Campo del Cielo

Szerző: Őzse Éva

A mai Argentína északnyugati területén csapódott be a becslések szerint 4 méterél nagyobb szülőtestű vasmeteoroid 4–5 000 évvel ezelőtt. A becsapódási krátermező nagyjából 3×20 kilométernyi terület. Több, mint 26 kráter jött létre a becsapódás során, közülük kettőben több ezer darab vasmeteoritot találtak. Ez arra utal, hogy a Föld légkörébe belépve a vasmeteor több darabra tört. A legnagyobb kráter 115×91 méteres.

A rengeteg darabra tört meteorit mintegy 4,5 milliárd éves, megközelítőleg annyi, mint a Naprendszer. Igen, abban az időben jött létre, amikor a mi Naprendszerünk született.

A területen élő őslakosok ismerték, használták a meteorköveket. Égből hulló vasdarabként említették, amikor később a terület spanyol kormányzója expedíciót indított a szóbeszéd hallatán, hogy keressék ezt a fajta vasat 1576-ban. Ekkor kapta maga a terület a spanyol Campo del Cielo nevet, mely magyarul: a Mennyek Mezeje. A terület, és a megtalált darab, darabok sokáig feledésbe merültek. Értéktelennek találták, bár később is indultak expedíciók a területre. Az 1783-ban, Rubin de Celis vezette expedíción vulkanikus eredetűnek bélyegezték, ám mintákat küldött a londoni Royal Societynek. Ezeket a mintákat később elemezve kiderült, hogy 10% nikkelt és 90% vasat tartalmaz a “kő”, így eredetét tekintve meteorit besorolást kapott.

Egy 17 grammos, tisztított példány
(Wikipedia; CC BY-SA 4.0)

A meteorit nagyobb darabjai más-más nevet kaptak. Napjainkig a néhány milligrammostól, egészen a 30,8 tonnáig terjedő darabokat találtak. A világ harmadik legnagyobb meteorköve ezzel a 30,8 tonnával el Gancedo néven ismert, lelőhelyének neve után. Az eddig előkerült darabok össztömege egyébként több, mint 100 tonna.
Összetétele: 92,6% vas, 6,68% nikkel, 0,43% kobalt, 0,25% foszfor, 87ppm (parts-per-million) gallium, 407ppm germánium és 3,6ppm irídium.

Az Otumpa
(Wikipedia; CC BY-SA 3.0)
Az el Gancedo
(Scheihing Edgardo – Flickr; CC BY 2.0)

Nem ritkaság (még…), kisebb darabjai igen könnyen és baráti áron elérhetőek (még…). Ahhoz képest persze, hogy vannak sokkal kisebb mennyiségben meglelt, emiatt igen zsebbenyúlós, ráadásul fiatalabb meteorkövek. Az argentin kormány azonban jó néhány éve Nemzeti Kincsnek nyilvánította, tilos kivinni az országból. Így most már csupán az addig kereskedők és magánemberek által beszerzett darabok elérhetőek saját célra szerte a világon.

Forrás: Bolygón Bolyongó

Naptári érdekességek és a csillagászat – Hanuka, a fények ünnepe

Szerző: Szoboszlai Endre

A régi időkben a csillagászok feladata volt a vallási ünnepek naptárba illesztése, kiszámítása. A naptári érdekességek sorába tartozhat olyan helyzet, amikor egy-egy keresztény nagyünnep időszakára esik mondjuk egy ismert izraelita ünnep is. Ilyen egybeesés nem ritka, de nem is túl gyakori. 2022-ben a legismertebb zsidó ünnep, a Hanuka átfedi a Karácsonyt, de volt és lesz is ilyen naptári érdekesség máskor is…

A keresztény adventi időszak utolsó, negyedik, gyertyagyújtási ünnepe idén, 2022-ben, a hanukai ünnep legelső gyertyagyújtási ceremóniájával esett egy napra, ami december 18-a, vasárnap este volt. December 25-én este, vagyis a keresztény Karácsony első napján lesz a hanukai gyertyatartón a 8., vagyis az utolsó gyertya meggyújtási ceremóniája. (Szintén naptári érdekesség lesz majd 2027-ben is, amikor a hanukai első gyertyagyújtás éppen december 24-én este történik, vagyis a karácsonyi ünnep előtti szentestén.) De fontos megjegyezni: a két ünnepnek semmi köze sincs egymáshoz! A régi időkben a naptárakat szinte minden nép esetében a tudós csillagászok, vagy a rendkívül művelt papok, netán papcsillagászok, készítették.

Mikor kezdődik a következő nap?

Az idő mérésére általában a természetben megfigyelhető periodikus változásokat használták fel, így vagy a Hold fázisváltozásai, vagy a Föld napkörüli keringésének ideje szolgált alapul a rohanó idő mérésére. De használatosak ennek keverékei is, mégpedig az úgynevezett luniszoláris naptárak, amilyen például a zsinagógai naptár. Ez a naptár rendkívül bonyolult, mert nem csak a Föld napkörüli, és a Hold földkörüli keringését „gyúrja” össze, hanem még sok vallási szabályt is alkalmaz. Amikor aztán egy ilyen naptárat párhuzamosan alkalmazunk a hivatalos Gergely-naptárral, abból lehetnek akár félreértések is! Már csak azért is, mert míg a Gergely-naptárban a „következő nap” a 24. óra utáni időpillanatban elkezdődik, addig a zsidó naptárban a „következő nap” már elkezdődik naplemente után, vagyis nem éjfél után! A naplemente utáni besötétedést követően elkezdődik a másnap, akkor, amikor három fényesebb csillag is megpillantható!
A zsinagógai naptárban (melyben 2022 decemberében az 5783. évet számoljuk) mindig kiszlév hónap 25-én kezdődik a Hanuka és tévét hónap 2-án fejeződik be. Csakhogy a Gergely-naptárban ez minden évben más és más időszakra esik, de egyszerűsítve azt mondhatjuk, hogy nagyjából november-december hó valamelyik napjára kerül. Idén például december 19 és 26 között van a Hanuka. A hanukián, vagyis a hanukaünnepi gyertyatartón az első gyertyagyújtás december 18-án este kezdődött és majd 25-én este fejeződik be. Ezért fedi át 2022-ben a Hanuka a Karácsonyt. Érdekesség, hogy a szigorú szertartás szerinti gyertyagyújtás és végig elégetés miatt, a hanukai időszak alatt összesen 44 szál gyertyát használnak fel!

Templomszentelési örömünnep

A kiszlév hó 25-én kezdődő Hanuka egy templomszentelési örömünnep. Ez az ünnep a jeruzsálemi templom újraszentelésének nyolc napon át tartó ünnepe. A szó maga egyébként megszentelést, megtisztítást, jelent. Ez az ünnep az egyik legnagyobb, nyolc napig tartó zsidó ünnep, a fény ünnepe, amely egy csodára emlékezteti az izraelita népet. „Nész gádól hájá sám!” – azaz magyarul és innen nézve, nagy csoda történt ott, vagyis Izrael földjén, hajdan.
(De van egy nyelvi érdekesség is, mégpedig az, hogy amennyiben valaki éppen Izraelben van, és ott mondja a mondatot, akkor így hangzik: „Nész gádól hájá pó!” – azaz nagy csoda történt itt.)
Ez arra utal, hogy amikor időszámításunk előtt 165-ben a makkabeusok felszabadították Jeruzsálemet és a város híres szentélyét, a szíriai görögök elnyomása alól, amikor meg akarták gyújtani a zsidók az öröklámpást, hogy megünnepeljék a felszabadulást, nem találtak elegendő megszentelt olajat az úgynevezett menórához, csak egy kis korsónyit. Az új olaj sajtolásához nyolc napra lett volna szükség. Azonban az a kevéske olaj éppen nyolc napra mégis elegendő lett. Erre a csodára emlékeznek a Hanuka napjaiban, a fény ünnepén és erre született meg a nyolcágú hanukia, melynek a kilencedik ága a szolgagyertyát tartja, amivel meggyújtják az ünnepi gyertyákat, bizonyos sorrendben, vallási ceremóniával. Vagyis a hanukai ünnep nem bibliai (tórai) ünnep, hanem ezt a történelem adta a zsidóság kezébe.

