MEGSZONDÁZZUK A NAPRENDSZERT

Kereszturi Ákos
Collegium Budapest,
Mars Asztrobiológia Kutatócsoport

A Naprendszer űrszondás kutatása reneszánszát éli napjainkban (lásd 1. táblázat ). Az elmúlt években előtérbe került az apró égitestek vizsgálata, de a Holdhoz is több szonda indult. A Mars vizsgálata - az élet lehetősége miatt - továbbra is kiemelt témakör, és a Szaturnusz holdrendszerének elemzése is reflektorfénybe került. Az alábbiakban e témakörökből emelünk ki néhányat, különösen az elmúlt években született újdonságokra fókuszálva a Csillagászat Nemzetközi Éve kapcsán. A cikk végén rövid összefoglalóval kapcsoljuk össze az új ismereteket, és megemlítjük az egyes témakörökhöz kapcsolódó hazai kutatásokat is az irodalomjegyzékben.

Belső szomszédaink és a Hold

A Messenger-űrszonda 2008. január 14-én és október 6-án is megközelítette a Merkúrt, a legbelső bolygót, megörökítve eddig ismeretlen területeinek nagy részét. Kiderült, hogy míg a bolygó belseje vasban gazdag, felszíne meglepően kevés vasat tartalmaz. A hatalmas becsapódásos Caloris-medence a holdi tengerekkel ellentétben nem sötétebbnek, hanem világosabbnak mutatkozott a környezeténél. Az új mérések alapján pedig a korábban 1300 km-esnek tartott Caloris-medence kissé nagyobb, 1550 km átmérőjű. Viszonylag fiatal, sötét aljzatú és törmeléktakarójú kráterek is mutatkoztak a bolygón (1. ábra ). Emellett több, korábban ismeretlen vulkáni központot is azonosítottak, némelyiknél a robbanásos kitörés után visszahullott törmelék is látszik.

A Venus Express-űrszonda eredményei alapján a Vénusz bolygó egyenlítője és az 55 fokos vénuszrajzi szélessége közötti zónában a szélsebesség erősen változik a magassággal: a 66 km magasan mérhető 370 km/h-s áramlás a felszín feletti 45-47 kilométeres magasságig ereszkedve 210 km/h-ra csökken - tehát a felhők tetején sokkal erősebb a szél a Vénuszon. A sarkokhoz 65 fokos szélességnél közelebb nagy örvényalakzat mutatkozik, ahol a szélsebesség a magasságtól független, és az örvény közepén majdnem nulla. Általában elmondható, hogy a szélsebesség erősen függ a helyi időtől, a Nap látszó magasságától. A helyi délutáni és esti szelek lényegesen erősebbek, mint a délelőttiek és a reggeliek (2. ábra).

A Galileo-űrszonda régi infravörös méréseinek újabb elemzése alapján a Vénusz felszínén lévő kiemelt és összegyűrt, tesszeráknak nevezett területek sugárzásuk alapján gránithoz hasonló anyagból állnak. A gránit a Földön szubdukcióra (alábukásra) és víztartalmú közegre utal, ezek pedig globális lemeztektonikát és egykori óceánok létét jelentik. Ha a későbbiekben bebizonyosodik, hogy valóban gránit van a Vénuszon, az erős érvet jelentene a bolygó ősi óceánjai és lemeztektonikája mellett. Ám ha létezett is egy kezdeti vizes állapot, az feltehetően nem sokáig, talán néhány százmillió évig tartott. A Nap fokozatosan erősödő sugárzása és a földinél kisebb naptávolság miatt az óceán elpárolgott, majd a vízmolekulák jó része elszökött. Vízburok hiányában a légköri széndioxid nem vált ki üledékes kőzeteket alkotva, és a légkörben maradva létrehozta a mai erős üvegházhatást.

A Hold egyre több ázsiai állam szemében érdekes célpont, ahol tesztelheti, illetve látványosan demonstrálhatja technikai tudását egy-egy szondával. Ezek közül 2008. november 13-án, magyar idő szerint 16 óra körül a Holdba csapódott az indiai Chandrayan-1 űrszonda 35 kg-os egysége. A felszínt 25 percnyi szabadesés után érte el, miközben felvételeket készített.

