Ha a Jupiter felhőtakarójának tetejéről tekintenénk fel az égre, a legnagyobb égitest egy (látszólag és valójában is) kb.Hold méretû sárgás színû hold, az Io lenne. Fényes felszínén - mely a beérkező napsugárzás 60%-át visszaveri, ellentétben Holdunk 7%-os albedójával - időnként több száz km sugarú, magasba törő kitörésfelhők látszanának, a jelenlegi vulkáni aktivitás csalhatatlan bizonyítékai. A hold fázisai 1,7 nap alatt eljutnának újholdtól újholdig, ugyanezen idő alatt külső szomszédja, az Europa fél keringést tenne meg (esetleg épp újholdból telihold fázisba kerülne), a még kijjebb levő Ganymedes pedig csak pályája egynegyedét tenné meg a Jupiter körül. Ez az egymással rezonáns keringés adja a vulkáni aktivitás magyarázatát: a szomszédos holdaknak és a Jupiternek az Io kérgét állandóan feszítő árapályereje által keltett súrlódás termeli a vulkánossághoz szükséges hőt. Egy ilyen égbolton a holdak fázisának összehangolt váltakozása mellett az Io kiszámíthatatlan változásai, felszínének állandó megújulása nem mindennapi égi látvánnyal ajándékozná meg a Jupiter-lakókat.
A Holdunknál alig nagyobb méretû, a Jupiter felé mindig azonos oldalával forduló Io Naprendszerünk geológiailag legaktívabb égitestje. A hold Ínakhosz folyamisten Zeusz által fehér tehénné változtatott lányáról kapta nevét. Sokan pizzához hasonlítják felszínét, sokáig a kénvulkánok holdjának tartották. A Galilei által 1610-ben fölfedezett négy nagy (Galilei által Medici- bolygóknak, általunk pedig Galileiholdaknak elnevezett) hold közül az Io (magyarul Íó, angolul ejtsd: [áj-ó]) kering legközelebb a Jupiterhez. Amagasba szálló vulkáni anyag egy része elszökve a holdtól, annak pályája mentén fánk formában terül szét a Jupiter körül és a kitörő anyag egy része a Jupiterhez még közelebb keringő piciny, szabálytalan alakú Amalthea hold felszínére hullik. Egyes elképzelések szerint az, ami ma az Ión végbemegy, hasonlít a Vénuszon 5-700 millió éve lezajlott katasztrofális felszín-újraképződéshez, mely a felszínről minden azelőtt keletkezett nyomot - így az összes becsapódásos krátert is - az egész bolygó felületén egyszerre eltörölt. (Az ilyen „törlés", vagy felszín-újraképződés nem szokatlan jelenség, de általában kisebb területre korlátozódik és nem egy égitest teljes felszínére.) Hogy ez a globális „törlési fázis" az Ión mióta tart, meddig fog folytatódni, és története során milyen gyakran következik be, nem tudjuk. Elképzelhető viszont, hogy az Io és a szomszédos holdak pályaelemeinek vizsgálatával ez kideríthető.
