A cikkben bemutatom, hogy az 1960-as évek óta hogyan fejlődtek ismereteink a Naprendszer bolygótestjeit illetően, és mit tudunk ma róluk. Mondhatnánk szubjektívnek is, hogy miért a '60-as évektől tekintem át a témát. Az én pályafutásom ugyanis akkor kezdődött, tehát azóta van közvetlen élményem a Naprendszer-kép fejlődéséről. De tarthatjuk objektívnek is az okot, hiszen a '60-as években kezdődött a Naprendszer kutatása szempontjából is fontos űrkorszak.
Mit tudtak a Naprendszer bolygótestjeiről az 1960-as években?
Mindenekelőtt ismerték a pályáikat. Saját fénye egyik bolygónak vagy holdnak sincs, de láthatóak, mert a Nap rájuk eső fényét visszaverik. Helyzetük így megfigyelhető, és pályáik pontosan ismertek voltak az égi mechanika tudománya jóvoltából. A Nap körül keringő testeket bolygóknak, a bolygók körül keringő testeket holdaknak nevezték, és akkor még azt hitték, hogy ez lényeges különbséget takar. Azóta már tudjuk, hogy a testek geológiai fejlődése szempontjából ez nem fontos, ezért nem is teszünk különbséget a megnevezésben, és bolygótestnek nevezzük őket függetlenül attól, hogy pályájuk a Nap vagy egy bolygó körül húzódik-e. Bár meg kell jegyeznünk, hogy a holdak hőfejlődését befolyásolja, ha egy bolygó körüli holdrendszer tagjaként élik életüket.
Néhány nagyobbnak a felszíni részletei ugyan megfigyelhetők voltak, de a legtöbb csak fénylő pont maradt még a legjobb távcsövekben is. Fényességük változásából azonban következtetni lehetett arra is, hogy elnyúlt alakúak, vagy nem egyenletes a felszínük fényvisszaverő képessége (albedója). E fényváltozásból a forgási periódust meg lehetett határozni. Furcsa módon voltak olyan, a távcsövekben kiterjedt korongot mutató bolygók, amelyeknek a forgását viszont nem ismerték pontosan, mert vagy túl közel voltak a Naphoz, és nehezen lehetett őket megfigyelni (Merkúr), vagy sűrű, globális, részleteket nem mutató felhő takarta el a felszínüket, mint a Vénusz esetében.
A pályák ismeretében meghatározhatók voltak a tömegek, ezek segítségével pedig a méret ismeretében a sűrűség. Tudták, hogy a belső négy bolygó sűrűbb, mint a külső négy, és nem értették, hogy mit keres a kicsi Plútó kilencediknek ott kint, az óriásbolygók után.
Ismertek voltak a tengelyhajlások, így tudták, hogy hol várható erős évszakos változás. Tudták, hogy melyiknek van sűrű légköre. Felfedezték a Mars poláris sapkáit, amelyeknek a mérete változik a Nap körüli keringés folyamán.
Most az alkalmazott új módszerek szerint csoportosítva nézzük meg, hogy azóta mennyi minden derült ki bolygórendszerünkről!
Hogyan gyűltek az új ismeretek?
Az űrszondák
Az űrszondák felfedezőútjai a bolygóközi térben ugyan nem jelentenek új módszert, mert a csillagászat mindig is "távérzékeléssel" dolgozott; az égitestek által kibocsátott vagy visszavert fény vizsgálatából vonta le következtetéseit. De már csak azzal is, hogy a szondák közelebb mentek, és jobb térbeli felbontással vizsgálták a céltárgyakat, sok újat mondtak róluk. Ráadásul azáltal, hogy a vizsgálat a földi légkörön kívülről történik, lehetőség nyílott más hullámhosszakon is megnézni őket, mint amelyek a Föld felszínéről észlelhetők.
