szabályos fényváltozására rakódó erős időbeli fluktuációkat találtak. Az üstökösaktivitásra utaló fényességváltozás mellett még kómát is megfigyeltek az égitest körül. Ekkor a 2060 Chiron aszteroida a 95P/Chiron üstökös besorolást is megkapta. Tehát valóban egy különleges objektumról van szó - igazi kentaur! Más üstökösök és kentaurok is mutatnak kómaaktivitást nagy heliocentrikus távolságban. A Naptól 10-12 CsE-re nem várható, hogy a vízjég szublimációja okozna ilyen aktivitást, hiszen a vízjég szublimációs határa kb. 2,8 CsE. A kis primitív égitestek nagy naptávolságban bekövetkező üstökösaktivitásának oka még nincs tisztázva.

Alighogy Clyde W. Tombaugh kitartó keresés után 1930-ban megtalálta a Neptunuszon túl keringő kilencedik bolygót, a Plútót, Frederick C. Leonard tudományos alapon felvetette, hogy épp a Plútó lehet a Neptunusz pályáján túl keringő objektumok sokaságának első képviselője. Mivel az ekliptikai üstökösök eredete magyarázatra várt, többen is foglalkoztak a Neptunuszon túli objektumok létezésével. Kenneth Essex Edgeworth, ír arisztokrata, aki matematikával és csillagászattal is behatóan foglalkozott, 1943-ban, majd 1949-ben részletesen kifejtette, hogy az ekliptikai (vagy ahogy még akkor nevezték: rövid keringési idejű) üstökösök forrásvidéke a Plútó pályáján túli, az ekliptika síkjához közeli hipotetikus üstökös-zóna. A holland-amerikai Gerard P. Kuiper pedig 1951-ben kis égitestek Plútón túli gyűrűjéről írt. Az 1992 QB1 transzneptun objektum felfedezésével megtalálták az addig csak feltételezett Kuiper-öv első objektumát. A Leonard-Edgeworth-Kuiper-öv helyett röviden Kuiper-övnek nevezett tartomány objektumaira Kuiper-övbeli objektumokként (KBO) hivatkoznak, de transzneptun objektumoknak (TNO) is nevezik őket. A megfigyelési technika fejlődése következtében, a keresőprogramok jóvoltából ma már több mint 750 KBO-t ismerünk (4. ábra).

Az első KBO-k felfedezése után kiderült, hogy ezek az objektumok égi mechanikai alapon két nagy dinamikai csoportba sorolhatók aszerint, hogy középmozgás-rezonanciában vannak-e a Neptunusszal vagy sem, azaz a Neptunusz és a KBO keringési idejének aránya két kis egész szám hányadosa-e. Eszerint vannak rezonáns és klasszikus (nem rezonáns) KBO-k. Az 1992 QB1 a klasszikus KBO-k csoportjába tartozik, amelyeket cubewano-nak is neveznek a QB1 Object angol kiejtése alapján. Nem tartoznak egyik középmozgás-rezonanciához sem, a pályájuk fél nagytengelye 42-47 CsE között van, excentricitásuk kicsi, perihéliumtávolságuk nagyobb, mint 35 CsE. A transzneptun objektumok kb. kétharmada klasszikus KBO.

Az égi mechanika szerint a rezonáns KBO-k excentricitása és pályahajlása nagy is lehet, több rezonáns KBO-pálya metszheti a Neptunusz pályáját. A legnépesebb rezonáns KBO-csoport a 3:2 rezonanciában levő, amely mintegy 39,4 CsE középtávolságú pályán kering (amíg a Neptunusz háromszor, addig a KBO kétszer kerüli meg a Napot). Ilyen rezonáns objektum a nagybolygók közé sorolt Plútó is, ezért a 3:2 rezonáns KBO-kat plutinóknak nevezték el. A plutinók egy részének (a Plútónak is) napközelpontja 30 CsE-nél közelebb van a Naphoz, azaz metszi a Neptunusz pályáját, de a KBO és a Neptunusz sohasem kerülhet egymás közelébe, mert ez a rezonanciatípus mindig távol tartja a két objektumot egymástól. Azonban a Naprendszer kora alatt nem minden plutinó pályája marad stabil, ugyanis a pálya excentricitásától függően elhagyhatják a 3:2 rezonanciát. A becslések szerint a KBO-k legfeljebb 25 %-a plutinó, és mintegy 1500 plutinó lehet 100 km-nél nagyobb átmérőjű.