Személyes felfedezés
„Amikor a 2001-et megírtam, az Io, az Europa, a Ganymedes és a Callisto még a legerősebb teleszkópon is csak halvány fénypontnak látszottak; most már tudjuk, hogy mindegyik külön világ, és egyikük - az Io - a Naprendszerünk vulkanikusan legtevékenyebb tagja." (Arthur C. Clarke: 2010. Második ûrodisszea előszavából)
Ha valaki „új világok" ifjú felfedezője akar lenni, ma is van rá lehetősége. Igaz, nem egy karavella fedélzetén vagy teveháton kell a felfedezőútra indulnia: a mai felfedezéseket kutatóintézetekben, számítógépek előtt ülve teszik. Itt - mint például a houstoni (USA, Texas) Lunar and Planetary Institute-ban (LPI) - dolgozzák fel azokat az adatokat, melyeket az ûrszondák küldenek Földünkre a Naprendszer égitestjeiről. Természetesen archiválják is a Földre küldött felvételeket (ilyen archívumok, ún. Regional Planetary Image Facilityk Európában [Oulu, London, Berlin, Róma] is vannak). Mivel a bolygók és holdak között még ma is akadnak olyanok, melyek felszínét még nem ismerjük, a Naprendszer „fehér foltjainak" kitöltése a jövőben is folytatódni fog. Ilyen égitest a Titán narancsszínû felhőkkel és sûrû szmoggal eltakart felszíne (felderítője a Cassini -Huygens ûrszonda lesz), vagy a Plútó és holdja, a Charon (felderítő: Pluto-Kuiper Express). A korábban már fényképezett égitestekről (Hold, Mars, Vénusz) új ûrszondák egyre részletgazdagabb képeket küldenek, de így is maradnak olyan égitestek, melyekről továbbra is csak távolról készült ûrfelvételeink vannak. Ugyanakkor új képfeldolgozási módszerekkel a régi (Voyager-, Viking-) felvételeket újra feldolgozzák.
A Ra-patera környezete
1998-ban nyári ösztöndíjasként két hónapra kapcsolódtam be az intézet munkájába. Az LPI kutatóinak életét ősszel hurrikánok, nyáron párás forróság és az új ösztöndíjasok érkezése teszik változatossá. 1977 óta rendezik meg minden évben nyári terepgyakorlatukat a Hold- és bolygókutatás iránt érdeklődő egyetemisták számára (geológiai terepgyakorlatokat tavaly csak Texas Hill Country nevû vidékére szerveztek - feltehetően még egy ideig várnunk kell arra, hogy az ûrfelvételeken látható tájakkal helyszíni bejáráson ismerkedhessünk meg. Igaz, ott valószínûleg nem gyûjthetnénk ősmaradványokat, a Hill Countryval ellentétben. Bár ki tudja…)
A Galilei-holdak szakértője, dr. Paul Schenk ezen a nyáron az Io hegyeinek feltérképezésébe fogott bele. Tavaly a jelentkezők közül egy magyar diákot - ezen írás szerzőjét - választott segítőnek, így az ő vezetésével foghattam bele ebbe a különleges munkába. 12 társammal együtt a két hónap elteltével konferencián számoltunk be elért eredményeinkről: én Az Io hegyeinek eloszlásáról és felszínalaktanáról tartottam előadásomat. Itthon kutatásom kiterjesztettem az Io többi jellegzetes képződményére: a vulkáni központokra és a síkságokra is.
Az első pillantás az Ióra „Olyan nincs, hogy unalmas Galilei-hold" (L. A. Soderblom, a Voyager képfeldolgozó csoportja tagja, 1979 áprilisában)
1979-ben szenzációként robbant a tudományos világba a hír, hogy a Voyager -1 mûködő vulkánokat fényképezett az Io felszínén. A földihez képest 1/6-nyi gravitációjú égitesten a kitörő vulkáni anyag 2-300 km magasságba száll fel, s a légkör hiánya miatt esernyőszerûen szétterülő kitörésfelhőt formáz, mely visszahullva széles gyûrûként övezi a kitörési központokat. Már korábban is tudták, hogy az Io felszínét kén borítja (ez adja sokféle árnyalatú sárgás színét), és sokáig az a nézet járta, hogy a láva anyaga is kén. Ma ez az elmélet egyre inkább háttérbe szorul, mert a Galileo olyan magas hőmérsékletû lávákat észlelt, melyeket csak szilikátvulkanizmus hozhatott létre.
