Szerző: Joó György Antal
A Hold
Kezdjük a legközelebbi égitest, a Hold felszínének vizsgálatával! Még szabad szemmel is jól látható, mennyi kráter, sérülés és becsapódási nyom található a felszínen. Egy-egy kráter átmérője az 1000 km-t is meghaladja. A legnagyobb közülük 1600 km.
A Hold kötött pályán kering a Föld körül, mindig ugyanazt az oldalát mutatja a Föld felé. Ezért különösen érdekes az a tény, hogy a Föld felöli oldalon mintegy 30 % a kráterek aránya, míg azon az oldalon, amely nem a Föld irányába mutat, csupán 3 %.
A felföldek fényvisszaverő képessége jobb, ezek képviselik a Hold ősi kérgét. Alacsony vastartalmúak, földpátban, alumíniumban, kalciumban gazdagok. A tengerek a felföldeknél sötétebb területek, nagyméretű becsapódásos medencék talapzatát töltik ki. Nagy vastartalmú, kristályos szerkezetű bazaltok, a felföldeknél nagyobb sűrűségű anyagok alkotják őket. Ugyanez a sűrűségbeli különbség figyelhető meg a Földön is: az óceánok és tengerek aljzata sűrűbb, mint a kontinentális lemezek anyaga. A tengerek területén gravitációs anomáliákat
lehet kimutatni.
Földi kísérőnk sűrűsége 3,3 g/cm3, alig különbözik bolygónk köpenyének sűrűségétől. A Hold felszínén a hőmérséklet nappal 107 oC-t is éléri, éjszaka viszont –153 oC-re is lehűl, e nagy hőmérséklet különbség a légkör
hiánya miatt alakulhat ki.
A Merkúr
A Merkúr felszínének vizsgálatakor nagyon hasonló látvány tárul elénk. Sok-sok kráter közül a legidősebbek körülbelül négymilliárd évesek. A bolygó felszíne nem őrizte meg az első félmilliárd év becsapódásainak nyomait. A bolygó miután kialakult, a kezdeti ütközési energiák hőjétől felmelegedett, felizzott, és belsejében létrejött a
gravitációs szelekció.
A Merkúr kis tömege miatt a radioaktív fűtőanyagok mennyisége kevés volt, és a bolygó a későbbiekben hűlni kezdett. Vulkánikus aktivitása lassan alább hagyott. A lassú hűlés során 1-2 kilométerrel csökkent a bolygó sugara, a kéreg magma csatornái pedig fokozatosan elzárultak. Ma valószínűleg nem működnek vulkánok az égitesten. A bolygó felszínén az összehúzódás hatására kialakult vetődések figyelhetők meg.
A Merkúr Caloris-medencéje 1300 km átmérőjű. A bolygó Nap felöli oldalának minden négyzetméterére hatszor annyi sugárzás érkezik a Napból, mint a Föld azonos nagyságú területére. A bolygó nappali hőmérséklete magas, átlagban kb. 330 oC, gyakran elérheti a 480 oC körüli maximumot is. Ugyanakkor éjszaka
a hőmérséklet –180 oC süllyed. A Merkúr nem rendelkezik észrevehető sűrűségű légkörrel.
A Vénusz
A Vénusz felszínét a körülötte található vastag felsőréteg miatt sokáig nem lehetett vizsgálni. Ma már nagy teljesítményű rádióteleszkóppal át lehet látni ezen a felhőrétegen, és jól értékelhető képet kaphatunk a felszínről.
Az atmoszféra rendkívül sűrű és nagy tömegű. Fő összetevője a szén- dioxid, ezenkívül kevés nitrogén, kén-dioxid, vízgőz és oxigén található benne. Felhői 50–70 kilométeres magasságban helyezkednek el. Fő alkotói kénsavban gazdag vízcseppek. A felhőkből folyamatosan savas eső hull, ez azonban sohasem éri el a felszínt, mert a magas hőmérséklet miatt fokozatosan elpárolog.