1996-ban a transzneptun régió újabb meglepetéssel szolgált. Olyan transzneptun objektumot fedeztek fel, amely nagyon elnyújtott alakú ellipszis pályán kering a Nap körül. Éppen azért fedezhették fel, mert a pályáján a napközelpont közelében tartózkodott. Az 1996 TL66 ideiglenes jelölésű objektum 788 év alatt kerüli meg a Napot, és naptávolban 130 CsE-re kerül tőle, azaz a klasszikus Kuiper-övön túl fordul vissza (4. ábra). Azóta már több tucat ilyen, elnyújtott ellipszis pályán keringő objektumot fedeztek fel, amelyek pályasíkja nagy szöget zár be az ekliptikával, napközelben pedig egészen a Szaturnusz pályájáig kerülhetnek, a kentaurok régiójába. Ezek a szórt (Kuiper-) korongbeli objektumok (Scattered Kuiper Disk Objects - SDO), megkülönböztetésül a többi, klasszikus és rezonáns KBO-tól. Az SDO-k léte azt is jelenti, hogy a Kuiper-öv nem ér véget éles határral 50 CsE körül, legfeljebb csak az ekliptikához közeli részén csökken le az anyagsűrűség annyira, hogy valamiféle "határról" lehet beszélni. Sőt laza kapcsolat lehet a Kuiper-öv és a belső Oort-felhő között: az SDO-k átjárják mindkét régiót.

A 100 km-nél nagyobb átmérőjű SDO-k száma harmincezer lehet, ami összemérhető a klasszikus KBO-k becsült számával. Az egyes transzneptun objektumok dinamikai csoportjainak számaránya a becslések szerint: klasszikus : SDO : plutinó : rezonáns = 1,0 :0,8: 0,4 : 0,07. Fontos hangsúlyozni, hogy a különböző alrendszerek tagjai között a kölcsönhatás (például ütközés, összeállás) elhanyagolható a korábban gyakoribb ütközések idején is, ezért nem várható, hogy "kevert" eredetű kometezimálokból álljon egy KBO vagy bármilyen üstökösmag. Az építőelemek csak egy adott alrendszerből kerülhetnek ki.

Kettős kisbolygók, kettős KBO-k

A kettős rendszerek komponenseinek a közös tömegközéppont körüli mozgásából a komponensek tömegére, méretük ismeretében pedig a testek közepes sűrűségére, anyagi összetételére, kialakulásuk és fejlődésük körülményeire is lehet következtetni.

Az első kisbolygó melletti holdat, a fő aszteroidaövbeli 243 Ida körül keringő, 2 km-es Dactylt a Galileo űrszonda felvételein fedezték fel az Ida 1993-as megközelítése során. Földi, adaptív optikájú teleszkóppal fedezték fel a 45 Eugenia holdját 1999-ben. E fontos felfedezések további több száz aszteroida szisztematikus átvizsgálására ösztönözték a kutatókat. Azóta több fő aszteroidaövbeli, illetve földközeli kisbolygóról mutatták ki, hogy kettős.

Az első kettős KBO-t 2001-ben fedezték fel. Ma már tizenegy kettős KBO-ról van tudomásunk, tehát az ismert 750 TNO legalább 1 %-a kettős rendszert alkot, de akár 10 %-uk is kettős lehet. Keresésük nagy műszerekkel ma is folytatódik, és a felfedezettek pályájának meghatározása is folyamatban van. Fontos lenne a kentaurok közt is kettős rendszereket találni, hiszen azok vizsgálata kialakulásuk, fejlődésük körülményeiről, illetve az üstökösmagokkal való hasonlóságukról és különbözőségükről adhat információt.