De nemcsak az első - sőt, mindjárt egyszerre kilenc - Földön kívüli aktív vulkán felfedezése ment szenzációszámba, hanem az is, hogy a felvételeken az Io hatalmas kiterjedésû sárgás síkságain egyetlen becsapódásos eredetû krátert sem találtak. A planetológiában kormeghatározásra használt becsapódásos krátereknek a hiánya alapján arra lehet következtetni, hogy az Io felszíne állandóan megújul (resurfacing), azazigen fiatal, mert valami eltünteti a kráterek nyomait - mint ahogy a Földön teszi ezt az erózió vagy hosszabb távon a lemeztektonika folyamata. A heves vulkáni tevékenység láttán a magyarázat egyértelmû volt: a kiömlő vulkáni láva, ill. a tufa az, ami elfedi a becsapódások nyomát. (A szomszédos Europán is csak alig pár kráter található, de ott a fiatal felszín magyarázata a globális jégtakaró folyamatos megújulása.)
Az aktív vulkánok és a síkságok mellett már az első felvételeken feltûntek az Io felszínének többi jellemző szerkezetei: a vulkáni eredetû kalderák, melyek egy részét lávató tölti ki, különböző színû és alakú lerakódások, üledékek, sötét és világos, kanyargó és szétterülő lávafolyások, lávamezők, különböző típusú hegyek, melyek közül a legmagasabb, számításaink szerint, a 15 km-es magasságot is eléri, valamint ún. rétegzett síkságok, melyek pár száz méter magas fennsíkjai éles peremlépcsővel különülnek el a síkságok szintjétől.
Euboea Montes, Creidne-patera, fehér lerakódások
A részletes kép
„Hatalmas ura felé mindig ugyanazt az oldalát fordítva lomhán fortyogott az Io vörösben és narancsban játszó tûzkatlanja; vulkánjai időnként sárga fellegeket okádtak föl a magasba, amelyek aztán sebesen visszahulltak a felszínre" (Arthur C. Clarke: 2010. Második ûrodisszea)
A Voyager-képek a felszínnek mindössze kb. 35%-át fedték le jó felbontással. A korábbi Voyager-1- és -2-felvételek mellett ma már a Galileo által készített képek is rendelkezésünkre állnak, így e három képsorozat kombinálásával a felszín közel 95 %-áról (az északi-sarki területek kivételével) van képünk. Ez azt is jelenti, hogy az olyan kutatásokra, mint pl. a hegyek vagy kalderák globális felszíni eloszlásának vizsgálata, csak most kerülhetett sor.
Vulkáni eredetû képződményekKitörésfelhők: A vulkáni aktivitás egyértelmû jele a kitörésfelhő megléte. Az Ión két kitörésfelhő-típust különítettek el. Az egyik a Pele-típusú 300 km-re felszálló, 1000-1500 km átmérőjû gyûrûként visszahulló, a másik a Prometheus-típusú, 50-120 km magasra kilökődő, 200-300 km átmérőjû lerakódásgyûrût létrehozó kitörésfelhő. (A Földön a robbanásos eredetû vulkánok kitörésfelhője max. 55 km-es magasságba, a hawaii típusú lávaöntő bazaltvulkánoké maximum 2 km magasra jut el.) Mivel a kitöréseknek nagy az illóanyag-tartalma, hatalmas gejzírvulkánokként is értelmezhetőek. Azt, hogy milyen magasba jut fel a kitörés anyaga, a légkör (lényegében nincs), a gravitáció (a földinek az 1/6-a), és a kitörő anyag vulkáni kürtőben mért sebessége (1 km/sec) határozza meg. Egyes elméletek szerint a vulkánokat az Io és a Jupiter közt záródó elektromos áramláscső tartja hosszú ideig (évekig) aktívan.
Tholusok: Az Ión két, tholusnak nevezett vulkáni eredetû alakzat (Apis- és Inachus-tholus) figyelhető meg. Központi kráterük van, szinte teljesen szabályos kör alakúak, és szélük igen meredeken szakad le környezetükre. Mindezek alapján valószínû, hogy sûrûn folyós láva hozta létre őket. Megjelenésükben hasonlítanak a vénuszi palacsintavulkánokhoz. Ez alapján lepényvulkánnak is nevezhetjük őket.