Régi, valószínűleg az 1950-es évek környékén készült muzeális stílusú hanukia, 1989 óta a szerző birtokában

A következő évek hanukai időpontja a Gergely-naptár szerint:
2023. december 08-15.
2024. december 26-31.
2025. december 15-22.

Fánk, látkesz – mifelénk is népszerű finomságok

Az ünnep talán legismertebb finomsága a híres hanukai fánk, de ugyan ilyen lehet a látke, a zsidó palacsinta (felénk inkább tócsniként, de még inkább lepcsánkaként hívjuk a finomságot). Azért, mert ezen finomságokat olajban kell kisütni, és ez is utal az ünnep mítoszában szereplő olajra, bár az akkor, közel kétezerkétszáz éve, a mécsesgyújtáshoz kellett, mégis utal a mai ünnep kulináris részére is.

– Fényességes Hanukát és egyben békés Karácsonyt kívánok minden kedves Planetology Olvasónak – ki melyiket ünnepli! A vallási ünnepek békésen elférnek egymás mellett – az emberekről sajnos nem mindig lehet ugyanezt elmondani…

(A szerkesztő megjegyzése: a zsinagógai naptárról és annak csillagászati vonatkozásairól itt olvashatnak bővebben Olvasóink: https://planetology.hu/a-zsinagogai-naptar-erdekessegei/ .)

Kamuvideó a Holdról

Szerző: Kovács Gergő

Sajnos vírusként terjed egy újabb hoax, ezúttal egy videó formájában: a YouTubeon fellelhető videó nem kevesebbet állít, mint, hogy élő videót közvetít a Hold körül keringő (!) Orion űrhajó fedélzetéről. Én pedig most sem állom meg szó nélkül…

Hol a NASA, vagy az Artemis logója?

Sajnos, ahogy egy régebbi eset is mutatja (itt és itt), olykor még az avatott szeműek, és a szakmában járatos emberek is áldozatul esnek az ilyen jellegű, főleg talán likevadászat céljából készített kamutartalmaknak.

Sajnos most is sokan vették készpénznek ezt a csalást. De mi a baj ezzel a videóval? Azon túl, hogy másfél hete megy végtelenítve…legalábbis jómagam akkor vettem észre…

Az Orion-űrhajó pozícióját és haladását folyamatosan figyelemmel lehet kísérni ezen a linken, emellett tele van az Internet a Hold körüli utazás legszebb momentumaival. Nem beszélve arról, hogy a küldetés menetéről látványos infógrafikák is készültek, melyekre rápillantva mindenki láthatja, hogy az Orion nem fog hetekig keringeni a Hold körül. De vannak a videóban komolyabb bajok is…

Az Artemis-I küldetés (NASA)

A videóban jó eséllyel egy ún. DTM-et (Digital Terrain Model – digitális felszínmodell) forgatnak körbe. Miért gondolom ezt? Ha elég sokáig nézzük a videót, találhatunk olyan területeket egymás mellett, amelyeken a holdi “táj” részletessége szignifikánsan különbözik, mintha csak két, különálló felbontású DTM-csempe lenne. Ahogy a kráterek magassága is szerfölött gyanús a Hold görbületéhez képest, mintha kicsit “túlhúzták” volna a magasságok megjelenítését a modellen.

A legsúlyosabb probléma, a leginkább árulkodó részlet azonban nem a Holdon van, hanem a Földön: bolygónk az, ami igazán árulkodó jeleket mutat nekünk, egyből kettőt is!

Gondoltuk volna, hogy a három kép elkészülte közt, csak 30-30-30 perc volt?

A Föld fázisváltozásából ítélve, tehát szűk 60 perc alatt megtettük a holdpálya kb. 20%-át. Hihető? A másik montázs azonban ezen is túltesz.

Keressük a hibát!

Megvan a hiba? Nem egészen fél perc alatt elég sokat fordult a Föld! Kell ennél több?

Mit lehetne végszóként mondani? A csalás nem egy újkeletű dolog. Az Interneten (mely nem igazán egy ellenőrzött médium) sokan a nézettségért, likeokért, reklámokért (hogy az egyéb érdekeket ne is említsem), bármire képesek. Kamuképek, kamuvideók összeállítására is, melyek első látásra szépek, ígéretesek, tetszenek a lelkünknek, de ha csak egy kicsit is kritikus szemüveggel nézzük őket, rájövünk, hogy nem minden valós, aminek látszik, és sajnos hiába lehet szép egy kamuvideó, attól még kamu marad…

A Vezúv

Szerző: Balogh Gábor

A Vezúv az egyetlen aktív vulkán Európa kontinentális részén, a szárazföld legnagyobb vulkánkitöréseit produkálta. Olaszország nyugati partján található, Nápoly városára és az öbölre néz. Magassága 1281 méter, a Vezúv maga az ősi Somma vulkán kráterében ül. Kráterének mélysége 230, átmérője 650 méter. A Vezúv a leghíresebb az i.sz. 79-es kitörésről, amely elpusztította Pompeiit Herculaneumot, Oplontist, Stabiaet, és még néhány kisebb települést. Bár a vulkán utolsó kitörése 1944-ben volt, még mindig nagy veszélyt jelent a körülötte lévő városokra, különösen a nyüzsgő nápolyi metropoliszra. A környék mintegy három millió lakosából 600 ezer közvetlenül a veszélyzónában lakik.

A Vezúv és az alatta levő metropolisz. A szerző felvétele

A Vezúv egy “púpos” csúcs, amely egy nagy kúpból (Gran Cono) áll, amelyet részben egy kaldera meredek pereme vesz körül, amelyet a Somma-hegynek nevezett korábbi (és eredetileg sokkal magasabb) hegycsúcs összeomlása okozott (1). A Gran Cono az i.sz. 79-es kitörés során keletkezett. Emiatt a vulkánt Somma-Vezúvnak is nevezik.

A Monte Somma kalderája a Vezúv krátere felől. A szerző felvétele

Kialakulása

A Vezúv egy 25 ezer éves rétegvulkán, a campaniai vulkáni ív része, amely az afrikai és eurázsiai lemezek által létrehozott szubdukciós, alábukó zóna felett alakult ki. A vulkán csak egyike a campaniai vulkáni ívet alkotó több tűzhányónak. Ilyenek például a Campi Flegrei, egy nagy kaldera néhány kilométerre északnyugatra, az Epomeo-hegy 20 kilométerre nyugatra Ischia szigetén, és több tenger alatti vulkán délen. Ez az ív Olaszország hosszában északnyugat felé húzódik egészen a dél-toszkánai Monte Amiatáig (2). A Vezúv az egyetlen, amely kitört a közelmúltban, bár a többi is kitört az elmúlt néhány száz évben. Sokuk vagy kialudt, vagy több tízezer éve nem tört ki. A Vezúv abban is különleges, hogy a tűzhányó alatti alábukó lemez alsó része levált a felső részről, így kialakult az úgynevezett “tektonikai ablak”. Ezáltal a Vezúv kőzetei kémiailag kissé eltérnek a többi campaniai vulkáni kőzettől.

A Vezúv a szubdukciós zóna felett. A szerző saját munkája

A vulkánt láva, hamu és vulkáni salak rétegei alkotják. Ásványi szerkezetük változó, de általában szilícium-dioxidban szegény és káliumban gazdag. Az 1631-es kitörés például nagy rétegtani és kőzettani változékonyságot mutat: először fonolitos láva tört ki, majd fonolit-tefrit következett, és végül fonolitos tefrit (3).

A Vezúv krátere. A szerző felvétele

Kitörések

A legegyszerűbb felosztás szerint kétféle vulkáni tevékenységet különböztetünk meg a kitörés hevessége szerint: az effúzív, (kiömléses), és az explozív (robbanásos). A bazaltos összetételű magmák például a leggyakoribb effúzív kitörések, mivel alacsony viszkozitásúak, hígabbak. A szilícium-dioxidban gazdagabb, sűrűbb magmát tartalmazó tűzhányók viszont az utóbbi csoportba tartoznak. A Vezúv sokszor kitört már a múltban. A híres i.sz. 79-es kitörést számos másik előzte meg az őskorban is, köztük legalább három lényegesen nagyobb; példa erre az i.e. 1800 körüli Avellino kitörés, amely több bronzkori települést is elpusztított. I.sz. 79 óta a vulkán is többször kitört: az ókorban még hatszor, a középkorban tizenhétszer. A vulkán 1631-ben ismét kitört, hatszor a 18. században, nyolcszor a 19. században, valamint 1906-ban, 1929-ben és 1944-ben. 1944 óta nem volt kitörés (4, 5).