A Hold kutatásának egyik izgalma kérdése, hogy van-e jég a sötét sarkvidéki kráterek fenekén - az eddigi megfigyelések alapján ugyanis ezt nem sikerült egyértelműen eldönteni. A japán Selene-űrszondának a déli sarki 21 km-es Shackleton krátert mutató felvételein nem volt nyoma felszíni jégtakarónak, igaz a szakemberek törmelékréteg alatti jeget feltételeznek (3. ábra). Eközben a Hold körül keringő kínai Chang’e-1 űrszonda elkészítette kísérőnk eddigi  legrészletesebb, 38 millió km2-t lefedő térképét. A 120 méter felbontású képekből összerakott térkép részletessége valamivel meghaladja az amerikai Clementine- űrszonda adatainak 200 méteres felbontását.

A víznyomában a Marson

A vörös bolygó kutatásában még mindig fontos motiváció a mai vagy az egykori élet lehetőségének keresése, és így a bolygó különféle felszínformáinak és keletkezésüknek a megértése. A bolygó fejlődéstörténetének egyik nagy kérdése, hogy miért nincsen sok karbonátos üledék a Marson. Egykor vízvolt a felszínen, amiben a légköri szén-dioxid oldódhatott és karbonátos kőzetek formájában válhatott ki. A korábbi feltételezések alapján az ősi vizek savas kémhatása gátolhatta meg a karbonátok kiválását.

A Mars Reconnaissance Orbiter űrszonda (MRO) eredményei alapján végre nagyobb mennyiségben előforduló karbonátokra akadtak a felszínen, amelyeket egy 1500 km átmérőjű becsapódásos kráterben lévő Nili Fossae alakzatban azonosítottak. Eszerint mégis voltak semleges vagy lúgos kémhatású ősi vizek. Szintén az egykori élet lehetőségével kapcsolatos új eredmény, hogy a Vernal kráter déli részén olyan utóvulkáni hévforrások nyomát azonosították, ahol egykor meleg víz cirkulálhatott a kőzetek repedéseiben (4. ábra). Részletes vizsgálatukra azonban csak a felszínen nyílna majd lehetőség.

A Mars közelmúltját tekintve egyre több megfigyelés utal arra, hogy éghajlata közel 10 millió éves időskálán ingadozik. A forgástengelyt stabilizáló nagy tömegű hold hiányában erősen változik a bolygó tengelyferdesége, és a sarki jégsapkák anyaga időnként részben az egyenlítő vidékére vándorol, illetve egyes szélességi zónákban a porral együtt kifagy a felszínre. A mai éghajlaton nem mindenhol stabil az utóbbi réteg; ahol jégtartalma szublimál, a porszemcsék összeroskadnak. Mivel mind a réteg képződése, mind pusztulása a beeső napsugárzással kapcsolatos, ezért az eltérő kitettségű lejtőkön eltérő alakzatok azonosíthatók, amelyek a változó besugárzással, kifagyással kapcsolatban keletkeztek - segítségükkel a korábbi éghajlatra következtethetünk.

A bolygó mai felszíni viszonyait tekintve is kiemelkednek az élet lehetőségével kapcsolatos megfigyelések [3]. Földi távcsöves mérésekkel is sikerült a metán jelenlétét megerősíteni a Mars légkörében. A felszín alól szivárgó gáz koncentrációja az ottani tavasszal és nyáron a legmagasabb. Talán a felszín alól olyan repedéseken keresztül jut a gáz a légkörbe, amelyek a télen kifagyó jég miatt elzáródnak, majd nyáron ismét szabaddá válnak. Egy-egy aktív térségben a felszín alól szivárgó gáz mennyisége legalább 0,6 kg/s, ami bolygónkon a földgázmezők természetes szivárgásának nagyságrendjébe esik. Olyan területek felett mutatkozik sok metán, ahol ősi felszíni vízre vagy mai felszín alatti jégre utaló nyomok is vannak - például az Arabia Terra, a Nili Fossae vagy a Syrtis Maior térségében. A metán származhat vulkáni gázkibocsátásból, de akár biogén eredetű is lehet.