Elrepülések
Az első megközelítések során a szondák pontosabban megmérték a bolygótestek tömegét és lapultságát. (Ez utóbbi rendszerint annál nagyobb, minél gyorsabban forog a bolygótest.) A szonda pályáját ugyanis megváltoztatja a test gravitációs hatása, és ennek a változásnak az eltérése az előre számítottól lehetővé tette a tömeg pontosítását. (Például ezt tették a Pioneer 10 és 11 szondák az óriásbolygóknál.) A tapasztalat alapján aztán a következő szondák pályáit már a felszínbe ütközés veszélye nélkül közelebb lehetett vezetni a bolygókhoz. Ezt az utat követték a Voyagerek az óriásbolygóknál. Ennek következtében nemcsak azért lehetett jobb felvételeket készíteni, mert az öt évvel később indított szondákra jobb technikai eszközök kerülhettek, hanem mert közelebbről is készülhettek a felvételek.
Bolygók körüli űrszondák
Sokkal részletesebb vizsgálatot tett már lehetővé, ha az űrszonda egy-egy bolygó köré került mesterséges holdként. Eleinte csak a Föld, majd a Hold (1966), később a Mars (1971), a Vénusz (1975), a Jupiter (1995) és legutóbb az Eros kisbolygó (2000) esetében így lehetővé vált olyan globális, vagyis az egész bolygótestet lefedő térképek készítése, amelyek megmutatják a bolygótesten belüli tömegeloszlást, a felszín magasságviszonyait, a mágneses tér szerkezetét és annak térbeli és időbeli változásait a bolygótest körül. A különböző hullámhosszakon készült felmérések kombinációiként geológiai térképek is készülhettek. Egyébként egy szondát idegen égitest körül keringési pályára állítani nem könnyű feladat, mert az égitestek közelről már nem pontszerűen viselkednek, gravitációs terük már nem gömbszimmetrikus, és különösen egy olyan elnyúlt kicsi testnek, mint az Eros kisbolygó, nagyon furcsa a gravitációs tere.
Már a megközelítések is, de még inkább a bolygó körüli keringés lehetővé tette a bolygótestek környezetének a vizsgálatát. Ha a bolygó környezetében időben hosszabban lehetett mérni a mágneses teret (irány és nagyság szerint is), az megmutatta, hogy a bolygótestnek van-e "természetes dinamó" hajtotta, saját mágneses mezeje, ami arra utal, hogy van olvadt vasmagja (a holdak közül eddig egyedül a Ganymedesnél sikerült ezt kimutatni). Vagy van-e indukált mágneses tere (eddig csak a Jupiter Europa és Callisto holdjai esetében mutatták ki), ami azt jelzi, hogy elektromosan vezető, globális olvadt réteg van valahol a hold belsejében. Míg a gravitációs tér a test differenciálódásáról tud információt adni, addig a mágneses tér léte olvadt anyagról hoz hírt a test belsejéből.
Az égitest környezetében az elektromosan töltött részecskék számlálása holdak vagy gyűrűk létére utalhat. A holdak vagy gyűrűk zavaró hatása bizonyos távolságokban ugyanis hiányt okoz a részecskék számában. A Pioneer 10 és 11 szondák mérései alapján így fedezték fel a Jupiter gyűrűjét, amelynek létét a Voyager szondák képei erősítették meg. A töltött részecskék a Jupiter magnetoszférájában öt Jupiter-sugárnyi távolságig együtt forognak a bolygóval (korotáció). Onnantól kezdve azonban fokozatosan lemaradnak. Ennek okát ma már tudjuk. Az Io vulkánjaiból kidobott rengeteg port - amit a Nap ultraibolya sugárzása ionizál - a magnetoszféra nem képes azonnal a korotáció sebességére felgyorsítani, de felkapja, és szétszórja az egész Jupiter-rendszerbe. A mágneses tér gyorsabban forog, mint ahogy a holdak Kepler-pályájukon a bolygó körül haladnak - így a ként is a többi hold "követő" (vagyis a kötötten keringő hold pályamozgása során hátul haladó) oldalára csapja, ahol az a holdak anyagával kölcsönhatva például az Európán óriási kénsavmezőket hoz létre.
A bolygók környezetében található porszemcsék számlálása szintén a Jupiter környezetéről hozott érdekes eredményeket. A Nap megfigyelésére felbocsátott Ulysses szonda a Jupiter mellett haladva ugyanis időnként a porszemcsék számának nagyon erős megnövekedését tapasztalta. A nyugalmi időben szokásos öt szemcsével szemben húszezer porszemet is regisztrált másodpercenként. A Jupiter körül keringő Galileo szonda mérései alapján az USA-ban élő Horányi Mihály és munkatársai aztán megtalálták a magyarázatot. Világossá vált, hogy ez az Io vulkánjai által kidobott por, amely a Jupiter mágneses terének segítségével nemcsak az egész Jupiter-rendszerbe terül szét, hanem a Nap mágneses terének segítségével kijut az egész Naprendszerbe is, sőt a semleges komponens a csillagközi térbe is kikerülhet.