Az i.sz. 79-es kitörés előtt

A vulkán korábbi, a kitörés előtti alakjáról nagyon kevés forrásunk van. Az i.sz. 79-es kitörésben elpusztult Pompeii és Herculaneum freskóin még a Vezúv egyetlen kúpból állt. Ifjabb Plinius leírásából is tudjuk, hogy mai alakja ennél kitörésnél jött létre, amikor is a hegy nagy része felrobbant.

Egy pompeii freskón még látható a vulkán korabeli alakja. Forrás: Wikipedia

I.sz. 62-ben és 64-ben is voltak földrengések, ezeket Suetonius és Tacitus is megemlítették. Sok Pompeii házon láthatók ezeknek a földrengéseknek a nyomai, néhány házat még nem hoztak rendbe a rengések után. A földrengések azonban gyakoriak voltak ezen a területen, senki nem tulajdonított ezeknek jelentőséget. Ifjabb Plinius is leírta, hogy nem különösebben riasztóak a campaniai földrengések ezek gyakorisága miatt.

A kitörés időpontja

Az i.sz. 79-es kitörés dátumára sokáig augusztus 24-ét fogadták el. A régészeti feltárások azonban arra engedtek következtetni, hogy a város néhány hónappal később pusztult el. Az áldozatokról kiderült, hogy melegebb ruhát viseltek, mint a könnyű nyári tunikák. Az üzletekben talált gyümölcsök és zöldségek is októberre jellemzőek. Egy áldozat erszényében talált emlékérmét szeptember végén verték. Egy graffiti, amelyet a város V. régiójában találtak, a XVI K NOV (XVI (ante) K(alendas) Nov(embres) időpontot írja, tehát a novembert megelőző tizenhatodik napot, vagyis október 17-ét (6, 7). A kitörés pontos időpontját október 24-25-ben határozták meg (8).

Az i.sz. 79-es kitörés

A kitörés két fázisban bontakozott ki, az úgynevezett pliniusi és a pelei fázisban, amelyek hatszor váltakoztak (9). A pliniusi kitöréseket vulkáni törmelékből és forró gázokból álló kitörési oszlopok jellemzik, amelyek magasan a sztratoszférába jutnak. Gyakoriak a nagy mennyiségű törmelék kilökései és a nagyon erős, folyamatos kitörések. A pelei kitörések akkor fordulhatnak elő, ha viszkózus magma, jellemzően riolitos vagy andezit típusú van jelen. Az ilyen kitörések kísérői a forró piroklasztikus árak.

A kitörés első napján több órán át hullott a fehér habkő, amely három centiméteres törmelékdarabokat is tartalmazott. A tetőcserepeket 120–140 °C-ra melegítette fel. Ez az időszak lett volna az utolsó lehetőség a menekülésre. Ezt követően egy második oszlopban szürke habkő rakódott le 10 cm vastagságban, mintegy 18 órán keresztül. Ezután következett be az első piroklasztikus ár, mely biztosan pusztító hatást gyakorolt Herculaneumra, de nem jutottak el Pompeibe (10). Ezt követően megnyílt a vulkáni kürtő egy sor erős robbanás során, ekkor robbant fel a Monte Somma kalderája, és ennek közepén kialakult az új vulkáni kúp, a Gran Cono.

A kitörés második napjának reggelén a vulkáni felhő összeomlása, mely előzőleg 6×105 köbméter másodpercenkénti mennyiséggel gyarapodott, és 32 km magasságig is emelkedhetett, felgyorsult. Két nagy hullámban sújtotta és pusztította el Pompeiit. Herculaneum és teljes lakossága ekkor már nem létezett. Az első hullám hőmérsékleti tartománya legalább 180–220 °C között volt, a másodiké már 220–260 °C (10). Ebből az feltételezhető, hogy kitöréskor a felhő hőmérséklete elérte a 850 °C-t. Délután újabb kitörési oszlop alakult ki a vulkáni gázokból és hamuból, amely az előzőnél kisebb volt, viszont elérte Misenum térségét. Ebben a fázisban kb. 3–4 km³ láva került a felszínre.
Ifjabb Plinius írásaiból tudjuk, hogy a vulkánkitörést követő földrengések során a tengervíz előbb visszahúzódott, majd cunami érte el a partokat.

A két elpusztított város, lakosainak számáról csak becslések vannak, így nem ismert pontosan a kitörésben elhunytak száma. Pompeiiben több mint ezer holttest üregére bukkantak, Herculaneumban pedig több mint háromszáz csontvázat találtak. Ezek a számok azonban nem tükrözik a teljes létszámot, mely a becslések szerint elérhette a húszezret is (11).

A Vezúv Pompeii felől. Szaggatott vonallal a vulkán i.sz. 79 előtti mérete. 1 a Monte Somma kalderája, 2 a Gran Cono. A szerző felvétele alapján

A pompeii ásatások során a Kr.u. 79-es kitörés több mint ezer áldozatának maradványait találták meg. A kitörés első szakaszában azok, akik nem hagyták el időben a várost, otthonukban vagy menedékeikben rekedtek, körülbelül három méter magas habkő és lapilli temette el őket. Ezt követően egy magas hőmérsékletű piroklasztikus ár érte a várost. Ezen áldozatok teste ugyanabban a helyzetben maradt, mint amikor a piroklasztikus áramlás elérte őket, és mivel a megkövesedett hamuréteg beborította őket, testük formája a szerves anyag lebomlása után is megmaradt. Az így keletkezett üregeket gipsszel kiöntve látható vált az áldozatok alakja.

A gipsszel kiöntött üregek Pompeiiben. A szerző felvétele

A Vezúv kőzetei

Fonolit a Vezúv 1631. decemberi kitöréséből. Az 1631-es esemény egy robbanásos, pliniusi kitörés volt, amely 131 évnyi inaktivitást követett. A szerző felvétele
Lapilli a Vezúv 1944. március 22-26-i kitöréséből. A lapillik a vulkáni kitörés során keletkeznek. Apró, 2-64 mm átmérőig terjedő kőzetdarabok. A szerző felvétele
Vulkáni salak. Piroklasztikus, erősen hólyagos, vulkáni kőzet, amely olvadt állapotban lökődik ki a vulkánból, és a levegőben lehűtve különálló szemcséket vagy tömböket képez. A szerző felvétele
Az ignimbrit a piroklasztikus árak lerakódásaiból képződik, amelyek apró törmelék és gázok forró elegye. A szerző felvétele
Ignimbrit sziklafal Sorrento partjánál. Megfigyelhetők a különböző méretű törmelék-darabok. A szerző felvétele


Források:
“Summary of the eruptive history of Mt. Vesuvius”. Osservatorio Vesuviano, Italian National Institute of Geophysics and Volcanology. http://www.ov.ingv.it/inglese/vesuvio/storia/storia.htm

Milia, A. (2006). “Rapid changes of the accommodation space in the Late Quaternari succession of Naples Bay, Italy: the influence of volcanism and tectonics”. In DeVivo, Benedetto (ed.). Volcanism in the Campania Plain, Vesuvius, Campi Flegrei and Ignimbrites. et al. Amsterdam: Elsevier Science

Stoppa, Francesco; Principe, Claudia; Schiazza, Mariangela; Liu, Yu; Giosa, Paola; Crocetti, Sergio (15 March 2017). “Magma evolution inside the 1631 Vesuvius magma chamber and eruption triggering”. Open Geosciences. 9: 24–52.

“Vesuvius”. Global Volcanism Program. Smithsonian Institution. https://volcano.si.edu/volcano.cfm?vn=211020

Sbrana, Alessandro; Cioni, Rafaello; Marianelli, Paola; Andronico, Daniele; Pasqiuni, Giuseppe (January 2020). “Volcanic Evolution of the Somma-Vesuvius Complex (Italy)”. Journal of Maps. 16 (2): 137–147.

