2001. április 7-én újabb szonda indult a Mars felé. A költői nevű Mars Odyssey hat hónapos utazás végén, 2001. október 23/24-én érkezett meg a bolygóhoz. A NASA marskutató programjának fontos lépését képviseli az űreszköz, megépítését az utóbbi években körvonalazódott „kövesd a vizet” stratégia határozta meg. Két és fél éves tudományos programja 2004 augusztusáig tart. Ez alatt feltérképezi a Mars felszíni összetételét, hősugárzását, a felszín közelében lévő vízjég eloszlását. Műszerei hiánypótló adatokkal szolgálnak, mivel sok olyan kísérletet végez, amelyre korábbi űrszondák nem voltak képesek. Eredményei alapján a kutatók a Mars fejlődéstörténetét akarják jobban megérteni, és a legizgalmasabb kérdés megoldásához közelebb kerülni: lehett-e valamikor élet a vörös bolygón?

A Mars Odyssey legfontosabb berendezései három csoportot alkotnak: 1. a gamma- és a neutrondetektorok, 2. az infravörös érzékelők és 3. a bolygó körüli térség sugárzásviszonyait tanulmányozó eszközök.

A gamma- és neutronmérések elméleti alapja a nagyenergiájú kozmikus sugarak (gyorsan haladó atommagok, főleg protonok) és a Mars felszíne közötti kölcsönhatás. Vastag légkör és erős globális mágneses tér hiányában a kozmikus sugarak nagy része eléri a felszínt. 1–3 m-es mélységig behatolnak a felszínbe, miközben az ott lévő atommagokkal kölcsönhatásba lépnek. Ekkor sok másodlagos neutron és proton keletkezik, amelyek szintén reakcióba lépnek a környező anyaggal. A neutronok másodlagosan szóródhatnak, illetve befogódhatnak, majd újra kibocsátódhatnak. Utóbbi esetben lassabb, ún. epitermális neutronok keletkeznek. Ezek akkor jönnek létre, ha kis tömegű atommagokkal, például hidrogénnel lépnek kölcsönhatásba. A lassú neutronok jelenléte tehát elsősorban hidrogénre, és ezen keresztül vízre, vízjégre utal. Ütközések során gammasugárzást is kibocsát az anyag, mégpedig az egyes elemekre jellemző energiaeloszlásban. A gamma spektrumból tehát bizonyos elemek jelenlétére és a relatív koncentrációra is következtethetünk.

A gammasugár spektrométer (Gamma Ray Spectrometer, GRS) az MGS gamma spektrométerének továbbfejlesztett változata. Átlagosan 250 km felbontásra képes, de egyes elemekre nézve a felbontás ennél rosszabb. A detektort egy 90 K alatti hőmérsékleten üzemelő 1,2 kg-os, nagy tisztaságú germánium egykristály alkotja, amely 3000 V feszültség alatt van. Nyugalmi állapotban alig vezeti az áramot (ekkor egy nanoampernél kisebb a mérhető áramerősség). Amikor nagyenergiájú foton, vagy töltött részecske találja el, az áthaladó áram erőssége ugrás-szerűen megnő. A beütések időpontja és energiája alapján mérhető a sugárzás hullámhossz szerinti eloszlása. Egy-egy spektrumfelvétel átlagosan 30 másodperc alatt készül el. Összesen húszféle elem, mint például Si, O, Fe, Mg, Na, Al, Ca, S, C kimutatására alkalmas. A GRS az első 1–2 hónapban csak kalibrációs méréseket végzett, majd megkezdte a térképezést. Emellett a gammafelvillanások észlelésében is fontos szerepet kap, akárcsak pl. az Ulysses szonda. Ezek a távoli űreszközök a bolygóközi térben végzett háromszögelés segítségével tudják a felvillanások irányát meghatározni. Mindezeken túl a GRS még a napflerek jellemzőire is ad információkat.

A neutronspektrométer három tartományban vizsgálja a neutronokat: a termális, az epitermális és a gyors neutronok mennyiségét, arányát tanulmányozza. Képes különválasztani a Marsról, az űrszondából, valamint a kozmikus térből érkező neutronokat. Nagy energiájú részecskedetektora, a HEND (High Energy Neutron Detector) orosz fejlesztésű, 0,4 eV és 10,0 MeV közötti energiatartományban észlel.