A Kuiper-öv: idős csillagkörüli korong

A Kuiper-övet gyakran hasonlítják a fiatal csillagok körül megfigyelt porkorongokhoz. A csillagászati időskálán mérve fiatal, néhány százmillió éves csillagokat (beta Pictoris, Vega, HR 4796A, GG Tauri, valamint az idősebb e Eridani) kb. 100 CsE sugarú porkorong veszi körül. Ez a méret nagyjából akkora, mint a Kuiper-öv kiterjedése Naprendszerünkben. A Kuiper-övben a Voyager 1 és 2 űrszondák detektorai valóban kimutatták a por jelenlétét a Naptól 30-50 CsE naptávolságban. Az ott lévő por eredetének legvalószínűbb forrásaként a Kuiper-öv objektumait gondolják. A kimutatott por léte és kis mennyisége alapján a mai Kuiper-öv idős cirkumsztelláris korongnak tekinthető. Azonban ma még keveset tudunk a csillagkörüli korongok fejlődéséről; arról, hogy a Kuiper-öv hogyan illeszkedik egy ilyen evolúciós sémába, és hogy szükségszerű-e minden csillagkörüli korongban kisebb-nagyobb testek összeállása kisbolygókká vagy Plútó méretű nagybolygókká.

A Naprendszer és más csillagok Kuiper-öveinek tanulmányozása fontos az összehasonlító kozmogóniai vizsgálatok szempontjából: választ kaphatunk például arra, hogy mi a közös vagy eltérő a bolygórendszerek kialakulásában, különösen a Naphoz hasonló csillagok esetében. A Kuiper-öv a Naprendszer "első napjaiban" végbement dinamikai folyamatok (nagybolygók migrációs mozgása és tisztítási fázis) lenyomatát őrzi, valamint az ősköd külső vidékeinek fizikai és kémiai viszonyait is. A Kuiper-öv mindenképp a Nap körüli akkréciós korong ma megfigyelhető reliktuma, régi idők tanúja.

A Naprendszer klasszikus Kuiper-övezetének mintegy 50 CsE naptávolságú kiterjedése túl kicsi a más csillagoknál megfigyelt néhány 100 CsE kiterjedésű csillagkörüli korongokéhoz képest. Lehetséges-e, hogy a mi Naprendszerünk Kuiper-övezete is eléri vagy meghaladja a 100 CsE kiterjedést? Ennek eldöntésére minél távolabbi objektumokat kellene találni a mi klasszikus Kuiper-övezetünkben (az elnyújtott ellipszispályákon keringő SDO-kat nem számítva). Ezek az objektumok nagyon halványak a jelenlegi megfigyelőeszközeink számára, de a tervezett új földi bázisú és űrteleszkópok felfedezhetnek ilyen égitesteket, ha léteznek.

Trójai kisbolygók

A Nap-nagybolygó-kisbolygó égi mechanikai háromtest-probléma alapján az 1:1 középmozgás-rezonancia speciális esetét valósítják meg a Jupiterhez, a Marshoz, valamint a Neptunuszhoz tartozó trójai kisbolygók.² Különleges az eddig felfedezett egyetlen Neptunusz-trójai, a 2001 QR322, amely az L4 Lagrange-ponthoz tartozik (5. ábra).

A Jupiter trójai kisbolygóinak legtöbbje kialakulásuk óta stabil pályán mozog az L4 és L5 Lagrange-pontok körül, így a korai Naprendszernek a Jupiter-pálya körüli anyagát konzerválták belsejükben. Évmilliók alatt kismértékű kiszóródás és befogódás is lehet a trójai pályákról és oda. A Jupiter trójai kisbolygói mozgásának elméleti vizsgálatában az ELTE TTK Csillagászati Tanszékén Érdi Bálint és az általa létrehozott égi mechanikai iskola kimagasló eredményeket ért el. A Mars esetében eddig hét kisbolygóról gyanítjuk, hogy trójai pályán mozognak. Az elsőnek felfedezett ilyen aszteroida az 5261 Eureka. Fizikai tulajdonságaikról ma még csak keveset tudunk. Színképük alapján különféle eredetű objektumok, amelyek máshonnan kerültek arra a pályára.

