T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
1
V´ alasz Dr. Csabai Istv´ an opponens k´ erd´ eseire Doktori ´ ertekez´ es c´ıme: Az ekliptikai u ¨st¨ok¨os¨ok eredete ´es fizikai tulajdons´agai Doktori ´ ertekez´ es szerz˝ oje: T´oth Imre, PhD (MTA CSFK KTM CSI) Doktori ´ ertekez´ es kateg´ ori´ aja: MTA doktori disszert´aci´o Doktori ´ ertekez´ es tudom´ anyos oszt´ alya: MTA XI. Fizikai Tudom´anyok Oszt´alya K¨ osz¨ on¨ om Csabai Istv´ an opponensnek a disszert´aci´om gondos ´attanulm´anyoz´as´at ´es hasznos ´eszrev´eteleit. K¨ ul¨on k¨osz¨on¨om az opponensi v´elem´enyben feltett 1., 3., 9., 11., 12. ´es 13. sz´ am´ u k´erd´eseket, amelyek a Naprendszer kis ´egitestei fizikai tulajdons´ agaival ´es eredet´evel kapcsolatos tov´abbi vizsg´alatok ir´any´aba el˝oremutat´oak. A konkr´et k´erd´esekre a valaszaim a k¨ovetkez˝ok: 1. M´ eret ´ es r´ adi´ oakt´ıv elemek. Mivel a kis m´eret˝ u ´egitestek leh˝ ul´ese sokkal gyorsabb, mint a nagyobb m´eret˝ uek´e - hiszen a felsz´ın/t´erfogat ar´any a kisebbekn´el j´ oval nagyobb, ez´ert a kis ´egitestek hat´asos r´adi´oakt´ıv f˝ ut´es´ere a leghat´asosabbak a r¨ ovid ´elettartam´ u izot´ opok. Ugyanis a hossz´ u felez´esi idej˝ u r´adi´oakt´ıv elemek ´altal termelt h˝ ot az ´egitest h˝ ovezet´essel r¨ovid id˝o alatt hat´ekonyan elvezeti ´es hossz´ u id˝onek kell eltelni ezekkel az izot´ opokkal val´o hat´ekony felf˝ ut´eshez, m´ıg a r¨ovid felez´esi idej˝ u izot´ opok ´ altal termelt h˝o elvezet´es´ere nincs el´eg id˝o ´es az ´egitest felf˝ ut˝odik. A Naprendszer kialakul´ asakor a legfontosabb ´es kell˝o mennyis´egben jelenl´ev˝o r¨ovid ´elettartam´ u r´ adi´ oakt´ıv forr´ as az 26 Al volt, amely pozit´ıv b´eta-boml´assal stabil 26 Mg5 m´ a bomlik el 7, 2 × 10 ´ev felez´esi id˝ovel. A mintegy 100 ´es 1000 km ´atm´er˝oj˝ u ´egitestek belsej´enek 26 Al r´ adi´ oakt´ıv boml´as´aval t´apl´alt f˝ ut´ese hat´asosan megt¨ort´enhet ´es a r¨ ovid id˝ o miatt a h˝ ovezet´essel t¨ort´en˝o h˝ovesztes´eg nem cs¨okkenti a felf˝ ut¨ott test h˝ om´ers´eklet´et (Urey, 1955: Proc. Nat. Acad. Sci. 41, 127; Wallis, 1980: Nature 284, 431). Egy´ebk´ent a 26 Al-n´ al j´ oval hosszabb felez´esi idej˝ u r´adi´oakt´ıv izot´opok is jelen vannak ´es f˝ utik az ´egitesteket: a 40 K, 232 Th, 238 U ´es 235 U hat´as´at is sz´am´ıt´asba veszik, de ezeknek nagyon hossz´ u, milli´ard-t´ızmilli´ard ´ev a felez´esi idej¨ uk, ez´ert a kis m´eret˝ u ´egitestek h˝ ovezet´es k¨ ovetkezt´eben elvesztik a termelt h˝ot ´es csak a k˝ozetbolyg´ok (t¨obb ezer kilom´eter ´ atm´er˝ oj˝ u ´egitestek) belsej´enek r´adi´oakt´ıv f˝ ut´es´eben j´atszanak szerepet. Nagy m´eret˝ u kisbolyg´ ok ´es t¨orpebolyg´ok bels˝o r´ai´oakt´ıv f˝ ut´ese. A Naprendszer kis ´egitesteiben, a kisbolyg´ okban ´es t¨orpebolyg´okban is el˝ofordulhatott r´adi´oakt´ıv f˝ ut´es (Grimm ´es McSween, 1989: Icarus 82, 244; 1993: Science 259, 653), de a m´eret¨ uk, anyaguk ´es bels˝ o szerkezet¨ uk (h˝ovezet˝ok´epess´eg¨ uk) k¨ ul¨onb¨oz˝os´ege miatt k¨ ul¨onb¨oz˝o hat´ asoss´ aggal. A t¨ obbsz´ az kilom´eter ´atm´er˝oj˝ u nagy aszteroid´akban, mint p´eld´aul a 4 Vesta, illetve t¨ orpebolyg´ okban, mint p´eld´aul a kor´abban aszteroid´anak klasszifik´alt 1 Ceres belsej´eben, valamint a nagy m´eret˝ u neptunuszon-t´ uli objektumokban azok korai fejl˝ od´esi szakasz´ aban a r´adi´oakt´ıv f˝ ut´es a belsej¨ uket megolvaszthatta ´es differenci´ al´ odott bels˝ o szerkezetet alak´ıthatott ki (fajs´ uly szerinti elk¨ ul¨on¨ ul´es, l. Ghosh ´es McSween, 1998: Icarus 134, 187, 1. ´abra). A k¨ uls˝o Naprendszer nagyobb aszteroid´ai, nagyobb kentaurok ´es t¨ orpebolyg´oi (nagyobb neptunuszon-t´ uli objektumok) r´adi´oaktivit´ assal val´ o bels˝ o f˝ ut´es´et a 40 K, 232 Th, 238 U ´es 235 U r´adi´oakt´ıv izot´opok biztos´ıtj´ak hossz´ u id˝ on kereszt¨ ul (r¨ ovid ideig az 26 Al f˝ ut´ese m˝ uk¨od¨ott hat´ekonyan) (De Sanctis, Capria, Coradini, 2001: Astron. J. 121, 2792). A modellsz´am´ıt´asok szerint a jegeket is tartalmaz´ o, nagy m´eret˝ u kis- ´es t¨orpebolyg´ok ill´oanyag tartalma kossz´o id˝o alatt szublim´ aci´ oval elt´ avozott az ´egitest belsej´eb˝ol ´es felsz´ın´er˝ol, ´ıgy a k¨ uls˝o Naprendszer ilyen objektumai ill´ oanyagban hi´anyt mutatnak (”kisz´aradtak”), k¨ ul¨on¨osen a nagyon ill´ekony sz´enmonoxid hi´ anyzik bel˝ol¨ uk.
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
2
¨ ok¨ Ust¨ osmagok bels˝ o r´ adi´ oakt´ıv f˝ ut´ese. A jeges-poros u ¨st¨ok¨osmagok portartalma r´ adi´ oakt´ıv izot´ opokat is tartalmazhatott, amelyek r´adi´oaktiv boml´asa h˝oforr´as m´eg nagy napt´ avols´ agban p´eld´ aul az Oort-felh˝oben is. Az u ¨st¨ok¨os¨ok magj´aban a 40 K, 235 238 232 U, U ´es Th, mint lehets´eges r´adi´oakt´ıv f˝ ut˝oanyagokkal el˝osz¨or Whipple ´es Stefanic (1966: Mem. R. Soc. Liege, Ser. 5, Vol. 12, 33) sz´amolt el˝osz¨or, majd a r¨ ovid ´elettartam´ u 26 Al jelent˝os r´adi´oakt´ıv f˝ ut´esi hat´as´ara ´es a Tej´ utrendszerben, illetve a korai Naprendszerben val´o el˝ofordul´as´ara, illetve a kialakult u ¨st¨ok¨osmagokba val´ o be´ep¨ ul´es´ere Clayton (1984: Astrophys. J. 280, 366), Cameron (1985: Protostars and Protoplanets, Vol. 2, pp. 1073-1099, Univ. Arizona Press, szerk.: D.C. Black ´es M.S. Metthews), valamint Dearborn ´es Blake (1985: Astrophys. J. 288, L21) mutattak r´ a el˝ osz¨ or. Az u ¨st¨ ok¨osmagok m´eret´et˝ol, k´emiai ¨osszet´etel´et˝ol (sz´enmonoxid, amorf ´es krist´ alyos v´ızj´eg, por), valamint porozit´as´at´ol f¨ ugg˝o modellek szerint h´arom lehets´eges k¨ ovetkezm´enye lehet a bels˝o r´adi´oakt´ıv f˝ ut´esnek (Prialnik ´es Podolak, 1995: Icarus 117, 420). A legfontosabb v´altoz´as, ami a r´adi´oakt´ıv bels˝o f˝ ut´es miatt bek¨ ovetkezhet, hogy a mag bels˝o h˝om´ers´eklet´enek n¨oveked´ese a kezdetben amorf v´ızj´eg krist´ alyos v´ızj´egg´e ´ atalakulhat-e ´es ezt vizsg´alt´ak a k¨ ul¨onb¨oz˝o h˝omodellekben (Prialnik ´es Podolak, 1995: Icarus 117, 420, valamint Prialnik 2010: IAU Sympos. 263, 121). Ezen modellek szerint a h´arom lehet˝os´eg a k¨ovetkez˝o: 1) a mag teljes eg´esz´eben meg˝ orzi ˝ oseredeti ¨ osszet´etel´et ´es szerkezet´et; 2) a mag eredeti amorf v´ızjege a legk¨ uls˝ o, felsz´ınk¨ ozeli v´ekony r´eteg´et kiv´eve csaknem teljesen ´atalakul krist´alyos v´ızj´egg´e; 3) csak a mag legbels˝o r´esze alakul ´at az eredeti amorf v´ızj´egb˝ol krist´alyos v´ızj´egg´e, de a t¨ obbi r´esze ˝ oseredeti, ´atalakul´ason ´at nem esett ¨osszet´etelben ´es szerkezetben marad meg. 2. 2P/Encke u ¨ st¨ ok¨ os magj´ anak m´ erete radarmegfigyel´ esek alapj´ an. A 2P/Encke-¨ ust¨ ok¨ os 1980-ban m´ert 1, 1 ± 0.7 km2 -es radar-keresztmetszete ´es az u ´jabb, 2003-ban t¨ ort´ent radar megfigyel´esekb˝ol meghat´arozott 0.84 ± 0, 17 km2 radar keresztmetszete, valamint hossztengely´enek hossz´ara a 2003-ban t¨ort´ent radar megfigyel´esekb˝ ol megadott 9,2 km Harmon ´es Nolan (2004, 2005: Bull. Amer. Astron. Soc. 36, 1117 ´es Icarus 176, 175-183) k¨ozlem´enyeiben jelentek meg, amelyekben az 1980-ban Kamoun ´es m´ asok (1980: Science 212, 293.295) ´altal az Encke-¨ ust¨ok¨os magj´ anak els˝ o radarcsillag´ aszati megfigyel´eseire is hivatkoznak. A k´et radar keresztmetszet ´ert´ek egym´ assal ¨ osszeegyeztethet˝o Harmon ´es Nolan (2005: Icarus 176, 175183, a 176. oldalon a jobb oldali has´ab) szerint. Mindk´et radar keresztmetszet t¨obb kilom´eteres m´eret˝ uu ¨st¨ ok¨ osmagot jelent, mert a radar keresztmetszet nem azonos a val´ odi m´eretekb˝ ol ad´ od´ o, a l´ at´oir´anyra mer˝oleges s´ıkba vet´ıtett l´atsz´o keresztmetszettel. A radar keresztmetszet ´es a radarral megfigyelt objektum (test, pl. u ¨st¨ok¨osmag) vet¨ uleti keresztmetszete (a l´ at´oir´anyra mer˝oleges s´ıkba vet´ıtett keresztmetszete) k¨oz¨ott a k¨ ovetkez˝ o ¨ osszef¨ ug´esek ´ allnak fenn Ostro (1993: Rev. Mod. Phys. 65, 12351279), valamint Harmon ´es m´asok (2004: Comets II, Univ. of Arizona Press, Tucson, Arizona, 2004, 265-279) alapj´an. A radar keresztmetszetet az u ´gynevezett radar egyenlet adja meg (itt felt´etelezve, hogy a radarjelet kibocs´at´o jelad´o ´es vev˝o ugyanaz, tov´ abb´ a a jelek v´ akuumban terjednek, ahol nincs interferencia): σ=
(4π)3 ∆4 Pr , Pt G2 λ2
(1)
ahol ∆ az u ¨st¨ ok¨ osmag ´es a radar k¨oz¨otti t´avols´ag, Pr a be´erkez˝o radarjel teljes´ıtm´enye, Pt a kibocs´ atott radarjel teljes´ıtm´enye, G = 4πAe /λ2 az Ae effekt´ıv fel¨ ulet˝ u radar antenna nyeres´ege (gain) a λ hull´amhosszon. A radar keresztmetszet a c´elobjektum sz´ or´ asi egy¨ utthat´ oja. A radar keresztmetszet ´es a test r´adiusza a radar reflektivit´ason (visszaver˝ od´esi t´enyez˝ on vagy radar albed´on, σ ˆ ) kereszt¨ ul f¨ ugg ¨ossze: σ ˆ=
σ , Ap
(2)
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
3
ahol Ap az objektum test l´ at´oir´anyra mer˝oleges vet¨ ulet´enek keresztmetszete, amely k¨ ozvetlen ¨ osszef¨ ugg´esben van a test val´odi m´ereteivel (pl. g¨omb r´adiusz´aval, ellipsziod tengelyeinek hossz´ aval, stb.). Az u ¨st¨ ok¨ osmag elny´ ujtott (prol´at) ellipszoid alak´ u modellj´et figyelembe v´eve, amelynek a > b = c a f´el-nagytengelyei, a 2003-as radar megfigyel´esek a = 4, 6 km-t adnak meg (Harmon ´es Nolan, 2005: Icarus 176, 175-183, 3. t´abl´azat a 180. oldalon), ahol figyelembe vett´ek, hogy az Encke-¨ ust¨ok¨os magja a l´athat´o tartom´anyban v´egzett fotometriai megfigyel´esek szerint ¨osszetett forg´omozg´ast v´egez (Belton ´es m´asok, 2005: Icarus 175, 181-193). Ez az alapja, hogy az ellipszoid test leghosszabb tengely´enek hossza 2a = 9.2 km a radar megfigyel´esekb˝ol. 3. K´ oma k´ epz˝ od´ es, u ¨ st¨ ok¨ os aktivit´ as nagy napt´ avols´ agban. Az u ¨st¨ok¨osmag egy jeges-poros, nagy porozit´as´ u kis ´egitest, amely jeges-poros-aggreg´atumok konglomer´ atum´ aval, ¨ osszetett porszemcs´ekkel modellezhet˝o (1. ´abra) (Greenberg, 1982: Comets, szerk. L.L. Wilkening, Univ. Arizona Press, Tucson, 131-163; Greenberg ´es Hage 1990: Astrophys. J. 361, 251).