A Mars északi sarkvidékén leszállt Phoenix-űrszonda közvetlenül igazolta a felszín alatt 6-10 cm mélyen kezdődő vízjég jelenlétét és a poligonoknak nevezett alakzatok képében sarkvidéki éghajlatváltozások nyomait is (5. ábra). A marstalajban kis mennyiségben agyagásványokat és karbonátokat talált, éjszakai dér képződését, máskor pedig a felhőkből hulló hópelyheket figyelt meg. Az eredmények alapján a poláris térségben a mai jég mellett [6] egykor kevés folyékony vízlehetett a felszín alatt, és akár extrém körülményeket kibíró életformák is fennmaradhattak. Néhány megfigyelés alapján pedig elképzelhető, hogy akár a szonda működése idején is jelen lehetett folyékony víz az olvadáspontot csökkentő összetevők miatt, többek között a szonda leszállólábán.

Izgalmas jégholdak az óriásbolygók körül

A Jupiter körül jelenleg nem kering űrszonda, így az Europa holdjáról is a korábbi megfigyelések elemzése adott új eredményeket. A színképek és különböző modellek alapján egy globális, lassú kémiai körforgás körvonalazódik az égitest esetében. Ennek keretében a világűrből különböző anyagok, köztük az Io vulkánjai által kibocsátott kén és kénvegyületek hullnak a felszínre. Ezek a napsugárzás és részecskebombázás segítségével a jégben különböző oxidokká, kénessavvá alakulnak, illetve hidrogén-peroxid is keletkezik mellettük. Egyes spektrumok alapján elképzelhető, hogy alkoholok, aldehidek, ammóniatartalmú anyagok is előfordulnak az Europa jégkérgében.

Míg a felszín oxidált jellegű, a jégpáncél alatti óceán fenekén a vulkáni központok redukált komponenseket juttatnak a vízbe. A kémiai modellek és a felszín összetétele alapján az Europa óceánja sós lehet, sok szulfát, magnézium, nátrium lehet benne oldott állapotban (6. ábra). A külső jégpáncél lassú, 10 millió éves időskálán részben újra beolvad, illetve újrafagy. Mindezektől oxidált anyagok jutnak a vízbe, amelyben a mélyről származó redukált komponensekkel keveredve aktív kémiai környezetet eredményezhetnek.

A Szaturnusz körül keringő Cassini-űrszonda a gyűrűk vizsgálata során anyagcsomókat azonosított. Körülbelül 10-50 méteres, hosszúkás testek mozognak a rendszerben, amelyek az apró szemcsék összetapadásával keletkeznek. Amikor túl nagyra nőnek, szétdarabolódnak, majd véletlen ütközések révén újra összetapadnak, tehát lassan változik méretük és cserélődik anyaguk. A diffúz G-gyűrűben egy 250 km széles, 150 ezer km hosszú, a környezeténél fényesebb ív mutatkozott. Ennek belsejében sikerült egy fél km-es holdat azonosítani, amely a gyűrű anyagának forrása. Kiderült továbbá, hogy az 1500 km átmérőjű Rhea holdat 1600 és 6000 km közötti távolságban több kisebb gyűrű övezi. A cm-es testekből álló gyűrűk feltehetően a Rhea holdba történt korábbi becsapódáskor kirepült törmelékeket tartalmazzák.

Az Enceladus hold déli sarkvidékén lévő repedéseiből anyagsugarak törnek elő (7. ábra). A bennük mozgó jégszemcsék és vízgőz 0,6 km/s körüli sebességét a számítások alapján robbanásszerű hevességgel párolgó folyékony víz adhatja - azaz víz lehet a felszín alatt. Az anyagsugarakban a H₂O mellett széndioxid, szén-monoxid és szerves molekulák is mutatkoztak. Eszerint nemcsak a vizes környezetek, hanem bennük a szerves összetevők is elterjedtebbek lehettek/lehetnek a Naprendszerben, mint korábban gondoltuk.

