Új eredmények az Itokawa kisbolygóról

551

Mint arról a Meteorban és portálunkon
részletesen is beszámoltunk, a japán Hayabusa-szonda (jelentése: Sólyom) sikeres
kutatómunkát végzett az Itokawa kisbolygónál. Bár a felmerült műszaki problémák
végül meghiúsítottak néhány mérést, ám így is sok
újdonsággal szolgált a küldetés. Ezekből adunk rövid áttekintést az
alábbiakban.

A Hayabusa AMICA detektorával több mint 1500
felvételt készített, a sarkvidékek kivételével lefedte a felszín
nagyobb részét. A leszállások alkalmával 80 és 63 m magasságból ONC-T
detektorával maximálisan 6 mm felbontású képeket is rögzített;
infravörös spektrométerével több mint 80 ezer, a röntgenspektrométer
pedig több mint 6 ezer színképet vett fel. A LIDAR  magasságmérő
4107104 kibocsátott lézerimpulzusból 1665548 visszaverődését rögzítette,
amiből az adott felszínrészek távolságát 1-50 m közötti pontossággal
határozta meg.

A mérésekkel a kisbolygó következő paramétereit
sikerült megállapítani: a 25143 Itokawa (korábban 1998 SF36) Apollo típusú, földközeli aszteroida, színképe alapján S(IV) vagy Q
típusú, azaz primitív kondritos összetételű, tehát a kisbolygóöv belső
részén gyakori csoportba tartozik. Retrográd irányú tengelyforgásának
periódusa 12,1324 óra, a forgástengely pólusa RA= 128,5º D= -89,66º felé
mutat 3,9 fokos hibahatáron belül. A kisbolygó felszíne 0,393 km2, tömege 3,51±0,18×1010 kg, térfogata 0,01838±0,0009 km3 (azaz kb. tizede a Balaton térfogatának), átlagsűrűsége 1,95±0,14 g/cm3.

Az Itokawa alakja (balra) és egyenlítői metszete (jobbra), a sárga szín a "nyak" területét jelöli (JAXA)

AZ Itokawa mérete 535x298x244 m-esnek bizonyult, alakja elnyúlt, durva közelítéssel
két nagyobb, eltérő méretű részre osztható („test" és „fej"), amelyek
között enyhén behorpadt, nyak jellegű rész van. A két nagyobb rész,
illetve az őket elválasztó nyak véletlenül is kialakulhatott a
becsapódásoktól, de két test összetapadásával is létrejöhettek. Akár
egy nagyobb ősi objektum szétdarabolódó töredékeiből a hasonló irányban
kirepült fragmentumokból is összeállhattak. Hasonlót az Ida nevű kisbolygó „derékkal”
elválasztott két nagy részénél is feltételeznek.

A spektrumok
alapján összetétele az LL típusú kondrit meteoritokéhoz hasonló. Az
utóbbi anyag sűrűsége nulla porozitást feltételezve 3,19 g/cm3, míg más S típusú kisbolygóknál (az egyébként jelenlévő porozitás miatt) 2,6 g/cm3
körüli érték lehet jellemző. Mindezeket összevetve az Itokawa
belsejének kb. 40%-a „üres". Ez az első közvetlen
megfigyelés egy 1 km-nél kisebb, bizonyíthatóan porózus belső szerkezetű
kisbolygóról. A korábbi információk alapján az S típusú kisbolygóknál
20% (az Erosnál például kicsit több: 30%), az M típusúaknál 70%, a C
típusúaknál 28% körül lehet a jellemző legmagasabb porozitás érték. Az
Itokawa esetében tehát ennél lényegesen több „üreg” mutatkozik.