1. ´ abra. Az u¨st¨ok¨osmagokat fel´ep´ıt˝o o¨sszetett porszemcs´ek modellj´eben porszemcse bels˝o magj´ at szil´ ard, f˝ oleg szilik´ at szemcs´ek alkotj´ ak, amelyeket szerves molekul´ ak jegei, valamint v´ız, sz´enmonoxid ´es sz´endioxid jegek veszik k¨ or¨ ul. A Naprendszer o ˝sk¨ od´et alkot´ o csillagk¨ ozi anyagban is hasonl´ o fel´ep´ıt´es˝ u porszemcs´ek lehettek (bal oldali panel) (forr´ as: Greenberg ´es Hage, 1990: Astrophys. J. 361, 251, 2b a ´bra). Az u ¨st¨ ok¨ osmag-m´ atrixot fel´ep´ıt˝ o porszemcs´ekhez a v´ızen k´ıv¨ ul m´ as molekul´ ak is k¨ ot˝ odnek klatr´ at-hidr´ at szerkezetben vagy a porszemcs´ek fel¨ ulet´en kondenz´ alodott form´ aban (jobb oldali panel) (forr´ as: Marboeuf ´es m´ asok, 2012: Astron. Astrophys. 542, A82, 24pp, 1. a ´bra).
Nagy napt´ avols´ agban, vagyis a v´ızj´eg szublim´aci´oj´ahoz sz¨ uks´eges mintegy 2,8 CsE napt´ avols´ agon t´ ul az u ¨st¨ ok¨ osmag k´oma k´epz˝od´essel j´ar´o g´az kibocs´at´asi aktivit´as´at a mag belsej´eben megl´ev˝ o amorf v´ızj´eg (Klinger, 1980: Science 209, No. 4453, 271; Icarus 47, 320; Prialnik ´es Podolak 1992: Astron. Astrophys. 258, L9) ´es a benne l´ev˝ o sz´enmonoxid (Schmitt ´es m´asok, 1989: ESA SP-302, 65) alapozza meg. A sz´enmonoxidon k´ıv¨ ul m´eg a sz´endioxid is szerepet kap az u ¨st¨ok¨os¨ok nagy napt´ avols´ agban megfigyelt aktivit´as´anak l´etrej¨ott´eben (A’Hearn ´es m´asok, 1977: Astron. J. 82, 518; Cowan ´es A’Hearn, 1979: Earth, Moon, and Planets 21, 155; A’Hearn ´es Cowan, 1980: Earth, Moon, and Planets 23, 41). A sz´enmonoxid ´es m´as g´azok k´et m´ odon is meg˝ orz˝ odhettek az u ¨st¨ok¨osmagban: 1) az amorf v´ızj´eg-m´atrixba k¨ot¨ott form´ aban, 2) a jegekbe kondenz´altan (j´eg-kever´ekekre ´es ´atalakul´asaikra l. Schmitt ´es m´ asok, 1989: ESA SP-302, 65; Marboeuf ´es m´asok, 2012: Astron. Astrophys. 542, A82, 24pp).
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
4
2. ´ abra. A 46P/Wirtanen ekliptikai u¨st¨ok¨os jeges-poros magja maxim´alis (szubszol´aris pont) felsz´ıni h˝ um´ers´eklet´enek napt´ avols´ agt´ ol val´ o f¨ ugg´ese (bal oldali panel) (forr´ as: Benkhoff ´es Boice, 1996: Planet. Space Sci. 44, No. 7, 665, 1. a ´bra). A 73P/SchwassmannWachmann 3 ekliptikai u ¨st¨ ok¨ os eredeti por´ ozus v´ız, sz´enmonoxid, sz´endioxid jeges magja maxim´ alis felsz´ıni h˝ om´ers´eklet´enek (TS ) heliocentrikus t´ avols´ agt´ ol (r) val´ o f¨ ugg´es´ere o ¨t egym´ as ut´ ani kering´esre (k¨ oz´eps˝ o oldali panel), illetve a mag bels˝ o h˝ om´ers´eklet´enek a mag felsz´ın´et˝ ol m´ert t´ avols´ ag´ at´ ol (m´elys´egt˝ ol) val´ o f¨ ugg´es´ere (jobb oldali panel). A mag bels˝ o h˝ om´ers´ekleti profilj´ at az o ¨t¨ odik kering´es sor´ an a p´ alya napk¨ ozel (a) ´es napt´ avol pontj´ aban (b) mutja a jobb oldali panel k´et g¨ orb´eje (forr´ as: Benkhoff ´es Huebner, 1995: Icarus 114, 348, 1. ´es 4. a ´br´ ak).
A sz´enmonoxid h´ arom lehets´eges mechanizmussal j´arulhat hozz´a az u ¨st¨ok¨osk´oma kialak´ıt´ as´ ahoz nagy napt´ avols´agban: 1) az u ¨st¨ok¨osmag felsz´ın´en l´ev˝o forr´asb´ol k¨ozvetlen¨ ul, 2) amorf v´ızj´egben megtartott sz´enmonoxid g´az kiszabadul´asa ´altal, 3) az u ¨st¨ ok¨ osmagb´ ol, illetve annak felsz´ın´er˝ol kiszabadult ¨osszetett porszemcs´ek jegeinek (k¨ ozt¨ uk sz´enmonoxid j´egnek), illetve sz´enmonoxid g´aznak a kiszabadul´as´aval (a k´oma poranyaga, mint m´ asodlagos g´azforr´as, Di Santi ´es m´asok, 2001: Icarus 153, 361). Az amorf v´ızj´egbe bez´ art g´azok (sz´enmonoxid is) a v´ızj´eg amorf-krist´alyos f´azisatmenetekor kiszabadulhatnak ´es az u ´ ¨st¨ok¨osmag felsz´ıne k¨ozel´eben a por´ozus k¨ozegen at elhagyj´ ´ ak a mag felsz´ın´et ´es a k´om´at t´apl´alj´ak, tartj´ak fenn nagy t´avols´agra a Napt´ ol. A v´ızj´eg amorf-krist´ alyos f´azis´atalakul´asa egy sz˝ uk h˝om´ers´ekleti tartom´anyban mintegy 155 K k¨ or¨ ul megy v´egbe (Klinger 1980: Icarus 47, 320). A sz´enmonoxid szuperill´ekony: m´ ar igen alacsony h˝om´ers´ekleten elkezd szublim´alni, a szublim´aci´os h˝ om´ers´eklete 26 K. Az u ¨st¨ ok¨ osmagok bels˝o h˝om´ers´eklete 50 K al´a cs¨okken a felsz´ın alatt 40 m´eterrel ´es mintegy 20 K lesz 100 m´etern´el m´elyebben (2. ´abra) Benkhoff ´es Huebner (1995: Icarus 114, 348) modellsz´am´ıt´asai szerint. A modell szerint a v´ızj´eg amorf-krist´ alyos f´ azis´ atmenet´enek mintegy 155 K-os h˝om´ers´eklete a felsz´ın alatt mintegy 10 m´eteres m´elys´egben lehet. Az ˝oseredeti sz´enmonoxid teh´at az u ¨st¨ok¨osmag belsej´eben hossz´ u id˝ on ´ at megmaradhat, de a h˝om´ers´eklet emelked´es´ere (pl. a v´ızj´eg amorf-krist´ alyos f´ azis´ atalakul´ asakor) mintegy 10 m´eterrel a felsz´ın alatt - teh´at a mag felsz´ın´enek k¨ ozel´eben - szublim´alni kezd ´es m´ar nagy napt´avols´agban kialak´ıthatja az u ¨st¨ ok¨ os k´ om´ aj´ at. Az u ¨st¨ ok¨ osmagok felsz´ıni h˝om´ers´eklete. Az u ¨st¨ok¨osmagok egy h˝omodellje alapj´an a felsz´ıni h˝ om´ers´eklet napt´ avols´agt´ol val´o f¨ ugg´es´et 5 CsE-ig Benkhoff ´es Boice (1996), illetve Benkhoff ´es Huebner (1995) modellsz´am´ıt´asi eredm´enyei mutatj´ak (2. ´abra). A helysz´ıni u ¨st¨ ok¨ os-szond´ ak megfigyel´esei alapj´an p´eld´aul a Halley-¨ ust¨ok¨os magja 0,8 CsE-re a Napt´ ol nagyobb mint 360 K (VEGA 1 IKS, Emerich ´es m´asok 1987: Astron. Astrophys. 187, 839), a 19P/Borrelly magja felsz´ıni h˝om´ers´eklete 336 ± 7 K volt 1,36 CsE-re a Napt´ ol (Deep Space 1, Soderblom ´es m´asok 2004: Icarus 167, 100), a 9P/Tempel 1 magja mintegy 340 K-os volt 1,5 CsE-re a Napt´ol (Deep Impact, Groussin ´es m´ asok, 2007: Icarus 191, 63). Mintegy 5 CsE napt´avols´agon t´ ul a mag felsz´ıni h˝ om´ers´eklete 150 K al´a cs¨okken.
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
5
4. Az u ¨ st¨ ok¨ osk´ oma f´ enyess´ egeloszl´ as´ anak modellje ´ es a pont-sz´ or´ asi f¨ uggv´ ennyel konvolv´ alt f´ enyess´ egprofilj´ anak jel¨ ol´ esbeli megk¨ ul¨ onb¨ oztet´ ese. Az ´ertekez´es (11) k´eplet´eben szerepl˝o B(ρ) helyett egy m´as jel¨ol´est kellett volna ´ırni: p´eld´ aul Bl (ρ), ami a l´ at´oir´any ment´en (erre utal az l) a k´eps´ıkban a magt´ol ρ t´ avols´ agban megfigyelhet˝ o k´oma f´enyess´egre utal ´es nincs benne a pont-sz´or´asi f¨ uggv´ennyel val´ o konvol´ uci´ o. A (10) k´epletben a B(ρ) jel¨ol´es m´ar foglalt a mag + k´ oma modell f´enyess´eg´ere, amelyben a pont-sz´or´asi f¨ uggv´ennyel val´o konvol´ uci´o is benne van. Az ´ertekez´es 18. ´abr´aj´an a v´ekony folytonos vonal a pont-sz´or´asi f¨ uggv´ennyel konvolv´ alt k´ oma modell radi´alis f´enyess´egprofilj´at jel¨oli ´es ez´ert nem egyenes vonal a log-log sk´ al´an, itt ugyanis az ´ertekez´es (10) k´eplet´eben a k´oma f´enyess´eg j´ arul´ek´ at jelent˝ o (coma ⊗ P SF ) van sz´o. 5. Az u ¨ st¨ ok¨ osmag t´ erbeli ir´ any szerint izotr´ op g´ az- ´ es porkibocs´ at´ asi aktivit´ as´ anak felt´ etelez´ ese mennyiben helyt´ all´ o ma? Az u ¨st¨ok¨os¨ok k´om´aj´anak nagy t´ avols´ agb´ ol t¨ ort´ent f¨ oldi megfigyel´esek elemz´es´ere az Eddington (1910: Mon. Not. R. Astron. Soc. 70, 442-458) ´altal kidolgozott ”sz¨ok˝ok´ ut” modell alkalmas, amely egy pontforr´ asb´ ol ki´ araml´o g´az- ´es porr´eszecskek mozg´as´at ´ırja le. A r´eszecsk´ek ki´ araml´ asa a t´erben minden ir´anyban t¨ort´enik, de a pontforr´as Nap fel˝oli oldal´an a sug´ arnyom´ as miatt a r´eszecsk´ek egy adott t´avols´agban visszafordulnak ´es a p´aly´ajuk egy paraboloid burkol´ ofel¨ uleten bel¨ ul marad. Ekkor m´eg az u ¨st¨ok¨osmag fogalom csak elv´etve fordult el˝ o a szakirodalomban, hiszen nem figyelhett´ek meg k¨ozvetlen¨ ul ezt a kis ´egitestt´ıpust ´es csak elm´eleti meggondol´asok, sz´am´ıt´asokban szerepelt (p´ed´aul Bessel, Bredichin, Terk´ an), ´ıgy az ´altal´anosabb ”pontforr´as” sz´ot haszn´alt´ak a r´eszecsk´ek forr´ as´ anak megnevez´es´ere. A megfigyel´esek szerint a pontforr´ast´ol mintegy n´eh´ any ezer kilom´eteres sugar´ u g¨omb¨on bel¨ ul a r´eszecsk´ek sebess´ege a t´erben minden ir´ anyban ugyanakkora, ´ alland´o. Ez a sug´ar f¨ ugg a napt´avols´agt´ol ´es a pontforr´as aktivit´ as´ anak m´ert´ek´et˝ ol, vagyis att´ol, hogy id˝oegys´egenk´ent mekkora ´es milyen r´eszecske ´ aramlik ki a forr´ asb´ ol, de mintegy 1 CsE napt´avols´agban ´altal´aban ez a sug´ ar mintegy 2000-5000 kilom´eteres szokott lenni a megfigyelt u ¨st¨ok¨os¨okre. S˝ot, Mocknatsche (1938: Leningrad State Univ. Annals. Astron. Series Issue 4), Fokker (1953: Mem. Sci. Li´ege, Ser. 4, 13, 241-259), valamint Wallace ´es Miller (1958: Astron. J. 63, 213-219) azt is kimutatt´ak, hogy optikailag v´ekony esetben (ritka, ´atl´atsz´o k´ oma eset´en) a paraboloidon bel¨ ul az oszlops˝ ur˝ us´eg a t´avoli megfigyel˝o sz´am´ara a pontforr´ ast´ ol t´ avolodva az ”´egi ´erint˝o s´ıkban” (a l´at´oir´anyra mer˝oleges s´ıkban, pl. a fot´ olemez s´ıkj´ aban) pontforr´ ast´ol m´ert t´avols´aggal ford´ıtott ar´anyban cs¨okken. Az u ¨st¨ ok¨ os¨ ok k¨ ozel´eben elrep¨ ul˝o helysz´ıni u ˝rszond´ak megfigyel´esei is mutatt´ak, hogy 1) az u ¨st¨ ok¨ osmagok felsz´ın´enek csak kis r´esz´eb˝ol, diszkr´et forr´asokb´ol ´aramlik ki por ´es g´ az jetek form´ aj´ aban, 2) ugyanakkor az u ¨st¨ok¨osmagnak lehet az ´ejszakai oldalon is aktivit´ asa (Halley-¨ ust¨ok¨os, Giotto-szonda, Keller, 1987: ESA SP-278, 447457; Keller ´es Thomas, 1989: Astron. Astrophys. L9-L12). F¨oldi megfigyel´esek magyar´ azatakor is felmer¨ ult az u ¨st¨ok¨osmag ´ejszakai oldal´anak aktivit´asa, mint p´eld´aul a Hale-Bopp-¨ ust¨ ok¨ os pork´ om´ aj´ara ´es a jetjeire (Samarasinha, Mueller, Belton, 1997: EMPl 77, 189-198), illetve a Shoemaker-Levy 1991a1 ´es a McNaught-Russell 1993v u ¨st¨ ok¨ os¨ ok magj´ ara is (Waniak ´es m´asok, 1998: Icarus 136, 280-297). K¨ ul¨on is ´erdekes, hogy a 29P/Schwassmann-Wachmann 1 kentaur–ekliptikai u ¨st¨ok¨os ´atmeneti objektum r´ adi´ otartom´ anyban megfigyelt aktivit´as´anak magyar´azata sz¨ uks´egess´e tette a mag ´ejszakai oldala aktivit´ as´anak (CO kibocs´at´as) felt´etelez´es´et (Festou ´es m´asok, 2001: Icarus 150, 140-150). Crifo ´es Rodionov (2000: Icarus 148, 464-478) r´eszletes g´ az- ´es pordinamikai modellt k´esz´ıtettek az u ¨st¨ok¨osmag aktivit´as´ara, amelyben az ´ejszakai oldal aktivit´ asa is benne van ´es a C/1996 B2 (Hyakutake) magj´anak ´ejszakai oldali aktivit´ as´ at is le´ırja. ˝ F¨ oldi megfigyel´esek, illetve a Hubble Urteleszk´ oppal v´egzett megfigyel´esek szerint vannak olyan u ¨st¨ ok¨ osmagok, amelyeknek csaknem a teljes fel¨ ulete akt´ıv (pl. C/1996 B2 (Hyakutake), 46P/Wiranen).