Smithsonian Magazine, https://www.smithsonianmag.com/history/new-treasures-pompeii-180972829/

Rolandi, G.; Paone, A.; De Lascio, M.; Stefani, G. (January 2008). “The 79 AD eruption of Somma: the relationship between the date of the eruption and the southeast tephra dispersion”. Journal of Volcanology and Geothermal Research. 169 (1): 87–98

Doronzo, DM; Di Vito, MA; Arienzo, I; Bini, M; et al. (2022). “The 79 CE eruption of Vesuvius: A lesson from the past and the need of a multidisciplinary approach for developments in volcanology”. Earth-Science Reviews. 231: 104072.

Sigurðsson, Haraldur; Cashdollar, Stanford; Sparks, R. Stephen J. (January 1982). “The Eruption of Vesuvius in A. D. 79: Reconstruction from Historical and Volcanological Evidence”. American Journal of Archaeology. 86 (1): 39–51.

Zanella, E.; Gurioli, L.; Pareschi, M.T.; Lanza, R. (2007). “Influences of Urban Fabric on Pyroclastic Density Currents at Pompeii (Italy)” (PDF). Journal of Geophysical Research. 112 (112): B05214.

Francis, Peter. Three classic volcanic eruptions (Vesuvius AD 70), Volcanoes

The eruption of A.D. 79, www.geo.mtu.edu/volcanoes/boris/mirror/mirrored_html/VESUVIO_79.html

Ritka ásvány a marsi Gale-kráterben

Szerző: Rezes Dániel

Az Amerikai Egyesült Államokban tevékenykedő kutatók arról számoltak be az Earth and Planetary Science Letters nevű szaklapban megjelent tanulmányukban, hogy a marsi Gale-krátert vizsgáló Curiosity (Kíváncsiság) rover által begyűjtött egyik mintában jelentős mennyiségű tridimitet azonosítottak.

A tridimit nevű ásvány az SiO2 (szilícium-dioxid) alacsony nyomás és magas hőmérsékleti értékek között keletkező polimorf módosulata. A polimorfia olyan ásványokra utal, melyeknek azonos a kémiai összetételük, azonban eltérő a kristályszerkezetük. A Curiosity által a Buckskin agyagkőből vett mintában a kutatók ~16 tömeg% monoklin tridimitet azonosítottak. Ez azért szokatlan ebben az egykoron tavi környezetben, mert a monoklin kristályrendszerben megjelenő tridimit a földi rendszerekben is csak igen ritkán található meg, kizárólag felzikus vulkáni környezetekből, magas hőmérsékletű impakt (becsapódásos eredetű) struktúrákból és meteoritokból ismerjük bolygónkon. A kőzetben a tridimit mellett a Curiosity röntgen diffraktométere (XRD) földpátokat, cristobalitot (szintén SiO2 polimorf módosulat), opált (±Si-üveget) és magnetitet azonosított.

Tridimit kristályok (középen) a szlovákiai Vechec kőfejtőből (https://www.mindat.org/photo-107020.html)

A vörös bolygón 2012 óta tevékenykedő Curosity rover mintagyűjtési területe a Gale-kráterben található. A kráter nagyjából 3,8 milliárd éves és azért választották a küldetés helyszínéül, mivel valószínűleg egykor vizet tartalmazott, így tökéletes terület a küldetés fő kérdésének megválaszolására, miszerint „A Marson léteztek egykor megfelelő környezeti feltételek, melyek elősegítették a mikrobiális élet létrejöttét és fennmaradását?”. A rover segítségével már tudjuk azóta, hogy a Gale-kráterben egy tó hullámzott, melynek képződményei sok szempontból nagyszerűek a vizsgálatokra, de számos új kérdést is felvetnek.

Az XRD elemzéshez használt pormintát a rover fúrással nyerte ki a már említett Buckskin helyszínen 2015 júliusában, majd CheMin (Chemistry and Mineralogy) nevű műszerével vizsgálta azt. A tridimit jelenléte az agyagkő mintában a Curiosity 10 évének egyik legmeglepőbb felfedezései közé tartozik. A tridimit általában a fejlett, robbanásos vulkáni rendszerekben jelenik meg a Földön, azonban jelen esetben egy olyan bolygó ősi tavának fenekén képződött összletben találjuk, ahol a vulkanizmus döntő többségében nagyon primitív kőzetanyagot juttatott a felszínre.

(A) A Curiosity rover útja a Bradbury leszállási helytől (Bradbury Landing) a Maria-hágón (Maria’s Pass) keresztül. A vörös csillag a Buckskin agyagkőből vett minta gyűjtési helyét jelöli. Az ábra jobb alsó sarkában a Maria-hágó kinagyított részlete látható. (B,C) A Curiosity rover Mars Hand Lens Imager (MAHLI) nevű kamerájának képe a Buckskin és az ahhoz közel fekvő, laminációt mutató Lamoose kőzetekről (Payré et al. 2022).

A kutatók a rovertől kapott adatokat összevetették az összes olyan földi magmás rendszer tulajdonságaival, melyek termékei tridimitet tartalmaznak, valamint a marsi vulkanizmus modelleivel és a Gale-kráter egykori tavának eddig megismert üledékes rétegeivel is. A vizsgálatok eredményeként a tudósok kidolgoztak egy új elméletet a megfigyeléseik (ún. nagy mennyiségű tridimit, az agyagkő magas SiO2 és alacsony Al2O3 tartalma és az alacsony hőmérsékletű környezet) magyarázatára. Egy eddig még nem ismert fejlett, felzikus kemizmusú vulkán Si-gazdag hamut juttatott a Gale-kráter vízgyűjtő területére abban az időszakban, amikor a kráter területét még tó töltötte ki. Ez a folyamat a Mars heszperiai (3,7-3,0 milliárd évvel ezelőtt) korszakában játszódhatott le. A hamu tridimitben gazdag volt, melyhez a társuló ásványfázisok cristobalit, földpát, Ti-oxid és Si-gazdag üveg voltak. A víz segített lebontani a Si-gazdag üveget, valamint a folyók általi szállítás koncentrálta a tridimit szemcséket, így kialakulhatott egy markáns, nagy tridimit-tartalmú réteg, mely egy olyan átmeneti időszakban keletkezett, amikor a Mars egy nedvesebb és melegebb éghajlatból a ma is megfigyelhető száraz és sivár éghajlatra váltott.

A Buckskin agyagkőben megjelenő, nagy mennyiségű tridimit képződésének és felhalmozódásának folyamatát bemutató vázlat. A tűzhányó helye jelenleg még nem ismert, azonban akár több ezer kilométerrel távolabb is lehet a Gale-krátertől (Payré et al. 2022).

A tanulmányban vizsgált ásványegyüttes és az általuk feltárt felzikus magmás tevékenység rávilágít arra, hogy a marsi vulkanizmus összetettebb és szövevényesebb, mint azt a Curiosity rover vizsgálatai előtt gondoltuk.

Források:
[1] https://www.sci.news/space/gale-crater-tridymite-11034.html
[2] Payré, V. et al. (2022). Tridymite in a lacustrine mudstone in Gale Crater, Mars: Evidence for an explosive silicic eruption during the Hesperian. Earth and Planetary Science Letters, 594, 117694., 14 p.
[3] https://mars.nasa.gov/msl/mission/overview/

Széljegyzet a James Webb űrteleszkóp első színes felvételéhez

Szerző: Pál Balázs

Közép-európai nyári idő szerint a 2022. július 11-ét és 12-ét határoló éjfél tájékán vált a nagyközönség számára is publikussá a James Webb Űrteleszkóp (JWST) első színes, már éles üzemben készült felvétele.

A Webb’s First Deep Field. Fotó: NASA/ESA/CSA/STScI

A kép a Webb’s First Deep Field (WFDF) nevet kapta, mely arra utal, hogy a kép az ég egy nagyon apró szegletére fókuszálva, hosszú expozíciós idő mellett készült, így az égbolt egy nagyon keskeny, de “mély” darabját örökíti meg. A JWST elképesztő képességeit jól jellemzi, hogy míg a WFDF összesen 12,5 órányi expozíciós időt igényelt, addig a Hubble Űrteleszkóp hasonló méretű területet lefedő, de sokkal rosszabb felbontású képéhez, a Hubble Deep Field (HDF) elkészítéshez több, mint 100 órányi expozícióra volt szükség!