A Cassini-űrszonda fő célpontján, a Titanon  sikerült olyan sarkvidéki tavakat azonosítani, amelyek a felhőkből hulló metánesőktől keletkeztek és növekedtek. A 8. ábrán látható felvételpár felső tagja 2004. július 3-án, az alsó pedig 2005. június 6-án készült a 938 nanométeres infravörös hullámhosszon a Titan déli sarkvidékéről. A világos alakzatok a légkör alacsonyabb részében, a troposzférában mutatkozó felhők, amelyek néhány óra leforgása alatt változnak. Feltehetően ezekből hullik a metáneső, míg a sötétebb területek metántavakat jelölnek a felszínen. Közülük a képen látható legnagyobb, a babszem alakú Ontario-tó színárnyalata a két felvételen az eltérő megvilágítási szög miatt különbözik. A bekarikázott területen megfigyelhető, hogy a két fotó rögzítése között újabb sötét foltok, azaz tavak képződtek, feltehetően az esőzésektől a mélyedéseiben felhalmozódott metánból.

Apró égitestek vizsgálata

A Stardust-űrszonda mintagyűjtőjében a Wild-2 üstökösből több mint egymillió szemcse maradt. Ezeket az eddigi vizsgálatok alapján főleg szilikátok és szulfidok alkotják. A strukturálatlan szerkezetű szemcsék többnyire laza aggregátumok, amelyekben a kisebb és nagyobb szemcsék összetétele hasonló. Míg a jeges anyag csillagunktól távol, alacsony hőmérsékleten kondenzálódott, a szemcsék anyagának közel 10%-a a Naphoz igen közel keletkezett, és arra utal, hogy erős sugárirányú keveredés történt az ősi Naprendszerben. A szemcsék szerves anyagokat is tartalmaznak, köztük sokgyűrűs aromás szénhidrogének, metilamin (CH₃NH₂), etilamin (CH₃CH₂NH₂), alkoholok, agyagásványok és karbonátok is előfordulnak. Mindezek azt igazolják, hogy az élet születése előtt a bolygónkra becsapódó üstökösmagok sok értékes összetevőt hozhattak a H₂O molekulák mellett is (9. ábra).

Az apró égitestek kutatása terén a Hayabusa-űrszonda az Itokawa kisbolygóról adott új ismereteket (10. ábra). Kiderült, hogy a szabálytalan alakú égitest felszínén nemcsak az apró szemcsék mozogtak, amelyek létrehozták a kisbolygó alakját követő síkságokat. Emellett a nagyobb kőzettestek is mozogtak időnként, és a lejtős területeken hossztengelyükkel közel párhuzamos irányba rendeződtek. A Rosetta-szonda 2008. szeptember 5-én egy másik kisbolygót látogatott meg, amikor 800 kilométerre haladt el a Steins kisbolygó mellett. Az égitesten több becsapódásos kráter is látszott, amelyek közül a legnagyobbak közel 2 kilométeresek, arra utalnak, hogy az égitest felszíne viszonylag öreg lehet. Emellett egymás mellett sorakozó hét olyan kráter is felismerhető, amelyek talán azonos irányból érkező becsapódási sorozattól keletkeztek, miközben a kisbolygó elfordult a tengelye körül.

Több új kutatás arra utal, hogy az egyszerű és ellenálló élőlények tetszhalott állapotban tartós űrutazást is kibírnak, főleg ha egy kőzetdarab védi őket a sugárzásoktól. Az egyik nagy kérdés, hogy túlélhetik- e azt, amikor egy bolygó légkörében meteorként lelassulnak, és közben felizzanak. Ennek vizsgálatára indították a STONE-6 kísérletet, amelynek visszatérő kapszulája a légkörünkben lefékeződött, miközben külső felületén kőzetminták voltak. Az űreszköz 12 napos Föld körüli keringés után 2007. szeptember 26-án landolt. A fosszíliákat tartalmazó kőzetben az idős biogén szerkezetek felismerhetők maradtak. Ugyanakkor a körülbelül 1700 °C-ig melegedő külső felülete alatt lévő 2 cm vastag kőzetréteg nem tudta megvédeni az ott lévő, korábban élő cianobaktériumokat a pusztulástól - ennél vastagabb réteg kell a stabil védelemhez.