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
6
A Stardust u ˝rszonda ´ altal a 81P/Wild 2-¨ ust¨ok¨os magj´ar´ol k´esz´ıtett felv´eteleken is l´ atszik a mag ´ejszakai oldali aktivit´asa (Brownlee ´es m´asok, 2004: Science 304, 17641769). A Deep Impact ´es Stardust-NExT u ˝rszond´ak a 9P/Tempel 1-¨ ust¨ok¨os k¨ozel´eben 2005-ben ´es 2011-ben v´egzett megfigyel´esei szerint az u ¨st¨ok¨osmagb´ol kibocs´atott por t¨ omeg´enek nagy r´esz´et adj´ ak a magfelsz´ıni diszkr´et forr´asok jetjei, a t¨obbi por a mag m´ as fel¨ ulet´enek aktivit´ as´ ab´ ol, valamint az id˝onk´ent el˝ofodul´o porkit¨or´esekb˝ol ker¨ ul a k´ om´ aba, illetve a porkibocs´at´asban a mag ´ejszakai oldala is szerepet j´atszik f˝oleg a termin´ ator k¨ ozel´eben, de ott is diszkr´et forr´asokb´ol j¨on ki a poranyag (Farnham ´es m´ asok, 2013: Icarus 222, 541-549). A 103P/Hartley 2 u ¨st¨ok¨os magj´anak nagy m´ert´ek˝ u aktivit´ asa ´es a mag felsz´ın´en a jet-forr´asok v´andorl´asa, illetve az ´ejszakai oldalr´ ol t¨ ort´en˝ o anyagki´ araml´as a DIXI/EPOXI u ˝rszonda ´altal t¨ort´ent megfigyel´ese is mutatja, hogy a mag felsz´ın´enek aktivit´asa nem korl´azoz´odik a mag felsz´ın´enek egy adott r´esz´ehez, hanem annak helye megv´altozhat, illetve az ´ejszakai oldal is lehet akt´ıv (Belton, 2013: Icarus 222, 653.661). Az u ¨st¨ ok¨ osmagok ´ejszakai oldali aktivit´asa a mag felsz´ıne alatti v´ızj´eg amorfkrist´ alyos f´ azis´ atmenet, illetve a szuperill´ekony sz´endioxid ´es sz´enmonoxid szublim´aci´ os aktivit´ as´ aval magyar´ azhat´o (l. Rosenberg ´es Prialnik, 2010: Icarus 209, 753-765 leg´ ujabb 3-dimenzi´ os modellj´et). ˝ Urteleszk´ opokkal az u ¨st¨ ok¨os¨ok t´avoli megfigyel´ese sor´an egy k´epelem m´erete ´altal´ aban t¨ obbsz¨ or t´ız kilom´eteres, ami a megfigyelt kis m´eret˝ uu ¨st¨ok¨osmagok m´eret´en´el nagyobb. A g´ az ´ altal a por felgyors´ıt´asi tartom´anya a magot tartalmaz´o k´epelemen bel¨ ul van, teh´ at a magot tartalmaz´o k´epelemt˝ol kezdve m´ar ´alland´o sebess´eg˝ u por f´eny´et lehet megfigyelni az u ˝rteleszk´opokkal. A megfigyelt radi´alis f´enyess´egprofilok a magt´ ol a k´eps´ıkban m´ert t´ avols´ag reciprok´aval ar´anyos lefut´ast mutatnak nagyon sok esetben. Bizonyos esetekben az ett˝ol val´o elt´er´es is megfigyelhet˝o, amelyet az ´ertekez´es 50-55. oldala k¨ oz¨ ott mutat be (l. 19. ´abra). 6. Az ´ ertekez´ es 19. ´ abr´ aj´ an l´ athat´ o g¨ orbe elemz´ ese: a sim´ıt´ as ut´ ani fluktu´ aci´ o szignifik´ ans-e, illetve a k´ oma f´ enyess´ eg´ enek ir´ anyf¨ ugg´ ese mind´ıg hatv´ anyf¨ uggv´ eny-e? Az ´ertekez´es 19. ´ abr´ aj´ an a 19P/Borrelly-¨ ust¨ok¨os k´om´aja f´enyess´egeloszl´as´anak azimut´ atsz¨ og ´es radi´ alis ir´ any szerinti f¨ ugg´ese l´athat´o ´es az azimutsz¨og szerint felt˝ un˝o ir´ anybeli anizotr´ opi´ at mutat. Az azimut´alis sz¨ogf¨ ugg´esben megfigyelhet˝o cs´ ucs a Nap ir´ anya fel˝ oli oldalon a k´ oma f´enyess´egn¨oveked´es´et mutatja kb. 160◦ azimutsz¨og´el (coma bulge, tip, nose) ´es a Nappal ellentett ir´anyban kb. 340◦ azimutsz¨ogn´el f´enyess´egminimum van (porcs´ ova ir´ anya). A hatv´anykitev˝o a napfel˝oli oldalon p ≈ −1.15, vagyis meredeken cs¨ okken˝ o a f´enyess´eg radi´alis ir´anyban, m´ıg a cs´ova ir´any´aban p ≈ −0.95 kiss´e ellaposodva cs¨okken˝o a f´enyess´eg. A k´eps´ıkban a k´ oma f´enyess´egeloszl´as´anak azimut´alis sz¨ogt˝ol val´o f¨ ugg´ese a napfel˝ oli oldalon p < −1 hatv´ anykitev˝oj˝ u radi´alis f¨ ugg´est mutat, vagyis meredeken cs¨ okken a magt´ ol t´ avolodva, m´ıg a Nappal elentett ir´anyban laposabb a radi´alis f´enyess´eglefut´ as −1 < p < 0 hatv´anykitev˝ovel. Ez a k´oma f´enyess´egeloszl´as´anak ”sz¨ ok˝ ok´ ut” modellj´evel f¨ ugg o¨ssze (l. az 5. opponensi k´erd´esre adott v´alaszt). Ugyanis a napfel˝ oli oldalon a parabola burkol´ot´ol a Nappal ellentett ir´anyba kezdenek ”visszahullani” a porszemcs´ek ´es a mag k¨or¨ ul, illetve a magt´ol a Nap-¨ ust¨ok¨os r´adiuszvektor ir´ any´ aba t´ avolodva viszonylagos r´eszecskes˝ ur˝ us´eg n¨oveked´es lesz (dust swarm, por-raj, por-sokas´ ag, s˝ ur˝ us¨ od´es), ami laposabb (kev´esb´e gyors u ¨tem˝ u) radi´alis f´enyess´egcs¨okken´est eredm´enyez. Egy´ebk´ent hatv´ anyf¨ uggv´eny szerinti radi´alis f´enyess´eglefut´ast eredm´enyez a porr´eszecsk´ek gyorsul´ asa vagy lassul´asa, illetve felboml´asa kisebb szemcs´ekre, de ezekben az esetekben p 6= −1, de p < 0.
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
7
Por- ´es g´ azjetek (a val´ os´ agban poros g´azjetek) f´enyess´egprofilja nyilv´anval´o f¨ ugg´est mutat az azimutsz¨ ogt˝ ol ´es a radi´alis ir´any´ u f´enyess´eglefut´asuk hatv´anyf¨ ufgg´enyt˝ol is elt´er, amit a f¨ oldi megfigyel´esekb˝ol k´esz´ıtett izof´ot´ak ´es f´enyess´eglefut´asi profilok is mutatnak, valamint a modellsz´am´ıt´asok is (l. Kitamura, 1986: Icarus 66, 241257; Icarus 68, 266-275; K¨ or¨osmezey ´es Gombosi, 1990: Icarus 84, 118-153; Chick ´es Gombosi, 1992, 1993: Icarus 98, 179-194; Icarus 104, 167-184; Keller ´es m´asok, 1994: Planet. Space Sci. 42, 367-382; ). P´eld´aul Sagdeev, Shapiro, Shevchenko, Szeg˝ o (1987: Astrophys. Lett 25, No. 4, 247-251) egyszer˝ u ¨osszef¨ ugg´est adtak meg az azimutsz¨ ognek a magt´ ol val´ o t´avols´agf¨ ugg´es´ere, amely a magt´ol t´avolodva kisz´elesed˝o jetet ´ır le. A jetek kollim´ aci´ oja is el˝ofordulhat, ami a jet ny´ıl´assz¨og´enek cs¨okken´es´et, a jet elkeskenyed´es´et jelenti azimutsz¨ogben (Keller ´es m´asok, 1994: Planet. Space Sci. 42, 382-282). A megfigyel´esek szerint az is el˝ofordulhat, hogy a jetek ´ıve ment´en a f´enyess´eglefut´ as a k´eps´ıkban a magt´ ol m´ert ´ıvhosszal volt ford´ıtottan ar´anyos, mint p´eld´aul az IRAS-Araki-Alcock (C/1983 H1) u ¨st¨ok¨osn´el, de radi´alisan egyenes ment´en ez a f¨ ugg´es m´ ar nem ´ allt fenn (Storrs, 1986: Icarus 66, 143-153, 9. ´abra). Az ´ertekez´esben vizsg´ alt ekliptikai u ¨st¨ok¨os¨ok jetjei nem okoztak a k´oma f´enyess´egeloszl´ as´ aban jelent˝ os elt´er´est, kiv´eve a nagyon akt´ıv 19P/Borrelly eset´eben (l. 19. az ´ertekez´es ´ abr´ aj´ at), ugyanis az ekliptikai u ¨st¨ok¨os¨ok jet aktivit´asa alacsony, alig megfigyelhet˝ o ´es j´ oval gyeng´ebb, mint az Oort-felh˝ob˝ol ered˝o u ¨st¨ok¨os¨ok´e. M´eg a kisebb aktivit´ as´ u ekliptikai u ¨st¨ok¨os¨oknek is vannak jetjei, amiket a helyszini u ˝rszond´ak is megfigyeltek (9P/Tempel 1, 81P/Wild 2, 103P/Hartley 2), de ezek jetjeinek f´enyess´egj´ arul´eka (9P, 103P) nem volt hat´assal a f´enyess´egprofilokra a HST ´es ISO megfigyel´esek idej´en. A g´ azk´ om´ aban a ”sz¨ ul˝ o” molekul´ak (parent molecules) sz´etboml´asi folyamata az u ¨st¨ ok¨ osmagt´ ol nagy t´ avols´ agban (n´eh´anyszor t´ızezer kilom´eter ut´an) a hatv´anyf¨ uggv´enyt˝ ol elt´er˝ o f´enyess´eglefut´ ast eredm´enyez, de az ´ertekez´esben vizsg´alt u ¨st¨ok¨os¨okn´el a kiv´ alasztott fotometriai tartom´anyban a por f´enye domin´al, illetve a vizsg´alt radi´alis tartom´ any enn´el j´ oval kisebb volt. 7. PSF illeszt´ esi hiba a HST megfigyel´ esekn´ el. A HST u ´j Bolyg´okamer´aj´aval (PC2) t¨ ort´ent els˝ o megfigyel´esek idej´en azzal is k´ıs´erleteztem, hogy aut´omatiz´aljam az u ¨st¨ ok¨ osmag ´es k´ oma f´eny´enek sz´etv´alaszt´as´at, az u ¨st¨ok¨osmag fotometri´aj´at, de arra a k¨ ovetkeztet´esre jutottam, hogy az interakt´ıv m´odszer ellen˝orizhet˝o, megb´ızhat´obb, pontosabb eredm´enyt ad. Az interakt´ıv m´odszer egyszerre kev´es objektumra bel´athat´o id˝ on (n´eh´ any nap, n´eh´ any h´et) m´eg j´arhat´o u ´t ak´ar t¨obb fotometriai sz´ınsz˝ ur˝ovel v´egzett megfigyel´es (t¨ obb k´epfelv´etel elemz´ese) eset´en is. A PSF illeszt´esi hiba a kn faktorban jelentkezik, amely a model ´es megfigyelt profilok interakt´ıv illeszt´es´evel hat´ arozhat´ o meg. A kn -ben term´eszetesen nem mind´ıg csak 5%-os a hiba, hanem ak´ ar 10% is lehet, szerencs´es esetben 2-3% (az 5% tipikus, leggyakoribb ´ert´ek). Az illeszt´es t¨ ort´enhet az (X) ´es (Y) profilok, illetve az azimut´alisan ´atlagolt radi´alis profilokkal. Az illeszt´eskor a t¨obbi param´eter v´altozatlanul hagy´asa mellett csak a kn ´ert´ek´et v´ altoztatva ´ altal´aban a annak 5%-on bel¨ uli v´altoz´asa ad elfogadhat´o illeszt´est, amelynek kvantitat´ıv jellemz´ese a rezidu´al profil ´abr´an ellen˝orizhet˝o. A kn ismeret´eben adott fotometriai sz˝ ur˝on´el ´es expoz´ıci´os id˝oh¨oz a HST adott kamer´aj´anak fotometriai kalibr´ aci´ oja felhaszn´al´as´aval megadhat´o az instrument´alis magnit´ ud´o. A kn hib´ aj´ ab´ ol az instrument´ alis magnit´ ud´o – ami m´eg nem a standard fotometriai rendszerbeli magnit´ ud´ o, hib´ aja 0,01-0,02 magnit´ ud´o. A HST kamer´aja ´es fotometriai sz˝ ur˝ orendszer´enek fotometriai kalibr´aci´os hib´aja n´eh´any ezred magnit´ ud´o, amelynek kicsi a j´ arul´eka az ¨ osszes fotometriai hib´ahoz. Az u ¨st¨ok¨osmag r´adiusz´aban ´ıgy mintegy 0,02-0,04 km lesz a hiba.
