Ugrás a tartalomhoz

CSILLAGÁSZATI FÖLDRAJZ

Dr. Gábris Gyula, †dr. Marik Miklós, dr. Szabó József

NEMZETI TANKÖNYVKIADÓ

A BOLYGÓK HOLDJAI (dr. Szabó József)

A BOLYGÓK HOLDJAI (dr. Szabó József)

A Nap nehézségi erőterében mozgó bolygók környezetében van egy, az illető bolygó tömegétől függő nagyságú térrész, amelyben a bolygó gravitációja uralkodik. A Föld esetében ez egy olyan gömb, amelynek sugara csaknem egymillió kilométer. Ezen a határon belül a bolygó arra kényszeríthet különböző nagyságú testeket, hogy azok kísérőkként körülötte keringjenek. Ha ez megvalósul, akkor a bolygó és kísérője (vagy kísérői) egy egységes rendszert alkotnak, amelynek tagjai a rendszer közös tömegközéppontja körül mozognak. Ugyanakkor az egész rendszer részt vesz a Nap körüli mozgásban is.

Ez a jelenség a Merkúr és a Vénusz kivételével minden nagybolygónál megvalósult. A mellékbolygókat – a Föld holdját nem számítva – csak a távcső feltalálása után fedezték fel. A felfedezési folyamat még minden bizonnyal nem zárult le, hiszen a külső bolygók körül a legutóbbi években is újabb holdakat találtak. A Pioneer- és Voyager-szondák pl. alaposan megváltoztatták e bolygók holdrendszeréről alkotott képünket: a korábbi 33 hold helyett, itt ma már 63-at ismerünk. A Naprendszer külső részei felé indított űreszközök valószínűleg még további holdakról fognak hírt adni.

A jelenleg ismert 66 „mellékbolygó” két, élesen elváló nagyságrendi csoportot alkot. Az 1000 km-t lényegesen meghaladó sugarú, ún. nagyholdak és a többiek között mintegy 20-szoros tömegbeli különbség van.

A nagyholdak közé a Jupiter Galilei által felfedezett 4 holdja (Io, Europé, Ganümédész, Kalliszto), a Szaturnusz és a Neptunusz egy-egy holdja (a Titán, illetve a Triton) és a mi Holdunk tartozik. A legkisebb „nagyhold”, az Europé tömege mintegy 21-szer nagyobb a sorrendben utána következő tömegénél.

Ezek a holdak az anyabolygókat valószínűleg egész történetük során végigkísérték, többé-kevésbé differenciált belső szerkezetük van, és kötött tengelyforgásúak.

A bolygókhoz igen közel keringő kisméretű belső holdak általában feldarabolt törmelék égitestek, míg a távoli külső kísérők többsége utólagos befogás után került a bolygó környezetébe. Ezek között vannak retrográd mozgásúak, és általában igen excentrikus pályájuk nagy szöget zár be a bolygó pályasíkjával.

Jelenlegi ismereteink szerint a Naptól távolodva a holdakat felépítő anyagokban fokozatos változás tapasztalható. A belső bolygók holdjai (a Hold, valamint a Phobos és a Deimos) ún. kőzetholdak, viszonylag nagy sűrűséggel. A Jupiter belső holdjai is főleg kőzetekből állnak, de több-kevesebb vízjég is található rajtuk (ill. bennük). A Jupiter többi holdjában már 1:1 arányú lehet a kőzet és a jég mennyisége, a Szaturnusz-holdak pedig főleg jégből épülnek fel (a jeges holdak sűrűsége 1 g/cm3 körül van). A Miranda alapján az Uránusz-holdakról is elmondható, hogy belsejükben a víz és a sziklás anyag keveredik (31. kép). A Neptunusz holdjai közül jobban megismert Triton viszont 2 g/cm3 fölötti sűrűségéből következően jelentős részben kőzetekből épül fel.

31. kép. Az Uránusz Miranda nevű holdja (átmérő: 480 km). Felszíne kis mérete ellenére nagyon változatos. A becsapódásos kráterek mellett feltűnőek a rövididejű nagy belső aktivitásra utaló viszonylag fiatal ovális vagy szögletes formájú képződmények (koronák).

A holdak felszínén is a becsapódásos eredetű formák uralkodnak. Az űrszondák által készített közelfelvételek a Mars-holdaktól a legtávolabbi Neptunusz-kísérőig kráteres felszínt mutatnak (32. kép). Csupán két Galile-féle Jupiter-holdon (Io, Europé) nem láthatók kráterek, a Titán felszínét pedig sűrű légköre miatt még nem sikerült lefényképezni.

A becsapódásos formák általános elterjedtsége megerősíti azt a nézetet, hogy a Naprendszer fejlődésének korai szakaszában a rendszer különböző részein megközelítően azonos becsapódási gyakorisággal lehet számolni. Véleménykülönbségek elsősorban a tekintetben vannak, hogy honnan származtak a becsapódó testek. Van olyan nézet, hogy a Naphoz közelebbi holdakon az aszteroidák, a távolabbiakon főként üstökösmagok becsapódása hozta létre a krátereket.

32. kép. a)–b) Két, becsapódásos eredetű kráterekkel borított holdfelszín. a) A Mars nagyobbik, szabálytalan alakú holdja a Phobos, az égitest méretéhez képest óriásinak mondható Stickney-kráterrel (Viking-felvétel)

Azoknál a holdaknál, ahol a kráterek hiányoznak, vagy a kráterek mellett más, nem becsapódásos formák is jelentős szerepet kapnak a felszín morfológiájában, az égitest belső aktivitását kell feltételezni. Néhány esetben ez az aktivitás már régen megszűnt.