A bolygótestek körül keringő szondák a saját maguk által kibocsátott vagy a Nap gammasugárzásának hatására kilökődött neutronok számlálásával a felszín anyagára tudnak következtetni (gamma-spektroszkópia). Például a Clementine szonda így próbálta megerősíteni a földi radarokkal kapott korábbi eredményt, miszerint a Hold pólusain a kráterek állandóan árnyékban lévő belsejében valószínűleg dér formájában vízjég van jelen. Hasonló módszerrel mutatta ki a Mars Odyssey szonda a Mars talajának felső egy méterében lévő vízjeget a pólusok környékén.
Sima leszállások
Még részletesebb, lokális vizsgálatokat tett lehetővé az, amikor az űrszondák simán leszálltak egy-egy égitest felszínére, és helyben vizsgálhatták azokat. Ez először 1966-ban a Holdnál történt meg, majd 1970-ben a Vénusznál (Venyera 7), 1971-ben a Marsnál (Marsz 3), majd 1995-ben a Jupiternél (a Galileo szonda leszálló kapszulája elsőként hatolt be egy óriásbolygó légkörébe), 2001-ben pedig az Eros kisbolygónál (a NEAR szonda, miután elsőként állt pályára egy kisbolygó körül, leszállt annak felszínére). 2004 nyarán a Titán holdra próbál leereszkedni a Szaturnusz rendszeréig küldött Cassini szonda egy egysége, a Huygens leszállóegység.
Hogy melyik leszállás a nehezebb? Mindegyik egyformán nehéz! Az óriásbolygóknál a nagy tömeg miatt nagy a gyorsítás. Nehéz követelmény, hogy a légkörben a súrlódástól felizzó kapszula még mérjen is, és a Földre továbbítsa méréseit. A Mars ritka légkörében viszont nehéz megvalósítani, hogy elég nagy legyen a fékezőerő a sima leszálláshoz, és a szonda ne csapódjon a talajhoz. A Vénusz 90 atmoszféra nyomású, 470°C hőmérsékletű, pokoli légkörében olyan, a kénsavfelhők maró hatását is kibíró érzékelők kellettek, amelyek még a felszínen is mérnek - mielőtt a túlmelegedéstől beszüntetnék a működésüket. A 25 km méretű, elnyúlt alakú Eros kisbolygó esetében olyan lassan kellett leszállni, hogy a szonda ne pattanjon vissza. A gyenge gravitációs tér miatt ugyanis egy, a Földön normálisnak számító ugrással 180-200 km magasra jutnánk fel, tehát, ha a leszállás nem abszolút simára sikerül, akkor a szonda esetleg teljesen kidobódik a világűrbe. A nem gömbszimmetrikus gravitációs tér miatt ugyanis nem biztos, hogy sikerül az égitestre visszaesnie, hiszen a "függőón" még közelítőleg sem mutatna mindenütt a felszínre merőlegesen. Ezekkel a szoros megközelítésekkel, keringésekkel és leszállásokkal az égi mechanika nemcsak bebizonyította hatásosságát, vagyis képességét arra, hogy a valóságot jól írja le, de a csillagászati tudományok közül elsőként vált kísérleti tudománnyá.