Kalderák: A kalderák akkor jönnek létre, mikor a kitörés után a kiürült magmakamra beszakad. Kalderái (az Io nevezéktanában: paterái) átlagosan 50-70 km átmérőjûek (a Földön a legnagyobb kalderák 20 km-esek). Az Io mintegy 400, a felvételeken azonosítható kalderája 5-200 km átmérőjû, és közöttük 2 km mélységû is előfordul. Belsejüket különböző mértékben lávató tölti ki. Általában kör vagy ovális alakúak, de néhány elnyúlt alakú is előfordul, ezek valószínûleg résvulkanizmusra utalnak. A legnagyobb kalderák közt van a Loki és a Creidne-patera.
Lávafolyások: Szinte mindegyik kalderából lávafolyások kígyóznak ki. Ezek között több típus látható: egyesek hoszszú, keskeny, kanyargó folyások (pl. a Ra-patera körül), mások szélesebbek, lebernyeges szélûek (pl. euboea Fluctus), és találhatóak nagy területet elöntő, feltehetően az előzőeknél hígabban folyós lávamezők. Azonos területen többféle lávafolyás is látható egymáson.
Vulkáni síkságok: Az Io felszínének legnagyobb részét síkságok alkotják. Ezek színe a fehértől a halványsárgán át a narancsvörösig változik. Anyaguk - legalábbis a felszínen bizonyosan - SO2, illetve SO. Az aktív vulkánok közelében vöröses színû, kisebb területet beborító lerakódás borítja a síkságokat, valószínûleg ezek a legfrissebb vulkáni termékek a felszínen. A különböző színû, ill. fényességû területeket régiókként különítik el egymástól (ilyen pl. a hegyekben igen szegény Colchis-régió). A síkságokon hosszú törésvonalak figyelhetőek meg. Azt egyelőre nem tudjuk, hogy a síkságok anyaga a kalderákból kiömlő láva vagy kitörésfelhőkből felszínre hulló vulkáni tufa, netán mindkettő (vagy valami más).
Rétegzett síkságok: Az állandó lávaprodukció és tufaszórás következtében az Io felszínére folyamatosan újabb és újabb rétegek rakódnak le. Így feltételezhetjük, hogy az egész hold felszíne ilyen rétegekből áll. A rétegzett síkságok valójában nagy kiterjedésû fennsíkok, melyek anyaga megegyezik az alapsíkság anyagával, de annál pár száz méterrel magasabbra emelkednek. A síkságokból meredek tereplépcsővel emelkednek ki (pl. Echo Mensa). Miért alakult ki ez a magasságkülönbség? Lehetséges, hogy bizonyos helyeken, törésvonalak mentén a felszín kiemelkedett, vagy a környező területek süllyedtek le. Nem kizárható azonban valamiféle erózió sem, melyen ez esetben olyan folyamat értendő, amely oldalról folyamatosan „rágja", elfogyasztja a rétegek anyagát.
Tektonikus eredetû képződmények
Hegyek: A korábbi elképzelésekkel ellentétben a hegyek nem vulkanikus, hanem tektonikus eredetûek. A hegyek a teljes felszín 3%-át borítják, magasságuk 1-15 km. A hegyek nagy magassága és meredeksége volt az egyik fontos érv amellett, hogy nem puha kén, hanem szilikát (pl. bazalt) alkotja e hegyek, illetve a kéreg anyagát. Fontos jellemzőjük, hogy a földi hegyektől eltérően nem alkotnak hegyláncokat, hanem mind egymagukban emelkednek a magasba az Io síkságain. Átlagosan 100-200 km hosszúságúak.