Az infravörös tartományban készült képet a JWST “Near-Infrared Camera” (NIRCam) névre hallgató képalkotó műszerének segítségével örökítették meg, mely középpontjában a SMACS J0723.3-7327 (vagy röviden csak SMACS 0723) elnevezésű galaxis klaszter helyezkedik el.

Sok helyen olvasható az a kijelentés – mely eredetileg a JWST hivatalos oldalának hírfolyamáról származik -, hogy “a JWST képe a SMACS 0723 galaxis klasztert mutatja, ahogyan az 4,6 milliárd évvel ezelőtt volt látható”. Ezt az adatot a különféle űrügynökségek (pl. a NASA és az ESA) és a hírportálok is egy-az-egyben átvették. Az egyetlen probléma, hogy ez a kijelentés így, ilyen formában, nem pontos és nem is precíz. Habár a hiba ebben az esetben apró, a precizitást hiányát pedig teljes mértékben a közérthetőségre való törekvésnek róhatjuk fel és így természetesen egyetlen hírügynökség sem kell megdorgálnia miatta az újságíróit, mégis fontos érdekességekkel ismerkedhetünk meg azáltal, ha beszélünk róla.

Sokféle távolságot leíró mértékegység létezik, amik közül mindig az adott helyzethez legmegfelelőbbet szokás alkalmazni. A csillagászatban pl. a távoli objektumok távolságát fényévben szoktuk (többek között) megadni. Egy “fényév” alatt azt a távolságot értjük, amit a fény egy év leforgása alatt megtesz. Ez alapján az talán egy sokak számára már ismert, de mindenképp könnyen érthető koncepció, hogy ha egy csillag tőlünk pl. 8 fényévnyi távolságra található, akkor annak a fénye pontosan 8 év alatt ér a csillag felületéről a szemünkbe.

Ezzel is egyetlen probléma van csak: ez a kijelentés sem igaz általánosan! A világunk sajnos sokkal bonyolultabb, mintsem, hogy ennyire egyszerű összefüggések és ökölszabályok azt maradéktalanul leírhassák. Már csak a fény esetén és előjönnek olyan, annak természetét alapvetően befolyásoló jelenségek, amikhez elengedhetetlen alkalmazkodnunk a korrekt fizikai leírás reményében. Csak az univerzumban történő fényterjedés esetén gondoljunk a nagytömegű objektumok által görbített téridőre, vagy az univerzum folyamatos tágulására, melyek már önmagukban döntően hatással lesznek arra. Ez pedig csak két ismert példa a sok befolyásoló tényező közül, mely megnehezíti mind egy objektum távolságának, mind pedig annak az időnek a becslését, ami alatt az objektum fénye elért hozzánk.

Annak érdekében, hogy a különféle helyzetekben az épp releváns fizikai jelenségeket is figyelembe lehessen venni a kozmológiai skálákon történő idő- és távolságmérések során, a fizikusok számtalan mérési módszerrel, valamint többféle idő- és távolság definícióval rukkoltak elő. A teljesség igénye nélkül a JWST elsőként publikált színes felvétele kapcsán csak három ilyet fogalmat érdemes megemlítenünk.

Az első és legfontosabb mennyiség a vöröseltolódás. Ez a fogalom számtalan esetben témája különféle ismeretterjesztő írásoknak, előadásoknak és műsoroknak is, hisz amennyire fontos koncepció, annyira egyszerűen és szemléletesen mutatható be annak jelentése. Ahogyan egy szirénázó mentőautó hangja egyre magasabbá válik ahogy felénk közeledik, majd hirtelen elmélyül, miután elhaladt mellettünk, úgy a fény esetében is bekövetkezik egy ezzel teljesen analóg jelenség. A felénk közeledő objektumokról a szemünkbe érkező fény “kékebbé”, míg a tőlünk távolodó objektumokról érkező fény “vörösebbé” válik. Minél erősebb ez a hatás, annál nagyobb sebességű az objektum felénk történő közeledése, vagy távolodása. Ennek a hatásnak a mértékét számszerűsíti a “vöröseltolódás” nevű mennyiség. Azt is szokás mondani, hogy minél erősebben “elvörösödött” egy objektum fénye, “annál nagyobb a vöröseltolódása”.

Az 1920-as és 1930-as évek fordulóján Edwin Hubble csillagász – a saját és Georges Lemaître pár évvel korábbi megfigyelései alapján – azt a roppant megdöbbentő megfigyelést tette, hogy minél távolabbra található tőlünk egy objektum az univerzumban, annál nagyobb annak vöröseltolódása. Az előbb említett definíció alapján ez lefordítva azt jelenti, hogy minél távolabbra található egy objektum, annál nagyobb sebességgel távolodik tőlünk! Ez volt a legelső mérési bizonyítéka annak a feltételezésnek, hogy az univerzumunk tágul.

Hubble megállapításaiból következik, hogy ha egy objektum vöröseltolódását valamilyen formában direktben meg tudjuk mérni (amire egyébként a tudomány már régóta képes), akkor abból egyértelműen megadható annak az objektumnak a távolsága. Ezt az összefüggést hívjuk ma Hubble–Lemaitre-törvénynek.

A második megemlítendő fogalom az angolul “proper distance” névvel illetett mennyiség, melynek nincsen egyetlen kifejezéssel leírható magyar fordítása sem. (Talán a “tényleges távolság” egy elfogadható fordítás lehetne, azonban erre jelenleg nincsen a magyar nyelvben konszenzus.) Ez az a mennyiség, ami a hétköznapi életben is használt “távolság” kifejezéshez a legközelebb áll. Ha valaki egy nagyon hosszú mérőszalaggal lemérné a Föld és egy távoli objektum (pl. a WFDF fókuszában álló SMACS 0723 galaxis klaszter) távolságát egy adott időpillanatban, akkor pontosan azt az értékét kapná meg, amit “proper distance” néven emlegetnek. Ahogy a múltban az univerzum tágult és a benne található dolgok egymástól folyamatosan távolodtak, úgy változtak a távoli testek egymástól vett tényleges távolságai”. Az Ősrobbanás idején ez minden test esetén 0 volt, azóta pedig ez a tágulás következtében folyamatosan nő. Sajnos a Hubble–Lemaitre-törvény ezt a változást nem veszi figyelembe, így nagyobb távolságokon az egyre pontatlanabbá és pontatlanabbá válik. A “proper distance” egy megfelelő korrekció így nagyobb távolságskálákon egy objektum távolságának leírásában.

Ez a távolságérték könnyen kiszámítható a SMACS 0723 galaxis klaszterre is. Csupán annak vöröseltolódásának mértékére és néhány általános fizikai paraméterre van szükségünk. A klaszter vöröseltolódása már régebbi mérésekből ismert: 0.390. Ebből egyértelműen kiszámítható a SMACS 0723 távolsága, amire az 5,12 milliárd fényév távolságot kapjuk. Habár kicsinek tűnik az eltérés a híroldalak által is lehozott 4,6-es értékhez képest, gondoljunk bele: ez az érték milliárd fényévben van kifejezve!

A harmadik és egyben utolsó tisztázandó fogalom több angol elnevezéssel büszkélkedhet. Kontextustól függően szokták “light-travelling distance”, “lookback distance”, vagy esetleg “lookback time” néven is emlegetni. Azonban minden verziója roppant beszédes. Ez a távolság-definíció ugyanis azt fejezi ki, hogy ma, az objektumról a szemünkbe érkező fény pontosan mennyi idővel ezelőtt indult el felénk útjára. A fentebb pedig már említett, a fény által megtett út és hozzá szükséges idő közismert összefüggése alapján megállapítható, hogy az objektumról érkező fény mekkora utat tett meg ez idő alatt. Ezért szerepelnek mind a “distance” (távolság), mint pedig a “time” (idő) szavak ezen definíció elnevezéseiben, ugyanis egyszerre képes becslést adni egy csillagászati objektum térbeli távolságára, emellett pedig megadni, hogy egy róla készült fénykép az objektum “mennyire régi arcát mutatja”.

Hasonlóan a “proper distance”-hez, a “lookback distance” is kiszámítható egy objektum vöröseltolódása alapján. Ez a SMACS 0723 esetén 4,35 milliárd fényév, vagy ha időről beszélünk és “lookback time”-ot emlegetünk, akkor ez 4,35 milliárd év. Tehát a JWST fényképén a rajta szereplő galaxis klasztert láthatjuk olyan formában, ahogyan az 4,35 milliárd évvel ezelőtt kinézett!