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
8
A mintegy 10%-os hiba lehet˝os´ege az u ¨st¨ok¨osmag r´adiusz´aban. T¨obbsz¨or el˝ofordul, hogy a mag fotometri´ ai hib´ aja olyan nagy, hogy az u ¨st¨ok¨osmag r´adiusz meghat´aroz´asi hib´ aja 10%. A 19P/Borrelly eset´en az elny´ ujtott (prolate) ellipszoid modell f´el-nagytengelyeire (a > b = c, c tengely k¨or¨ ul forg´o test) a = 4, 4 ± 0, 3 km, b = 1, 8 ± 0, 3 km ad´ odott (Lamy ´es m´ asok, 1998: Astronomy and Astrophys. 337, 945). A Borellyu ¨st¨ ok¨ os az egyik p´elda arra, hogy t¨obb hibaforr´as is el˝ofordulhat az u ¨st¨ok¨osmag f´enyess´eg´enek meghat´ aroz´ as´ aban, s ezek a k¨ovetkez˝ok. Az u ¨st¨ ok¨ osmag fotometriai pontoss´ag´at befoly´asol´o t´enyez˝ok. A detektor kiolvas´asi zaja, flat-field korrekci´ o ´ altal okozott hiba, az azimutsz¨og szerint ´atlagolt profilok alkalmaz´ asakor okozott hiba, a f´enyess´egprofil illeszt´es hib´aja, valamint a fotometriai kalibr´ aci´ o hib´ ai. Mindezek k¨oz¨ ul a profil illeszt´es ´altal okozott hiba a legnagyobb (k¨ or¨ ulbel¨ ul n´eh´ any sz´ azad magnit´ ud´o), a t¨obbi ehhez k´epest sokkal kisebb (ezred magnit´ ud´ o). 8. Porr´ eszecske m´ ereteolszl´ as als´ o hat´ ara. Igen, sajnos el´ır´asr´ol van sz´o: helyesen a0 = 10−5 cm (10−7 m = 0,1 mikron = 1000 ˚ A) szubmikronos porszemcs´enek felel meg a porszemcse m´ereteloszl´as als´o hat´ara (l. m´eg Hanner, 1983: Proc. ICCE Vol 2, Budapest, 1982, szerk. T.I. Gombosi, 1-22. oldal; Singh, De Almeida, Huebner, 1992: Astron. J. 104, 848). 9. A kumulat´ıv eloszl´ as f¨ uggv´ eny megv´ alaszt´ asa. A vizsg´alatokban haszn´alt negat´ıv kitev˝ oj˝ u hatv´ anyf¨ uggv´eny a kis ´egitestek (kisbolyg´o, u ¨st¨ok¨osmag) m´erettartom´ any´ at´ ol a meteoroid, meteor ´es porszemcse m´eretekig ´altal´anosan haszn´alatos a csillag´ aszatban, u ˝rfizik´ aban (Jewitt ´es m´asok, 2000: Astron. J. 120, 1140, 3.3 alfejezet (8-11) k´epletek; Davis ´es m´ asok, 2003: Asteroids III, W.F. Bottke Jr. ´es m´asok, Univ. of Arizona Press, Tucson, 545-558. oldal; Weissman ´es m´asok 2004: Comets II, M.C. Festou ´es m´ asok szerk., Univ. of Arizona Press, Tucson, 337-357. oldal, osszefoglal´ ¨ o munk´ ai). Term´eszetesen, a negat´ıv kitev˝oj˝ u hatv´anyf¨ ugfgv´eny null´aban val´ o nem korl´ atoss´ aga miatt nyilv´an csak a vizsg´alt legkisebb ´egitest vagy porr´eszecske nem z´erus r´ adiusz´ aig ´ertelmezhet˝o. A sz´obanforg´o m´ereteloszl´as f¨ uggv´eny alakot a m´ ultban is ´es napjainkban is (1960-as ´evekt˝ol... 2013,...) alkalmazz´ak a kis ´egitestek m´ereteloszl´ as´ anak vizsg´ alatakor. Az u ¨st¨ok¨ospor szemcs´einek m´ereteloszl´as´at a megfigyel´esekb˝ ol hatv´ anyf¨ uggv´ennyel el˝osz¨or Sekanina ´es Miller (1973: Science 179, 565) ´ırta le a porcs´ ov´ ak megfigyel´eseire alapozva. P´eld´aul az ekliptikai u ¨st¨ok¨os¨omagok negat´ıv kitev˝ oj˝ u hatv´ anyf¨ uggv´ennyel le´ırt m´ereteloszl´as f¨ uggv´eny alakj´at legut´obb p´eld´ aul Snodgrass ´es m´ asok (2011: Mon. Not. R. Astron. Soc. 414, 458) alkalmazt´ak ´es egy´ebk´ent a HST-vel meghat´arozott u ¨st¨ok¨osmagok m´eret´et is felhaszn´alt´ak bemen˝o adatk´ent. M´ as alak´ u m´ereteloszl´ asf¨ uggv´enyek a porszemcs´ekt˝ol a t¨orpebolyg´okig. Az u ¨st¨ ok¨ os¨ ok porr´eszecsk´einek f (a) m´ereteloszl´as f¨ uggv´eny´enek al´abbi formul´aj´at Hanner (1983: Proc. ICCE Budapest, 1982, Vol. 2, szerk. T.I. Gombosi, 1-22. oldal, (2) k´eplet) vezette be - val´ osz´ın˝ us´egi s˝ ur˝ us´eg f¨ uggv´eny: f (a) = k 1 − a0 /a
M
N a0 /a (cm−1 s−1 ) ,
(3)
ahol a a g¨ ombalak´ unak felt´etelezett porszemcse r´adiusza, a0 a legkisebb porszemcse r´ adiusza, M ´es N az eloszl´ as param´eterei, k norm´al´asi t´enyez˝o. A fenti eloszl´as param´eterei N = 4.2 ´es az M f¨ ugg az rh (CsE) heliocentrikus t´avols´agt´ol (a Halleyu ¨st¨ ok¨ os eset´en meghat´ arozva) log(M ) = 1.13 + 0.62 log(rh ) .
(4)
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
9
Ez a m´ereteloszl´ as szerepel p´eld´aul az ´ertekez´es a 61. oldal´an a (27-28) egyenletekben. Egy´ebk´ent az u ¨st¨ ok¨ ospor m´ereteloszl´as´ara az egyszer˝ u hatv´anyf¨ uggv´enyt˝ol elt´er˝o f¨ uggv´enyek is l´eteztek (Divine ´es Newburn, 1983: Proc. ICCE Budapest, 1982, Vol. 2, szerk. T.I. Gombosi, 81-98. oldal), azonban a Halley-¨ ust¨ok¨os por´anak helysz´ıni u ˝rszond´ as vizsg´ alataib´ ol a Hanner (1983) ´altal megadott porszemcse m´ereteloszl´as f¨ uggv´eny m´ as u ¨st¨ ok¨ os¨ okre is ´erv´enyesnek ´es a k¨ ul¨onb¨oz˝o sz´am´ıt´asokban j´ol alkalmazhat´ onak bizonyult (Singh, De Almeida, Huebner, 1992: Astron. J. 104, 848). Egy´ebk´ent az u ¨st¨ ok¨ osmagb´ ol a g´az ´es por ki´araml´as´anak fizikai modellez´es´en alapul´o porr´eszecske m´ereteloszl´ asra Gombosi (1986: ESA SP-250, Vol. 2, 167) vezetett le differenci´ alis m´ereteloszl´ as f¨ uggv´enyt. A kis ´egitestek bels˝ o szerkezet´et, a bels˝o ¨osszetert´o er˝oket is figyelembe vev˝o u ¨tk¨ oz´esi modellt k´esz´ıtettek ´es ezzel kapcsolatos m´ereteloszl´asi f¨ uggv´enyeket adtak meg O’Brien ´es m´ asok (2003: Icarus 164, 334). Modellj¨ ukben megvizsg´alj´ak az egy illetve k´et meredeks´eggel le´ırhat´o eseteket, mindk´et esetben hatv´anyf¨ ugv´enyekkel, nevezetesen azok szorzat´ at is ´es egy´eb, az u ¨t¨ok¨oz´esi folyamattal ´es a testek fizikai param´etereivel kapcsolatos r´eszeket is tartalmaz´o f¨ uggv´enyekkel ´ırj´ak le a m´ereteloszl´ ast. A kis m´eret˝ u aszteroid´ akt´ol a nagy m´eret˝ u transzneptun-objektumokig taglalj´ak a m´ odszer alkalmaz´ as´ at. F¨ uggv´eny illeszt´ese eloszl´ asf¨ uggv´enyhez - Egyenes a log-log sk´al´an, t¨or´espont a f¨ uggv´eny lefut´ as´ aban. Term´eszetesen az eloszl´asf¨ uggv´eny param´etereinek illeszt´ese nem a legkisebb n´egyzetek m´odszer´evel t¨ort´enik (log-log sk´al´an egyenes illeszt´es), hanem adott alak´ u eloszl´ asf¨ uggv´eny megfigyel´esekb˝ol t´abl´azattal adott pontokhoz val´ o illeszt´ese Kolmogorov-Szmirnov m´odszerrel t¨ort´enik ´es a m´odszer alkalmaz´asakor a t¨ or´espont is kiad´ odik. A r´eszleteket l. az ´ertekez´es 119. oldal´an, valamint Lamy ´es m´ asok (2004: Comets II, szerk. M.C. Festou ´es m´asok, Univ. of Arizona Press, 223-264, 261. oldalon) ´es Snodgrass ´es m´asok (2011: Mon. Not. R. Astron. Soc. 414, 458) munk´ aiban. A Hale-Bopp u ¨st¨ ok¨ os magja. Az Oort-felh˝ovel kapcsolatos u ¨st¨ok¨os¨ok magj´anak m´ereteloszl´ as´ at bemutat´ o´ abra (´ertekez´es 58. ´abra jobb als´o panel) megszerkeszt´es´eben a Hale-Bopp u ¨st¨ ok¨ os magja is figyelembe lett v´eve, de az ´abr´azol´asban a 12 km-es fels˝ o m´erethat´ ar az ekliptikai u ¨st¨ok¨os¨okkel val´o ¨osszehasonl´ıt´as megk¨onny´ıt´ese v´egett egy k¨ oz¨ os m´erettartom´ any c´elj´ab´ol lett megv´alasztva. 10. A kilom´ eteresn´ el kisebb u ¨ st¨ ok¨ osmagok ´ es a HST megfigyel´ esek. Val´oban, a k´erd´esben id´ezett eredeti sz¨oveg t´ uls´agosan t¨om¨or ´es a k¨oz¨olni k´ıv´ant inform´aci´o mindenk´epp b˝ ovebb kifejt´est, pontos´ıt´ast ig´enyel. A m´odos´ıtott sz¨oveg a k¨ovetkez˝o lehetne: ”Egy megfigyelt u ¨st¨ ok¨ osmag vagy soha nem ment ´at sz´etes´esi folyamaton vagy pedig m´eg a felfedez´ese el˝ ott egy sz´etesett nagyobb mag t¨ored´ek darabja lett, amit on´ ¨ all´ o u ¨st¨ ok¨ osk´ent fedeztek fel ´es ´ıgy v´alt ismertt´e. A HST u ¨st¨ok¨osmag ´atvizsg´al´o (survey) megfigyel´esi programra kiv´alasztott ekliptikai u ¨st¨ok¨os¨ok, amelyek magj´ar´ol kider¨ ult, hogy ´ atm´er˝ oj¨ uk kilom´eteresn´el kisebb, nem sz´etesett u ¨st¨ok¨os¨ok magt¨ored´ekei. B´ ar f¨ oldi, illetve m´ as u ˝rteleszk´opokkal is figyeltek meg ekliptikai u ¨st¨ok¨os¨oket, de fontos eredm´enynek tartom, hogy csak a HST megfigyel´esek tett´ek lehet˝ov´e kilom´eteresn´el kisebb ´ atm´er˝ oj˝ uu ¨st¨ ok¨ osmagok f´eny´enek detekt´al´as´at ´es m´eret¨ uk meghat´aroz´as´at. Az eddigi u ¨st¨ ok¨ osmag m´eretmeghat´aroz´asi eredm´enyekr˝ol Lamy ´es m´asok (2004: Comets II, H.U. Keller ´es m´ asok szerk., Univ. of Arizona Press, Tucson, 223-264. oldal) osszefoglal´ ¨ oja ad inform´ aci´ ot u ¨st¨ok¨os¨onk´ent r´eszletezve az eredm´enyeket, amelyb˝ol kit˝ unik, hogy a szisztematikus ´es sok ekliptikai u ¨st¨ok¨osre v´egrehajtott HST megfigyel´esi program eredm´enyei k¨ oz¨ ul egyed¨ ul´all´oak a szubkilom´eteres u ¨st¨ok¨osmagokra kapott eredm´enyek is.” Kieg´esz´ıt´esek. Vannak a HST-vel is ´es m´as teleszk´opokkal is kilom´eteresn´el kisebb atm´er˝ ´ oj˝ uu ¨st¨ ok¨ osmagok, magt¨ored´ek megfgyel´esek is, de ezek vagy 1) sz´etesett u ¨st¨ok¨ os¨ ok magt¨ ored´ekei, vagy 2) Oort-felh˝o u ¨st¨ok¨os¨ok magja vagy nyilv´anval´oan sz´etesett magt¨ ored´ekek (pl. amikor a sz´etes´es folyamata is megfigyelhet˝o volt).