A hegyek keletkezésére vonatkozóan elképzelhető, hogy azok a kéregből kiváló, tektonikus úton kiemelkedett blokkok, melyek kiemelkedéskor megdőlhettek és elfordulhattak. Egyikükön sincsenek vulkáni eredetre utaló jelek (központi kráter, pajzsalak, lávafolyások stb.), ami jó érv a tektonikus eredet mellett. Az Io felszínének 90-95%-ára kiterjedő kutatás során feltérképezett mintegy 100 hegyet három fő kategóriába sorolhatjuk. Láttam táblás fennsíkokat, melyek 3-5 km magasságúak és éles peremmel szakadnak le a környező síkságra. A fennsíkoknál kevésbé gyakoriak a 10 km-es magasságot is elérő gerincek (sima gerinc: EuboeaMontes, dupla gerinc: Ionian Mons). A legmagasabb masszívumok sziklás, meredek oldalúak, és általában egy magasba törő csúcsban végzőnek. Ilyen a 9 km-es Haemus Montes, vagy az Io legmagasabb hegye, a 15±2 km magas BoösauleMontes. Ahegyeknek legalább egy része valószínûleg a kéreg már rétegzett anyagából emelkedett ki. Erre utalnak a hegyeken látható barázdák, párhuzamosan futó barázdarendszerek.
Egyéb jellegzetességek és érdekességek
Világos lerakódások: Mind a kalderák, mind a hegyek szélén láthatóak világos színû diffúz lerakódások. Elképzelhető, hogy ezek a repedések mentén felszínre jutó illóanyagok kicsapódásával keletkeznek. Lehetséges, hogy anyaguk felszín alatti SO2-tározókból jut nagy nyomás mellett a felszínre, ahol dérként lecsapódik. A képek tanúsága szerint egyes helyeken ez a folyamat kis méretû, heves kitörésekként zajlott le.
Hegycsuszamlások: A hegyek 10%- ánál láthatóak olyan jelek, melyek hegyomlásra, nagyobb hegycsuszamlásra utalnak. Az Euboea Montesnek például az egész északi hegyoldala megcsúszott és hatalmas törmeléktakarót hozott létre.
Eróziós terület
Az Io anyagának fényváltozásai: AzIo felszínének egyik különleges tulajdonsága, hogy attól függően, hogy milyen szögben süti a Nap az adott területet, az anyagok változtatják a fényességüket. Így azonos területen, különböző megvilágítás mellett a lávafolyások, lávamezők a korábbi kép „negatívjaként" jelenhetnek meg: ami korábban a sötétebb volt, világosabb lesz, és fordítva. A két szélső állapot között pedig látszólag egymásba is olvadhatnak az egyes folyások.
A hegyek és a kalderák felszíni eloszlása Hegyek a hold teljes területén találhatók elszórva, de némileg több van az Io jelenleg Jupiter felé néző oldalára merőlegesen, a vezető, ill. követő féltekéken, és valamivel kevesebb a Jupiter felé, illetve attól elfelé néző szub-, ill. anti-Jupiter féltekéken. A kalderák, úgy látszik, a hegyek koncentrációira épp merőlegesen, a szub- és az anti-Jupiter pontok környezetében, valamint az Io egyenlítője mentén koncentrálódnak. Mindezek, elképzelhető, hogy a kéreg vastagságával vannak összefüggésben, illetve különböző belső folyamatokra utalnak. Az ismertetett eredmények birtokában már készíthetők olyan modellek, melyek segítségével az Io belsejének alapvető folyamataira némi fény vetülhet.