Laboratóriumi vizsgálatok
Az űrszondák által főleg a külső Naprendszer bolygótestjeinél talált furcsaságok felgyorsították a laboratóriumi kutatásokat is. Korábban is vizsgáltak anyagokat - például meteoritokat - földi laboratóriumokban, de a nagyon ritka vagy sűrű, a nagyon hideg vagy forró és más összetételű légkörök felfedezése ráirányította a figyelmet arra, hogy a különféle anyagok viselkedését a földitől eltérő körülmények között is meg kell vizsgálni. Krio-laboratóriumok épültek, ahol különféle anyagok például a Neptunusz távolságában uralkodó 38-40 K-es hőmérsékleten is vizsgálhatók. És miután az űrszondák felvételei alapján egyértelművé vált, hogy a Naprendszer bolygótestjei ütközések sorozatával álltak össze, laborkísérletek indultak az ütközések mechanikájának, anyagátalakító hatásának tanulmányozására különböző anyagú lövedékek és céltárgyak esetében. Továbbá a napszél létének igazolásával és a magnetoszférák sugárzási övezeteinek felfedezésével összefüggésben kezdetét vette a különböző összetételű légkörök és bolygófelszínek besugárzásos átalakulásainak vizsgálata is laboratóriumi körülmények között.
A laboratóriumi vizsgálatok számára gazdag extraterresztrikus anyagmintát szolgáltattak az antarktiszi meteoritok. Japán kutatók ugyanis felfedezték, hogy az Antarktisz fehér jégmezőin feltűnőek, könnyen észrevehetőek a sötét színű meteoritok. Ezek nagy számban találhatók például ott, ahol egy hegynek ütköző gleccser feltorlódik. Az esetleg már több tízezer év óta beágyazódott meteoritok a szublimáló gleccserjégből kikopva a felszínre kerülnek, és ott könnyen megtalálhatók. Ezzel a felfedezéssel az ismert meteoritok száma hamarosan kétezerről tízezer fölé emelkedett, vagyis sokkal több Földön kívüli test összetétele, kristályos szerkezete és hőtörténete vált pontosabban megismerhetővé. Még világosabban kiderült, hogy milyen testek voltak a Naprendszerben, de az nem, hogy hol fejlődtek ilyenekké. A származási hely azonosítását végül az tette lehetővé, hogy bizonyos meteoritok laboratóriumban előállított színképe döbbenetesen hasonlított bizonyos kisbolygók színképéhez. Ezáltal lehetett összekapcsolni az anyagi minőséget azzal a naptávolsággal, ahonnan a meteorit származik.
Az antarktiszi meteoritgyűjtés nemcsak azért érdekes, mert immár sokkal több meteorit áll rendelkezésre, hanem azért is, mert szelekciós effektus nélkül lehet gyűjteni őket, tehát pontosabban mutatják a kő- és vasmeteoritok arányát. A szárazföldön kövek között kutatva ugyanis a kőmeteoritok sokkal nehezebben találhatók meg, mint a vasmeteoritok.
Egyfajta meteorit azonban még nem került elő - mint erre Bérczi Szaniszló rámutatott -, mégpedig a jégmeteorit. A Naprendszer anyagának nagy részét ugyanis - főleg a Jupiter-pályán túl - illó anyagok jege, főleg vízjég alkotja. Ebből az anyagból érthető okokból még nincs mintánk a Földre esett és megtalált meteoritok között. A Föld melegebb vidékein azért, mert még ha egy jégmeteor el is éri olvadás nélkül a földpálya távolságát, és túléli a légkörön való áthaladást, a felszínre érve hamar elolvad. Tehát csak az Antarktisz vagy az Arktisz "mélyhűtője" lehet alkalmas arra, hogy valameddig tovább megmaradjon. Ezeket azonban ott, a fehér környezetben nehéz megtalálni. Földi Tivadar szerint a földi jegeknél nagyobb ammóniatartalmuk miatt esetleg a dielektromos állandójuk különbsége segíthet a kimutatásukban.
Ha jégmeteoritokat eddig nem is találtak még az Antarktiszon, de találtak a Holdról és a Marsról érkezett meteoritokat. Ezek forráshelyét a beléjük zárt gázok izotópösszetétele alapján sikerült azonosítani: a Holdról hozott minták laboratóriumi méréseivel, illetve a Viking szondák in situ marsfelszíni méréseivel összehasonlítva. Arra, hogy ezek a meteoritok hogyan tudták elhagyni a Hold vagy a Mars felszínét, megint csak a laborkísérletek adtak magyarázatot. Amikor ugyanis a becsapódásos kísérleteknél egyre csökkentették a becsapódás szögét, az egészen lapos becsapódásoknál (mint ahogy a "kacsázásnál" laposan dobunk kavicsokat a vízbe) az elgőzölgő anyag gyors gázkiáramlása fel tudott kapni kisebb darabokat. A bolygótest szökési sebessége fölé gyorsulva ezek aztán elszökhettek a bolygótesttől, és Nap körüli pályára állhattak. Előfordulhatott, hogy pályájuk néhány millió évnyi bolyongás után éppen a Földét keresztezte, és a meteorit a Földre érkezett. Ezáltal mintát kaptunk e távoli világok anyagából.