Összefoglalva azt mondhatjuk, hogy persze, az interneten elterjedt “4,6 milliárdos” érték egy teljesen elfogadható közelítés egy, a nagyközönségnek szóló hírfolyam esetében, ahol ez az adott hír tartalmának lényegét valójában nem befolyásolja. Azonban nem szabad elfelejteni, hogy a precizitásra minden esetben fontos törekednie egy olyan forrásnak, ami megbízhatóvá szeretne válni az emberek széles körében!

Egy marsi hidrotermás rendszer megismerése egy nakhlit meteorit által

Szerző: Rezes Dániel

Svéd, skót, ausztrál, brit, dán és francia kutatók egy olyan tanulmányt publikáltak a közelmúltban a Science Advances nevű szaklapban, melyben egy Marsról származó nakhlit meteorit mélyreható vizsgálatát végezték el. A kutatók arra igyekeztek fényt deríteni, hogy az e típusba tartozó meteoritok forráskőzetét ért vizes átalakulások térbeli és időbeli kiterjedése biztosíthatott-e élhető környezetet egyes mikroorganizmusok megtelepedéséhez.

Az NWA (Northwest Africa; Északnyugat-Afrika) 10645 marsi eredetű nakhlit meteorit olvadási kéreggel borított felszíne.
(https://www.meteorite-times.com/nwa-10645-martian-nakhlite/)

A nakhlit típusú meteoritok olyan Marsról származó magmás kőzetek, melyekben finomszemcsés alapanyagban nagyobb részben piroxén, kisebb részben pedig olivin fenokristályok (szabad szemmel jól látható méretű kristályok) találhatóak. Az eddig felfedezett nakhlitok mind ugyanabból a feltételezett vulkáni rendszerből származnak, mivel hasonlítanak egymásra kőzettani és geokémiai tulajdonságaikban, valamint a Marsból történt kilökődése mindnek ~11 millió éve következett be. A nakhlitok képződése legalább négy magmás eseményhez köthető, kristályosodási koraik 1416 és 1322 millió év között változnak. Az ide tartozó meteoritok lehetséges forrásterületei közt említhető az Északi Síkság (Northern Plains) hatalmas vulkanikus területe, a Tharsis-régió, az Elysium-Amazonis vulkanikus síkságai és a Syrtis Major területe. A nakhlitok fontosak a tudomány számára, mivel olyan olivinszemcséket tartalmaznak, melyeket még a Föld felszínére érkezés előtt, marsi körülmények között ért vizes átalakulás. Erre bizonyíték az olivinekben érként megjelenő iddingsit. Az iddingsit olyan finomszemcsés, hidratált ásványok (pl. szmektitek, vas-oxidok és -hidroxidok) gyűjtőfogalma, melyeket az olivin alacsony hőmérsékleten történő vizes átalakulása hoz létre. A nakhlitokban előforduló iddingsit marsi eredetét izotóposan (δD érték alapján) bizonyították, valamint összetétele megegyezik a marsi in-situ (helyben történt) méréseknél kapott adatokkal. A vizes átalakulás a magmás kőzeteket a Mars amazoni korszakában érte ~633±23 millió évvel ezelőtt.

Az Antarktiszon talált MIL 03346 nevű, marsi eredetű nakhlit meteorit egy polírozott szeletének és a szelet kinagyított részleteinek fényképei (A, D és F), valamint ugyanezen területek BSE (backscattered electron; visszaszórt elektron) képei (B, C és E). Az A és B jelű ábrán szaggatott körvonallal jelzett részeket erős vizes átalakulás érte a Mars amazoni korszakában. A képeken olivin, augit (piroxén) és titanomagnetit ásványok láthatóak. Egyes olivin szemcséken belül sötét vörös iddingsit erek figyelhetőek meg (Martell et al. 2022).

A nemzetközi kutatócsapat a MIL (Miller Range; Miller-vonulat) 03346 nevű, Antarktiszon talált nakhlit meteoritot vizsgálta meg neutron- és röntgen-tomográfiás módszerekkel annak érdekében, hogy kiderítsék, hogy a marsi alapkőzet részeként a meteorit mekkora részét érintette a vizes átalakulás. A térbeli kiterjedés vizsgálata azért fontos, mivel általa a hidrotermás rendszer méretére következtethetünk, mely egy bizonyos kiterjedés esetén a mikrobiális élet számára már megfelelő lehet. Számos földi hidrotermás rendszer is tartalmaz mikrobiális életet. A vizsgálatokhoz felhasznált röntgen-tomográfia megfelelő módszer a tárgyak roncsolásmentes vizsgálatára, míg a neutron-tomográfiát az ebben az esetben rendkívül fontos hidrogén-érzékenysége miatt használták fel a kutatók. A két módszer kombinálásával meghatározható, hogy a kőzeten belül az egyes fázisok (olivin-iddingsit) hol helyezkednek el és milyen térbeli viszonyban állnak egymással.

A MIL 03346 meteorit neutron- és röntgen-tomográfiás vizsgálatának eredménye. Az olivin szemcsék kék színnel, a hidratált ásványok pedig lila színnel jelennek meg a képen, míg az egyéb ásványfázisok átlátszóak. A szaggatott vonallal jelölt rész nem mutat vizes átalakulást, míg az azt körülvevő részben összefonódó repedéshálózatot találunk, mely átfedést mutat a hidratált ásványok térbeli elhelyezkedésével (Martell et al. 2022).

A vizsgálatok azt az eredményt hozták, hogy a MIL 03346 nakhlit meteoritnak csak egészen kis része alakult át a vízzel történt érintkezés során, illetve az átalakult részek között is csak kis mértékű összeköttetés van jelen. Ez arra enged következtetni, hogy az egész, eredeti kőzettestet tekintve nem valószínűsíthető egy nagy hidrotermás rendszer jelenléte. A legvalószínűbb feltételezés az, hogy az átalakulást előidéző víz kis mennyiségű felszín alatti jégből származott, mely egy becsapódás során megolvadt hozzávetőleg 630 millió évvel ezelőtt. A kis térfogatú víz és a becsapódás nyomán kialakult feltételek rövid időbeli fennállása kizárja ebben a rendszerben az élet megtelepedésének lehetőséget. Azonban fontos megjegyezni, hogy ennek az egy tanulmánynak az eredményei még nem jelentik azt, hogy az élet más helyeken vagy időben ne létezhetett volna a vörös bolygó más régióiban.

Források:
[1] http://www.sci-news.com/space/martian-meteorite-water-10807.html
[2] Martell J. et al. (2022). The scale of a martian hydrothermal system explored using combined neutron and x-ray tomography. Science Advances, 8(19), eabn3044., 7 p.

Mikor lesz a következő bolygósor?

Szerző: Mitre Zoltán

A mostani hetek legismertebb csillagászati híre a hajnali bolygósorakozó. Az emberek érdeklődését nemcsak a jelenség esztétikai része, hanem ritkasága is foglalkoztatja: számos helyen olvasni, hogy utoljára 947-ben, legközelebb 2492-ben lesz ilyen bolygósorakozó. A jelenség különlegességét vagy éppen kevésbé érdekes mivoltát bőségesen mutatják be internetes írások beleértve a szakcsillagászati posztokat is. A sok információ megismerése során az érdeklődő kicsit elbizonytalanodhat, hiszen a jelenség ritkaságáról, de annak ellenkezőjéről is tesznek említést.

Az bizonyos, hogy ezekben a hetekben a Naprendszer minden nagybolygója hajnalban a horizont felett figyelhető meg az égbolton. Ráadásul az 5 szabad szemmel látható nagybolygó (Merkúr, Vénusz, Mars, Jupiter, Szaturnusz) az égen a Naptól távolodva olyan sorrendben látszik, mint valós naprendszerbeli távolságuk sorrendje. Mivel ez egy érdekes együttállás, felmerül a kérdés: mennyire ritka jelenségnek vagyunk tanúi?