32. kép. b) Az eddig lefényképezett legjobban kráteresedett holdak egyike, a Szaturnuszt kísérő Tethys (Voyager-felvétel)

Aktív felszínformáló folyamatokra utal az Europé lineáris alakzatokban gazdag, kusza repedéshálózatú felszíne. Feltehető, hogy mintegy 10–15 km vastag vízjégpáncél borítja, amely alatt 60–80 km mély óceán van. A jégpáncél repedésein át időnként víz és sötét szilikát keverékéből álló, ún. „piszkos gejzírek” törnek fel. Még a korábban elég halottnak gondolt Ganümédész sima felszínén is párhuzamos gyűrődések sokaságát fényképezte le a Galileo (1995–1996), ami belső aktivitására utal. Még aktívabb, sőt a Naprendszer ez idő szerint ismert legaktívabb égitestje az Io. Szemünk előtt lejátszódó óriási vulkánkitörések jellemzik. Belsejében a Jupiter közelsége miatt igen nagy árkeltő erők működnek, s az általuk kiváltott anyagmozgásoknak a súrlódás révén jelentékeny fűtőhatása van. Ezért az Io belseje jórészt olvadt állapotú. Az olvadt tömeget csupán egy vékony szilárd kéreg borítja, amelyet 4 km mélységűre becsült „kénóceán” takar. A kénóceán felszíne fagyott. A belső olvadt tömegek kitörései – tehát a kénóceán alatti vulkánkitörések – nem kerülnek a felszínre, hanem olvadt ként préselnek ki a fagyott kén repedésein („kénvulkanizmus”). Ezt a folyamatot fényképezték le az űrszondák (33. kép). A képek tanúsága szerint az Ión nincsenek vulkanikus hegyek. A felszíni nyílásokon át gejzírszerűen feltörő kén lepényhez hasonlóan terül szét („szőrcsomó vulkanizmus”). A Voyager-űrszondák egyidejűleg 8 kitörést „láttak”. Tektonikus és vulkáni aktivitás más bolygók holdjain is megfigyelhető. Ilyen pl. az Enceladus (Szaturnusz), ahol a jég megolvadásából táplálkozó víz–jég vulkanizmus formáit lehet azonosítani. Szintén jelentős belső tektonikai aktivitás lineáris formáit őrzi a Miranda, és egész különlegesek a Triton nitrogéngejzírei.

Ugyancsak általános holdi jellemvonás a légkör hiánya. E vonatkozásban is van azonban néhány kivétel. Elsősorban a Titán, amelynek több száz kilométer vastag atmoszférája nagyobbrészt nitrogénből, kisebb részben metánból áll. Felszíni nyomása mintegy másfélszerese a földinek, hőmérséklete –180 °C körül van. Ennek alapján e hold felszínén folyékon metánt sejtenek.

33. kép. Működő kénvulkán a Jupiter Io holdján. A képen jól látszanak a felszínen frissen szétterült „láva” folyási irányai (Voyager-felvétel)

A Titán légkörében a nyomás, hőmérséklet, az ultraibolya- és kozmikus sugarak hatására különböző szénhidrogén–nitrogén kapcsolatú vegyületek – cianopoliacetilének – jöttek létre. Előfordul pl. a kéksav (HCN), amely az aminosavak felépüléséhez igen fontos anyag. Ilyen folyamatok az ősi – redukáló – földi légkörben is végbementek. A Titánon ezek azonban valószínűleg nem „fejlődhettek” tovább a víz hiánya miatt. A víz belefagyott a bolygó testébe.

Ritka kén-dioxidos légköre van még az Iónak, amely a vulkánkitörésekből táplálkozik és folyamatosan meg is szökik az égitestről, kén-dioxidos csóvaként követve a holdat. A gáz egy része a közeli Européra is eljut. Legújabban a Triton körül is atmoszférát találtak.

Valamennyi mellékbolygó közül Földünk Holdját ismerjük legjobban; a Földön kívül ez a legismertebb égitest. Sok vonatkozásban kiindulási alapot jelent a többi égitest tanulmányozásához is. Jelentékeny méretei és közelsége miatt bolygónkra olyan erős hatást gyakorol, hogy annak ismerete nélkül számos földi jelenség sem érthető meg.

A Hold

Méretei és főbb adatai

A Hold a Naprendszer hatodik legnagyobb „mellékbolygója”. Átmérője 3476 km, felülete 38 millió km2, tehát valamivel kisebb, mint Ázsia területe. Korongja a 384 000 km-es közepes földtávolság esetén majdnem pontosan akkorának látszik, mint a Nap (31,5'). Ellipszis alakú pályán haladva 354 000 km-re is megközelítheti a Földet (perigeum), de 404 000 km-re is eltávolodhat (apogeum). Pályaexcentricitása ezért elég nagy: 0,055.

Mivel anyagának átlagos sűrűsége (3,34 g/cm3) lényegesen elmarad a Földétől, tömege csak a Földtömeg 1,2%-át teszi ki (1/81 rész). Felszínén a nehézségi gyorsulás a földinek csupán hatoda.

Keringés és tengelyforgás

A Hold a Föld körüli pályáját kereken 1 km/s sebességgel 27,3 nap alatt futja be. Ennek következtében a Földről nézve a Hold estéről estére más-más csillagokat takar el, s 27 nap alatt jut el újra ugyanahhoz a csillaghoz. Ezt nevezzük sziderikus keringési időnek vagy sziderikus hónapnak. Mivel a Hold direkt irányban kering, tehát a Föld forgásával megegyezően, ezért az égbolton a csillagoktól elmaradni látszik. Ez abban mutatkozik meg, hogy naponta mintegy 50 perccel később kel, és havi útvonala az égbolton nyugatról keletre tartó.

A Hold pályája nem esik pontosan az ekliptika síkjába, hanem azzal mintegy 5°-os szöget zár be. A két sík metszésvonalát csomóvonalnak nevezzük. A Nap hatására a csomóvonal lassú forgásban van. A forgás retrográd irányú, periódusa 18,6 év. Elsősorban erre a jelenségre vezethető vissza a földtengely nutációs mozgása.