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
10
A HST szubkilom´eteres sz´etesett ekliptikai u ¨st¨ok¨osmagok t¨ored´ekeit is megfigyelte: p´eld´ aul a a 73P/Schwassmann-Wachmann 3 ekliptikai u ¨st¨ok¨os magt¨ored´ekeit is. M´ as HST megfigyel´esi programban a D/Shoemaker-Levy 9 magt¨ored´ekeit is megfi¨ gyelt´ek, de ezek k¨ oz¨ ott van 1 km-n´el nagyobb ´atm´er˝oj˝ u ´es szubkilom´eteres is. Osszesen 15 magt¨ ored´ek m´eret´et˝ olhat´ arozt´ak meg, ebb˝ol 3 nagyobb, mint 1 km-es, 12 kisebb, mint 1 km, de k´et kb. 50 m´eteres m´eret-meghat´aroz´asa bizonytalan (Craworfd, 1998, LPSC 28, 1351), Rettig ´es Hahn (2000: Icarus 146, 501) szerint 4 nagyobb, mint 1 km ´ atm´er˝ oj˝ u. A HST Oort-felh˝ ovel kapcsolatos u ¨st¨ok¨os¨oket is megfigyelt, de kilom´eteresn´el kiseeb m´eret˝ uek csak a C/1999 S4 (LINEAR) n´eh´enyszor t´ızm´eteres ´atm´er˝oj˝ u magt¨ ored´ekei voltak (Weaver, Skeanina, Toth ´es m´asok, 2000: Science 292, 1329) - teh´at ez sem nem ekliptikai u ¨st¨ ok¨ os volt ´es magt¨ored´ekek (sz´etesett eredeti mag darabjai) voltak. F¨ oldi megfigyel´esek a C/1983 J1 (Sugano-Saigusa-Fujikawa) Oort-felh˝ovel kapcsolatos u ¨st¨ ok¨ os magj´ at mintegy 370 m´eter r´adiusz´ unak, azaz 740 m´eter ´atm´er˝oj˝ unek becs¨ ult´ek f¨ oldi infrav¨ or¨ os ´es l´athat´o f´enytartom´anyban k´esz¨ ult fotometriai megfigyel´esekb˝ ol (Hanner ´es m´ asok, 1987: Astron. J. 94, 1081). Ez volt az els˝o megfigyel´esi indik´ aci´ o arra, hogy az Oort-felh˝ob˝ol ered˝o u ¨st¨ok¨os¨ok magj´anak ´atm´er˝oje is lehet kicsi, szubkilom´eteres. T´ avoli, feltehet˝ oen k´ om´ aval nem rendelkez˝o szubkilom´eteres u ¨st¨ok¨osmagokat nem figyeltek meg sem a HST-vel, sem f¨oldi vagy m´as u ˝rt´avcs¨ovekkel (a Halley, Hale-Bopp magja nagy ´es nagy napt´ avols´agban is k´om´aval rendelkezik). A kilom´eteresn´el kisebb t´ avoli u ¨st¨ ok¨ osmagok m´eg HST-vel sem, illetve a mai nagy f¨oldfelsz´ıni teleszk´opokkal sem figyelhet˝ ok meg. 11. A lehets´ eges kv´ azi-Hilda u ¨ st¨ ok¨ os¨ ok kiv´ alaszt´ asa. Eloszl´ as a (k, h) s´ıkon. K¨ ul¨ on k¨ osz¨ on¨ om Dr. Csabai Istv´an opponens ´altal feltett k´erd´est, mert ez u ´j ´egi mechanikai vizsg´ alatok ir´ any´aba el˝oremutat´o probl´emafelvet´es. A kisbolyg´ok f˝oov´enek Hilda-z´ ¨ on´ aj´ aban l´ev˝ o aszteroid´ak p´alyaelemeinek, k¨ ul¨on¨osen pedig a Lagrangef´ele (k, h) p´ alyaelemeinek statisztikai vizsg´alat´ara eddig m´eg nem ker¨ ult sor, teh´at ma (2013) m´eg nem ismert a Hilda-csoport kisbolyg´oinak a (k, h) s´ıkon val´o statisztikus eloszl´ as´ anak t´ıpusa, vagyis ez Gauss-eloszl´as-e vagy valami m´as. A Hilda-z´ona kisbolyg´ oira eddig nem t¨ ort´ent ilyen vizsg´alat, de a Jupiter-tr´ojai kisbolyg´ok (k, h) s´ıkon val´ o eloszl´ as´ ara P´ al ´es S¨ uli (2001: Distribution of asteroids in the Solar System: Trojans. PADEU, Vol. 14, Frog´acs-Dajka E., Petrovay K., Erd´elyi R. szerk., 285-292, 291. oldal) szerint Gauss-eloszl´as illeszthet˝o. P´al ´es S¨ uli (2001) 1. ´es 3. abr´ ´ ain is l´ atszik egy, a k¨ orszimmetri´at´ol elt´er´es, aszimmetria. Felvet˝odik teh´at az, hogy a Jupiter-tr´ ojaiak ´es a Hilda kisbolyg´ok (k, h) s´ıkon val´o eloszl´asa egyar´ant Gauss-eloszl´ as. A hasonl´ os´ ag dinamikai alapja az lehet, hogy mindk´et kisbolyg´o csoport tagjai hasonl´ o mozg´ ast v´egeznek: keringenek a Jupiterhez stabil k¨oz´epmozg´as rezonanci´ aban ´es libr´ aci´ os mozg´ast is v´egeznek. A sz´obanforg´o eloszl´asuk hasonl´os´aga teh´ at ma m´eg nem bizony´ıtott ´es tov´abbi vizsg´alatokat ig´enyel. Mindenesetre az a t´eny, hogy eddig csak magyar ´egi mechanikusok vizsg´alt´ak bizonyos kisbolyg´ok (k, h) s´ıkon val´ o eloszl´ as´ at az ELTE TTK Csillag´aszati Tansz´eke hossz´ u ´evtizedekre ´ visszany´ ul´ o ´egi mechanikai iskol´aj´anak, els˝osorban az Erdi B´alint professzor ´altal megalapozott kutat´ asoknak.
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
11
A k¨ oz´eppont k´erd´ese. A (k, h) s´ıkon a kisbolyg´ok eloszl´asa az orig´ot´ol az´ert tol´odik el, mert a kisbolyg´ o aktu´ alis pericentrum hossz´ us´aga $ ´es a Jupiter $J = ´alland´o pericentrum hossz´ us´ ag´ anak k¨ ul¨onbs´ege szerepel a koszinusz ´es szinusz argumentumak´ent a k = e cos ($ − $J ) ´es h = e sin ($ − $J ) k´epletekben (Murray ´es Dermott, ´ 1999: Solar System Dynamics, Princeton; Erdi B., 2001: A Naprendszer dinamik´aja, E¨ otv¨ os Kiad´ o). A Jupiter nagyon k¨ozel van az orig´ohoz, de nem pontosan ott: k = eJ = 0, 048, h = 0. Az ´ abr´ an a Hilda kisbolyg´ok aktu´alis helyzet´eb˝ol ad´od´o k¨oz´eppon (”+” jel) ´es a Jupiter helyzete (”X” jel) k¨oz¨otti eltol´od´as l´atszik az ´abr´an, de a Hilda kisbolyg´ ok (minta) k¨ oz¨ ul ”kil´og´o” objektumokat keress¨ uk, ez´ert az adathalmaz ´altal kijej¨ olt k¨ oz´eppontot kell figyelembe venni. 12. A 7968=133P/Elst-Pizarro f˝ o-¨ ovbeli u ¨ st¨ ok¨ os aktivit´ asa. Az Elst-Pizarro (EP) napk¨ ozelben 2,641 CsE-re, napt´avolban 3,678 CsE-re van a Napt´ol, a p´alya excentricit´ asa 0,164, a p´ alya f´elnagytengelye 3,16 CsE, a napk¨or¨ uli kering´esi ideje 5,61 ´ev. Fotometriai m´er´esek alapj´an az EP tengelyk¨or¨ uli forg´asi ideje 3, 471 ± 0, 001 ´ ora (Hsieh, Jewitt, Fern´andez, 2004: Astron. J. 127, 2997; Hsieh ´es m´asok, 2010: Mon. Not. R. Astron. Soc. 403, 363). Az EP geometriai albed´oja 0.05 ± 0.02, vagyis az u ¨st¨ ok¨ osmagok´ehoz hasonl´oan alacsony (Jewitt, 2012: Astron. J. 143, 66, 14pp, 2. t´ abl´ azat). A standard h˝ omodell gyorsan forg´o testekre ´erv´enyes v´altozat´at (FRM) alkalmazva a test egyenl´ıt˝ oj´en´el van a maxim´alis h˝om´ers´eklet˝ u s´av (Lebofsky ´es Spencer, 1989: Asteroids II, Univ. of Arizona Press, Tucson, 128-143. oldal): ez EP eset´eben napk¨ ozelben 184 K, napt´ avolban 156 K. Sch¨orghofer (2008: Astrophys. J. 682, 697) szerint a f˝ o kisbolyg´ o-¨ ov Themis z´on´aj´aban a kis ´egitestek felsz´ıne alatt mintegy 0,51 m´eter m´elys´egben a szubszol´aris pontban (FRM modellben a forg´asi egyenl´ıt˝on´el) h˝ om´ers´eklet mintegy 145 K ´es a p´olusok fel´e haladva mintegy 100 K k¨or¨ ulire cs¨okken, vagyis n´eh´ any m´eteres m´elys´egben a krist´alyos v´ızj´eg stabilan megmaradhat a kis ´egitest belsej´eben, f¨ uggetlen¨ ul a sz´eless´egi k¨ort˝ol. Az EP u ¨st¨ ok¨ os-aktivit´ as´ anak ism´etl˝od˝o jellege kiz´arja 1) a k¨ozvetlen u ¨tk¨oz´es ´altal t¨ ort´ent aktiviz´ al´ od´ ast, 2) a forg´astengely t´erbeli ir´any´anak v´altoz´as´at (pl. precesszi´ot), vagyis a forg´ astengely ir´ anya a t´erben ´alland´o. Az EP szezon´alis aktivit´asa u ´gy m˝ uk¨ odik, hogy a forg´ astengely t´erbeli ir´anya olyan, hogy napt´avol k¨or¨ ul a Napt´ol nem l´ atszik az akt´ıv ter¨ uletet tartalmaz´o f´eltek´en a tengely k¨ozel´eben lev˝onek felt´etelezett akt´ıv ter¨ ulet ´es a teljes tengelyk¨or¨ uli forg´asi peri´odusid˝o alatt sem ´eri napf´eny (a f´eltek´en helyi ”t´el” van). Ezzel szemben napk¨ozel k¨orny´ek´en a forg´astengely az akt´ıv ter¨ ulettel a Nap fel´e mutat (helyi ”ny´ar”) ´es az akt´ıv ter¨ uletet a nap nagy r´esz´eben vagy folyamatosan (a Nap cirkumpol´aris ott) ´eri napf´eny. Ez´ert annak ellen´ere, hogy a tengelyk¨ or¨ uli forg´ asid˝ o sokkal kisebb, mint a napk¨or¨ uli kering´esi id˝o, az akt´ıv ter¨ uletet nem kell hogy minden k¨orbefordul´askor ´erje napf´eny csak akkor, amikor a forg´ astengely t´erbeli ir´ anya miatt a d˝ol´ese ezt megengedi (l. f¨oldi ”sarki ´ejszaka” ´es ”sarki nappal” extr´em helyzetei, teh´at szezon´alis effektusr´ol van sz´o).
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
12
A m´eg megoldatlan probl´ema az, hogy az EP eset´eben csak port figyeltek meg ´es g´ azk´ om´ at nem, de a megfigyel´eseket al´at´amaszt´o sz´am´ıt´asok szerint v´ızj´eg szublim´ aci´ oj´ aval a mag felsz´ın´er˝ ol porki´araml´as is t¨ort´ent a megfigyelt h´arom napk¨ozels´ege idej´en: 1996, 2002 ´es 2007-ben (T´oth 2000: Astron. 360, 375; 2006: Astron. Astrophys. 446, 333 irodalomjegyz´ekek; Hsieh ´es Jewitt 2004: Astron. J. 127, 2997; Lowry ´es Fitzsimmons 2005: Mon. Not. R. Astron. Soc. 358, 641; Hsieh ´es m´asok, 2010: Mon. Not. R. Astron. Soc. 403, 363). Az EP aktivit´as´anak legval´osz´ın˝ ubb fizikai alapja a g´ azkomponens okozta porkibocs´at´as (Hsieh ´es m´asok 2004: Astron. J. 127, 2997, k¨ ovetkeztet´esek 4. pontja a 3016. oldalon). F¨oldi nagy teleszk´opok, mint a Keck (Mauna Kea) ´es NTT (ESO) felhaszn´al´as´aval t¨ort´ent megfigyel´esek sem mutatt´ak k¨ ozvetlen¨ ul v´ızj´eg jelenl´et´et az EP-n´al vagy a szublim´aci´oja k¨ovetkezt´eben kifejl˝od¨ott g´ az-, illetve pork´ om´ at. Sz´ınk´epi megfigyel´esek ezekkel a teleszk´opokkal nem t¨ort´entek az EP 1996-os ´es 2002-es aktivit´asi id˝oszakaiban. Az EP eddigi megfigyel´es´evel kapcsolatos k¨ ozlem´enyekb˝ ol u ´gy t˝ unik, hogy eddig m´eg nem ford´ıtottak kell˝o gondot a sz´ınk´epi megfigyel´es´ere r´ aad´asul a halv´any spektrumhoz nagy m˝ uszerek lenn´enek sz¨ uks´egesek ´es eddig csak a k´epi, fotometriai megfigyel´esekre ¨osszpontos´ıtottak. (Egy´ebk´ent pedig a nagy teleszk´opokra igen neh´ez m˝ uszerid˝ot kapni.) Az EP 2007es aktivit´ asakor ´es azt k¨ ovet˝ oen t¨ort´ent n´eh´any sz´ınk´epi megfigyel´es is, de a v´ızj´eg nyom´ at nem mutatt´ ak ki. Milyen jegek ´ allnak rendelkez´esre az u ¨st¨ok¨os-aktivit´ashoz a f˝o-¨ovben? A f˝o aszteroid-¨ ov Themis-z´ on´ aja kisbolyg´oin - ahol az EP kering - van v´ızj´eg: a 24 Themis kisbolyg´ o infrav¨ or¨ os sz´ınk´ep´eben Campins ´es m´asok (2010: Nature 464, No. 7293, 1320) a NASA IRTF (Mauna Kea, Hawaii) infrav¨or¨os teleszk´opj´aval a 3,2-3,6 mikron k¨ oz¨ otti tartom´ anyban kimutatt´ak a v´ızjeget. A 24 Themis kisbolyg´o a mintegy 1 milli´ ard ´evvel ezel˝ ott bek¨ ovetkezett u ¨t¨ok¨oz´esek legnagyobb megmaradt t¨ormel´eke, amelynek belsej´eben meg˝ orz¨ ott v´ızj´eg az u ¨tk¨oz´esi esem´eynek k¨ovetkezt´eben a felsz´ınre ker¨ ult. Jewitt ´es Guilbert-Lepoutre (2012: Astron. J. 143, 21, 8pp) r´amutattak, hogy a felsz´ıni v´ızj´eg csak a 24 Themis ´es az enn´el is nagyobb napt´avols´agban kering˝o 65 Cybele kisbolyg´ ok nem a teljes fel¨ ulet´en, hanem annak csak kis r´esz´en fordulnak el˝o ´es a v´ız t¨ omegveszt´ese legfeljebb mintegy 400 kg s−1 lehet. A ma megfigyelhet˝o felsz´ıni v´ızj´eg n´eh´ any ezer ´evvel ezel˝otti u ¨tk¨oz´es k¨ovetkezt´eben ker¨ ult a felsz´ınre. Az u ¨st¨ ok¨ os¨ okn´el el˝ ofordul´ o ci´an (CN) 3889 ˚ A emisszi´os vonal´at nem figyelte meg Jewitt ´es Guilbert-Lepoutre (2012). Az EP lehets´eges g´azkomponenseinek keres´es´et folytatva Licandro ´es m´ asok (2011: Astron. Astrophys. 532, A65, 7pp) nagy teleszk´ opokkal (TNG, WHT, VLT UH2) a CN kibocs´at´as´anak m´ert´eke legfeljebb 1, 3 × 1021 molekula s−1 , ami mintegy 3 nagys´agrenddel kisebb, mint az ekliptikai ´ mechanikai ellen ´erveken t´ u ¨st¨ ok¨ os¨ okn´el megfigyelt. Egi ul ez is azt jelzi, hogy a f˝oov u ¨ ¨st¨ ok¨ osei nem kisbolyg´ o p´aly´ara ´att´ert ekliptikai u ¨st¨ok¨os¨ok. hanem a f˝o-¨ovben keletkezett ´egitestek. Az u ¨st¨ ok¨ os¨ ok porcs´ ov´ aj´ anak ir´anya. Az ioncs´ov´ahoz k´epest a porcs´ova ir´anya ´altal´ aban er˝ osen elt´er a Nap-¨ ust¨ ok¨os r´adiuszvektor ir´anyt´ol. A sug´arnyom´as nem hat´asos a nagy t¨ omeg˝ u porszemcs´ekre, illetve kis Qpr sugarnyom´asi effektivit´asi egy¨ utthat´oval rendelkez˝ o (”´ atl´ atsz´ o”) szemcs´ekre, ezek az u ¨st¨ok¨os p´aly´aja ment´en a heliocentrikus sebess´egvektorral k¨ ozel ellent´etes ir´anyban lemaradnak ´es sz´etsz´or´odnak. Az EP porcs´ ov´ aj´ at a kis ´egitest felsz´ın´er˝ol mintegy 1,5 m s−1 kdezd˝osebess´eggel ki´araml´o nagy, mintegy 10 mikron ´ atm´er˝oj˝ u porszemcs´ek alkotj´ak (ez a kezd˝osebess´eg megfelel a 3, 8 ± 0, 6 km ´ atm´er˝ oj˝ u testn´el a sz¨ok´esi sebess´egnek). A kis t¨omeg˝ u, illetve nagy Qpr sug´ arnyom´ asi param´eterrel rendelkez˝o porcsemcs´ek a r´adiuszvektorhoz ir´any´ahoz k¨ ozelebb helyezkednek el a magt´ol a Nappal ellent´et´es ir´anyban kifel´e. A sug´arnyom´ asra k¨ ul¨ onb¨ oz˝ o m´ert´ekben reag´al´o porszemcs´ek egy sz´elesebb t´err´eszben, legyez˝o szer˝ uen sz´etter¨ ul˝ o porcs´ ov´ at eredm´enyeznek (nem u ´gy, mint a keskeny ioncs´ov´ak).