Újabban az antarktiszi "jégsivatag" után a homoksivatagokat is rendszeresen kutatják meteoritok után, és elég sokat találtak is a Szaharában. Ezek egyike, az NWA011 jelű, egy különleges meteorit, amelynek szülőtestjén vulkáni működés zajlott, de összetétele különbözik az eddig találtakétól, amelyek mind egyetlen szülőtest, a Vesta kisbolygó darabjai. Azért izgalmas az a kérdés, hogy ez a meteorit honnan érkezett, mert nincs túl nagy választék a Naprendszerben olyan égitestek között, amelyek egyrészt elég nagyok ahhoz, hogy vulkanizmus működhessen rajtuk, másrészt elég kicsik ahhoz, hogy elszökhessen róluk egy kő. Ha nagy szerencsénkre a Merkúr lenne ez az égitest, akkor szenzáció lenne, hogy már anyagmintánk is van róla.
Laboratóriumi körülmények között vizsgálták azt is, hogy nagy nyomáson és hőmérsékleten hogyan válik fémes tulajdonságúvá a hidrogén. A számítások korábban azt mutatták, hogy az átmenet hirtelen történik, ami arra utalna, hogy az óriásbolygók belsejében a molekuláris és atomos hidrogénzóna közötti átmenet határfelülettel történik. Ezzel szemben most a laborkísérletek azt bizonyították, hogy ez az átmenet fokozatos, tehát nincs határfelület, és a fémes viselkedés a középponttól sokkal nagyobb távolságig jellemző, mint azt a számítások mutatták. Ez azt jelenti, hogy a felszínhez sokkal közelebbi tartományokban is keletkezhet mágneses tér, és akkor érthető, hogy a magasabb rendű tagok olyan mértékig "kilógnak" a felszín fölé, mint ahogy azt a szondák magnetométereinek mérései a Jupiter esetében mutatták.
Vizsgálták továbbá nagy nyomásokon és hőmérsékleteken a víz és az ammónia fázisdiagramját. Kiderült, hogy a víznek is és az ammóniának is létezik fémes viselkedésű átmenete. Akkor pedig az Uránusz és a Neptunusz vízköpenyének áramlásával keletkező mágnesestér-komponens miatt érthető, hogy miért tér el olyan nagyon e bolygók esetében az illesztett mágneses dipól középpontja a tömegközépponttól.
A különféle radioaktív elemek és leány-elemeik előfordulási arányainak laboratóriumi mérése segít megállapítani a koradatokat: például azt, hogy a Naprendszer keletkezését mennyivel előzte meg egy-egy szupernóva-robbanás, vagy hogy a meteorit az olvadékból mikor szilárdult meg, illetve - a benne található kozmikus sugárzási nyomokból - azt, hogy mennyi ideig keringett védtelenül a bolygóközi térben.
A távcsövek és a számítástechnika fejlődése
A megismerést elősegítő tényezők közül harmadiknak említem a távcsövek (lásd Szabados László cikkét) és a számítástechnika fejlődését. A számítástechnika nélkül maga az űrkutatás sem születhetett volna meg. Most azonban csak azokat az eredményeket tekintjük át, amelyek közvetlenül hatottak a Naprendszer kutatására.