A Hold tengelyforgásának ideje megegyezik a sziderikus keringési idővel. Ezt a jelenséget kötött tengelyforgásnak nevezzük. Legnyilvánvalóbb következménye, hogy kísérőnk mindig ugyanazt az oldalát fordítja a Föld felé. A Földről tehát elvileg csak a Hold felszínének fele tanulmányozható. Valójában ennél mégis többet látunk a Holdból, és felszínének 59%-át már az űrkutatás kezdete előtt sikerült feltérképezni.

Ennek két fő oka van:

a) Mivel a pályája nem esik bele az ekliptikába, bizonyos helyzetekben a Holdra kissé „rálátunk”, máskor pedig kissé „alulról” szemléljük (szélességi libráció).

b) A Hold tengelyforgása egyenletes, de keringési sebessége a megfelelő Kepler-törvény értelmében ingadozó (hosszúsági libráció). Ezért időnként kissé átláthatunk a túlsó félgömb szegélyére is.

93. ábra - A sziderikus és szinodikus hónap hosszúság-különbségének magyarázata. (Amíg a Hold H-ból H1-be kerül, egy sziderikus hónap telik el. A szinodikus hónap ennél a H1H2 ív befutásához szükséges idővel hosszabb.)

kepek/42294_1_VII_093.jpg


A Hold kötött tengelyforgása a Földre vonatkoztatva áll fenn, tehát a Naphoz képest nem. Ezért rajta a nappalok és az éjszakák váltakoznak. Egy holdi nap (a Nap két delelése közt eltelt idő) valamivel hosszabb, mint a sziderikus hónap. Ennek az az oka, hogy miközben a Hold egyszer megkerüli a Földet, a Földdel együtt annak Nap körüli pályáján is előrehalad (93. ábra). A Nap ismételt deleléséhez ezért még egy kis pluszfordulatra van szükség. Ez kb. 2 napnyi időt jelent, s így egy holdi nap 29,5 földi nappal egyenlő hosszúságú. Ez a szinodikus keringési idő. A nappalok és éjszakák időtartama a Holdon eszerint kereken 15–15 földi napnak felel meg.

A Hold fényváltozásai (holdfázisok)

A holdkorong formájának 29,5 napos periódusú változása ősidők óta megfigyelt jelenség. Mivel nagyon könnyen észlelhető, s ismétlődéséhez nincs túl hosszú időre szükség, számos népnél az időszámítás legfontosabb bázisa lett.

E 29 és fél napos periódusban a telt holdkorong fokozatosan „C” betű formájú vékony sarlóvá fogy (csökken), majd eltűnik. Később nagy „D” alakúra „dagadó” sarlója válik láthatóvá, mely lassan a teljes koronggá nő. A Hold ilyen egyhónapos szakaszosságú fényváltozásai az égitestnek Föld körüli keringése során a Naphoz képest elfoglalt változó helyzetéből adódnak. A Nap, a Föld és a Hold havi ciklusban változó pozícióit a 94. ábra mutatja.

94. ábra - A Hold fényváltozásai

kepek/42294_1_VII_094.jpg


13. táblázat - A holdfázisok és a Hold napi járásának kapcsolata

A Hold

kel

delel

nyugszik

láthatósága

újholdkor

a Nappal együtt

délben

a Nappal együtt

nem látszik

első negyedben

délben

napnyugtakor

éjfélkor

holdtöltekor

napnyugtakor

éjfélkor

napkeltekor

utolsó negyedben

éjfélkor

napkeltekor

délben


Ha a Hold a Nap és a Föld között helyezkedik el, akkor felénk néző része árnyékban van, tehát nem látható (újhold). Oppozíció esetén viszont a Föld felé forduló teljes holdkorongot megvilágítja a Nap (holdtölte). Amikor a Hold 90°-ra áll a Naptól, a Földről csak fél tányérja látható. Ha ez növekvő hold esetén következik be, akkor első negyedről, ha fogyó holdnál, akkor utolsó negyedről beszélünk.

Az egyes holdfázisok és a Hold napi járásának kapcsolatát a 13. táblázat mutatja.

Újhold körüli napokban, amikor a Hold keskeny sarló formájú, halványan az egész holdkorong is kivehető. Ez a jelenség a hamuszürke fény, amit a Föld megvilágított részéről a Holdra visszaverődő napfény okoz. A hamuszürke fényt használták fel a Föld albedójának meghatározására. Bár igen halványnak tűnő fényjelenség ez, a mérések szerint a hamuszürke fényben sejthető holdtányér összfényessége meghaladja a legfényesebb csillag, a Szíriusz fényességét.

A Hold fényessége és albedója

Mivel a Holdnak nincs saját fénye, a bolygókhoz hasonlóan a Napról visszavert fénnyel világít. Közelsége miatt látszik az égbolton a Nap utáni legfényesebb égitestnek.

Látszó fényessége a holdfázisok szerint erősen igazodik.

A Hold fényességét lényegesen csökkenti, hogy felszínét igen rossz fényvisszaverő tulajdonságú anyagok borítják. Átlagos albedója mindössze 0,07. Ilyen alacsony fényvisszaverő képessége a bolygók közt csak a Merkúrnak van. A kis albedóból már az űrkutatás megindulása előtt is bizonyos következtetést lehetett levonni az égitest felszínét borító anyagokra vonatkozóan.

A Hold közelről

A távcsöves csillagászat három és fél évszázada alatt sikerült részletesen feltérképezni a Holdnak a Föld felé néző oldalát. Már a 100 méteres nagyságrendű alakzatokat is megismertük rajta, de még semmit sem tudtunk a túlsó félgömbjéről. A túlsó oldal térképezése és a Hold földtudományi jellegű kutatása csak az űrkutató eszközök megalkotásával kezdődhetett meg.

A túlsó oldalról készült első fényképfelvételt (Lunyik-3, 1959) követően a szovjet Luna-, és az amerikai Lunar–Orbiter-sorozat szondái a Hold teljes felszínét felmérték (1966–1967), egyes részeken a méteres nagyságú formákat is. A 60-as évek második felétől már a Hold felszínére is sikerült laboratóriumokat telepíteni.