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
13
13. A k¨ ozelj¨ ov˝ o nagy ´ atvizsg´ al´ o (survey) programjai ´ es az u ¨ st¨ ok¨ os¨ ok. F¨oldfelsz´ıni ´es u ˝reszk¨ oz¨ okkel v´egrehajtand´o ´atvizsg´al´o, keres˝o programok is indultak ´es indulnak majd a k¨ ozelj¨ ov˝ oben a Naprendszer kisebb ´egitestei lelt´ar´anak kib˝ov´ıt´es´ere. Ezek els˝ odleges c´elja a f¨ oldk¨ozeli objektumok (NEO), vagyis f¨oldk¨ozeli klasszikus kisbolyg´ ok (NEA), akt´ıv u ¨st¨ ok¨os¨ok ´es inakt´ıv, kisbolyg´onak mutatkoz´o u ¨st¨ok¨os¨ok, illetve az 1 ´es 100 m´eter k¨ oz¨ otti m´eret˝ u meteoroidok felfedez´ese. Ez ut´obbiak bolyg´ onkkal val´ o tal´ alkoz´ as´ ara az 1908-ban bek¨ovetkezett Tunguz-esem´eny, mint lok´alis katasztr´ ofa, a 2013-as cseljabinszki szuperbolida jelens´eget el˝oid´ez˝o kis ´egites lehet p´elda. A 21. sz´ azadi ´egbolt-felm´er˝o programoknak a f¨oldk¨ozeli objektumok keres´es´en ´es felfedez´es´en k´ıv˝ ul a Naprendszer egy´eb kis ´egitesteinek, illetve a Naprendszeren k´ıv¨ uli asztrofizikai objektumoknak a vizsg´alata is c´elkit˝ uz´ese. A fenti tudom´anyos c´elkit˝ uz´eseket napjainkban (2013) k´et nagyfelbont´as´ u, ´erz´ekeny, nagyl´at´omezej˝ u teleszk´ opokra ´ep¨ ult programja, a Pan-STARRS (PANoramic Survey Telescope And Rapid Response System), amely 2010-ban kezdte el megfigyel´eseit teljes m˝ uszerid˝ovel, valamint az LSST (Large-aperture Synoptic Survey Telescope), ami a tervek szerint 2019-ben lesz k´esz az ”els˝ o csillagf´eny” fogad´as´ara (l. LSST Timeline: http://www.lsst.org/files/img/LSST Timeline.jpg) A Pan-STARRS program 1,8 m´eteres els˝o sz´am´ u f¨oldi teleszk´opja (PS1), a Haleakala cs´ ucs´ an (Maui, Hawaii-szgetek) 3055 m tengerszint feletti magass´agban lett fel´ all´ıtva ´es egy 64×64 (4096) darab egyenk´ent 600×600 k´epelemes CCD-b˝ol ¨osszetett 1,4 gigapixels kamer´ aval a l´ athat´o f´enytartom´anyban m˝ uk¨odik. A Pan-STARRS megfigyel´esek kezdete el˝ ott nagy rem´enyt f˝ uztek a programhoz. M´ar a megfigyel´esek els˝ o ´ev´eben a Naprendszer u ´jonnan felfedezett kis ´egitestei sz´am´anak ugr´asszer˝ u n¨ oveked´es´et adt´ ak meg az el˝ ozetes becsl´esek (Jewitt, 2003: Earth, Moon, and Planets 92, 465). Az 1. t´ abl´ azatban t¨ obbek k¨oz¨ott az els˝o ´evben a Pan-STARRS program ´altal u ´j u ¨st¨ ok¨ os felfedez´esek sz´ am´ at mintegy 400-ra becs¨ ulte Jewitt (2003). Az els˝o h´arom ´ev tapasztalatai alapj´ an meg´ allap´ıthat´o, hogy a v´arakoz´asokhoz k´epest j´oval kevesebb u ´j felfedez´es t¨ ort´ent, ami a Pan-STARRS teleszk´op viszonylag kis objekt´ıv ´atm´er˝oje (1,8 m) ´es kis l´ at´ omezeje (3 fok), valamint a kis l´at´omez˝o ellen´ere ´ejszak´ank´ent osszeg´ı˝ ¨ ult nagy adatmennyis´egnek az elh´ uz´od´o feldolgoz´asi ideje egy¨ uttes k¨ovetkezm´enye lehet.
1. t´ abl´ azat. A Pan-STARRS program el˝ore jelzett Naprendszer-objektum felfedez´esei (Jewitt, 2003) Objektum-tipus Jupiter-tr´ ojai Kuipter-¨ ov objektum (KBO) M´ as ´ ori´ asbolyg´ ohoz tr´ ojai Kentaur ¨ ok¨ Ust¨ os (minden t´ıpus) Sz´eles (t´ ag, j´ ol szepar´ alt) kett˝os KBO Csillagk¨ ozi behatol´ o∗∗ Nap k´ıs´er˝ o csillaga
N (2003) 1600 750 1 ∼50 ∼1000 3 0 0
N (start + 1 ´ev) ∼100000 ∼20000 ∼10000 (?) ∼1000 ∼400 (?)∗ ∼100 1 ?
N (2003): az objektumok ismert sz´ ama 2003-ban (Jewitt, 2003: EMPl 92, 465, IV. t´ abl.) N (start + 1 ´ev): a megfigyel´esek megkezd´ese ut´ ani els˝ o ´evben v´ art u ´j felfedez´esek sz´ ama. ∗ A teljes sz´ am n¨ ovekedni fog a program idej´en. ∗∗ T¨ orpecsillag vagy m´ as csillagokt´ ol elsz¨ ok¨ ott ´egitest (nagy-, t¨ orpe- vagy kisbolyg´ o, u ¨st¨ ok¨ os).
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
14
A Naprendszer u ¨st¨ ok¨ oseinek felfedez´ese a nagy ´egbolt ´atvizsg´al´o programok ´altal (Pan-STARRS, LSST), s˝ ot a ma egyre jobb megfigyel´esi technik´at alkalmaz´o amat˝ orcsillag´ aszok ´ altal az´ert is fontos, mert a Naprendszer bels˝o t´ers´egei fel´e k¨ozeled˝o u ¨st¨ ok¨ os¨ oket m´ ar min´el el˝ obb, min´el nagyobb napt´avols´agban val´o felfedez´ese folyt´an lehet˝ os´eg ny´ılik a napk¨ ozels´egig eltelt id˝o alatt egy´eb nagy f¨oldi- ´es u ˝rteleszk´opokkal sok ´es r´eszletes megfigyel´es elv´egz´es´ere. Erre j´o p´elda lehet a C/2011 L4 (PANSTARRS) u ¨st¨ ok¨ os, amelyet 2011. j´ unius 6-´an fedeztek fel a program sor´an mintegy 21 h´onappal a 2013. m´ arcius 10-´en bek¨ ovetkezett napk¨ozels´ege el˝ott, amikor a Napt´ol 7.90 CsEre, a F¨ oldt˝ ol 6.90 CsE-re volt, teh´at val´oban nagyon messze, a Jupiter ´es Szaturnusz p´ aly´ ai k¨ oz¨ ott. Illusztr´ aci´ ok´ent bemutatok n´eh´any ´altalam k´esz´ıtett k´epet a C/2011 L4 (PANSTARRS) u ¨st¨ ok¨ osr˝ ol. Az MTA CSFK Konkoly Thege Mikl´os CSI piszk´estet˝oi obszervat´ orium´ aban 2012. m´ ajus 27/28. ´ejszaka az u ¨st¨ok¨osr˝ol k´esz´ıtett CCD megfigyel´eseimb˝ ol mutat be k´et k´epet a 3. ´abra. Amikor az u ¨st¨ok¨os szabad szemmel, illetve kisebb t´ avcs¨ ovekkel is megfigyelhet˝ov´e v´alt 2013. m´arcius´aban, akkor is folytattam a megfigyel´es´et ´es egy ekkor k´esz´ıtett asztrofot´ot is bemutatok (4. ´abra).
3. ´ abra. A C/2011 L4 (PANSTARRS) u¨st¨ok¨osr˝ol 2012. m´ajus 27/28. ´ejszaka az MTA CSFK Konkoly Thege Mikl´ os CSI piszk´estet˝ oi obszervat´ orium´ anak 1 m´eteres RCC teleszk´ opj´ aval a Roper Scientific Princeton Instr. VersArray 1300B CCD kamer´ aval R-sz˝ ur˝ ovel k´esz¨ ult k´et k´epfelv´etel: 2012. m´ ajus 27. 23:59:06 UT-kor (bal oldali k´ep) ´es 00:17:31 UT-kor (jobb oldali k´ep). A negat´ıv k´epek az objektumok jobb l´ athat´ os´ ag´ at seg´ıtik: a f´enyes objektumok feket´ek, s¨ ot´et foltok, az ´egi h´ att´er sz¨ urke a ´rnyalat´ u. Az ´egi ekv´ atori´ alis koordin´ atarendszer ´eszaki ir´ anya felfel´e mutat, a sz¨ og-sk´ ala a bal als´ o sarokban van felt˝ untetve. Az u ¨st¨ ok¨ os f´enyes diff´ uz korongja a k´epek k¨ ozep´en van, a h´ att´ercsillagok helyzet´enek megv´ altoz´ asa a k´et k´ep k´esz´ıt´ese k¨ oz¨ ott eltelt id˝ oben az u ¨st¨ ok¨ os l´ atsz´ o ´egi mozg´ asa miatt van (balr´ ol jobb fel´e mozdult el). A megfigyel´es idej´en az u ¨st¨ ok¨ os a Napt´ ol 4,50 CsE, a F¨ oldt˝ ol 3,50 CsE t´ avols´ agra volt a 2013. m´ arcius 10-i napk¨ ozels´ege fel´e k¨ ozeled˝ oben. A nagy napt´ avols´ ag ellen´ere a felv´eteleken m´ ar mintegy 15 ´ıvm´ asodperc l´ atsz´ o a ´tm´er˝ oj˝ u k´ oma figyelhet˝ o meg, amely k¨ ozel negyvenezer kilom´eter a ´tm´er˝ onek felel meg az u ¨st¨ ok¨ os t´ avols´ ag´ aban. (forr´ as: T´ oth Imre a ´ltal Piszk´estet˝ on k´esz´ıtett k´epfelv´etelek).
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
15
4. ´ abra. A C/2011 L4 (PANSTARRS) u¨st¨ok¨os 2013. m´arcius´aban szabad szemmel, illetve kis t´ avcs˝ ovel is megfigyelhet˝ o f´enyes u ¨st¨ ok¨ oss´e v´ alt az ´eszaki f´elteke lak´ oi sz´ am´ ara. Napnyugta ut´ an kb. egy o ´r´ aval k´esz¨ ult felv´etelen a nyugati horizont k¨ ozel´eben l´ atszott az u ¨st¨ ok¨ os: a k´ep als´ o harmad´ aban a fa´ agak k¨ ozel´eben, azokt´ ol jobbra (´eszak a ´tl´ osan jobbra felfel´e, a k´ep a ´tl´ oja kb. 8 foknak felel meg). A k´ep az u ¨st¨ ok¨ os napk¨ ozels´ege ut´ an 12 nappal k´esz¨ ult 2013. m´ arcius 22-´en 18:23:39 UT-kor Canon EOS 600D DSLR + Tamron 18-200 mm zoom teleobjekt´ıvvel f=200 mm-n´el (f/6,3) ISO 3200 ´erz´ekenys´eggel ´es 5 s expoz´ıci´ os id˝ ovel. A felv´etel k´esz´ıt´esekor az u ¨st¨ ok¨ os a Napt´ ol 0,48 CsE-re, a F¨ oldt˝ ol 1,19 CsE-re volt, 2013. m´ arcius 10-´en 0,30 CsE legkisebb t´ avols´ agra k¨ ozel´ıtette meg a Napot (forr´ as: T´ oth Imre a ´ltal Budapesten a Sv´ abhegyen k´esz´ıtett felv´etel).