A nagyteljesítményű számítógépek megjelenése lehetővé tette a Naprendszer keletkezésének szimulációját - sok millió tömegpontból kiindulva, sőt kiterjedt testekkel is, ahogy azok egymás gravitációs erőterében mozogtak, és ütközésekkel egyre nagyobb csomókká álltak össze. S ahogy a mesterséges holdak mozgásának fokozatos fékeződése a földi felsőlégkörben felhívta a figyelmet a gázfékezés fontosságára, a kutatók rádöbbentek, hogy az ősi szoláris köd gáza is fékezte a benne mozgó, kialakuló anyagcsomókat, tehát azok is egyre zsugorodó pályán keringtek az egyre melegedő Nap körül. Ha pedig valahol egy nagyobb anyagcsomó - bolygócsíra - már létrejött, akkor az pályájának rezonáns helyein "megfoghatta" a hozzá kívülről közeledő kisebb anyagcsomókat. E rezonáns helyeken a kis planetezimálok nagyobb sűrűsége és közel azonos pálya menti sebessége lassú, lágy ütközéseket tett lehetővé. Vagyis egy bolygócsíra rezonáns helyein elindulhatott egy-egy újabb test - újabb bolygócsíra - növekedése. Innen származhat az ismert Titius-Bode-szabály a Naprendszerben.
A számítógépes modellek szerint - akármilyen kezdőfeltételekkel indul is el a számítás - mindig több száz bolygócsíra indul fejlődésnek mind a Föld típusú, mind az óriásbolygók "felségterületén". Az összeállási időszak vége felé ezek csapódnak egymásba, ahogy egymás pályáját zavarják, perturbálják. Ahogy nőnek a bolygók, úgy lesznek egyre nagyobbak, katasztrofálisabbak az ütközések. Az összeállási folyamat végére mindig csak négy-öt bolygó marad meg. Ezeknél az utolsó nagy ütközéseknél a véletlennek már óriási szerepe van abban, hogy az ütközés kicsit kifelé vagy befelé löki-e a pályán a bolygót, hogy felgyorsítja vagy lefékezi a forgását, vagy esetleg a test nagyfokú precesszióba kezd az ütközés következtében. Ezek az utolsó, nagy ütközések felelősek a Titius-Bode-szabálytól való eltérésekért.
A nagy számítógépek lehetőséget adnak továbbá bonyolult modellek készítésére a bolygók magnetoszféráinak, légköreinek vagy olvadt belsejükben folyó áramlásoknak és ezek kölcsönhatásainak leírására. Számítógépi szimulációk mutatták ki, hogy a Jupiter erős mágneses terében mozgó nagy mennyiségű nagyenergiájú töltött részecske a felszínbe ütközve olyan sok energiát ad át például az Europa holdnak, mint amennyit a radioaktív és árapályfűtés együttesen szolgáltat. Ez a nagy energiabevitel a holdak felszíni anyagát évtizednyi idő alatt kémiailag átalakítja. Ehhez az energiához képest az ütközések energiája a kémia szempontjából elhanyagolható, de hatása az átalakult anyag elkeverésében lényeges. Bár be kell ismerni, hogy a földi légkör viselkedésének megbízható előrejelzése túl nagy feladat a mostani legnagyobb számítógépek számára is.
A földi és űrtávcsövek sikeres működését is a számítógépes vezérlés teszi lehetővé, de a számítógépek az elkészített képek vizsgálatánál is óriási segítséget jelentenek. Például olyan szoftverek készültek, hogy egy-egy új hold felfedezése valamelyik óriásbolygó körül ma már rutinfeladatnak számít. A bolygó környezetéről különböző időben készített felvételek alapján a szoftver pillanatok alatt kikeresi az elmozduló fénypontot. S azzal, hogy a távcsövek halványabb fénypontokat látnak, ma már tízesével fedezik fel a két-három km átmérőjű kísérőket a Jupiter távolságában, a tíz-tizenöt km-t meghaladókat a Szaturnusz távolságában, vagy a harminc km-nél nagyobbakat az Uránusz távolságában. Ilyen kisebb testekből pedig láthatólag sok van az óriásbolygók környezetében, mert például a Jupiter holdjainak száma az elmúlt évben huszonnyolcról hatvanegyre nőtt. Talán érdemes lenne most már meggondolni, hogy adott méretűnél kisebb holdaknak érdemes-e egyáltalán külön neveket adni. Egy odalátogató űrszonda pályája szempontjából az ütközés veszélye miatt azonban fontos ismerni minden kis égitest pályáját, ahogy a Föld környezetében az űrszemét darabjaiét is.
A távcsövek teljesítményének a növekedése 1992-ben egy egészen új égitesttípus első tagjának felfedezéséhez vezetett. Ezeknek a Kuiper-övbeli objektumoknak felfedezésével pedig a Föld-szerű bolygók, a gázbolygók, illetve az óriásbolygók jégholdjai után megismertük a negyedik égitesttípust a Naprendszerben: a még át nem alakult planetezimálokat (lásd Tóth Imre cikkét).