A problémakört kérdések szerint rendszerezzük. A válaszokhoz pedig i.sz. 0 – 3000 között keresünk példákat (teljesség igénye nélkül!) célirányosan e kérdések megválaszolásához írt számítógépes algoritmus valamint a Stellarium planetárium program segítségével. Példáknak olyan jelenségeket ragadunk ki, ahol a napközeli Merkúr és Vénusz, valamint a többi bolygó is elegendő távolságra van a Naptól ahhoz, hogy azt egy észlelő megfigyelhesse. A nagybolygók hajnali vagy esti égen látható sorbanállása között nem teszünk különbséget.

1) Van-e példa arra, hogy a Földről a Naprendszer többi nagybolygója (Merkúrtól-Neptunuszig) egyszerre látható az égen oly módon, hogy látszó sorrendjük a Naptól távolodva azonos a naprendszerbeli valós távolságuk sorrendjével?

  • 2849. október első felében, az esti égen.
Az égbolt látványa 2849. október 6-án este. A nagybolygók (Merkúr, Vénusz, Mars, Jupiter, Szaturnusz) a Naptól haladva nyugatról kelet felé sorrendben lesznek, viszont egy tágabb, az egész déli égbolton átívelő a bolygósorakozót láthatnak az akkori észlelők. A Merkúr megfigyelése igazi kihívás lesz. (Képek forrása: Stellarium)

2) Van-e példa arra, hogy a Földről a Naprendszer 6 nagybolygója az égen Merkúrtól Uránuszig az előbbi sorrend szerint látható? A Neptunusznak nem kell sorrend szerint elhelyezkednie, de a horizont felett tartózkodjon.

  • 808. június közepén, az esti égen
  • 985. július közepén, az esti égen
  • 2442. november közepén, a hajnali égen
  • 2894. június második felében, az esti égen
A 2894. június 15-i esti égbolt látványa (Merkúr, Vénusz, Mars, Jupiter, Szaturnusz, Uránusz). Az akkori észlelőknek a Neptunusz észlelése lesz kihívás.

3) Van-e példa még olyasmi a bolygó sorakozóra, mint a mostani? Vagyis: a szabad szemmel látható nagybolygók az előbbiek szerinti sorban állnak, a két szabad szemmel nem látható nagybolygó (Uránusz, Neptunusz) nincs sorrendben, de a horizont felett tartózkodik.

  • 947. február második felében, az esti égen
  • 1126. május első felében, az esti égen
  • 2199. július közepén, a hajnali égen
  • 2301. december második felében, a hajnali égen
A 2301. december 27-i hajnali égbolt látványa. Az itt látható bolygósorakozó (Merkúr, Vénusz, Mars, Jupiter, Uránusz, Szaturnusz) a mostanihoz hasonló hosszúságú szakaszon fog létrejönni.

4) Van-e példa arra, hogy az összes nagybolygó a horizont felett látható, viszont nem állnak a fentiek szerinti sorrendben?

  • 947. május végén az esti égen
  • 2022. december végén, az esti égen
  • 2122. év vége és 2125. nyara között a hajnali égbolton, több esetben is
  • 2492. áprilisában, a hajnali égen
A hírekben említett 2492-es bolygósorakozó (Merkúr, Vénusz, Szaturnusz, Mars, Jupiter) látványa 2492. május 6-án hajnalban. A tág ívben elhelyezkedő bolygók nem követik a jelenleg tapasztalható sorrendet.

4+1) Van-e példa arra, hogy a szabad szemmel látható nagybolygók egy kis (kb. 20 fok vagy kisebb) ívszakaszon belülre tömörülnek? Sorrendiség nem előírás, az Uránusz és Neptunusz akár a horizont alatt is lehet.

  • 1088. április közepén, az esti égen
  • 1564. június közepén, az esti égen
  • 2040. szeptember első felében, az esti égen
  • 2060. július elején a hajnali égen
  • 2297. július közepén, a hajnali égen
  • 2715. július középen, az esti égen
A legtöbbet emlegetett jövőbeli együttállás 2040. szeptember 8-án este a Holddal kiegészülve. A látható bolygók (Merkúr, Jupiter, Szaturnusz, Vénusz, Mars) nem követnek sorrendet, de a rendkívül rövid szakaszon való tömörülés látványa nem gyakori.

Ha arra kérdésre keressük a választ, hogy mikor látható a következő ahhoz hasonló jelenség, mint aminek tanúi vagyunk a napokban, akkor a fenti kategóriák figyelembevételével nem kell 2492-ig várni. Az is megállapítható, hogy 2492-ben nem egy most látott, hanem egy bolygósorrendet nem követő bolygósorakozó lesz az égen. Bolygó sorrendet nem tartó bolygósorakozóval azonban jóval előbb, már idén év végén is szembesülhetünk, 2122-2125 között pedig többször is láthatnak ilyet az akkori égboltnézők.

A legközelebbi érdekes bolygósorakozó (Vénusz, Merkúr, Szaturnusz, Jupiter, Uránusz, Mars) látványa az égen 2022. december 27-én este. Egyszerre láthatjuk az összes nagybolygót az égbolton, viszont a bolygók nem fognak sorrendben állni.

Ritka meteoritdarabka a Luna-16 által gyűjtött holdtalajban

Szerző: Rezes Dániel

A nem holdi eredetű kőzettörmelékek nagyon ritkák a különböző mintagyűjtések által a Földre szállított holdtalaj mintákban, azonban egy, a Nature Astronomy nevű szaklapban megjelent friss tanulmányban orosz, svéd, ausztrál és osztrák kutatók egy csoportja azt publikálta, hogy felfedeztek és részletesen megvizsgáltak egy ilyen szemcsét a szovjet Luna-16 küldetés által hozott talajmintában. A felfedezés fontos, mivel ezidáig csak két ilyen extralunáris (nem holdi eredetű) szemcsét azonosítottak a tudósok az Apollo és Luna küldetések által hozott több, mint 380 kg kőzetmintában. Ezek közül az egyik egy szenes kondrit meteorit darabja volt, melyet a Bench-kráternél találtak, míg a másik egy ensztatit kondrit töredéke volt a Hadley Rille nevű képződmény területéről.

Buzz Aldrin űrhajós bakancsának nyoma a holdi talajban (NASA)

A holdi regolit a Hold felszínének gyakorlatilag teljes egészét fedő képződmény, mely a Holdat érő folyamatos mikro- és makroméretű meteoritok (impaktorok) becsapódásától, valamint a Napból és más csillagokból érkező töltött részecskék bombázásától keletkező, felaprózódott kőzettörmelékből (klasztok) álló konszolidálatlan lepel. A benne található kőzettörmelék szemcsék döntő többsége kevesebb, mint 1 cm méretű. A regolit a sötét bazaltsíkságokon, vagyis mare (tenger) területeken pár méter vastagságú, míg az idősebb felföldi területeken ennek akár többszöröse is lehet vertikális kiterjedése. A regolit finomszemcsés (<1 mm) frakcióját nevezzük holdtalajnak. Elsőre azt feltételezhetnénk, hogy a Holdat ért becsapódások száma miatt a regolit és annak részeként a talaj gazdag az impaktorok anyagában, azonban felismerhető és tanulmányozható szemcsét találni benne igen nehéz.

A Luna 16 által gyűjtött holdtalajban talált, ~200 µm átmérőjű, #443 jelű szemcse. A szemcsét félig sajátalakú olivin (Ol) és alacsony Ca-tartalmú piroxén (Px), valamint sokkolt plagioklász (Pl) alkotja. Ezek mellett megfigyelhetőek még az erekben és zsebekben megjelenő Fe-Ni fémszemcsék (Fe-Ni) és a troilit (Tr), valamint kis mennyiségben kromit (Chr) és merrillit (Mer) is (Demidova et al. 2022).

A vizsgált anyagot szolgáltató Luna-16 küldetés a Szovjetunió első olyan sikeres vállalkozása volt, melyben a fő cél a Holdon történő mintavétel és a kőzetanyag hazaszállítása volt. A mintagyűjtés során több, mint 100 grammnyi holdi talajt sikerült a Földre juttatni. Az 1970-ben kivitelezett küldetés fontos mérföldkő volt a holdkutatásban, mivel ez volt a Hold első, teljesen automatizált megmintázása is.