A Földhöz több koorbitális mozgású kisbolygó is tartozik, de ezek nem klasszikus trójaiak. A koorbitális pályák nagyon fontosak, mert az ezeken mozgó kis égitestek elkerülik abba a nagybolygóba való ütközést, amellyel együtt mozognak.

A fő kisbolygóöv és a belső Naprendszer

Több mint kétszáz éve bizonyosodott be, hogy a Mars és Jupiter pályája között is vannak égitestek, jóllehet nem egy hiányzó nagybolygóról van szó, amint azt a Titius-Bode-szabály alapján sejtették (5. ábra). Program is indult az ismeretlen bolygó megkeresésére, de kiderült, hogy nem egy nagybolygó van ott, hanem sok apró égitestből álló kisbolygóövezet. E fő kisbolygóövben a Naphoz mintegy 2,8 CsE-nél közelebbi tartományban főleg a kőzetanyag dominál, a külső részek felé pedig illékony komponensek (gázok jegei) is jelen lehetnek az aszteroidák belsejében, kötött formában.

A különböző középmozgás- és szekuláris rezonanciáknak nagy a szerepe a kisbolygóövezet objektumainak pályabeli fejlődésében, és emiatt a felszínük alakulásában is. A kisbolygóövben zónákban, családokban találhatók a stabil pályán mozgó objektumok. E családok legtöbbje egy-egy nagyobb aszteroida szétesésének törmelékanyaga. Speciális rezonanciák, illetve kaotikus diffúzió által a főöv kisbolygói a Marsét metsző pályára térnek át, majd onnan a Naprendszer belső térségei felé veszik útjukat. A kisbolygó (nem üstökös) eredetű, földközeli objektumok nagy része, valamint a főövbeli kisbolygóktól eredő meteoritikus anyag is ilyen úton került a Föld közelébe. 1998 óta több olyan kisbolygót is felfedeztek, amelyek pályája teljes egészében a földpályán belül van. A Naprendszer belső térségeiben mozgó kis objektumok nagy része kaotikusan mozog, jó részük idővel a Napba zuhan.

A földközeli aszteroida illetve üstökös eredetű objektumok (NEO-k) közül ma már több mint hétszázat ismerünk, de több ezer lehet még. A NEO populáció 10-15 %-a lehet üstökös eredetű, főleg a Jupiter-családba tartozó (ekliptikai) üstökös vagy inaktív üstökösmag. A kilométeres méretű teljes NEO populációnak mintegy 2 %-a lehet aktív vagy alvó üstökösmag. A becslések szerint átlagosan 64 ezer évenként ütközik a Földdel egy NEO ezer megatonna TNT egyenértékű energiával. Ma már a földközeli objektumok belső fizikai tulajdonságainak megismerésével foglalkoznak, illetve e célra alkalmas módszereket fejlesztenek ki. Ezek az ismeretek a kisebb égitestek Földdel való ütközésének elkerülésére, a pusztítás mértékének csökkentésére kidolgozandó eljárásokhoz, alkalmazandó technikai megoldásokhoz is szükségesek.

Megfigyelések földi és űrteleszkópokkal, űrszondákkal

Több hatékony, professzionális keresőprogram szolgál a kis égitestek felfedezésére és nyomon követésére: Catalina Sky Survey, LINEAR (Lincoln Laboratory Near-Earth Asteroid Research), LONEOS (Lowell Observatory Near-Earth Object Survey), NEAT (Near-Asteroid Tracking System), POSS (Palomar Oschin Schmidt Sky Survey), Spacewatch. A tervezett 8,4 m-es LSST (Large Synoptic Survey Telescope) felfedezné a háromszáz méteresnél nagyobb mintegy 10 ezer NEO-t, majd követné is a felfedezett objektumokat a pontos pályameghatározás céljából. Olyan mikroszatellita megépítését is tervezik, amellyel lehetővé válik a földközeli kisbolygók és üstökösök felfedezése, követése és fizikai tulajdonságaik (fényesség, színkép, klasszifikáció, méret stb.) meghatározása. Több űrszonda is elhaladt már egy-egy kiválasztott aszteroida közelében, közelképeket készítve róla, és az égitest egyéb fizikai paramétereit is megmérve. A következő kisbolygók közelében repültek el eddig űrszondák: 951 Gaspra és 243 Ida+Dactyl kettős rendszer (Galileo), 253 Mathilde, 433 Eros (keringés és leszállás a felszínére, NEAR), 9969 Braille (Deep Space 1) és az 5535 Annefrank (Stardust).