A szerencse
Mindezeken túl szerencse is segített, például abban, hogy a Plútót, amelyhez űrszondát eddig még nem indítottak, közelebbről megismerhessük. Szerencse volt, hogy James Christy 1978-ban felfedezte: a Plútónak holdja van (Charon). A kettősség lehetővé tette a tömegek és a sűrűségek meghatározását. A Plútó tömege a korábbi becsléseknél sokkal kisebbnek bizonyult, és nyilvánvalóvá tette, hogy a Plútó nem is igazi nagybolygó. A hold felfedezése jókor történt, mert rövidesen úgy fordult a pályasíkjuk, hogy a Földről éppen átvonulni láttuk egyiket a másik előtt, és ezért a fedéssorozatot végig figyelemmel követték. A fedéskor egyrészt a felszínek különböző részei voltak vizsgálhatók, vagyis albedótérképet lehetett készíteni, és kiderült, hogy a Plútónak poláris sapkái vannak. Másrészt külön lehetett tanulmányozni a Plútó spektrumát, amikor a bolygó eltakarta a Charont. A közös spektrumból pedig kivonva a Plútó spektrumát, előállt a Charon színképe. A meglepő az volt, hogy míg a Plútó felszínén metánjeget találtak, addig a Charont főképp vízjég borítja. Ráadásul - felfedezése óta először - éppen ezekben az években járt a Plútó napközelben. Rövid ideig még a Neptunusznál is közelebb volt a Naphoz nagyon elliptikus pályáján. Napközelben a Plútó már légkört fejlesztett (mint egy igazi üstökös), amit nagyobb naptávolságon eddig még nem lehetett megfigyelni.
A Plútó-Charon kettős bolygó nemcsak abban hasonlít a Föld-Hold rendszerre, hogy a bolygóhoz képest nagyon nagy a holdja, hanem abban is, hogy a hold a bolygóhoz képest illóanyagban nagyon szegény. Tehát lehetséges, hogy a Charon születését is egy óriási ütközéssel magyarázhatjuk, mint a mi Holdunkét? A Hold keletkezését ugyanis ma úgy magyarázzák, hogy az ősi Föld a Naprendszer keletkezésének utolsó nagy bombázási periódusában egy Mars méretű testtel ütközött. A nem centrális ütközés lefröccsentette az ősi Föld kérgét. A lefröccsent anyag gáz halmazállapotú összetevőjét a napszél kifújta, de a megfagyott szemcsék a Föld körül gyűrűként keringtek, majd lassan csomósodva a Holddá álltak össze. Ezért lenne száraz a Hold anyaga. A Plútó távolságában uralkodó 30-40 K-en a metán mint illó anyag eltűnt, de megmaradt a Charont alkotó, ott "száraznak" számító vízjég.
Meglepetések az új Naprendszer-kép kialakulása kapcsán
Végezetül foglaljuk össze, hogy az elmúlt negyven év során melyek voltak a legfontosabb új felismerések!
Az űrszondák felvételein a kérges bolygótestek felszínén talált rengeteg becsapódási nyom egyértelműen bizonyította, hogy a bolygótestek összeállása ütközések sorozatával történt. Viszont új volt az a felismerés, hogy az ütközések folyamán a véletlennek milyen nagy szerepe van a bolygótestek kialakításában és további fejlődésében.
Korábban az sem volt ismert, hogy a rezonanciának ilyen nagy szerepe van már az égitestek keletkezésénél is. Arra is csak közvetlenül a Voyager szondák Jupiterhez érkezése előtt utaltak a számítások, hogy a holdrendszerek rezonáns helyzetei milyen nagy árapályfűtést eredményezhetnek, és hogy ez milyen nagy geológiai aktivitást (erős vulkanizmust és tektonizmust) okozhat még olyan kis testeknél is, amilyeneknél korábban még gömb alakot, vagyis olvadási folyamatot sem tételeztek fel.
Meglepetést okozott az üvegházhatás hatásossága a Vénuszon, ahol 470 oC felszíni hőmérsékletet találtak.