Az Io kutatásának módszerei
„Ne írjátok le az Iót! - mondta Curnow. - Számos arab olajsejket ismerek, akik szívesen megküzdenének vele, már csak elvből is. Ilyen ocsmány helyen kell lennie valami értéknek is." (Arthur C. Clarke: 2010. Második ûrodisszea)
A fenti kutatási eredmények eléréséhez néhány speciális módszert alkalmaztunk Paul Schenkkel, így ezek érdemesek részletesebb magyarázatra is. Ahegyek feltérképezéséhez nemcsak a Voyager-, illetve Galileo-felvételeket használtuk egymagukban, hanem sztereó képpárokat is készítettünk belőlük. Egy - vagy akár több - ûrszonda az égitest körüli pályája során különböző nézőpontból is fényképezi ugyanazt a területet. Ahhoz hasonlóan, ahogy szemünkkel is két pontból (jobb, ill. bal szem) nézünk azonos pontra és így agyunk háromdimenziós képet állít elő, két különböző pontból készített fénykép is szemlélhető oly módon, hogy agyunk azt egy háromdimenziós képként értelmezze. Így a hegyek azonnal kiemelkednek a felszínből még akkor is, ha színük alapján teljesen beleolvadnak környezetükbe. (Ilyen sztereó képpárokat akár mi is készíthetünk egyszerû fényképezőgéppel. Minél messzebb készítjük el egymástól a sztereó pár két képét, annál nagyobb térbeli torzítást kapunk, azaz látszólag annál jobban kiemelkednek a tárgyak környezetükből.) A sztereó képek használata az utóbbi időkben egyre gyakoribb a bolygókutatásban. E képek segítségével egy adott terület szintvonalas térképét is elkészíthetjük, sőt, megfelelő programmal akár háromdimenziós terepmodellt is készíthetünk.
1999. október 11., I24 pálya. A Galileo ûrszonda felvétele (felbontás: 9 m/pixel)
A hegyek - a különböző nézőpont miatt fellépő eltérő mértékû torzulások és a felszín már említett fényességváltozásai miatt - nem mindig azonosíthatóak egyértelmûen. A beazonosítást nagymértékben megkönnyítette, hogy azonos területről több - akár 4-5 - felvételt is felhasználtunk a kutatásban. Az eredeti Voyager-, ill. Galileo-képek különböző távolságból, különböző kamerákkal és különböző szögből készültek, így ahhoz, hogy őket össze lehessen hasonlítani, egységes vetületûvé és felbontásúvá kellett átalakítani a képeket. Minden hegyről külön képkivágatokat készítettem ezzel a módszerrel. Ezeken a térképszerû képeken már a hegyek hossza is lemérhető volt.
A hegyek magasságának és a kalderák mélységének (jobb felbontású felvételeken majd a lávafolyások magasságának) meghatározásához fel tudtam használni az előbb ismertetett sztereó párokat, de több más módszert is bevetettem.
A holdkráterek mélységének meghatározásához már jól ismert módszer az árnyékhosszmérés. A vetett árnyék hosszának és a Nap beesési szögének ismeretében egyszerû trigonometriai öszszefüggéssel meghatározható a hegy magassága (vagy a kaldera mélysége). Ez a módszer elsősorban azokon a képeken használható, ahol elég hosszúra nyúlt árnyékok láthatóak, azaz a terminátorvonal (a nappal-éjszaka határvonal) közelében. A teliholdat mutató képeken árnyékok nem láthatóak, így ott a hegyek magassága nem határozható meg - hacsak nem találunk hegyeket az égitest peremén! Itt ugyanis épp profilból, oldalról látszik a hegy. Ha a képet megfelelő felbontásúvá alakítjuk (pl. 1 km/képpont), a hold kerületének szabályos vonalából kiemelkedő pixelek (képpontok) egyszerû megszámlálásával megkapjuk a hegy magasságát.
A fenti vizsgálódásokat az okoskodás fázisa követte, mely során megpróbáltunk - az eddig kidolgozott elméletek és a most kapott új adatok segítségével - a hegyek keletkezésére, genetikájára magyarázatot találni.