Azt
egyelőre nem tudni, hogy ennek mekkora része mikroporozitás (szabad
szemmel alig látható hajszálrepedésesek együttese, amelyek ritkán
kapcsolódnak össze egymással) és mekkora makroporozitás (nagyobb
hasadékok, amelyek a méteres hosszt is meghaladhatják). Különféle földi
analógiák alapján a mikroporozitás a kőzetek többségében nem nagyobb
30%-nál. Itt tehát nagyobb rések, hézagok is vannak a kisbolygóban, az
Itokawa ezért töredékekből felépülő, ún. kozmikus kőrakás szerkezetű
lehet. Utóbbit támasztja alá az egész kisbolygó szabálytalan, mégis
éles sarkok nélküli alakja, emellett az, hogy nincs az egész objektumon
vagy annak legalább nagy részén végighaladó összefüggő lineáris
szerkezet, továbbá a temérdek töredék, amely a felszínét borítja. Az
eddigi modellek alapján a kb. 150 és 1000 m közötti átmérőjű kisbolygók
átmenetet jelenthetnek a monolitikus (egyetlen testből álló) és a
kozmikus kőrakás szerkezetű, azaz „darabos” aszteroidák között – ebbe a
méretkategóriába tartozik az Itokawa is.

Az Iokawa felszínén
tektonikus szerkezetek – ellenben pl. az Idával, vagy az Erossal –
egyáltalán nem látszanak, hacsak nem számítjuk ide egyes sziklák
szögletes alakját, amit töréses folyamatok is létrehozhatták. A
bizonytalan megjelenésű, kerekded formákat is fegyelembe véve (pl. a
lepusztult kinézetű Little Woomera mélyedést), összesen kevesebb mint
100 kráter mutatkozik rajta. Ez elég kevés, és a képek részletesebb
vizsgálatával sem fog jelentősen nőni. Eszerint vagy a kisbolygó
rendkívül fiatal, vagy a kráterei születésük után szeizmikus rázkódás
és üledékes feltöltés révén eltűnnek.

Az Itokawa felszíne
alapvetően kétféle területre osztható. A felszín közel 80%-át
sziklákkal borított vidék teszi ki. Sziklái 50 m-nél kisebbek,
legnagyobb közülük a Yoshinodai, amely 50x30x20 méteres, egymagában kb.
1/20-a az Itokawa méretének. Néhány szikla (pl. a Pencil névre
keresztelt) meglepően kiáll a felszínből. Jellegzetes szikla még a
sötét Black Boulder, amely a kezdő meridiánt jelöli. Az 5 m-nél nagyobb
sziklákból több mint 500 látható az Itokawan. Eloszlásukban
szabályosság nem mutatkozik, bár a 10 méternél nagyobbakból kicsit
több látható a nyugati féltekén. Az átlagos kráterek és a belőlük
kirepülő sziklák maximális mérete között összefüggés mutatható ki a
legtöbb égitestre. Eszerint az Itokawa legnagyobb sziklái (pl.
Yoshinodai) messze nagyobb átmérőjű kráterből származhatnak, mint
amekkora a most megfigyelhető legnagyobb becsapódásnyom. A deciméteres
és méteres sziklák is nehezen magyarázhatók egyszerű becsapódással,
sokkal inkább belső széttöréssel keletkezhettek a kisbolygóban, vagy
annak ősében. Emellett sok szikla mutat kissé kerekded sarkokat és sima
lapokat, néha pedig csoportos eloszlást. Mindezek alapján a sziklák
többsége feltehetőleg nem a becsapódásoktól repült ki, hanem korábban
keletkezett töredék, amelyek közreműködnek a "kozmikus kőrakás" üreges
belső szerkezet kialakításában.