Érdekes volt felismerni, hogy a jégholdak belsejében a vízjég különböző kristályosodási formái vezetnek oda, hogy a Jupiter Ganymedes és Callisto nevű holdjain annyira különböző felszínt látunk. A Callistóban ugyanis - szemben azzal, ami a Földön ismert vízjég esetében várható lenne - nem jön létre a jégköpeny cirkulációja, mert a vízjég más kristályszerkezetűvé alakult át. Ezért nem tudott a bolygótest lehűlni, nem veszítette el belső hőjét, és ezért nem látható semmiféle aktivitás nyoma a Callisto felszínén. Meglepetés volt ugyanakkor, hogy belsejében 170 km mélyen egy globális, elektromosan vezető réteg van - valószínűleg kásás jég vagy sós víz -, ugyanis a magnetométerek tanúsága szerint a Jupiter változó mágneses terének hatására indukált mágneses tér tud kialakulni körülötte.
Senki sem gondolta, hogy a mágneses tereknek olyan nagy szerepük van a bolygók környezetében lévő poros plazmák mozgatásában (a Szaturnusz gyűrűinek "küllői", fluxuscső az Iót és a Jupitert összekötő zárt mágneses erővonal mentén stb.). Ahogy erre Hannes Alfvén már korábban utalt, e jelenségeknek még a Naprendszer kialakulása idején is szerepe lehetett abban, hogy hol kezdett el az első nagyobb anyagcsomó - vagyis az első bolygócsíra - kialakulni.
Azt sem várta senki, hogy a nálunk közönséges víz más égitesten a "láva" szerepét tölti be. Egyáltalán nem gondoltak a krio-vulkanizmus olyan furcsaságaira, hogy alacsonyabb hőmérsékleten az eutektikumok (például víz-ammónia keverék) vagy sós vizek vulkáni kifolyásokhoz vezetnek, és hogy a jeges holdak belsejében lévő viszonylag kevés radioaktiv elem az árapályfűtéssel kiegészítve már biztosítani tudja a vulkáni kifolyások megindulását.
Senki sem gondolt arra, hogy a víz alapú vulkanizmus a Föld típusú bolygók szilikátvulkanizmusához hasonló vulkáni formákat képes létrehozni, ha a víz-ammónia keverékhez egy kevés metilalkohol is keveredik. Ekkor ugyanis az addig hígfolyós "láva" hirtelen nagyon sűrűvé válik. Márpedig a Halley-üstökös spektroszkópiai vizsgálata feltárta, hogy az Uránusz-Neptunusz távolságában keletkezett üstökösökben - és valószínűleg az Uránusz és Neptunusz jégholdjaiban is - a harmadik leggyakoribb illó anyag a metilalkohol.
Váratlan eredmény volt, hogy a Vénusz pokoli forróságában nemcsak az illó anyagok, de a fémek is elgőzölögnek, és a légkör részeivé válnak, hogy aztán a hőmérséklet csökkenésével bizonyos magasságban lecsapódjanak a felszínre. Annak ellenére sem számítottak erre, hogy mind a Merkúr, mind a Hold ritka légkörének összetevői között megtalálták az elgőzölgött nátriumot és káliumot. Ez a lecsapódás az oka annak, hogy a magasabb helyeknek sokkal erősebb a radarvisszaverő képessége, mint a síkságoké. A hegyek szinte "fénylenek" a radarfényben. A Földön a hóhatár hoz létre ilyen jelenséget.
Végül: senki sem számított arra, hogy már a 20. század végén huszonhat kérges bolygótestet vizsgálhatunk, amelyek, mint egy igazi laboratóriumban, különböző feltételekkel mutatják, milyen is egy bolygó. Van, amelyiknek nincs se légköre, se mágneses tere (Hold), van, amelyiknek nincs légköre, de van mágneses tere (Merkúr), van, amelyiknek sűrű légköre van, de nincs mágneses tere (Vénusz), és van, amelyiknek mindkettő van (Föld). E változatosság lehetővé teszi a bolygórendszer részletes tanulmányozását, ami már eddig is nagymértékben hozzájárult saját bolygónk alaposabb megismeréséhez.
Kulcsszavak: bolygó, hold, planetológia, árapályfűtés, atmoszféra, magnetoszféra