Az Io térképei
A Naprendszer többi égitestjéhez hasonlóan az Ióról is készült már térkép, 1:15000000 méretarányban. Ezen azonban még csak a Voyager eredményei láthatóak, így hamarosan újabb térkép elkészítése várható. Szintén készült geológiai térkép az Ióról, de ez is a felszínt 35%-ban lefedő Voyager-felvételek alapján, így itt is szükség van a fehér foltok kitöltésére illetve új geológia egységek meghatározására.
Némi problémát jelent, hogy az Io térképezése befejezhetetlen feladat, hiszen a felszín egy emberöltő alatt is több helyen jelentősen megváltozik, megújul. A Földön hasonlóan gyors változások csak nagyon kevés helyen történnek: ilyen pl. új vulkáni szigetek keletkezése vagy eltûnése, új tûzhányók kialakulása, régiek szétrobbanása. Mivel az Io teljes felszínét ilyen, vulkáni folyamatok uralják, itt sokkal nagyobb területekre (lényegében az egész holdra) kiterjed az állandó változás területe. Nemcsak új kalderák, lávafolyások megjelenése, hanem a kidobott, nagy területeket beborító üledékek térképezése is problémát jelent. Ezek - azon kívül, hogy fényességüket, színüket, alakjukat és kiterjedésüket gyorsan változtatják - igen finoman színváltozással mennek át egymásba: lehatárolásuk nehéz vállalkozás (eddig nem is próbálta meg senki).
Az Io felszíni alakzatainak elnevezése
Manapság a térképek közül már csak a planetáris térképeken találhatunk kiterjedt fehér foltokat. Ha egy ûrszonda közelről fényképezi ezeket az égitesteket, a mind jobb felbontás mellett mind több felszíni alakzat válik láthatóvá, azonosíthatóvá. Ezeknek tehát nevet kell adni. A Nemzetközi Csillagászati Unió (IAU) minden égitest esetére külön névadási szabályokat állapított meg. Mindegyik bolygó, hold, kisbolygó felszíni alakzatainak, elkülöníthető területeinek megadott témához kapcsolódó neveket kell adni. Az Io esetében a legkorábban felismert, nagyobb felszíni alakzatoknak a görög mitológia alapján, az Íó-mítosszal összefüggő neveket adtak: a hegyeket pl. azokról a helyekről nevezték el, ahol a mitológiai Íó vándorlása során eljutott: Haemus Montes (a Balkán-hegység nevéből), Caucasus Mons (a Kaukázusról) Egypt Mons (Egyiptomról), Ionian Mons (a Jón-tenger nevéből), Crimea Mons (a Krím-félszigetből), Euboea-Montes (Euboia szigetéről, ahol egyébként Arisztotelész töltötte utolsó éveit) stb. Mivel a paterák (azaz kalderák) száma 400 körül van, itt szélesebb névanyagból kell meríteni: Földünk bármely kultúrájának tûz-, nap-, vihar- és vulkánisteneiről, hőseiről vagy mitikus hírû kovácsokról kaphatják nevüket (pl. Loki, Pele, Prometheus). Jelenleg a felszíni alakzatok többsége - a kalderák közel 2/3-a, a hegyek több, mint 3/4-e - még névtelen. Az újabb keresztelőkről folyamatosan értesülhetünk az interneten a „Bolygórendszer Nómenklatúra Munkacsoport" honlapján.
Az Io ûrszondás megfigyelése
„A Galileón először használt SSI-technológia az 1970-80-as évek eredménye. Már az első képekből kitûnik, hogy a kamera a valaha felvett legnagyszerûbb képeket készítette Naprendszerünk égitestjeiről, olyan térbeli felbontással és spektrális sávszélességben, ami korábban nem volt elérhető." (Michael J. S. Belton, a Galileo SSI csoport vezetője)
Bár elmosódott, sötét és világos foltokat a Hubble ûrteleszkóppal készített képeken is el lehet különíteni az Io felszínén, részletgazdagabb képeket ma is csak a helyszínre küldött ûrszondák segítségével kaphatunk egy ilyen távoli égitestről.