A Naprendszer peremvidékén

A korábban nagybolygóként besorolt Plútónak és három holdjának vizsgálatára indították a New Horizons- űrszondát. Az űreszköz 2007. február 28-án haladt el a Jupiter közelében, majd az ott végzett hintamanőver tovább gyorsította végső célpontja felé. A legnagyobb közelség alatt az eddigi legrészletesebb megfigyelések történtek a Jupiterről és légköréről, a bolygón megjelenő sarki fényekről az infravörös tartományban. Az Io esetében a Tvashtar névre keresztelt vulkáni központ felett sikerült egy kitörési felhőt (11. ábra), valamint a Vörös Folt nevű légörvényt is megörökíteni.

A Naptól még távolabb jár a két Voyager-űrszonda. A két űreszköz ezekben az években halad át a heliopauzán: a napszél és a csillagközi anyag ütközése által létrehozott határfelületen. A Voyager-1 űrszonda 2004. december 17-én, a Naptól 85 csillagászati egységre (CSE - a közepes Föld-Nap-távolság) keresztezte ezt a lökéshullámfrontot. Sajnos nem sokkal az esemény után elromlott a szonda plazmadetektora, ezért csak kevés információt sugárzott haza. A Voyager-2, társától délebbre haladva, a Naptól 75 CSE-re érkezett el ehhez a határhoz. Az ekliptika síkjától távolabb tehát közelebb van a lökéshullámfront a Naphoz. Bár a szonda a továbbiakban is távolodott csillagunktól, többször átlépte a határt: hol kifelé, hol befelé szelte át - feltehetően maga a front mozgott ide-oda.

A lökéshullámfronthoz közel váratlanul erős, de a földfelszíninél így is körülbelül százezerszer gyengébb mágneses tér mutatkozott, amelyet a turbulens módon keveredő töltött részecskék hozhattak létre. Az anyag melegebb volt, mint a napszélben a lassulás előtt, tehát a csillagunkhoz közelebb mért érték, de még így is körülbelül tízszer alacsonyabb hőmérsékletű, mint várták. A térségben az energia jelentős része talán nehezen detektálható részecskéknek adódik át, amelyeket a plazmaműszer nem észlelt, és ez a folyamat hűtötte le az anyagot.

Új Naprendszer körvonalazódik

A fenti legújabb eredményeken túl, az elmúlt mintegy 10 év fontosabb megfigyelései alapján az alábbi kép rajzolódik ki a Naprendszerről. Általánosan elmondható, hogy megszilárdult az a teória, amely szerint az ősködben az apró testek egymással ütközve egyre nagyobb bolygócsírákat alkottak, miközben összetételüket a naptávolság erősen befolyásolta. Így születtek meg a meleg ősnaphoz közel a magas olvadáspontú fémekből és szilikátos kőzetekből álló Föld típusú bolygók, majd távolabb, a „hóhatáron” túl (ahol a H2O is ki tudott már csapódni) létrejöttek az óriásbolygók. A Jupiter és a Szaturnusz esetében ezek kőzet- és jégmagja annyira nagyra nőtt, hogy sok gázt - hidrogént és héliumot - vonzott magához, kialakítva a két legnagyobb tömegű planétát.