A Luna-9 1966. évi sima leereszkedése óta az égitest felszínének 17 különböző körzetében folytak helyszíni vizsgálatok. E kutatómunka legkiemelkedőbb mozzanata az ember személyes holdraszállása volt (Neil Armstrong és Edwin Aldrin, 1969. július 20.). Az Apolló-program eredményei révén ma már igen sok ismeretünk van kísérőnk felépítéséről, kőzetanyagáról, morfológiájáról, sőt fejlődésének főbb állomásai is kezdenek kibontakozni.

A Hold légköre és hőmérséklete

Már a földi megfigyelések alapján is hosszú ideje tudjuk, hogy a Holdnak gyakorlatilag nincs légköre. Ezt több tény is egyértelműen igazolta.

1. A légkörrel rendelkező égitesteken a légrészecskék fényszóró hatása miatt a nappali és éjszakai félgömböt elválasztó terminátorvonalnak bizonyos szélességű sávként kell jelentkeznie. A megvilágított és sötét oldal között azonban a Holdon nem látható ilyen átmeneti övezet. A terminátor vonaljellege a légkörnélküliség következménye.

2. A közeli égitestek légkörének kimutatására jól felhasználható a csillagfedések (okkultáció) jelensége. A Hold mögé kerülő csillagnak – légkör esetén – fokozatosan halványulna a fénye. Ezt a fokozatos fényességcsökkenést azonban nem lehet megfigyelni.

A légkörön át látszó csillag nemcsak halványabb lesz, hanem a légköri fénytörés miatt pozíciója is megváltozik valamelyest. Mivel enyhe fénytörési jelenség a Holdnál is észlelhető, ezért már a helyszíni vizsgálatok előtt is kimutatták, hogy egy nagyon enyhe gázfeldúsulás mégis létezik az égitest körül. A holdi gázburok sűrűsége azonban a földi exoszféráéval vethető össze (1000 elektron/cm3), így légkörről gyakorlatilag nem beszélhetünk. Az Apolló-űrhajók 100 km magasan kis számban nehéz molekulákat (pl. szén-dioxid) találtak. A légkör – és a saját mágneses tér – hiánya miatt a napszél akadálytalanul bombázhatja a Hold felszínét.

A légkör nélküli Holdon több, a földi viszonyoktól erősen eltérő érdekes jelenség tapasztalható. Ilyen pl. a fekete égbolt, a nappal is látható csillagok, a fény–árnyék erős ellentéte, a csend (a hang ugyanis nem terjed) stb. A Hold felszínének alakulása szempontjából azonban fontosabb ezeknél, hogy a hosszú nappalt követő éjszakán az égitest hőleadását semmi sem akadályozza, így az gyorsan és erősen lehűl.

Már konkrét mérések is igazolták, hogy a holdi nappalokon +134 °C-ig melegedő felszín napnyugtakor már csak +67 °C-os, majd további gyors hőmérsékletesés során –160 °C-ig hűl le a talaj (95. ábra). Mivel a felszín anyaga rossz hővezető, ezért befelé haladva a hőingadozás rohamosan csökken, s már fél méter alatt megszűnik.

95. ábra - A hőmérséklet változása a Holdon egy holdi nappal folyamán

kepek/42294_1_VII_095.jpg


A magas nappali hőmérsékletek visszahatnak a légkörre. A felszín feletti gázrészecskék hőmozgásának sebessége így ugyanis könnyen elérheti a Holdra vonatkozó, viszonylag alacsony szökési sebesség értékét (2,4 km/s), és a gázmolekulák eltávoznak a világtérbe. (Az ide vonatkozó számítások szerint, ha a molekulák átlagos hőmozgási sebessége meghaladja az illető égitestre érvényes szökési sebesség 1/5-ét, akkor a gáz geológiai értelemben rövid idő alatt elillan az égitest környezetéből.) A holdkőzetek analízise arra mutat, hogy azok vízszegény vagy inkább víztelen és gáz nélküli környezetben keletkeztek. Gáznyomok még a pórusokból sem kerültek elő. A Hold esetleges korábbi légköre tehát igen gyorsan elillant. Ez az elillanás ma is tart, mert időnkénti gázkiáramlás (az ún. tranziens jelenség) egyes kráterekben – pl. az Alphonsus- vagy az Aristarchos-kráterben – és a „tengerek” peremén olykor a Földről is észlelhető.

A holdi víz kérdéshez megjegyzendő, hogy 1994-ben a visszaverődő radarjelek alapján víznyomokat jeleztek a déli pólus környékéről. Az 1998 eleji újabb spektrométeres vizsgálatok értelmezése szerint a Hold mindkét pólusának vidékén a „talajjal” összekeveredve finom jégkristályok fordulnak elő az árnyékos kráterekben, amelynek összmennyisége több tízmillió tonna vizet tehet ki. A víz az üstökösök és meteorok becsapódása révén kerülhetett a Holdra. A jelenleg is vitatott kérdésre végleges választ helyszíni észlelések adhatnak.

A légkör nélküli környezetben az igen nagy hőingadozás erősen aprítja a felszín kőzetanyagát (inszoláció). Ez a fajta kőzetaprózódás és a közvetlen gravitációs hatásra bekövetkező sziklaomlások képviselik a Holdon a földi értelemben vett „külső erők” hatását. A szél, a víz, a jég munkája vagy a kőzetek mállása természetesen hiányzik, és úgy tűnik, hogy mindig is hiányzott.

A Hold felszíne

A felszín kőzetanyaga

Már a Földről végzett albedómérések alapján is nyilvánvaló volt, hogy a sötét tónusú holdtengerek (mare) és a világos szárazföldek (terra) kőzetanyaga nem azonos. A helyszíni vizsgálatok nemcsak ezt, hanem részben még az uralkodó kőzetfajtákra vonatkozó feltevéseket is igazolták. A Hold 9 különböző körzetéből (6 Apolló-expedíció és 3 Luna-kísérlet) származó kőzetminták elemzési eredményei, valamint a Hold körüli pályákról végzett röntgen- és gammasugárzás-mérések egyaránt, arra mutatnak, hogy a Holdon két nagy kőzettartomány van: a terrák holdkérget reprezentáló anortozitos területe és a marék bazaltos jellegű medencefeltöltésének vidéke.