Az Iót közelről először 1979 márciusában fényképezte a Voyager-1, majd - jóval kevesebb és távolabbról készített képpel - a Voyager-2 ûrszonda. A Galileo ûrszonda az eredeti tervek szerint 1988-ban jutott volna el céljához, azonban pályára állítását a Challengerkatasztrófa miatt elhalasztották, így a több évet késő, 1989-es indítás miatt csak 1995 decemberében kezdhette meg mûködését a Jupiter környezetében. Azóta rendszeresen készíti felvételeit a Galileiholdakról.
Az eddigi legjobb felbontású közelfelvételeket alig pár hónapja, októberben, az I24 jelû keringése során készítette a Galileo. Október 10-én 617 km magasságból készült az a felvétel, melyen már 9 méteres objektumok is elkülöníthetőek. Ez az egyik újonnan kitört vulkán, a Pelétől északkeletre található Pillan környezetét mutatja be. A képen különböző lávafolyások, lávamezők, völgyek és dombok, meredek falú lávaképződmények láthatóak. A fekete-fehér felvétel 50-szer jobb felbontású a legjobb Voyager-képeknél.
Ha egy ûrszonda közelebbről fényképezi a Jupitertől 420 000 km-re keringő Iót, egyben az azt is jelenti, hogy a Jupiterhez is közelebb kerül. Mivel az Io a Jupiter magnetoszférájában mozog, a holdat megközelítő ûrszondának igen erős sugárzást kell kiállnia. Emiatt a kutatók már számítottak rá, hogy pl. a Galileo CCD-kameráiban számos pixel „meg fog vakulni". Ezért döntöttek úgy, hogy a legnagyobb Io-megközelítést a Galileo programjának a legvégére teszik.
Amikor a Galileo 1999. október 10-én belépett a Jupiter mágneses terébe, a fedélzeti számítógép memóriájában hiba keletkezett, melyet a szakembereknek sikerült kijavítani. Olen Adams, a Galileo egyik vezető programozója azt nyilatkozta, hogy „ha egy emberünk megbetegszik, egy PC lefagy, vagy egy parancs nem jut el az ûrszondáig, nem tudtuk volna megcsinálni". Az Iomegközelítés előtt két órával sikerült a Galieo mûködését helyreállítani. Ezután az ûrszonda elkészítette a képeket, rögzítette őket, majd visszasugározta a Földre.
Jelen cikk írásának időpontjában még hátravan az utolsó megközelítés, mely során még közelebb, 300 km távolságban száll el az ûrszonda az Io felszíne fölött és készít felvételeket.
Az eredeti tervek szerint az utolsó pálya megtétele után már csak „egészségi állapotáról" küld a szonda „életjeleket", egészen addig, míg a töltött részecskék bombázása végleg el nem hallgattatja.
IRODALOM
Carr, M. H. et al.1998. Mountains and Calderas on Io: Possible Implications for Lithosphere Structure and Magma Generation. Icarus 135, pp 146-165 Rothery, D. A. Satellites of Outer Planets - Worlds in their own right. Oxford University Press Schenk, P. M., Bulmer, M. H. 1998. Origin of Mountains on Io by Thrust Faulting and Large-Scale Mass Movements. Science 279, pp 1514-1517. Schraber, G. G. 1982 Geology of Io in: Satellites of Jupiter Pt2, Chapter 15. Az Arthur C. Clarke 2010. Ûrodisszeájából vett idézeteket a Kozmosz Könyvek 1985-ös kiadásából vettem (fordította: F. Nagy Piroska). Io-nevezéktan: http://wwwflag.wr.usgs.gov/ USGSFlag/Space/nomen/nomen.html
Köszönetem fejezem ki a kutatáshoz nyújtott segítségükért dr. Bérczi Szaniszlónak, dr. Gábris Gyulának, dr. Illés Erzsébetnek és dr. Paul Schenknek.