A rendszer születésének végére sok olyan bolygócsíra maradt vissza, amelyek ütközéseikkel befolyásolták a már kialakult nagyobb égitestek fejlődését. Itt említhető a Hold keletkezése, amely a Föld és egy közel Mars méretű égitest ütközésekor kirobbant, és a bolygónk körüli pályán maradt törmelékből állt össze. De hasonló kataklizma miatt foroghat a Vénusz lassan és társaival ellentétes irányban, és szintén egy-egy óriás becsapódás dönthette meg az Uránusz és a Neptunusz forgástengelyét. A Merkúr külső rétegét ugyancsak egy óriási ütközés robbanthatta le, részben ettől lehet anomálisan magas vastartalma az égitestnek. Különösen a peremvidéken volt sok olyan égitest, amely nem állt össze nagybolygóvá. Itt említhetők a Kuiper-objektumok (lásd később), vagy a Triton, amelyet a Neptunusz fogott be és tette holdjává.

A kisbolygók esetében kiderült, hogy a Mars és Jupiter között húzódó övezet mai tömege közel tizede az egykorinak. Az eredetileg itt található égitestek többségét ugyanis a Jupiter gravitációs zavarai kiszórták a kezdeti időszakban. A Naprendszerben közelről megfigyelt apró égitestek felszínformái igen változatosak, főleg a finom felszíni poranyag vándorlására utalnak jelek. A kisbolygók és üstökösmagok alakja változatos, szokatlanul sok közöttük a két nagy tömbből összetapadt test. Kiemelt csoportot képeznek a földközeli objektumok, amelyek becsapódásaikkal veszélyeztetik bolygónkat. Ezek űrbeli száma és katonai műholdakkal a légkörben azonosított robbanások gyakorisága alapján jelenleg méteres testekkel közel hetente, tízméteressel néhány évente, százméteressel száz vagy ezer évenként találkozhatunk. Utóbbi jelzi azt a mérethatárt, ahol a kérdéses testek már elérik a felszínt és krátert alakítanak ki a becsapódásaikkal. Igazán nagy, globális hatással pedig a kilométeres objektumok ütközése jár, ilyenekkel nagyságrendileg tízmillió évente találkozhatunk. Ennek megfelelően a földközeli apró égitestek kutatása [8] napjaink kiemelt észlelőprogramjai közé tartozik.

Az elmúlt években az égitestek térképezése révén felszínük egyre nagyobb részét, egyre részletesebb felvételekkel sikerül lefedni [2]. Ezek alapján kiderült, hogy sok, korábban csak a Földről ismert, a belsőt és a felszínt alakító folyamat [4] más égitesteken is megjelenik. Ennek megfelelően homokdűnéket és szélnyomokat a Vénuszon, a Földön, a Marson, a Titanon [1, 5], a földi folyóvölgyekre és medrekre emlékeztető alakzatokat [7] a Vénuszon, a Földön, a Holdon, a Marson és a Titanon sikerült azonosítani. Lejtős tömegmozgások pedig sok apró égitesten, köztük jégholdakon (Europa, Callisto, Titan), valamint kisbolygókon is előfordulnak.

Az égitestek felszíni változásait nemcsak a fent említett, főként napsugárzással kapcsolatos folyamatok alakítják, hanem belső eredetű hatások is. Bár a Föld típusú égitesteknél a radioaktív bomlással felszabadult hő és az akkrécióból (kezdeti összeállásból) visszamaradt hőmennyiség a fő energiaforrás, az árapályhatás is fontos tényező. Ez leglátványosabban az Io esetében jelentkezik, ahol az árapály folyamatosan deformálja az égitestet, és a felszabaduló hő temérdek aktív vulkáni központot eredményez.

A külső Naprendszer megítélése is sokat változott az elmúlt tíz évben. Napjainkra több mint ezer, a Neptunusznál távolabbi, Kuiper-objektumoknak nevezett égitestet azonosítottak. Kiderült, hogy ezek közé tartozik a Plútó is, amely ennek a csoportnak egy igen nagy, de nem a legnagyobb képviselője. A felismert égitestek és a modellszámítások alapján három nagy égitestcsoportot feltételeznek a Naprendszer peremvidékén: a Kuiper-öv elsősorban a Neptunuszon túl keletkezett égitesteket tartalmaz, amelyek végül nem álltak össze nagybolygóvá. Egy részük a Plútóhoz hasonló pályán, a Neptunusz gravitációs hatása alatt mozog, ezek keringési ideje 2:3 arányú rezonanciában áll az órásbolygókéval - ezeket nevezik plutínóknak.