A két kőzettartomány világosan elválik, és a közöttük fennálló egyik legfontosabb kémiai különbség jelentkezik a 96. ábrán. Az Apolló-16 és -17 kontinentális körzetben szállt le; az itt talált kőzetek zömmel alacsony vastartalmú anortozitok, a többi expedíció tevékenységi területén (mare-vidékek) viszont a magasabb vastartalmú bazaltos anyag a jellemző.

A holdkőzetek általában bázikus jellegűek, bennük a SiO2 aránya 50% alatt marad.

Ásványtani összetételükre a piroxéneknek a földinél nagyobb gyakorisága jellemző. Mellettük a plagioklász földpátok és az olivin kiemelkedő jelentőségű. A mare-bazaltok sötét színe az ilmenittől származik.

A bazaltos kőzetek szövete gyors felszíni lehűlésre vall, leggyakrabban üveges jellegű, bár a mélyebb rétegekből előkerült darabok durva szemcsések is lehetnek. A terra-kőzetek szövete általában újrakristályosodásra mutat.

Az alacsony sűrűségű (2,4–2,7 g/cm3) anortozitok a Földön ritkán előforduló magas földpáttartalmú, alumíniumban és kalciumban gazdag kőzetek. A holdkéreg kialakulásával egyidőben keletkeztek, a Hold anyagának differenciálódása során. A felszínen eredetileg néhányszor 10 km vastag réteget képezhettek. Koruk több mint 4 milliárd év. A holdfelszín legidősebb kőzetei.

A nagyobb sűrűségű (3,3 g/cm3) bazaltok anyaga a differenciálódás során mélyebben helyezkedett el, s részlegesen megolvadt tömegei a nagy holdi medencéket létrehozó becsapódásokat követően törhettek felszínre, s ott szétfolyva, feltöltötték (olykor túltöltötték) a mélyedéseket. A mare-bazaltok 1–1,5 milliárd évvel fiatalabbak az anortozitoknál.

Az Apolló-program során a Földre hozott legidősebb minta (a Taurus–Littrow kráterből származó dunit) 4,48, a legfiatalabb (az Oceanus Procellarum bazaltja) 3,15 milliárd éves volt.

96. ábra - Az Apolló-expedíciók kőzetmintáinak megoszlása a FeO/MgO aránya szerint. A mare-területek bazaltos kőzetei (Apolló-11, -12, -14, -15) és a terrák anortozitjai (Apolló-16, -17) itt is jól elkülönülnek

kepek/42294_1_VII_096.jpg


A felszíni- és felszínközeli kőzetanyag a mechanikai aprózódás, a meteor-becsapódások, valamint a napszél és a kozmikus sugárzás hatására mintegy 200 méter vastagságú rétegben laza, kötőanyag nélküli törmelékké alakult; ez – a földi terminológiában is használt kifejezéssel élve –regolit. A regolit legfelső néhány decimétere porszerű finomságú. A holdpor (34. kép) szemcséi a felszínen 0,1–0,01 mm átlagos átmérőjűek, lefelé durvulnak. Igen jelentős benne (helyenként 25–30%-ot is kitesz) az üvegszerű gömböcskék (35. kép) részaránya, amelyek keletkezése a meteorbecsapódások hatására megolvadó és szétfreccsenő anyag apró cseppjeinek hirtelen megdermedésével magyarázható. A holdporban 2–5%-nyi, a becsapódásokból visszamaradó meteoritikus anyag is van.

34. kép. A holdpor jellegére a benne megmaradó lábnyomokból is következtetni lehet (Apollo-11 felvétele)

35. kép. A holdpor mikroszkópi képe. Feltűnő a becsapódások alkalmával megolvadó és szétfreccsenő anyag gyors lehűlése révén kialakuló apró gömböcskék nagy részaránya. („Mintha finom gyöngyökön járnánk” – mondták az első űrhajósok.)

A holdkőzetek gyakori megjelenési formája a breccsa. Ez tömör kristályos kőzetek szabálytalan törmelékdarabjaiból áll, amelyet holdpor köt össze, cementál. A becsapódások alkalmával fellépő magas hőmérséklet és nyomás hatására keletkezik a kompakt breccsa.

A Hold morfológiája

A Hold felszínén a két nagy kőzettartománynak megfelelően két fő morfológiai szint különíthető el. Azt már hosszú ideje tudjuk, hogy az égitest felénk néző oldalának nagyobb részét – mintegy 70%-át – az idősebb, világosabb és magasabb terrák (36. kép) foglalják el. Ennek ellenére a mare-vidékek a látható holdkorong középső övezetében szinte összefüggő láncolatot képeznek (37. kép).

36. kép. Terra-terület a Hold túlsó oldaláról. A kép közepén látható Ciolkovszkij-kráter sötét fenekét valószínűleg vulkanikus kőzet borítja. Átmérője 230 km (NASA-felvétel)

Nyugatról keletre haladva az Oceanus Procellarum (Viharok-óceánja), a Mare Imbrium (Esők-tengere), Mare Serenitatis (Derültség-tengere), a Mare Tranquillitatis (Nyugalom-tengere), a Mare Fecunditatis (Termékenység-tengere) és a Mare Nectaris (Nektár-tenger) követik egymást (97. ábra).

97. ábra - A Hold legfontosabb képződményei név szerint feltüntetve

kepek/42294_1_VII_097.jpg


Néhány kisebb tengeri medence a magasabb déli- és északi szélességű területeken is van, de itt főleg terjedelmes terra-felszínek láthatók. A Hold túlsó oldalának lefényképezése után meglepetéssel vettük tudomásul, hogy ott mindössze 3%-ot tesznek ki a tengerek – azok is jobbára az innenső félgömbről húzódnak át (pl. a Mare Orientale) –, így összességében az égitest felszínének 85%-a terra-terület.

