Közelkép a Rosetta üstököséről

Most kiderül, mit rejt a Csurjumov–Geraszimenko-üstökös felszíne.

Kezdjük megismerni a Rosetta célüstökösét, az üstökösmag felszínének változatos formáit, amelyek tizenkilenc régiót alkotnak és öt nagy geológiai csoportba sorolhatók. A mintegy tízmilliárd tonna tömegű üstökösmag belsejében kisebb-nagyobb üregek találhatók.

Még messze nem ért véget az Európai Űrügynökség (ESA) Rosetta üstökösprogramja, amelynek során a 67P/Csurjumov–Geraszimenko-üstökös (röviden 67P) magját és közvetlen környezetét vizsgálják a tervek szerint legalább másfél évig. A Naphoz közeledő kométáról egyre többet árulnak el a Földre érkező megfigyelések, és az alábbiakban a legérdekesebb újdonságokból csipegetünk.

A 67P magja két alkotórészből álló, összetett kis égitest: a kisebbik közelítőleg 2,6 km x 2,3 km x 1,8 km méretű, a nagyobbik pedig 4,1 km x 3,3 km x 1,8 km-es. Az üstökösmag térfogata 21,4 köbkilométer. A méretek és a belőlük kiszámított térfogat meghatározása a keringő egység OSIRIS (Optical Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System), illetve Navcam (navigációs kamera) képeinek felhasználásával történt. A rádióbemérésekből (RSI: Radio Science Instrument) a térfogat figyelembevételével meghatározott átlagos tömegsűrűsége 470 kilogramm köbméterenként. Mivel a tömör porosvízjég tömegsűrűsége 1500-2000 kg köbméterenként, a meghatározott érték azt jelenti, hogy az üstökösmag térfogatának 70-80 százaléka porózus, üreges szerkezetű lehet.

Az elmúlt év júniusa és augusztusa közötti két hónapban a 67P kigázosodási aktivitása négyszeresére nőtt: míg júniusban másodpercenként 300 milliliter (3 deciliter) víz került a mag körüli gázkómába, júliusban 600 milliliter, augusztusban már 1200 milliliter, vagyis 1,2 liter víz jutott a kómába másodpercenként. Mindeközben az üstökös még igen távol volt a Naptól: 3,96 CsE-ről 3,63 CsE-re csökkent a naptávolsága.

Mint arról beszámoltunk, a 67P üstökösmagja nehézvízben jóval bőségesebb (a deutérium/hidrogén vagy D/H arány jóval nagyobb), mint a Jupiter-család többi üstökösében, ami azt jelentheti, hogy a 67P a korai Naprendszer más régiójában alakult ki a Jupiter-család többi üstököséhez képest.

A 67P magjának eddig ismert alapvető adatait a következő ábra foglalja össze.

A felszín feltérképezése folyamatosan történt a fedélzeti kamerákkal. A Rosetta megérkezését követő első három hónapban 3-7 méteres felbontással készültek felvételek, de egyes kisebb területekről 15-80 centiméteres felbontású képek is születtek. Mindezek nyomán elkészült a felszín nagy méretskálájú geomorfológiai térképe, amelyen tizenkilenc felszíni egység különböztethető meg. A kutatók természetesen már el is neveztek egyes felszínformákat, amihez elsősorban az ókori Egyiptomhoz kötődő valós vagy mitikus személyek, földrajzi helyek neveit használják.

A 67P felszíni régiói a geológiai tulajdonságok szerint öt kategóriába sorolhatók. Ezek a következők:

A 67P tizenkilenc felszíni régióját mutatja be a következő ábra. Az öt geológiai/szerkezettani kategóriát a színek különböztetik meg.

A 67P magja igen változatos, meghökkentő felszíni formákat mutat. Erre jó példa az alábbi OSIRIS NAC fotó, amely 15 centiméteres részleteket is megmutat. A megörökített terület az üstökösmag kisebbik összetevőjén egy meredek fallal határolt és finom porral, valamint kisebb-nagyobb tömbökkel borított részlet.

Meglepő felfedezés is történt a felszíni részletek tanulmányozása közben. Az eddig is ismert volt, hogy a nagyobb porszemcsék nem hagyják el a magot, mert a kiáramló gáz nem képes felfelé mozgatni őket, így ezek a porrészecskék visszahullanak a felszínre, ahol durva törmeléktakarót alkotnak. Új felismerés, hogy a felszínről kiáramló gáz és por képes a felszínnel szinte párhuzamosan áramolni – a gáz akár por nélkül is, és mintegy felszíni  „szél” fodrozza a finom port, illetve akadályokba ütközve szélnyomokat alakít ki. Erre látunk illusztrációt a következő képen a Hapi régió területéről.

A felszínen lévő kisebb, néhány métertől akár 100 m-esig terjedő izolált kiemelkedésekre szép példa az OSIRIS NAC felvétele a Seth régió területéről (legtöbbjük néhányszor tízméteres). Ezek nagy része kigázosodási aktivitást is mutat.

Az aktív területek egy másik típusa mélyedések, lyukak formájában mutatkozik: sokszor szabályos kör peremű és meredek sima falú, hengeres lyukakról van szó, eredetük jelenleg ismeretlen. Ezekből por és gáz áramlik ki – szintén a Seth régióból mutatunk egy példát.

Több helyen repedések, hosszabb-rövidebb barázdák láthatók. Az egyik ilyen árok a mag két összetevőjét elválasztó nyaki, mintegy 500 méter hosszan. Ez a repedés a kis égitest méretéhez képest jelentős távolságot fut be. Az árkok kialakulása ma még nem ismert, de elképzelhető, hogy a mag forgása során fellépő hőingás okozza. Az is lehet, hogy a két magrész egyszer itt, a nyaki területen fog szétesni és ennek első jele a hosszú repedés.

Jelen sorok írásakor az üstökösmag felszínének mintegy 70%-át ismerjük (a Nap által eddig megvilágított részek 100%-át). A következő hónapokban az eddig állandó éjszakában rejtőzködő területek is napfényre kerülnek, így továbbra is izgalmas új eredmények várhatók a Rosetta szondától.