Ezer és 10 ezer CSE távolság között húzódik a korong alakú belső Oort- avagy Hills-felhő, amelyben sok millió, az óriásbolygók térségéből kiszórt apró égitest kering a Nap körül. Még messzebb, 10 és 100 ezer CSE között húzódik a nagyjából gömb alakú külső Oort-felhő. Ennek tagjai kötődnek leglazábban a rendszerhez, a közelben elhaladó csillagok, vagy a galaxis távolabbi részeinek gravitációs hatására gyakran elszakadnak a rendszertől, de alkalmanként a belső térségek felé indulnak, ritkán üstököszáporokkal sújtva a bolygókat.

Az új eredmények alapján hangsúlyosabbnak tűnnek Az egyes égitestek közötti kapcsolatok, főleg az óriásbolygók holdrendszerein belül. A gravitációs kapcsolatok révén fellépő árapályhatások több jégholdat felmelegítettek és erősen átalakítottak, némelyek (Europa, Titan, esetleg a Ganymedes, Callisto, valamint talán az Enceladus, Triton) felszíne alatt ma is folyékony vízből álló réteg található. Emellett valószínű, hogy hosszú idő alatt olyan gyenge hatások is, mint például az elnyelődő napsugárzás és annak eltérő irányú visszasugárzása befolyásolja a kisbolygók forgási jellemzőjét és talán pályájukat is.

Végül érdemes megemlíteni, hogy mára kiderült: a bolygókeletkezés és a bolygórendszerek nem egyediek a Világegyetemben. A születő csillagok körül egy jellegzetes anyagkorong: úgynevezett protoplanetáris korong alakul ki, amelynek anyagából később planéták állnak össze. Az így született bolygókból, amelyeket Naprendszeren kívüli helyzetük miatt exobolygóknak neveznek, 2009-ig több mint 300-at azonosítottak. Saját Naprendszerünk változatossága tehát csak a jéghegy csúcsa, számtalan más bolygórendszer és még ismeretlen égitesttípus lehet - szerencsés esetben a Földhöz hasonló objektumokkal, ahol talán szintén lehetőség nyílt az élet kialakulására.

Irodalom

1. Gyenizse Péter: Planetomorfológia. in Lóczy Dénes, Veress Márton: Geomorfológia II. Dialóg Campus Kiadó, Budapest-Pécs, (2008) 305-362.

2. Hargitai Henrik, Bérczi Szaniszló: Multilingual Maps of the Terrestrial Planets and their Moons: the East and Central European Edition. European Planetary Science Congress, (2006) 515.

3. Horváth András, Gánti Tibor, Bérczi Szaniszló, Pócs Tamás, Kereszturi Ákos, Sik András: Marsi dűnefoltok: az élet lehetősége a Marson? Magyar Tudomány (2006) 11. 1357-1375.

4. Illés Erzsébet: A Föld mint égitest. Magyar Tudomány (1997) 10. 1225-1232.

5. Kereszturi Ákos: Klimatikus planetomorfológia. ELTE TTK FFI Általános és Alkalmazott Földtani Tanszék (2008) oktatási segédanyag.

6. Kuti Adrienn: Thermal behavior of Dokka crater and its surroundings in the north polar region of Mars. 40th Lunar and Planetary Science Conference (2009) #1006.

7. Mihályi Krisztián, Gucsik Arnold, Szabó József: Drainage Patterns of Terrestrial Complex Meteorite Craters: A Hydrogeological Overview. 39th Lunar and Planetary Science Conference (2008) #1200.

8. Szabó M. Gyula, Csák Balázs, Sárneczky Krisztián, Kiss L. László: Photometric observations of 9 Near-Earth Objects. Astronomy and Astrophysics (2003) 375, 285-292.