A keresőprogramok tömeges felfedezései miatt az újonnan talált naprendszerbeli objektumok nagy részét egyszerűen nem győzik követni a felfedezésük után. Így nincs elég megfigyelési adat a pálya pontos meghatározásához, s emiatt elveszthetik az objektumot. A sok új felfedezésű objektumról azok fizikai-kémiai tulajdonságaira irányuló pontos megfigyelés (fotometria, színképek) sincs. Ráadásul a minél torzítatlanabb minta, a leltár teljessége céljából még több halvány objektumot kellene megfigyelni. A fenti hiányosságok következtében bizonytalanság, néha konfúzió van az egyes objektumok dinamikai és fizikai klasszifikációjában, valamint az egyes osztályok közötti evolúciós kapcsolat megalapozásában. Ezért is folytatódnak a professzionális keresőprogramok.

Nagy (8-10 m) átmérőjű optikai teleszkópokkal halvány objektumokról is készíthető színkép. A nagyon halvány távoli kentaurok és TNO-k esetleges gázaktivitása is kimutatható. Az óriás teleszkóprendszerekkel végzett interferometria szoros és halvány kettős TNO és kentaur rendszerek felfedezését teszi lehetővé. Adaptív optikával is több kettős aszteroidát fedeztek már fel.

A jelenleg működő keringő csillagászati obszervatóriumok közül a szubmilliméteres tartományban megfigyeléseket végző svéd-francia-kanadai-finn ODIN mesterséges hold főleg a víz- és oxigénmolekulák színképi jegyeit figyeli. Hasonló a NASA SWAS (Submillimeter Wave Astronomy Satellite) mesterséges holdjának tudományos kutatási célkitűzése is. A NASA infravörösben észlelő Spitzer Űrobszervatóriuma segítségével a testek méretének, albedójának és felszíni kémiai összetételének meghatározása kiterjeszthető halvány objektumokra is.

A NASA 1999-ben indított Stardust űrszondája már sikeresen teljesítette feladatát a 81P/Wild 2 üstökösnél, amellyel 2004. január 2-án találkozott, és átrepült annak kómáján, a magtól mintegy 240 km távolságban. Speciális porcsapdáival az üstökös kómájában levő poranyagból mintát gyűjtött be, amit laboratóriumi vizsgálatokra 2006-ban visszahoz a Földre. Az üstökösanyag, a protoszoláris ősköd és a csillagközi anyag kapcsolatára, hasonlóságára és eltéréseire lehet majd következtetni a porminták elemzésével. Fedélzeti kamerájával hetvenkét képfelvételt készített az üstökös mintegy öt km méretű, de szabálytalan alakú magjáról. A legnagyobb felbontású képeken jól kivehetők a mag felszíni alakzatai, mélyedések, kráterszerű képződmények és jetek. A szonda 2000-ben és 2002-ben speciális porcsapdával a Naprendszerbe bekerült csillagközi eredetű port is gyűjtött.

Az ESA 2004. március 2-án indított Rosetta nevű üstökösszondája a tervek szerint a 67P/Churyumov-Gerasimenko üstököst fogja hosszú időn keresztül részletesen tanulmányozni.

A NASA 2004. december 30-án indítandó Deep Impact (DI) űrszondája a tervek szerint 2005. július 4-én egy 370 kg tömegű, rézből készült testet fog kozmikus sebességgel a 9P/Tempel-1 üstökös magjába irányítani, hogy tanulmányozhassa a testnek az üstökösmagba való becsapódását és annak következményeit. A becsapódás nyomán várhatóan új aktivitási terület jön létre az üstökösmagon.