A Hold mindkét nagy morfológiai egységén a becsapódásos formák uralkodnak. Ezek méreteik, lepusztultsági fokuk (koruk) és néhány sajátos alakrajzi jellemzőjük alapján több altípusba sorolhatók. Rajtuk kívül az egyéb formák (vulkáni, tektonikus) egészében alárendelt szerepet játszanak a felszín morfológiai képének kialakításában. Ez tükröződik az égitest morfológiai vázlatát bemutató 98. ábrán is.

37. kép. A Hold Föld felé néző félgömbje. A holdtányér közepén a tengerek egymásba kapcsolódó sora látható

98. ábra - A Hold morfológiai vázlata (J. K. Beatty–B. O'Leary–A. Chaikin, 1982., alapján). 1 – medenceperemi kidobott takaró, 2 – kráteres felszín, 3 – erősen kráteres felszín, 4 – vulkanikus síkok

kepek/42294_1_VII_098.jpg


Becsapódásos formák

a) Medencék

Maguk a holdtengerek medencéi is nagyméretű becsapódások eredményei, amit több esetben már első pillantásra elárul kerekded alakjuk. A forma azonban nem mindig biztos ismertetőjel, mert a medencéket később elárasztó lávatömegek azok határvonalát olykor jelentékenyen megváltoztatták, s így többször közvetlenül is összekapcsolódnak egymással. A medencéket létrehozó ősi becsapódások (4–4,2 milliárd éve) átszakították a Hold kérgét, s ezzel lehetővé vált, hogy a mélyebb rétegekben később kialakuló olvadéktömegek lávaárak formájában felszínre törjenek és kitöltsék az óriás méretű sebhelyeket. (Medencéknek általában a 265 km-es átmérőt meghaladó, becsapódásos formákat nevezik.) Így alakult ki a holdtengerek viszonylag egyenletes felszíne (38. kép), amelyek relatív fiatalságát a kisebb krátersűrűség (4–10-szer kisebb, mint a terrákon) mutatja, abszolút korukat (3,3–3,9 milliárd év) pedig a kőzetek radiometrikus vizsgálatával határozták meg.

A medencék peremén a becsapódások energiája a felszíni- és felszínközeli anyagokat ívelt futású hegységgyűrűvé torlaszolta. Korábban ezeket nevezték hegyláncoknak, de ma már világos, hogy sem keletkezésük, sem formáik nem mutatnak rokonságot a földi lánchegységekkel. A legjellegzetesebb holdi „hegyláncok” a Mare Imbriumot övezik (Jura, Alpok, Kaukázus, Appenninek, Kárpátok). A medencék egy részénél több koncentrikus hegységgyűrű is jól megfigyelhető, ami világosan mutatja, hogy a becsapódás hatása a holdfelszín jelentékeny részén érvényesült. A Mare Orientale (39. kép) körül pl. 4 hegységgyűrű látszik, s a külső gyűrű átmérője mintegy 1000 km.

38. kép. Jellegzetes mare-felszín a Holdon (Sinus Medii). A mare peremén terra-terület kezdődik (Apolló-felvétel)

39. kép. A Mare Orientale koncentrikus hegygyűrűkkel övezett becsapódásos szerkezete. (A „Keleti-tenger” a látható holdtányér peremén van, nagyobb része már a Hold túlsó oldalára esik, ezért ilyen felvétel csak űrszondáról készíthető.) (Lunar-Orbiter-kép)

40. kép. Mikroszkopikus méretű kráter a holdporban levő üveggömböcske felszínén

A hegységgyűrűn kívül a becsapódáskor kirobbanó anyag általában tekintélyes méretű takarója következik. Az egyes medencék kialakulásakor képződött takarók olykor átfedik egymást, és így nagy segítséget nyújtanak a Hold sztratigráfiájának megalkotásához.

Egy-egy medenceformáció legkülső övezetét a becsapódáskor kirepülő, majd visszahulló anyag által létrehozott másodlagos kráterek zónája alkotja. A Mare Orientale esetében a centrumtól 2000 km-re is vannak még 5–20 km átmérőjű másodlagos kráterek.

b) Kráterek

A holdfelszín legközönségesebb képződményei. Mintegy 200 km-es átmérőjű felső mérethatártól folyamatosan csökkenő sorozatot alkotnak egészen a holdporszemcséken látható mikroszkopikus mérettartományig (40. kép). A kráterek és a medencék keletkezési mechanizmusa lényegileg azonos. A krátereket létrehozó kisebb becsapódások azonban nem szakították át a Hold kérgét, így a kráterek fenekén általában a kéreg felső zónáját jellemző anortozitos anyag található.

A kráterek fenékszintje mélyebben fekszik a környezeténél, így a peremén feltorlódott kráterfal főleg a kráter belsejéből kelti hegységgyűrű benyomását. A krátert övező sáncfal relatív magassága gyakran a 3000 m-t is meghaladja (14. táblázat). A nagyobb, 40 km átmérő feletti kráterek fala rendszerint teraszos, és a kráter közepén a külső sáncfalnál alacsonyabb központi hegycsúcs vagy hegycsúcsok láthatók. A központi csúcsok létrejötte is a becsapódás kísérőjelensége.

