Először figyeltek meg hegyomlást üstökösön – a Rosetta képein feltárult az égitest belseje

Az üstökösmagok a Naprendszer ősi anyagát, a keletkezésük idején uralkodó fizikai és kémiai viszonyok lenyomatát szinte változatlanul, eredeti állapotában őrző, egyszerű felépítésű kis égitestek – körülbelül 5 milliárd éves „időkapszulák”. Tanulmányozásukkal bepillanthatunk a Naprendszer kialakulásakor végbement fizikai folyamatokba, és megismerhetjük a korai Naprendszert.

Az üstökösök aktivitása

Az üstökösök gázból és porból álló kómája, gáz- és porcsóvái a Nap hőjének hatására alakulnak ki, amikor a Naphoz közeledve a kis égitest magjának jeges-poros anyaga kiszabadul. Az üstökös kis tömegű, így csekély tömegvonzású magjából könnyen a világűrbe távozhat a gáz és a por. Ezt a folyamatot nevezzük az üstökös aktivitásának, ami olykor a Földről is tanulmányozható. Esetenként egy-egy égi vándornak szabad szemmel is megfigyelhető, látványos gáz- és porcsóvái és fényes feje vagy kómája van, mint például az éppen 20 évvel ezelőtt, 1997 tavaszán hazánkból is jól látható Hale–Bopp-üstökös esetében.

1. ábra. Példák az üstökösök aktivitásának következményeire: a látványos és aktív Hale–Bopp-üstökös széles porcsóvája és egyenes gázcsóvái 1997. április 6-án Marc Chapelet francia amatőr csillagász 300 mm-es teleobjektívvel készített felvételén (bal oldalon).
A 67P/C–G-üstökös magjáról a Rosetta szonda navigációs kamerája (NavCam) által 2015. július 20-án a magtól 171 km-re készített felvételén jól látszanak a por-jetek (jobb oldalon) ESA/Rosetta/MPS, OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Annak megismerésére, hogy valójában hogyan válik aktívvá egy üstökös, honnan és hogyan távozik belőle a gáz és a por, vagyis pontosan milyen az üstökösaktivitás mechanizmusa, az egyik legjobb módszer az, ha űrszondát küldünk egy aktív üstökösmag közvetlen közelébe. A szonda az üstököst már a Naptól nagy távolságra tanulmányozni kezdi, az aktivitás elindulásától a végéig, miközben az üstökös áthalad a pályája Naphoz legközelebb eső pontján, amelynek környékén a legnagyobb az aktivitásának – gáz- és porkibocsátásának – a mértéke.

A Rosetta-üstökösprogram

Az Európai Űrügynökség (ESA) Horizont 2000 tudományos programjának egyik „alapmissziója” a Rosetta-űrprogram, amely a 67P/Csurjumov–Geraszimenko-üstökös (67P/C–G) magjának és közvetlen környezetének hosszú időn keresztül való részletes vizsgálatát tűzte ki célul. A Jupiter üstököscsaládjához tartozó, mintegy 6,5 év keringési idejű üstökös Nap körüli ellipszispályáján naptávolban 5,68 CsE-re, napközelben pedig 1,24 CsE-re jár a Naptól (1 CsE = 1 csillagászati egység, azaz a Nap–Föld-középtávolság, mintegy 149,6 millió kilométer).

A Rosetta 2014. augusztus 6-án állt pályára a 67P/C–G-üstökös magja körül, és közelről kezdte vizsgálni a mag felszínét, gáz- és poranyagát, a napszél és az üstökös kölcsönhatását. Különösen érdekes volt végigkövetni az üstökös aktivitását a nagy naptávolságtól kezdve a 2015. augusztus 13-án bekövetkezett napközelségen át még további egy éven át. Közben, 2014. november 12-én a Philae leszállóegység – kalandos út után, de végül sikeresen – landolt az üstökösmag felszínén, és csaknem hatvan órán keresztül végzett ott méréseket. Minden mért adatot, képet maradéktalanul továbbított a Rosetta szondán keresztül a Földre. 2016. szeptember 30-án maga az anyaszonda is előre eltervezett módon leszállt az üstökösmag kijelölt területére, és ezzel véget ért a Naprendszer-kutatásban egyedülálló, rendkívül sikeres és tudományos eredményekben gazdag, felfedező célú űrprogram.