A japán-amerikai együttműködésben megvalósuló Hayabusa (MUSES-C) szonda egy földközeli aszteroida környezetében helyszíni vizsgálatokat végez, szorosan megközelítve a célobjektum felszínét, és onnan speciális eljárással talajmintát gyűjt be és hoz vissza a Földre. A Hayabusa 2003-ban indult útjára, és 2005. októberében ér a 25143 Itokawa (1998 SF36) aszteroidához. A begyűjtött felszíni anyagmintával 2007 júniusában tér vissza a Földre.

Érdekes terv a NASA Gulliver űrprogramja, amely a Mars Deimos holdjáról anyagmintának a Földre való visszahozását tűzte ki célul. A Deimos hold a feltételezések szerint a fő aszteroidaöv külső pereméről került a Mars közelébe, és a nagybolygó befogta azt. A Gulliver által egy külső aszteroida mintegy kilenc kg anyagát lehet majd megvizsgálni, és nem is kell nagyon messzire utazni érte.

Kulcsszavak: csillagászat, űrfizika, Naprendszer, égi mechanika, bolygóközi anyag, kisbolygó, üstökös, kentaur, Kuiper-öv, transzneptun objektum, földközeli objektum

Irodalom

Weaver, H. A. - Sekanina, Z. - Tóth Imre et al. (2001): HST and VLT Investigations of the Fragments of Comet C/1999 S4 (LINEAR). Science. 292, 1329-1333

Ajánlott ismeretterjesztő irodalom

Bérczi, Szaniszló (1991): Kristályoktól bolygótestekig. Akadémiai, Budapest.

Both, Előd (2003): A Rosetta űrszonda. Természet Világa. 1, 3.

ELTE TTK Kozmikus Anyagokat Vizsgáló űrkutató Csoport honlapja: http://planetologia.elte.hu/hunveyor.phtml

Érdi Bálint (2003a): Bolygórendszerek kaotikus dinamikája. I. rész. Természet Világa. 5, 210.

Érdi Bálint (2003b): Bolygórendszerek kaotikus dinamikája. II. rész. Természet Világa, 2003/6, 256

Kereszturi Ákos - Sárneczky Krisztián (2003): Célpont a Föld? - Kisbolygók a láthatáron. Magyar Csillagászati Egyesület (MCSE), Budapest

Magyar Csillagászati Egyesület (MCSE) honlapja és linkek: http://www.mcse.hu

Marik Miklós (szerk.) (1989): Csillagászat. Akadémiai, Budapest

Meteorok - Vega Csillagászati Egyesület honlapja: http://www.vcse.hu

Szegő Károly (1999): Selected Chapters of Space Research in Hungary. Fizikai Szemle. 5, 206.

Szegő Károly (2002): Új eredmények az üstökösök fizikájából. Fizikai Szemle. 5, 149.

Szécsényi-Nagy Gábor (1986): A Naprendszer parányai. Gondolat, Budapest

Tóth Imre (1998a): Fényes üstökösök 1996-1997-ben. A Hyakutake és a Hale-Bopp üzenete. Magyar Tudomány. 4, 411.

Tóth Imre (1998b): Az üstökösök lágy röntgensugárzása. Új felfedezés a Hyakutake és a Hale-Bopp kapcsán. Fizikai Szemle. 7, 218.

Tóth Imre ismeretterjesztő cikkei 1980-tól: http://www.konkoly.hu/staff/tothi/popularizing_articles.html

1 A Nap-Föld középtávolság, kb. 149,6 millió km, a továbbiakban csillagászati egység (CsE).

2 Az égi mechanikai háromtest-problémának öt olyan megoldása van, amelyben a tömegpontok közti távolságok aránya állandó, vagyis a rendszer konfigurációja a mozgás során mindig önmagához hasonló marad. Ebből háromban a három test egy egyenes mentén (a kis test az L1, L2, L3 Lagrange-pontokban) helyezkedik el, két további megoldásban a három tömegpont egy-egy egyenlő oldalú háromszög csúcsát alkotja. Az L4 és L5 Lagrange-pontokban - itt találhatók az ún. trójai kisbolygók is - a kis test (a Nap-nagybolygó-harmadik test rendszerben) a bolygó pályája mentén 60 fokkal a bolygó előtt, illetve mögött kering a Nap körül. A Lagrange-pontokra librációs pontokként is hivatkoznak.