A hőmérséklet-különbségek térképezése az egyes felszíni képződmények eltérő hőmérséklete révén az összetételi, szerkezeti jellemzőkre, a törmelék szemcsenagyságára utal. A különböző anyagok ugyanis eltérő sebességgel melegszenek és hűlnek. A sziklás felszínek nappal erősen felmelegednek, ezért éjjel is melegek (a képeken világosabbak), míg a homok borította területek az éjszakai felvételeken hidegebbek (sötétebbek). A THEMIS (Thermal Emission Imaging System, hősugárzás rögzítő rendszer) 100 m-es felbontással készít hőfelvételeket. A látható tartományban is rögzít képeket, ekkor 18 m a felbontása, de az így készült fekete fehér képekből nem lesz majd globális térkép. Az infravörös felvételekkel információt kapunk a felszíni anyagok kémiai, ásvány- és kőzettani összetételéről, az üledékes vidékek, egykori hidrotermális központok eloszlásáról, ősi víz alatti területekről. A felszínhez közeli magmatikus-vulkanikus vidékek helyzetét is kimutatják – utóbbi az elmúlt években felismert friss vulkáni aktivitás miatt fontos. A THEMIS 6,5 és 14,5 mikrométer között 9–10 sávban rögzít adatokat, és munkája végén 100 m-es felbontású globális térképet ad majd a vörös bolygóról. Képes felismerni a karbonát-, szilikát-, hidroxid-, szulfátoxidot és foszfátásványokat, amelyek a Mars fejlődéstörténetének rekonstruálásában segítenek. A látható tartományban készült felvételei pedig a Vi-king és az MGS fotók közötti hézagot töltik be.

A MARIE berendezés (Mars Radiation Environment Experiment, Mars Sugárzási Környezet Kísérlet) célja a marsközeli sugárzási környezet vizsgálata, pontosabban annak megállapítása, hogy a Földről egykor majd a Marsra repülő asztronauták mekkora sugárterhelést kapnak. A különböző mérések alapján a sugárdózis egyébként több mint duplája, mint földkörüli pályán, a Nemzetközi Űrállomáson mérhetőnek.

Mindezek mellett egyéb feladatokat is ellát a Mars Odyssey, a 2003-ban induló marsjárók számára például átjátszóállomásként fog üzemelni. A szonda február végén kezdte meg a térképezést, és máris komoly eredmények születtek. A sok újdonság fő oka az, hogy elődeitől eltérő kutatási módszereket is használ.

Amint megkezdte programját a Mars Odyssey, azonnal látványos eredmény született: a gamma spektrométer közel 10 napos működés után vízre utaló jeleket észlelt a déli pólus vidékén. Ez valószínűleg vízjeget jelent, pontos mennyisége egyelőre nem ismert, csak annyi, hogy a felszín alatti 1–2 m mély rétegben összpontosul. Természetesen ennél mélyebben is lehet jég, de azt a berendezés nem érzékeli. A déli pólus körüli mintegy 30 fok sugarú területen található felszín alatti vízjég. Ez a terület lényegesen nagyobb, mint a déli pólussapka állandó része.

A Mars Odyssey remélhetőleg segít megoldani napjaink egyik dilemmáját. Miközben egyre több bizonyíték utal az egykori vizes környezetre, egyre több olyan elmélet lát napvilágot, amely víz nélkül is képes megmagyarázni ezeket a felszínformákat. A „Kék és Fehér Mars” néven ismert két ellenlábas teóriára jó példát nyújt az alábbi két (nem a Mars Odyssey-től) származó eredmény. Az Athabasca Vallis egy folyóvölgyre hasonlító képződmény, az egyenlítőtől kicsit északra található. A folyóvölgyet övező síkságon a Cerberus Rupes, egy 1000 km hosszú repedés húzódik. Az 1980-as évek óta feltételezték, hogy az Athabasca Vallisban láva és víz folyt. Az árok területén feltört vulkánokból kiömlött lávák fiatalabb lávafolyásai maximum 100 millió évesek, valószínűleg 20 millió évnél sem idősebbek. Devon M. Burr and Alfred S. McEwen (University of Arizona) vizsgálatai szerint a völgyben eredetileg láva, majd később víz folyt, ennek maximális vízhozama 1–2 millió m3/s lehetett. A víz valószínűleg a vulkáni aktivi-tással kapcsolatban jutott a felszínre.