14. táblázat - Néhány jellegzetes holdkráter méretének főbb jellemzői

  

Sáncfal magassága (m)

Központi

Név

Átmérő (km)

a kráter-belsőhöz viszonyítva

a környező területekhez viszonyítva

csúcs magassága (m)

Copernicus

93

3760

900

1200

Tycho

85

4850

 

1600

Theophilus

100

4400

1200

2000

Ptolemaios

153

2400

  

Alphonsus

118

2730

  

Gemma Frisius

88

5160

  

Gutenberg/A

15

3430

  

A Hold felszíne története során gyakorlatilag teljesen kráteresedett. Ez azt jelenti, hogy egy új kráter már csak régebbiek roncsolása révén jöhet létre. A kráterek nagy száma (csak a Föld felé néző oldalon háromszázezer 1 km-nél nagyobb átmérőjű kráter van) már önmagában is indokolja, hogy azonos keletkezési mechanizmusuk ellenére számos típusukat különítik el. Az osztályozásnak különböző szempontjai lehetnek (méret, forma, kor stb.). E helyen nem kívánjuk a különböző krátertípusokat (pl. gyűrűshegyek, klasszikus kráterek, gödörkráterek, kürtőkráterek, fantomkráterek stb.) ismertetni, csupán utalunk arra, hogy a kráterek különböző jellemzői – pl. méret- és forma – általában nem függetlenek egymástól. A forma a kráter korával is szoros kapcsolatban van, mert az idősebb kráterek természetszerűleg jobban lepusztultak, így a kráterek külsőleges formai jegyek alapján kor szerinti sorba rendezhetők. Valamely holdi felszín viszonylagos korának meghatározásához éppen ezért a krátersűrűségi számítások mellett az ott található legjobban erodált krátereknek a lepusztulási sorba illesztése adhat igen fontos támpontot.

c) Thalasszoidok

Először szovjet kutatók mutatták ki ezeket a Hold túlsó oldalán. A thalasszoidok medence nagyságú (200–550 km átmérőjű) mélyedések a terrák területén, fenekük azonban világos színű. Túloldali elterjedtségüket valószínűleg az a tény magyarázza, hogy ott a Hold kérge lényegesen vastagabb, mint a Föld felé néző félgömbön, s azt a nagyobb becsapódások sem tudták átszakítani. Ezért hiányoznak ott a bazalt borította mare-területek.

d) Sugaras fénylő vonalak

A Hold becsapódásos eredetű szerkezetei közé kell számítani azoknak a radiálisan szétfutó fényes vonalaknak a rendszerét, amelyek egy-egy nagyobb krátertől (pl. Tycho, Copernicus) mint centrumtól indulnak ki, és általában több száz kilométer hosszúságban minden közbeeső formáción áthaladnak (41. kép). Ezek a sugársávok a Földről általában csak magas holdi napállásnál figyelhetők meg, és csupán a közeli nagyfelbontású felvételek mutatták meg, hogy a messziről lineáris jellegűnek tűnő képződmények valójában apró kráterek millióiból állanak. Feltehetőleg a központi kráter létrejöttével kapcsolatban, másodlagosan keletkeztek. Természetüket, keletkezésüket illetően még ma is sok részletkérdés nyitott, az azonban rendkívül fontos felismerés, hogy mint a többi holdi alakzatra „hártyavékonyan” ráboruló képződmények, az égitest fejlődésének legutolsó szakaszából származnak.

41. kép. A sugársávos holdi kráterek egyik szép példája, a Copernicus-kráter (átmérője 93 km)

Endogén eredetű formák

a) Vulkanikus képződmények

A Hold felszínén a legterjedelmesebb vulkáni jellegű vidékek a nagy becsapódásos medencék bazaltlávával feltöltött mare-területei. Bár a lávaelöntést követő becsapódások itt is jelentősen átformálták a felszínt, de a kéreg alatti olvadékzónából a hasadékokon át feltörő lávaárak nyomai a tengerekben sokfelé jól láthatók. A viszonylag kis viszkozitású lávából általában nem képződtek a földi vulkáni morfológiából ismert hegységi formák, hanem nagyméretű takarók, s ezek felszínén az elöntés mechanizmusára utaló folyásnyomok, lépcsőperemek, helyenként keresztbefutó, gerincszerű, alacsony kiemelkedések alakultak ki. Az abszolút kormeghatározások adatai szerint a medencéket feltöltő vulkáni tevékenység legalább 3 milliárd éve megszűnt, s azóta a Holdon csak viszonylag jelentéktelen vulkanizmussal számolhatunk. Ennek keretébe tartoznak a néhány évtizede többször megfigyelt, ún. „tranziens jelenségek”, amelyek valószínűleg gyenge gázkiáramlások következményei.

Viszonylag nem nagy számban dóm- vagy kúpszerű vulkáni formák is előfordulnak a Holdon. Ezek tetején valódi vulkáni kráterek láthatók. A holdi kráterek közül ma már lényegileg csak ezeket tartják vulkanikus eredetűeknek. (A holdi kráterek származását korábban hevesen vitató becsapódásos és vulkanikus elméletek közül napjainkra a formák nagy többségénél az előbbi álláspont igazolódott.)

Végül a vulkáni eredetű formák közé sorolható néhány holdfelszíni lineáris képződmény is. Völgy- vagy mederszerű, olykor kanyargó alakzatokról van szó, amelyek egykori lávafolyások csatornái lehetnek.

b) Egyéb endogén képződmények

Számos olyan hosszú, egyenes futású, olykor elágazó vagy hirtelen megtörő völgy, szakadék (rianás), barázda is látható a Holdon, amelyek szerkezeti mozgások eredményei lehetnek. E mozgások tükrözői az Apolló-expedíciók műszerei által többször megfigyelt holdrengések is. A rengések ugyan földi összehasonlításban gyengék és viszonylag ritkák (legtöbbször földközelség idején pattannak ki), de arra utalnak, hogy az égitest belsejében ma is végbemegy még bizonyos tömegátrendeződés.

A Hold szerkezete és fejlődése

Az égitest felszíni anyagainak és morfológiájának tanulmányozása, a Holdon és annak térségében végzett szeizmikus, gravimetriás (a nehézségi erőre vonatkozó), mágnességi stb. mérések alapján, ma már vázlatos kép rajzolható a Hold szerkezetéről, sőt fejlődésének fő vonásairól is.