Az LSST (Large-apeture Synoptic Survey Telescope) m´as elnevez´essel DMT, Dark Matter Telescope) a chilei Cerro Pachon hegys´eg El Pan´on nev˝ u cs´ ucs´an 2682 m tengerszint feletti magass´ agban lenne. Ez a k¨ozelj¨ov˝o nagy ´egbolt-felm´er˝o programja egy felfedez˝ o jelleg˝ u kutat´ asi projekt, amelynek t¨obb mell´ekeredm´enye is lehet: a Naprendszer u ´jabb kis ´egitesteinek felfedez´ese, Tej´ utrendszerbeli ´es extragalaktikus objektumok felfedez´ese, vizsg´alata (Cook ´es m´asok, 2001: BAAS vol. 33, AAS 199th mtg., 101.08, p. 1463 ). A 8,4 m´eter f˝ot¨ uk¨or-´atm´er˝oj˝ u, 6,9 m´eter effekt´ıv apert´ ura ´ atm´ ar˝ oj˝ u f¨ oldi optikai teleszk´op l´at´omez˝o ´atm´er˝oje 7 fokos lenne, emylet egy 3200 megapixeles (3,2 gigapixeles) ¨osszetett mozaik-detektorral ´ernek el, amelynek tudom´ anyos c´elra kihaszn´ alhat´o fel¨ ulete 189 darab, egyenk´ent 4096×4096 (16,8 megapixeles) ´erz´ekel˝ ob˝ ol ´ all. Egy 20 m´asodperces expoz´ıci´oval V=25 magnit´ ud´o l´atsz´o f´enyess´eg˝ u objektuma fotometriai megfigyel´ese lehets´eges, a hat´armagnit´ ud´o (detekt´ al´ as, felfedez´es, azonos´ıt´ as, m´ely-´eg objektumok ´eszlel´ese hossz´ u expoz´ıci´oval) 28 magnit´ ud´ o lenne. A V=25 magnit´ ud´oj´ u mozg´o objektumok felfedez´ese, azonos´ıt´asa 15-20 s expoz´ıci´ oval lehets´eges (hosszabb expoz´ıci´ok m´ar elh´ uz´od´o nyomot eredm´enyeznek, ami a fotometriai pontoss´agot cs¨okkenti). (Izevic ´es m´asok, 2007: Proc. IAU Sympos. 236, 2006, NEOs, Our Celestial Neighbors: Opportunity and Risk, szerk. Milani ´es m´ asok)).
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
16
A mai (2013) tervek szerint a megfigyel´esek az LSST-vel 2019-ben kezd˝odn´enek ´es mintegy 10 ´evig tartana a megfigyel´esi program. Az LSST alapvet˝o tudom´anyos c´elkit˝ uz´esei t¨ obbek k¨ oz¨ ott kozmol´ogiai kutat´asok (s¨ot´et anyag, gyenge gravit´aci´os lencs´ek), optikai (l´ athat´ o) f´enytartom´anyban tranziens megfigyelhet˝o tranziensek detekt´ al´ asa (n´ ov´ ak, szupern´ ov´ ak, gamma-kit¨or´esek optikai ut´of´enyl´esei), a Tej´ utrendszer objektumainak felt´erk´epez´ese (´ ujak felfedez´ese, azomos´ıt´asa), valamint a Naprendszer r´eszletes felt´erk´epez´ese (´ uj ´egitestek felfedez´ese: kis- ´es t¨orpebolyg´ok, u ¨st¨ok¨os¨ok felfedez´ese) - t¨ obbek k¨ oz¨ ott f¨oldk¨ozeli objektumok ´es Neptunuszon-t´ uli objektumok felfedez´ese. A transzneptun objektumokat 100 CsE t´avols´agban. Csillagfed´esek megfigyel´es´evel (t´ avoli h´ att´ercsillagok f´enyess´eg´enek cs¨okken´ese el˝ott¨ uk elvonul´o, a csillagf´enyt r¨ ovid ideig eltakar´ o transzneptun-objketumok ´altal) tov´abbi Neptunuszon-t´ uli objektumok, u ¨st¨ ok¨ os¨ ok, illetve f¨oldk¨ozeli objektumok felfedez´ese is lehets´eges lesz. Az LSST program eredm´enyek´ent a Kuiper-¨ov ´es a transzneptun-¨ovezet (sz´ort-korong objektumok is), illetve a bels˝ o Oort-felh˝o t´erbeli (3-dimenzi´os) t´erk´epe is elk´esz´ıthet˝o lesz. A v´ arakoz´ asok szerint az LSST megfigyel´esei ´altal a transzneptun-z´on´aban ismert objektumok sz´ ama a mainak 25-sz¨or¨os´ere vagy ak´ar 150-szeres´ere is n¨ovekedhet ´es a 100 km-n´el kiseeb ´ arm´er˝ oj˝ u objektumok is megfigyelhet˝oek lesznek (Trujillo, 2008: Solar System Beyond Neptune, szerk. M.A. Barucci ´es m´asok, Univ. Arizona Press, Tucson, pp. 573-585), ¨ osszesen mintegy 20000 ismert TNO lesz ´es az LSST-vel a 10 km-es TNO-k is ismertt´e v´ alnak majd (Jones ´es m´asok, 2008: Bull. Amer. Astron. Soc. 40, 32.10). A v´ arakoz´ asok szerint az LSST felfedezn´e a 250 m´etern´el nagyobb ´atm´er˝oj˝ u f¨oldk¨ ozeli objektumok 90%-´ at (mintegy 100000 objektumot) ´es a 140 m´eter ´atm´er˝oj˝ uek mintegy 70%-´ at. S˝ ot, ami az u ¨st¨ok¨os¨ok kutat´asa ter´en igen fontos, hogy a bels˝o Oort-felh˝ o objektumait ∼100 CsE napt´avols´agban felfedezn´e, ´ıgy az Oort-felh˝o olyan u ¨st¨ ok¨ oseit is, amelyek m´eg csak a bels˝o Oort-felh˝oben j´arnak ´es a Naprendszer bels˝o t´ers´egei fel´e k¨ ozelednek ´es ´evtizedek m´ ulva ´ernek napk¨ozelbe a bels˝o Naprendszerben, esetleg a F¨ old k¨ ozel´ebe. Nem csak feldfedezn´e, hanem k¨ovetm´e is a felfedezett objektumokat a pontos p´ alyameghat´ aroz´as c´elj´ab´ol, s˝ot az objektumok fizikai tulajdion´asgair´ol ´es k´emai ¨ osszet´etel´er˝ ol is fontos inform´aci´oot adhatnak majd az LSST megfigyel´esi adatok (pl. fotometriai adatok). Az LSST ´ altal felfedezett ekliptikai, de f˝oleg Oort-felh˝ovel kapcsolatos u ¨st¨ok¨os¨ok felfedez´ese ´es a magjuk fotometri´aja nagyban el˝oseg´ıten´e 1) a szubkilom´a´eteres m´eret˝ u ekliptikai u ¨st¨ ok¨ osmagok vizsg´ alat´at, illetve 2) egy´altatl´an az Oort-felh˝ovel kapcsolatos u ¨st¨ ok¨ osmagok m´ereteloszl´es´ anak meghat´aroz´as´at. Ehhez a SEPPCoN program eredm´enyei alapj´ an 100-200 k¨ oz¨ otti sz´am´ u u ¨st¨ok¨osmag m´eret´enek meghat´aroz´asa lenne sz¨ uks´eges (de leghal´ abb mintegy 100 u ¨st¨ok¨osnek).
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
17
Az u ¨st¨ ok¨ osmagok ´es m´ as kis ´egitestek m´eret´enek ´es fizikai tulajdons´agaik (albed´o, h˝ om´ers´eklet, h˝ otehetetlens´eg) meghat´aroz´as´ara a l´athat´o f´enytartom´anyban v´egzett megfigyel´eseken k´ıv¨ ul fontos lenne a term´alis infrav¨or¨os, esetleg a szubmillim´eteres tartom´ anyban is megfigyel´eseket v´egezni. A k¨ozelj¨ov˝oben sajnos m´ar nem ´allnak rendelkez´esre infrav¨ or¨ os csillag´aszati mesters´eges holdak, mint p´eld´aul az ISO, Spitzer ´es Herschel, ez´ert megfelel˝ o f¨ oldi infrav¨or¨os csillag´aszati teleszk´opok ´allnak csak rendelkez´esre, mint p´eld´ aul a Gemini, Keck NASA IRTF, ESO nagy teleszk´opjai, de ezekre igen neh´ez m˝ uszerid˝ ot kapni. A NASA James Webb Telescope (JWST, kor´abbi nev´en NGST, New Generation Space Telescope) 6,5 m´eteres teleszk´opja az term´alis infrav¨ or¨ osben is tudna megfigyel´eseket v´egezni egyes, m´ar kor´abban felfedezett objektumokr´ ol. Az u ´j u ˝rteleszk´ op ind´ıt´as´ara a tervek szerint 2018-ban ker¨ ulne sor (NASA JWST friss´ıtett honlapja: http://www.jwst.nasa.gov/about.html). A JWST Naprendszer objektumokkal kapcsolatos kutat´asi lehet˝os´egeir˝ol t¨obbek k¨oz¨ott Cochran (1998: ASP Conf. Ser. Vol. 133, 188) ad ¨osszefoglal´o ismertet´est. Ebb˝ol kit˝ unik, hogy a kisbolyg´ ok f˝ o¨ ov´enek t´avols´ag´aban ´es azon t´ uli, p´eld´aul a t´avoli transzneptunovezet objektumainak megfigyel´ese ker¨ ¨ ulne el˝ot´erbe ´es nincs sz´o ebben u ¨st¨ok¨os¨ok megfigyel´es´er˝ ol. Arra gondolok, hogy a Naphhoz k¨ozeli u ¨st¨ok¨os¨ok gyors l´atsz´o mozg´ as´ at a m˝ uszer nem tudn´ a pontosan, rezg´esmentesen k¨ovetni (esetleg le is van tiltva a t´ ul gyors k¨ ovet´esi mozgat´ as), de a t´avoli, lass´ uu ¨st¨ok¨os¨oket esetleg igen - b´ar ezek t´ ul halv´ anyak is lehetnek, de az eml´ıtett cikk erre nem t´er ki. Marad az egy´ebk´ent ig´eretes ALMA projekt (Atacama Large Millimeter/subMillimeter Array, Chajnator-fenns´ık, Chile, 5000 m´eterrel a tengerszint felett) ¨osszesen 66 darab egyenk´ent 12 m ´es 7 m ´atm´er˝oj˝ u antenn´akb´ol ´all´o teleszk´oprendszere, amellyel a 0,3-9,6 mm tartom´ anyban lehet ´eszlelni ´es 2011. szeptember´et˝ol m´ar megfigyel´eseket is v´egeznek vele. Az ALMA a Naprendszer kis ´egitestei (f¨oldk¨ozeli, f˝o-¨ovbeli kisbolyg´ ok, transzneptun-objektumok ´es u ¨st¨ok¨os¨ok) megfigyel´es´ere is j´ol haszn´alhat´o. Az u ¨st¨ ok¨ os¨ ok megfigyel´esi lehet˝os´egeit Bockel´ee-Morvan (2008: Astrophys. Space Sci. 313, 183) ismerteti. Az ALMA lehet˝os´eget teremt az u ¨st¨ok¨os¨okben u ´j molekul´ak felfedez´es´ere, izomerek vizsg´ alat´ara, izot´opok azonos´ıt´as´ara, izot´op-ar´anyok meghat´aroz´ as´ ara, az u ¨st¨ ok¨ os¨ ok k¨ oz¨ otti k´emiai ¨osszet´etelben megl´ev˝o hasonl´os´agok ´es k¨ ul¨onbs´egek tanulm´ anyoz´ as´ ara. Az u ¨st¨ok¨os¨ok aktivit´asa is nyomonk¨ovetket˝o a p´alya ment´en. Az u ¨st¨ ok¨ os¨ ok magja is detekt´alhat´o: p´eld´aul a Napt´ol ´es F¨oldt˝ol egyform´an 1 CsE t´ avols´ agban l´ev˝ o 2 km ´ atm´er˝ oj˝ u mag az ALMA 5 km-es b´azisvonal´an 1 ´or´as integr´aci´os id˝ ovel 0,8 mm-es hull´ amhosszon 5σ-val. K´erd´es azonban, hogy minden esetben lesz-e m˝ uszerid˝ o biztositva, azaz csak rendk´ıv¨ uli esetekben, mint p´eld´aul helysz´ıni u ¨st¨ok¨osszond´ as u ˝rmisszi´ ok f¨ oldi el˝ ok´esz´ıt´es´ere, t´amogat´as´ara, illetve rendk´ıv¨ ul f´enyes ”nagy” u ¨st¨ ok¨ os¨ ok megfigyel´es´ere lesz csak lehet˝os´eg az ALMA-val? ´ Erdemes megeml´ıteni kisebb u ˝rt´avcs˝ovel megval´os´ıtott, illetve tervezett objektumkeres˝ o programot is. A NASA WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) infrav¨or¨os csillag´ aszati mesters´eges holdja 2009. ´es 2011. k¨oz¨ott m˝ uk¨od¨ott ´es 40 cm-es objekt´ıv atm´er˝ ´ oj˝ u optik´ aj´ aval a Naprendszerben 70-100 K h˝om´ers´eklet tartom´anyba es˝o ´egitesteket tudott detekt´ alni (a Kuiper-¨ov objkektumokat nem, mert azok enn´el alacsonyabb h˝ omers´eklet˝ uek). A f¨ oldk¨ ozeli objektumok megfigyel´es´et, felfedez´es´et c´elul t˝ uz˝o kiterjesztett programja a NEOWISE n´even futott 2010. okt´ober´eben egy h´onapon ´at, amelynek sor´ an 20 u ¨st¨ ok¨ ost fedezett fel. NEOWISE a programja sor´an mintegy 153 ezer f˝ o-¨ ovbeli kisbolyg´ ot figyelt meg ´es ebb˝ol 33 ezer u ´j aszteroid´at fedezett fel (akkor osszesen mintegy f´el milli´ ¨ o kisbolyg´o volt lajstromozva, forr´as: http://www.nasa.gov/mission pages/WISE/news/wise20110201.html). A NEOWISE programban 17 u ¨st¨ ok¨ ost, 129 f¨oldk¨ozeli kisbolyg´ot (NEA), 21 potenci´alisan vesz´elyes kisbolyg´ ot (PHA) fedezett fel (forr´as: NASA JPL NEO, http://neo.jpl.nasa.gov/stats/wise/)
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
18