A Rosetta szonda felvételei az üstökösaktivitás új forrásvidékét fedték fel

A Rosetta szonda OSIRIS (Optical Spectroscopic and Infrared Remote Imaging System) képfelvevő rendszerének kamerái segítségével a napközelség felé közeledő 67P/C–G-üstökös felszínén sikerült az anyagkibocsátás egy új forrásvidékét azonosítani. Tóth Imre (MTA CSFK Konkoly-Thege Csillagászati Intézet) is részt vett az OSIRIS tudományos kutatócsoportjában és az üstökösmag felszínén levő új aktív terület feltérképezésében. A vizsgálat eredményei a Nature Astronomy folyóiratban közölt cikkben jelentek meg 2017. március 21-én.

Az üstökösmag közelében az OSIRIS kamerái többször is rövid ideig tartó intenzív anyagkibocsátást figyeltek meg. Az anyagkibocsátásoknak a felszínen lokalizált forrásaik voltak, amelyeket ugyan nehezen, de az esetek többségében lehetett azonosítani. A legtöbb forrás az üstökösmag két tömbjét elválasztó „nyaki” részen, illetve kör alakú gödrökben, mélyedésekben volt. Azonban csaknem egy hónappal az üstökös napközelsége előtt, 2015. július 10-én a Rosetta navigációs kamerája (NavCam) az üstökösmag Aswan elnevezésű területe felett egy korábban ott nem látott porfelhőt, illetve fényes porsugarat (por-jetet) figyelt meg, ami egy hirtelen végbement anyagkidobás, kitörés poranyaga volt.

Öt nappal később, 2015. július 15-én az OSIRIS nagy felbontású, kis látószögű kamerájának (NAC) részletes felvételein pontosabban azonosítani lehetett a porkitörés helyét az A 67P/C–G területeit, felszíni alakzatait az ókori – esetenként a későbbi – Egyiptommal kapcsolatos földrajzi, mitológiai, történelmi, illetve az egyiptológiai kutatásokra utaló kifejezésekkel nevezték el; Aswan például Asszuánt jelent.Aswan területen. A részletes felvételeken az Aswan meredek falú szakadékfala, szirtfala (meredély, „partnyesés” vagy „rézsű”) területén egy addig nem látott éles, fényes peremet lehetett megfigyelni. (Ugyanis már voltak ugyanerről a meredek falról és környezetéről korábbi részletes NAC-felvételek, amelyekkel a jelenlegieket össze lehetett hasonlítani, és a változások szembetűnőek voltak.) Ami korábban csak sejtés volt, most beigazolódott: a meredek szirtfalak is lehetnek az üstökösmag-aktivitás forrásai (sőt a hirtelen, rövid idő alatt végbemenő kitörések formájában kiszabaduló gáz- és porkibocsátásoknak is).

2. ábra. A Rosetta szonda navigációs (NavCam) és tudományos képfelvevő kamerái (OSIRIS) által a 67P/C–G-üstökös magjáról és annak Aswan területéről 2015 júliusa és decembere között készített felvételek.
A bal felső képen az Aswan terület szirtfalának helyét nyíl mutatja.
A jobb felső képen jól látszanak a fényes porsugarak (por-jetek).
A bal alsó képen, a nyílnál az üstökösmag belsejének fényesebb anyaga látszik az Aswan szirtfalának leomlása után.
A jobb alsó képen a leomlott szirtfal és az omlási törmelék fényes takarója látható az üstökösmag sötétebb környezetében ESA/Rosetta/MPS, OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

A szublimációval kiáramló gáz magával ragadja és eltávolítja a felszínről a poranyagot, így alakítva ki a mag felett megfigyelhető porfelhőt, esetleg porsugarat, por-jetet. Tehát nem szükséges szuperillékony anyag, pl. szén-monoxid vagy szén-dioxid egy üstököskitörés létrejöttéhez, hanem a felszín egy meredek falának leomlása is elegendő. Természetesen az üstökösmag kis felszíni gravitációja is okozhatja a laza, nagyon porózus szerkezetű poros-jeges anyagú fal leomlását, „suvadását”, vagyis a lejtőcsuszamlást. Az OSIRIS megfigyelése megmutatta azt is, hogy milyen törmeléket eredményez a fal lecsúszása, milyen a kisebb-nagyobb szemcsék és tömbök eloszlása a szirtfal tövében, hogyan megy végbe a fal anyagának feldarabolódása, morzsolódása.