Néhány felszínforma elhelyezkedése az Itokawán (JAXA)

A
másik felszíntípust a sima területek képviselik, ezek az egész
Itokawának kb. 20%-át borítják. Két helyen sűrűsödnek: az északi sarki
területen, és egy nagyobb vidéken, amely magába foglalja a déli pólust
és a Muses See-t. Sima területeik sziklákban szegények, homogén az
albedójuk, legalább centiméteres méretskáláig simának mutatkoznak. A
leszállásokkor készített felvételek alapján a Muses See-nél megfigyelt
mm-es és cm-es méretű szemcsék nagyobbak, mint az Eros legfinomabb,
szubmilliméteres regolitja. A Muses See peremétől a közepe felé
csökkenni látszik a szemcseméret és a nagyobb sziklák sűrűsége is.
Némely sima területen található sziklát (pl. a Muses See vidékén) kis
mélyedés övez, azok tehát vagy odaestek, vagy rengések, rázkódások
alkalmával nyomták el maguk körül a törmeléket.

A sima
területek a kis gravitációs potenciálú vidékeken, azaz a mélyedésekben
vannak, ez a finom anyag lejtőirányú tömegmozgására utal, amit a
részben elfedett kráterek (pl. Kamba) kinézete is megerősít.
Anyagmozgásra utalnak még a nyugati oldalon néhol megfigyelhető csúcsok
és sziklahalmazok, emellett főleg a nyak környékén vannak még omlásos
jellegű szerkezetek. A gravitációs potenciáltérképek alapján a sima
anyag közel vízszintesnek vehető. Keletkezése nem egyértelmű, a
becsapódásokkor képződő törmelék jelentős része ugyanis 10-20 cm/s-os
sebességet elérve eltávozik – regolit mégis mutatkozik a kisbolygón.
Elméletileg a töredezett belső blokkok elmozdulása is termelhet finom
port, de itt egyelőre feltételezésekre kell hagyatkoznunk. Az Itokawán
feltehetőleg ma is zajlik a felszín alakulása. Az anyag mozgásának
lehetséges okai: elektrosztatikus porvándorlás, árapály eredetű
mozgások, erős hőingadozás, becsapódások közvetlen hatása és közvetett
rengései – de valószínűleg nem kizárólag egyszerű becsapódásoktól
kirepült, majd visszahullott törmelék lerakódásával van dolgunk.

Színeltérések egy erősen színfokozott felvételen (JAXA)

Az
Itokawa felszíne nem azonos színű, és feltehetőleg ezzel kapcsolatban
az összetétele is változik. A szín és az albedó között kapcsolat
mutatkozik: a fényesebb területek kékebbek, a sötétebbek pedig vöröses
árnyalatúak. A fényes vidékek főleg meredek lejtőkön, kiemelkedéseken,
kráterperemeken fordulnak elő (pl. a Kamba-kráter körüli világos gyűrű) –
eszerint területükön csuszamlások lehettek, a kékebb és világosabb
anyag tehát fiatalabb, amelyet kevesebb ideje éri a kozmikus erózió. A
spektrumok alapján általában L vagy LL kondritos összetétel mutatkozik,
a röntgen fluoreszcens spektrométer felbontásának határáig nem sikerült
összetételbeli inhomogenitást kimutatni az Al/Mg és az Al/Si arányban.
Eltérésekre a közeli infravörös spektrométer sem utalt, amely 800 és
2100 nm közötti hullámhosszakon mért 8 m és 7 cm közötti felbontásokkal
4,5 km-es magasság alatt. A spektrumokban sok olivin mutatkozik, ami
az LL5 és LL6 meteoritokban a legjellemzőbb, emellett kevés piroxén
ásvány is kimutatható. Mindent összevetve az Itokawa anyagát tekintve
differenciálatlan, primitív objektum. A Hayabusa küldetésének
legfontosabb lépései:

  • 2003. május 9. start
  • 2004. május 9.: hintamanőver a Földnél
  • 2005. szeptember 12.: érkezés a kisbolygóhoz, várakozás 20 km távolságban
  • 2005. szeptember 30.: 7 km-es magasságra érkezés
  • 2005. október 8-28.: változó helyzet 7 és 20 km közötti távolságban 
  • Két
    leszállóhely kijelölése: a legnagyobb sima területet a Muses Sea, és a
    Little Woomera térségben. Mindkettő a nappali oldalon mutatkozik,
    amikor a szonda a kisbolygó Föld felé néző oldala felett van, ami magas
    napállást biztosít a napelemeknek. Emellett mindkettő sima vidék.
  • A
    leszállás két főpróbájára november 4-én és 12-énkerült sor, november
    9-én pedig egy további navigációs tesztet végeztek. A közelrepülések
    alatt kiderült, hogy a Little Woomera vidék nem elég sima, ezért
    mindkét landolást a Muses See-re tervezték.
  • Az első leszállásra
    2005. november 19-én került sor. Ereszkedés közben terepi akadályt
    észlelt a rendszer, ezért kicsit pályát módosított. A közeledés alatt
    végzett mérések alapján a Muses See területén kb. 310±10 K lehetett a
    hőmérséklet. A mintagyűjtő először 21:20 UT-kor ért a felszínhez (d.sz.
    6º, k.h. 39º). Ekkor kb. 0,06 m/s lehetett a lefelé mutató sebessége a
    Hayabusának a kisbolygóhoz képest. A szonda kicsit visszapattant, a
    visszapattanási sebesség alapján nem kifejezetten laza portakaró volt a
    kisbolygón, hanem nagyobb kohéziójú, feltehetőleg viszonylag
    durvaszemcsés anyag. 21:30-kor újabb felszíntérés és visszapattanás
    történt, majd 21:41 és 22:15 között végig vagy kisebb megszakításokkal
    a felszínen volt a Hayabusa. A helyzet érdekes, a szűkös információk
    alapján ugyanis nem lehet pontosan megállapítani, hogy ebben az
    időintervallumban mikor volt a szonda a kisbolygó felszínén, és mikor
    nem – a gyenge gravitációs térben a kisebb, esetleg csak néhány mm
    magas lassú felpattanásokat nehéz megkülönböztetni a folyamatos
    felszíni jelenléttől. Nem kizárt, hogy néhány apró szemcse fellökődött
    a felszínről és a mintagyűjtőben landolt – vagy végleg elrepült a
    kisbolygóról, a szökési sebesség ugyanis csak 20 cm/s körül lehet.

A november 19-i leszállás eseményei. A vízszintes tengelyen az idő, a függőlegesen a felszín feletti magasság látható (JAXA)

  • 2005.
    november 25.: A második leszállás 22:07-kor, amikor a jelek alapján az
    ütközéstől a mintagyűjtő vége enyhén el is görbült. A felszín
    érintésekor a rendszer 0,2 másodperc különbséggel két tűzparancsot is
    kiadott. Az ekkor elméletileg kirepülő apró golyók port vertek volna
    fel a felszínről, aminek egy része a mintagyűjtőbe kerül. Azonban a
    jelek alapján még 4 perccel korábban egy biztonsági utasítás is
    érkezett, amiért lehet, hogy mégsem lőtte ki a golyóit a Hayabusa, sőt,
    talán a mintagyűjtő fedele is zárva maradt. Pontosan azonban eddig nem
    sikerült rekonstruálni az eseményeket.

Képek
az első leszállás alatt. A bekeretezett területek a jobbra és lefele
következő felvételen ábrázolt vidéket mutatják, a fehér aránymérték 1
métert jelent (JAXA)

A mintavételek sikerességével
kapcsolatos kérdésekre a végső választ a Földre hozott
mintagyűjtő adhat – a szonda hazajuttatása azonban a felmerült
problémák miatt elég bizonytalan. Jelenleg a földi irányítók szamuráj
őseikhez hasonló hősi küzdelmet folytatnak azért, hogy a Hayabusa 2010
júniusában hazatérhessen.

Forrás: Science, 2006. június

Olvasóink figyelmébe ajánljuk a Meteor szeptemberben megjelenő számát, melyben cikket közlünk az Itokawa kisbolygóról.

Hozzászólás

hozzászólás