Egészében megállapítható, hogy a Hold felépítése lényegesen egyszerűbb, mint a Földé, s a történetét alakító események sem olyan sokszínűek, mint bolygónk esetében. Általánosságban az is jellemző, hogy a Hold arculata főként történetének korai szakaszában változott erősen és az utolsó 3 milliárd év epizódszerű történései már csak kis mértékben módosították azt. A Hold fejlődése tulajdonképpen megrekedt az általános bolygófejlődés viszonylag alacsony fokán. Ez elsősorban kis tömegéből adódó korlátozott belső differenciáltságára, valamint a vízburok és a légkör hiányára vezethető vissza.

A holdi kőzeteken végzett abszolút kormeghatározások azt mutatják, hogy a Hold a Földdel egyidős, mintegy 4,7 milliárd éves égitest. Kialakulása a Hoyle-féle kozmogóniai elmélet (1965) szerint kozmikus por- és gázanyag összetömörödésével indult. (Emellett két másik, keletkezésére vonatkozó elméletcsoport is létezik. Az egyik befogással, a másik a Földből való kiszakadással magyarázza a Hold létrejöttét.) A Hold anyaga az összeállás során annyira felmelegedhetett, hogy benne – legalább részlegesen – a felső 200 km-es övezetben gravitációs differenciálódás történhetett. Ennek során a könnyű anyagok felfelé emelkedtek, és egy anortozitos kéreg alakult ki. A kéreg alatt az olvadék nagyobb sűrűségű anyagai (ún. mafikus ásványok) halmozódtak fel. Ebben az időszakban a frissen kialakult felszínt igen intenzíven meteorbombázás érte, ami az olykor igen nagyméretű becsapódásos formák kialakulását eredményezte. A kéregrepedéseken át a nagy medenceszerkezetekbe megindult a bazaltos olvadék felfelé áramlása. Ez a folyamat hosszasan tarthatott, mert az előbb említett differenciálódási folyamat jelentős mennyiségű radioaktív anyagot is a felszín közelébe hozott, s annak bomlása további hőtermeléssel, olvadékképződéssel és differenciálódással járt. A híg bazaltláva így feltöltötte a nagy sebhelyeket, az olvadékzóna pedig feltehetően egyre mélyebb rétegekbe süllyedt, s jelenleg – a holdi rengésfészkek többségének 800–1000 km-es mélysége alapján – már 1000 km-rel a felszín alatt lehet. (A részlegesen olvadt zóna létét illetően egyébként még megoszlanak a kutatói vélemények.) A Hold centrális zónájának jellegéről sem sokat tudunk: a vasmag létét mindenesetre kizárja a gyakorlatilag hiányzó (illetve 2–4 · 10–8 T fluxussűrűségű) mágneses tér, és az égitest átlagos sűrűsége (3,36 g/cm3) sem valószínűsíti azt.

A Hold legkülső övezete, a kéreg a Föld felőli oldalon mintegy 60–70, a túlsón viszont több mint 100 km vastag. Felépítése a tengerek és terrák területén nem egyforma. A marék felszínén mintegy 20 km vastag bazaltláva takaró alatt következik 40–50 km anortozitos réteg, míg a terrákon az egész kéreg anortozitos jellegű. A mare-vidékeken a felszín alatt olyan nagysűrűségű tömegek (masconok) helyezkednek el, amelyek erős gravitációs rendellenességeket okoznak. Ez a hatás jól megfigyelhető a Hold körül keringő szputnyikok mozgásában. Magyarázatuk ma még problematikus. Lehetséges, hogy a tengerek alatti anyagátalakulás következményei, de olyan elképzelés is van, hogy a gravitációs rendellenesség a tengerek lávával való túltöltődése miatt észlelhető.

A Hold felszínét érő meteorbombázás intenzitása az első másfél milliárd év alatt gyors ütemben csökkent, az utolsó 3 milliárd évben pedig alacsony szinten stabilizálódott. Ezért a mare-felszíneken kevesebb a kráter, többnyire kisebb méretűek is, mint a terrákon, és igen jelentős részük másodlagos eredetű.

A fentiek értelmében a Hold felszínformálódásának aktív szakasza már régen lezárult, s az utolsó 3 milliárd évben már csak epizodikus becsapódások, esetleges belső tömegáthelyeződések, ezekkel kapcsolatos gyenge holdrengések, gázkitörések (tranziens jelenség), az inszoláció, a kozmikus sugárzás és a napszél hatása alakították a holdi tájak képét.

A Hold fejlődésének itt vázolt folyamatát jól szemlélteti R. Meissner sematikus ábrasora (99. ábra).

Az égitest jelentős sztratigráfiai egységeinek térképezésével, egyéb relatív kormeghatározási eljárásokkal, valamint a holdkőzetek abszolút korának mérésével a Hold történetének főbb szakaszairól már olyan vázlatos kortáblázat (15. táblázat) is összeállítható, amelynek korbeosztása később valószínűleg jó alapot adhat a Föld típusú bolygók fejlődéstörténeti időrendjének párhuzamba állítására.

99. ábra - R. Meissner ábrasora a Hold felszínközeli részének fejlődéséről

kepek/42294_1_VII_099.jpg


15. táblázat - A Hold történetének fő korszakai

Kor

Jellemző képződmények

Hozzávetőleges idő (milliárd év)

Prenectári

Kráterekkel borított felföldek, a medencék 3/4-ének keletkezése

> 4,2

Nectári

A Mare Nectaris körüli, ún. Janssen-formáció keletkezése, a medencék 1/4-ének kialakulása

4,1–4,2

Imbriumi

Fra Mauro-formáció keletkezése (M. Imbrium peremén)

~ 4,0

 

Hevelius-formáció (Mare Orientale peremén) keletkezése

~ 3,85

 

Mare-területek lávaelöntése

3,2–3,85

Eratoszthenészi

Nagyméretű, sugársáv nélküli fiatal kráterek (pl. Eratoszthenész) keletkezése

~ 1–3

Kopernikuszi

Nagy, sugársávos, fiatal kráterek (pl. Tycho, Kopernikusz) keletkezése

≤ 1