3. ábra. Az OSIRIS képfelvételei alapján készített térbeli (3D) üstökösmag-modell az Aswan szirtfal leomlása előtt (a), a leomlást megelőző repedéssel (c) és a leomlás után (b, d).
A törésvonal nagyjából 1 méter széles volt, és mintegy 12 méterre húzódott a szirtfal omlás előtti peremétől (c).
Az üstökösmag felszín alatti, fényesebb anyaga is megfigyelhetővé vált (b, d).
A leomlott fal méreteit a (d) panel mutatja: mintegy 57, illetve 81 m a szélessége és mintegy 65 m a magassága ESA/Rosetta/MPS, OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Az OSIRIS-megfigyeléseknek köszönhetően tehát bepillanthattunk az üstökösmag felszíne alá: tanúi lehettünk az Aswan-szirtfalleomlás következményeképp bekövetkező üstököskitörésnek. A szirtfal leomlása, a külső borítás lecsúszása után felszínre került az üstökösmag – ugyan csak legfelső, de mégis – belső része. Ez, valamint a lecsúszott törmelék kisebb-nagyobb, friss, jeges-poros tömbjei sötét, alacsony fényvisszaverő képességű környezetükhöz képest világosabbak, fényvisszaverő képességük nagyobb. Ugyanis az üstökösmag felszínének legnagyobb része a beeső napfénynek csupán 4%-át veri vissza, azaz fényvisszaverő képessége 0,04, míg a csuszamlás után felszínre került anyagé 0,4-nél is nagyobb, vagyis a 40%-ot is meghaladhatja ez az arány.

Az OSIRIS NAC kamera felbontása lehetővé tette a mintegy 0,3 méteres tömbök azonosítását is. A megfigyelt tömbök mérete 0,3–16 méter közötti. A fal omlása előtt a 1,5 méteresnél nagyobb tömbök felszíni gyakorisága 11 784 volt négyzetkilométerenként, a fal leomlása után ez az érték 18 438 négyzetkilométerenkénti sűrűségre növekedett. A növekedést elsősorban a 1,5–3 méteres tömbök számának jelentős növekedése tette ki. A becslések szerint a leomlott anyag térfogatának 1%-a a kitörés porfelhőjében távozott, ami az üstökösmag 0,535 gramm köbcentiméterenkénti átlagsűrűsége mellett azt jelenti, hogy a kitörés során 108 tonna anyag hagyta el az üstökös magját. A Nature Astronomyban megjelent cikk tárgyalja a sziklafal leomlásának lehetséges fizikai okát is: ez a hősokk, összefüggésben az üstökösmag tengely körüli forgásával. A hősokkot a napi gyors és nagymértékű hőingadozás válthatta ki. E hipotézis összhangban van az üstökös anyagával és a földi laboratóriumokban végzett üstökösszimulációs kísérletekkel is.

4. ábra. A 67P/C–G-üstökösmag modellszámítással kapott felszíni hőmérséklet-eloszlásának hőtérképe az Aswan területen (fehér négyzet) 1.50-kor a helyi napfelkelte után, valamint 20 perccel később (2.10-kor) (a). A leomló sziklaszirtre egy fehér nyíl mutat.
A leomlott törmelék területi kiterjedése és hőmérséklete jelentősen megnövekedett az eltelt 20 perc alatt, ami elősegítette a gáz- és porkibocsátási aktivitást (b) ESA/Rosetta/MPS, OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

A Nature Astronomy folyóiratban most közölt eredmények a Rosetta űrszonda képfelvevő rendszere segítségével megfigyelt üstökösösaktivitás új felszíni forrásáról teljesebb képet adnak az üstökösaktivitás, azon belül a hirtelen kitörések mechanizmusának hátteréről, lehetséges forrásairól és folyamatáról.