A közönséges kondritok LL csoportjába tartozó kőmeteorit
(Meteorite Recon/Wikipedia; CC BY 3.0)

A tanulmány középpontjában álló, ~200 µm átmérőjű, #443 jelű törmelékdarabot a Luna-16 a Mare Fecunditatis (Termékenység Tengere) északi területén gyűjtötte. A benne található színes elegyrészek (olivin és piroxén) ásványkémiai tulajdonságai a holdi mintákétól eltérő összetételt jeleznek, ugyanakkor nagyon hasonlítanak az LL kondritcsoportba tartozó közönséges kondritok tulajdonságaihoz, valamint a japán Hayabusa küldetés által megmintázott Itokawa kisbolygó anyagához is. A különböző izotópos (oxigén és kén) vizsgálatok is alátámasztják a szemcsének az imént említett anyagokhoz való hasonlóságát. Ezen felül a szemcsére számolt radiometrikus koradatok is azt tükrözik, hogy a képződmény, melyből a töredék származik, a Naprendszer legidősebb kőzetanyagai közé tartozik, kora ~4548 millió év. Emellett a szemcse nem szenvedett el jelentős felfűtést kialakulása óta (<400°C). A fentebb leírt tulajdonságok mind arra a következtetésre juttatták a kutatókat, hogy a #433 jelű szemcse valóban extralunáris forrású, mégpedig egy LL típusú közönséges kondritos kiségitest darabja lehetett egykoron.

A Hayabusa űrszonda által az Itokawa kisbolygóról készített felvétel. A kép 2005-ben készült az aszteroida felszíne feletti 8 km magasságban
(JAXA/Wikipedia; CC BY 4.0)

A kutatás rávilágít arra, hogy milyen fontos és szükséges ezeknek a holdi talajokban megjelenő extralunáris anyagoknak a jövőbeli szisztematikus keresése és vizsgálata. Segítségükkel megérthető a Naprendszer történetében a becsapódások intenzitása és az impaktorok geokémiai változatossága. Az ehhez hasonló szemcsék vizsgálata hozzásegít minket a Föld-Hold rendszer becsapódástörténetének jobb megértéséhez és ahhoz, hogy ebben a folyamatban milyen lényeges szerepet játszhattak az LL kondritos anyagú kiségitestek.

Források:
[1] https://www.lpi.usra.edu/planetary_news/2022/05/03/rare-fragment-of-stony-asteroid-found-in-lunar-soil/
[2] Demidova, S. I. et al. (2022). A micrometeorite from a stony asteroid identified in Luna 16 soil. Nature Astronomy, 8 p.
[3] https://solarsystem.nasa.gov/missions/luna-16/in-depth/
[4] https://solarsystem.nasa.gov/asteroids-comets-and-meteors/asteroids/25143-itokawa/in-depth/

A Pluto hatalmas jégvulkánjai

Szerző: Rezes Dániel

A New Horizons űrszonda által visszaküldött felvételek és összetételi adatok azt mutatják, hogy a Pluto felszínének kora nagyon változatos. Ezeknek a koroknak az intervalluma a relatíve ősi, erősen kráterezett felszínektől a nagyon fiatal, kráterekkel nem vagy csak igen kis számban borított felszínekig terjed – számoltak be róla amerikai és francia kutatók a Nature Communications nevű szaklapban megjelent cikkükben.

A New Horizons űrszonda által a Pluto törpebolygóról készített nagy felbontású, kontrasztosított MVIC (Multispectral Visible Imaging Camera) kép,
mely a felszín összetételi különbségeit hivatott kiemelni.
Forrás: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

Az 1930-ban felfedezett Pluto sokáig Naprendszerünk kilencedik bolygójának számított, azonban a Kuiper Öv távoli szegleteiben felfedezett hasonló égitestek (pl. Eris) felfedezése után a jeges Pluto törpebolygó besorolást kapott a Nemzetközi Csillagászati Uniótól (IAU, International Astronomical Union). Az égitestnek öt holdja van, melyeknek nevei Charon, Nix, Hydra, Kerberos és Styx. A Hold átmérőjének kétharmadával rendelkező Plutonak valószínűleg kőzetekből álló magja van, melyet vízjégből (és esetleg folyékony vízből) álló köpeny burkol. A törpebolygó felszínét metánból és nitrogénből álló jegek boríthatják. A -232°C átlagos felszíni hőmérsékletű Pluto vékony atmoszféráját nitrogén, metán és szén-monoxid alkotja. Az égitest légköre az üstökösökhöz hasonlóan napközelségben terjeszkedik, míg naptávolban összeomlik és kifagyva hóként a felszínre hull.

A New Horizons által készített panorámafelvétel a Pluto jégből felépülő hegyeiről és síkságairól. A kép a legközelebbi távolság elérését követő 15 perc múltán készült. A Pluto felszíne felett található légköri rétegek a Nap hátsó megvilágításában figyelhetőek meg.
Forrás: NASA/JHUAPL/SwRI

A Pluto megismerésében kulcsszerepet játszó New Horizons űrszonda 2006-ban indult útjára, hogy az első műszerként segítsen megismerni a Naprendszerünk peremén található Plutot és a távoli Kuiper Öv objektumait. Ezeknek az égitesteknek az építőelemei a Naprendszer keletkezéséből visszamaradt reliktum anyagok. A New Horizons olyan alap tudáshoz juttat minket útja során, mint az égitestek felszíni tulajdonságai, geológiai jellemzőik, belső felépítésük és légkörük.

A New Horizons felvétele a Wright Mons térségéről. A kiemelkedés a Pluto két potenciális kriovulkánja közül az egyik. A Wright Mons ~4-5 km magasságú
és ~150 km átmérőjű. Forrás: (Singer et al. 2022).

A kutatás középpontjában álló jégvulkánok (kriovulkánok) hasonlítanak a Földön is megfigyelhető vulkánokhoz, azonban forró kőzetolvadékból kristályosodott kőzetek helyett folyékony ammónia és víz fagyásából keletkezett jegekből épülnek fel. A felvezető bekezdésben említett fiatal, kevéssé kráterezett felszínek közé tartozik a Sputnik Planitia jégmezőtől délnyugatra található Wright és Piccard Montes, melyet hatalmas kiemelkedések és dimbes-dombos felszínek tarkítanak. Ehhez hasonló régiók a Naprendszer más pontjaiban nem találhatóak meg. A feltételezések szerint a Pluto ezen felszínformáját kriovulkáni folyamatok alakítják. Ezeknek a folyamatoknak a típusa és méretei egyedülállóak az általunk jelenleg ismert égitestek körében. A fő topográfiai kiemelkedés a Wright Mons, mely a környező területek fölé kb. 4-5 kilométerrel magasodik és nagyjából 150 kilométer szélességben terül el, valamint a Piccard Mons, mely nagyjából 225 km szélességű és csúcsa kb. 7 km magasságú. A Wright Mons fő topográfiai kiemelkedésének térfogata ~2,4×104 km3, mely hasonló a Mauna Loa térfogatához. Utóbbi Földünk egyik legnagyobb vulkánja.

A Wright és Piccard Montes terület geomorfológiájának és összetételi tulajdonságainak vizsgálatával a szakemberek megállapították, hogy a Pluto más területeivel ellentétes csekély kráterszám létrejöttéhez számos kitörési terület több 10 km3-nyi anyagának felszínformáló hatása szükséges. Ezeket figyelhetjük meg napjainkban több km magas dómokként, melyek időnként összeolvadva még komplexebb felszínformákat hoznak létre. A kutatók azt feltételezik, hogy ezeknek a fiatal, jégből álló masszív képződményeknek a létrejöttéhez a bolygó keletkezéskor visszamaradt (reziduális) belső hőjének hatékony visszatartására, valamint a korábban gondoltnál több hő jelenlétére volt szükség annak érdekében, hogy az égitest ennyire kései szakaszában is képes legyen ilyen vízjégben gazdag anyagokat mobilizálni.

Források:
[1] http://www.sci-news.com/space/pluto-cryovolcanoes-10663.html
[2] Singer, K. N. et al. (2022). Large-scale cryovolcanic resurfacing on Pluto. Nature Communications, 13(1):1-9.
[3] https://www.nasa.gov/mission_pages/newhorizons/overview/index.html
[4] https://solarsystem.nasa.gov/planets/dwarf-planets/pluto/in-depth/
[5] https://www.nasa.gov/image-feature/pluto-s-wright-mons-in-color