A vizes „kék Mars” teóriáját támogató fontos tényező volt napjainkig az a sok réteges üledé-kes képződmény, amelyeket ősi tavi üledékeknek tartottak. Egy új elképzelés szerint itt nem ősi állóvizekből kiülepedett anyaggal, hanem lerakódott vulkáni porral van dolgunk. A Brian Hynek (Washington University) vezette kutatócsoport mérései alapján az üledékes rétegsorok a Tharsis-hátsághoz közeledve vastagodnak, ami vulkáni eredetre utal.

Kereszturi Ákos

Bolygótérképezés

A nagy bolygórajzi felfedezések kora a legtöbb égitest esetén már lezárult: nagyjából ismerjük a szilárd felszínű bolygótestek felszínének viszonyait mind albedó, mind domborzat tekintetében (néhány még felfedezetlen: a fél Merkúr, a Titán, valamint a Plútó és holdja). A Földön kívüli égitestek felfedezése valamivel több mint 100 évvel Amerika felfedezése után vette kezdetét, amikor Galilei és kortársai először pillanthatták meg távcsöveken át a Hold krátereit, gyűrűshegyeit. A felszíni alakzatokra a legtöbb esetben a tenger/kontinens elkülönítést használták: a sötét foltok lettek a tengerek, a világosak a kontinensek, de a kutatók sokszor abban sem voltak biztosak, hogy a foltok felszíni képződmények-e vagy csak felhők.

Az első igazi planetáris térképezők Wilhelm Beer (1797–1850) és Johann Heinrich Mädler (1794–1874) voltak. Nevüket a Holdról készült térképük (Mappa Selenographica) tette közismertté. A Mars térképezésébe azért fogtak bele, hogy bizonyítékot keressenek: az alakzatok felhők-e vagy a felszínt mutatják. Az albedó-alakzatok részletes térképének elkészítésével ők az aerográfia (marsrajz) megalapítói.

A marscsatorna-láz első, még bizonytalankodó híve Giovanni Schiaparelli volt. Ő 1877-ben már nem szemmértékkel határozta meg az alakzatok helyét, hanem mikrométerrel. A marsi (és planetáris) névanyag jórészt az ő koncepcióján alapszik: neveit főleg a görög mitológiából vette (addig a névanyag forrásai élő és holt kutatók voltak a földi felfedező utak gyakorlatához hasonlóan). 1894-ben jelent meg a színen az amerikai Percival Lowell (1855–1916), aki egy hónapnyi megfigyelései alapján bizonyítottnak látta a szomjazó marslakók csatornáinak létét, s Mars-térképét egyenes vonalakkal rajzolta tele. Az egyes felszíni alakzatokat a következő kategóriákba sorolta: régiók (foltok), csatornák, oázisok (a csatornák metszéspontjai). A csatornák kora utáni első térképet Eugene Michael Antoniadi rajzolta 1903-ban – térképéről minden csatornát eltörölt.

A bizonytalanságnak az űrszondák vetettek véget. Ettől kezdve teljesen új felfogású térképekre (és nevezéktanra) lett szükség: a megfigyelő csillagászok által használt albedó-alakzatok helyett a domborzatot ábrázolják már a térképeken, akárcsak a Földön. Az új marsi névanyag – Schiaparelli és Antoniadi névadásai alapján – az albedó-alakzatokra épül (pl. az Arsia Silva albedó-alakzat helyett Arsia Mons stb). A marék (tengerek), sinusok (öblök), lacusok (tavak) helyett planumok, planitiák, terrák (fenn-síkok, alföldek, földek). A Hold esetében a hagyo-mány erősebb: maradnak a tengerek.

Az igazi topográfiai – magassági – térképek a legutóbbi bő évtizedben készültek el, amikor az űrszondák magasságmérésre alkalmas műszerekkel felszerelve globális térképezést folytat-tak a Vénusz (Magellan Radar Altimeter 1990–94), Mars (Mars Orbiter Laser Altimeter 1998–99) és Hold (Clementine Laser Altimeter 1994) esetében. Az Endeavour űrrepülőgép fedélzetéről 2000-ben végezték a Shuttle Radar Topography Mission-t, melyben a Föld kontinenseinek domborzatáról gyűjtöttek minden eddiginél részletgazdagabb adatokat radarhullámok segítségével.

Színes oldalainkon három égitest színfokozatos magassági térképét mutatjuk be. Pirossal olvashatók az adott égitest magyar vonatkozású nevei. A térképek az ELTE TTK Planetológiai Körében készültek. Mindegyik térkép letölthető a kör honlapjáról is: http://planetologia.elte.hu

Hargitai Henrik