A f¨ oldk¨ ozeli objektumok keres´es´ere, felfedez´es´ere, lajstromuk b˝ov´ıt´es´ere erre a c´elra k´esz´ıtett speci´ alis u ˝rteleszk´opokkal v´egrehajtand´o programokat terveznek a k¨ovetkez˝ o ´evekben. Ezek egyike a NASA NEO Star (m´as elnevez´essel NEO Survey Observatory) programja. (D.K. Yeomans, 2010, NASA JPL: http://www.nasa.gov/pdf/478018main 10-08 Yeoman NEO.pdf). A NEO Star egy bolyg´ ok¨ ozi szonda fed´elzet´ere telep´ıtett 50 cm-es objekt´ıv ´atm´er˝oj˝ u ´es a term´alis infrav¨ or¨ osben ´erz´ekel˝ o k´et u ˝rteleszk´op, amelyek a V´enusz p´aly´aj´ahoz k¨ozel, egym´ashoz k´epest a Nap ´ attellenes oldal´an keringen´enek a Nap k¨or¨ ul. Ezek az u ˝rszond´ak v´arhat´ oan t¨ obb u ´j u ¨st¨ ok¨ ost is felfedezhetn´enek, amelyeket a f¨oldi teleszk´opokkal nem lehetne felfedezni. Az ´ertekez´esben ismertetett m´odszer alkalmaz´asi lehet˝os´ege az ´egbolt-felm´er˝o programok ´ altal megfigyelt u ¨st¨ ok¨ osmagok f´eny´enek a k´om´a´et´ol val´o elv´aszt´as´ara. A nagy ´egbolt-felm´er˝ o programok ´ altal k´esz´ıtett k´epfelv´eteleken l´ev˝o u ¨st¨ok¨os¨ok magj´anak ´es k´ om´ aj´ anak sz´etv´ alaszt´ as´ ara a k¨ovetkez˝o elj´ar´as alkalmaz´asa lenne c´elszer˝ u: ¨ ok¨ 1. Ust¨ os keres´es (a) Eset: ha nem tudjuk, hogy van-e a felv´etelen u ¨st¨ok¨os - ´altal´anos u ¨st¨ok¨oskeres˝ o elj´ ar´ as - mozg´o ´es lehet˝oleg diff´ uz (nem csillagszer˝ u) objektum keres´ese. (b) Eset: ha tudjuk, hogy a felv´etelen van u ¨st¨ok¨os - azonos´ıt´as, az optocentrum kozel´ıt˝ o pixel-koordin´at´ainak elt´arol´asa. 2. Pontforr´ as eset´en (pl. inakt´ıv u ¨st¨ok¨os, aszteroid): a csillagokra alkalmazott fotometriai m´ odszerek valamelyik´enek alkalmaz´as´aval kifotometr´alni az objektumot. 3. Az objektum jellegzetesen u ¨st¨ok¨os (nem pontforr´as, van diff´ uz k´oma): Az ´ertekez´esben ismertetett m´ odszer alkalmaz´asa: (a) A k´ oma f´enyess´egeloszl´as´anak meghat´aroz´asa az alkalmazand´o k´oma-modell megv´ alaszt´ asa c´elj´ ab´ol. (b) Az optocenter szubixel poz´ıci´oj´anak meghat´aroz´asa. (c) Estleges jitter alkalmaz´asa (a telesz´op mechanikai vibr´aci´oj´ab´al ad´od´o pontatlans´ ag figyelembe v´etele). (d) Annak megvizsg´ al´asa, hogy az ´ertekez´esben ismertetett m´odszer alkalmazhat´ o-e az u ¨st¨ ok¨osmag/k´oma f´eny´enek sz´etv´alaszt´as´ara. Amennyiben alkalmazhat´ o a m´ odzser, akkor a mag ´es k´oma modell illeszt´ese a megfigyelt f´enyess´eglefut´ ashoz a k¨ovetkez˝o, v´azlatosan ismertett l´ep´esek szerint: (e) A megfigyel´eskor haszn´alt kamera fotometria kalibr´aci´oj´anak figyelembe v´etel´evel a mag f´enyess´eg´enek csillag´aszati nemzetk¨ozi fotometriai rendszerben val´ o megad´asa. 4. Az elj´ ar´ as sor´ an meghat´arozott adatok elt´arol´asa, ki´ert´ekel´ese: a mag szubpixel poz´ıci´ oj´ anak meg˝ orz´ese, az esetlegesen alkalmazott jitter m´ert´ek´enek sz´amszer˝ u elt´ arol´ asa, mag, k´ oma fotometriai param´eterei az hiba (illeszt´esi hiba, kalibr´aci´os hiba) felt˝ untet´es´evel, por kibocs´at´asi aktivit´assal ¨osszef¨ ugg˝o param´eter (Af ρ) meghat´ aroz´ asa. Az elj´ ar´ as csak r´eszben aut´omatiz´alhat´o, mert a k´oma f´enyess´egeloszl´as´anak meghat´ aroz´ asa, illetve a f´enyess´egprofilok egym´ashoz illeszked´esi min˝os´eg´enek eld¨ont´ese az illesztend˝ o param´eterek finomhangol´as´at ig´enyli, ami interakt´ıv beavatkoz´ast ig´enyel, hiszen az emberi szem ebben a legjobb eszk¨oz. Az interakt´ıv alkalmaz´as a megfigyelt objektumok (megtal´ alt u ¨st¨ ok¨os¨ok) kis sz´ama eset´en kivitelezhet˝o (l. Pan-STARRS, NEOWISE), de probl´ema lehet a felfedeztett objektumok v´arhat´oan nagy sz´ama eset´en, mint p´eld´ aul amit az LSST programt´ol v´arhatunk.
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
19
Egy´ eb megjegyz´ esek: K¨ ul¨ on k¨ osz¨ on¨ om az ´ertekez´es nyelvezet´ere vonatkoz´o ´eszrev´eteleket, b´ır´alatokat, amelyek a k´es˝ obbiek sor´ an hasznos´ıthat´ok az ´ertekez´esre alapozott magyar nyelv˝ u munk´ ak elk´esz´ıt´esekor. B´ ar nem ments´eg, de val´osz´ın˝ uleg a nagy terjedelm˝ u, magyar nyelven meg´ırt k¨ ozel 200 oldalas ´ertekez´es viszonylag gyors elk´esz´ıt´es´enek nyom´asa is k¨ ozrej´ atszhatott a helyes´ır´ asi, nyelvezeti hib´ak el˝ofordul´as´ahoz, a sz¨ovegben val´o bennmarad´ as´ ahoz. Egy, a nyomtat´og´ep ´altal ´erz´ekelt hiba miatt a g´ep ´altal u ´jra ind´ıtott nyomtat´ as k¨ ovetkezt´eben el˝ofordult egy ´eszrev´etlen¨ ul maradt ´es r´eszben megism´etelt nyomtat´ as, ami az adott p´eld´any gyors ellen˝orz´ese helyett egy t¨ uzetesebb atn´ez´essel elker¨ ´ ulhet˝ o lett volna. Eln´ez´est k´erek a sz¨oveg olvas´as´aban okozott neh´ezs´egek´ert. Az egy´eb ´eszrev´etelekre a k¨ ovetkez˝oket v´alaszolom: Vannak a magyar, illetve angol nyelv˝ u szakirodalomban egym´asnak megfelel˝o ´es gyakran haszn´ alatos, megszokott kifejez´esek. P´eld´aul a ”genetic”: genetikus, genetikai, fejl˝ od´esi, fejl˝ od´est¨ort´eneti, sz´armaz´astani jelent´es˝ u. Val´oban, tal´an szerencs´esebb lett volna a felsorolt magyar kifejez´esek k¨oz¨ ul valamelyiket haszn´ alni a dolgozatban, b´ ar szakmai k¨or¨okben az idegen sz´o is ´erthet˝o a sz˝ ukebb tudom´ anyos probl´ema taglal´asakor. 33-34. o.: a felsorol´ as form´at az´ert v´alaszottam, mert a sz´and´ekom az volt, hogy er˝ osen kiemeljem, kihangs´ ulyozzam a m´ar t´ ulhaladott kor´abban elterjedt tudom´ anyos meg´ allap´ıt´ asokat, ´all´ıt´asokat. 72. o., 28. ´ abra: A 46P/Wirtanen-¨ ust¨ok¨os magj´anak R-ben ´es V-ben megfigyelt f´enyv´ altoz´ as´ at mutat´ o f´enyg¨orb´ek nem elegend˝oen s˝ ur˝ u mintav´etelez´ese okozhatja, hogy nem t˝ unnek peri´odikusnak. Ez gyakori probl´ema az u ˝rt´avcs¨oves ´es f¨ oldi nagy teleszk´ opokkal t¨ort´ent megfigyel´esek eset´en, mert a m˝ uszerid˝o igen korl´ atozott, ami nem mind´ıg teszi lehet˝ov´e a kedvez˝o mintav´etelez´est, illetve kell˝ oen hossz´ u id˝ osor felv´etel´et. Ett˝ol eltek´ıntve az agyszer˝ u tengelyk¨or¨ uli forg´ ast v´egz˝ ou ¨st¨ oq-k¨ osmag f´enyg¨orb´ej´et siker¨ ult megfigyelni ´es a forg´asi peri´odust meghat´ arozni. T¨ obb ellenvet´esem is lenne a 88. o. 41. ´abr´aj´an bemutatott u ¨st¨ok¨osk´oma ´es Nap m´eret´enek ¨ osszehasonl´ıt´as´anak ´abr´aval t¨ort´en˝o szeml´eltet´es´enek megk´erd˝ojelez´es´evel kapcsolatban: 1. A 2007-ben szuperkit¨or´est mutat´o 17P/Holmes-¨ ust¨ok¨os k´oma m´eret´enek a Nap m´eret´evel val´ o ¨osszehasonl´ıt´asa m´eg a csillag´aszok ´es fizikusok sz´am´ara sem mid´ıg azonnal nyilv´anval´o, ´es mint egy ilyen rendk´ıv¨ uli ´egi esem´enynek egy tal´ al´ o sz´ep ´ abr´an val´o szeml´eltet´ese, az esem´enyre ak´ar ´evekkel, ´evtizedekkel k´es˝ obb val´o eml´ekeztet´esre nem ´art m´eg egy MTA doktori dolgozatban sem. A hihetetlennek t˝ un˝o ´ori´asi l´atv´anyos k´oma m´eret´enek a Nap´eval val´ o¨ osszehasonl´ıt´as´anak szeml´eltet´ese meg´er egy ´abr´at. 2. Az MTA K¨ onyvt´ ar Repozit´oriuma t´arolja az ´ertekez´eseket ´es azok az interneten is hozz´ af´erhet˝ok. Egy MTA doktori ´ertekez´est nem csak a sz˝ uk szakmai k¨ or¨ ok (pl. csillag´aszok ´es fizikusok) olvasnak, hanem el˝ofordulhat az is, hogy szakm´ an k´ıv¨ ul´all´ok, p´eld´aul ak´ar biol´ogusok (asztrobiol´ogusok), k´emikusok, matematikusok, s˝ot b¨olcs´eszek is kez¨ ukbe veszik a k¨otetet, vagy az interneten a PDF f´aljt (´allom´anyt) b¨ong´eszik.
T´ oth Imre: V´ alaszok Csabai Istv´an opponens k´erd´eseire
20
Az ´ertekez´est interneten ´es a k¨onyvt´ari t´arol´as miatt ak´ar a laikus k¨oz¨ons´eg is n´ezegeti, olvasgatja a k¨onyvt´arakban vagy az interneten. A szakk¨onyvt´ arak ´es az internet a sz˝ uk szakmai k¨orn´el j´oval sz´elesebb olvas´ok¨oz¨ons´eget biztos´ıtanak (hallgat´ok is, k´ıv¨ ul´all´ok is). Nem ´art teh´at, ha a Nap m´erete ´es a szuperkit¨ or´esben lev˝o par´anyi ´egitest ´ori´asira n˝ott k´om´aj´anak m´erete a sz´ obanforg´ o´ abr´ an ¨osszehasonl´ıt´asban szerepel, ´ıgy a sz´elesebb k¨oz¨ons´eg is k´epet alkothat a jelens´egr˝ol ´evekkel vagy ak´ar ´evtizedekkel k´es˝obb is. Egy´ebk´ent pedig ma u ´gy n´ez ki, hogy a nyomtat´asban meg˝orz¨ott m˝ uvek el˝ orel´ athat´ olag sokkal hosszabb ideig fennmaradnak, meg˝orz˝odnek, mint a digit´ alisan t´ aroltak. 3. Stevenson ´es Kleyna (2010: Astron. J. 139, 2230-2240) 1. ´abr´aja val´oban sz´ep kivitel˝ u, de nem mutatja a mag/k´oma val´odi m´eretbeli k¨ ul¨onbs´eg´et, mert a mag (magok, magt¨ored´ekek) a jobb oldali panelen m´eg egy kisebb k´ om´ aval (k´ om´ akkal) vannak burkolva (diff´ uz optocenterek, ”mini-¨ ust¨ok¨os¨ ok”). Az 1-2 km ´atm´er˝oj˝ u kis testek nem l´athat´ok ´es nem ´erz´ekelhet˝oek a k´epen. M´eretsk´ala csak az ´abraal´a´ır´asb´ol lenne kisz´am´ıthat´o a k´ep m´erete ´es az u ¨st¨ ok¨os megfigyel˝ot˝ol val´o t´avols´ag´anak ismeret´eben. Teh´at a mag/k´ oma m´eret ¨osszehasonl´ıt´asra sem alkalmas Stevenson ´es Klyena (2010) 1. ´ abr´ aja ´es nem is helyettes´ıtheti az u ¨st¨ok¨os-Nap vagy u ¨st¨ok¨osJupiter l´ atsz´ o m´ereteket k¨ozvetlen¨ ul ´es azonnal ¨osszehasonl´ıt´o szeml´eletes k´epeket. Szerintem nem ´art m´eg egy MTA doktori ´ertekez´esben sem bemutatni egy l´ atv´anyos ´es val´oban ¨osszehasonl´ıt´asra alkalmas ´abr´at egy ilyen rendk´ıv¨ uli ´egi esem´eny kapcs´an. A Stevenson ´es Kleyna (2010) 1. abr´ ´ aja az u ¨st¨ ok¨ os szuperkit¨or´ese r´eszletesebb elemz´esehez nagyon alkalmas illusztr´ aci´ o lenne, de ez t´ ulmutatna az ´ertekez´esen. Esetleg ink´abb mindk´et abr´ ´ at ´erdemes lett volna egy¨ utt bemutatni (¨ ust¨ok¨os-Nap m´eret´enek ¨osszehasonl´ıt´ asa ´es a Stevenson-Kleyna cikk 1. ´abr´aja). 128-129. o. 62-63. ´ abra m´as reprezent´aci´oban: az objektumokat a sz´ınindexeik alapj´ an 3-dimenzi´ os ´ abr´ an t¨ort´en˝o ´abr´azol´asa val´oban l´atv´anyos lenne, amelynek megval´ os´ıt´ as´ an ´erdemes elgondolkozni, de a statisztikus vizsg´alat eredm´enyeit felt´etlen¨ ul sz¨ uks´eges bemutatni ´es ezeket az ´abr´ak eredeti form´aja szerintem jobban ´es ´ attekinthet˝ obben adja vissza.
Budapest, 2013. m´ ajus 27. T´oth Imre