A Vénuszt érő napsugárzás 75 % visszaverődik a légkörről, 22 % elnyelődik, és mindössze 2-3 % jut le a felszínre. A nagy tömegű légkör miatt a felszíni légnyomás kilencvenszer nagyobb a földinél, a hőmérséklet pedig 450–500 oC.
A Vénusz légköre kezdetben a jelenleginél valószínűleg sokkal hűvösebb volt. A nagyobb Nap-közelség és
talán az erős ütközések hatására vizének nagy része a légkörbe párolgott, üvegházhatást váltott ki. A hatás és a vulkánizmus miatt olyan forróvá vált a felszín, hogy a szén-dioxid tartalmú kőzetekből a gáz elkezdett párologni. Ez tovább erősítette az üvegházhatást, pozitív visszacsatolást okozva. Minél több volt a szén-dioxid a légkörben, annál magasabb lett a hőmérséklet, ez pedig a szén-dioxid újabb kipárolgásához vezetett. A folyamat egészen addig tartott, amíg a felszíni kőzetekből az összes szén-dioxid a légkörbe nem jutott.
Időközben a Vénusz eredeti vizének nagy részét elvesztette, a felhőzet tetejére jutott vízmolekulákat a Nap ultraibolya sugárzása elbontotta, a hidrogén a világűrbe szökött.
A Vénusz sűrű légköréből bezuhanó kisebb testek mind elégnek, így azok nem jutnak el a felszínig, és nem tudnak krátereket létrehozni. Néhány alkalommal olyan mélyen semmisültek meg a kozmikus behatolók az atmoszférában, hogy a robbanásuk során keltett lökéshullámok egy kisebb területen elsimították a felszínt.
Csak az igazán nagy objektumok érik el a bolygó felszínét, az eddig felfedezett kráterek közül a legkisebbek átmérője 3 km körüli. Sok olyan becsapódásos képződményt találni, amelyeknél a kőzetek megolvadtak, és a kráterekből radiálisan szétfolytak. A Vénusz felületén rendkívül sok vulkanikus képződmény található, ezek nagysága az apró, néhány száz méteres dómoktól egészen a hawaii Mauna Loa méretével megegyező nagyságú hegyekig terjed, szerkezetük rendkívül változatos. A kis dómok a bolygón szinte mindenhol megtalálhatók, míg tekintélyesebb pajzsvulkánok csak nagyobb lokális kiemelkedések tetején. A magas felszíni hőmérséklet és a víz hiánya miatt valószínűleg nincsenek, vagy csak nagyon ritkán fordulnak elő robbanásos kitörések.
A megszilárdult lávafolyásokhoz több száz km hosszú, de 1-2 km-nél sehol sem szélesebb kanyargó csatornák fedezhetők fel.
A Mars
A Mars is jellegzetesen becsapódásos felszínű bolygó. Felülete egészében véve két eltérő arculatú és származású féltekére különül. A déli félgömb a bolygó igen erősen kráterezett, minden bizonnyal igen ősi felszíne. Tekintélyes részletei még az égitest fejlődésének első évmilliárdjának idején alakultak ki. Az északi félgömbön ezze1 szemben csaknem összefüggő lávával borított síkság terül el, amelynek krátersűrűsége jóval elmarad a déli félgömbétől, sőt, még a Hold lávával elárasztott tengereiben levőtől is.
Az alacsonyabb krátersűrűség a felszín relatív fiatalságára utal (egyes kőzetekben szinte hiányoznak a becsapódásos formák). A regionálisan közbetelepülő, olykor környezetüknél tízszerte erősebben kráteresedett formák azonban arra figyelmeztetnek, hogy a lávafeltöltés igen hosszú perióduson át, epizódszeren ismétlődve zajlott.
A Mars déli félgömbjének becsapódásos képződmények által uralt területén, a nagy erősen erodált kerekded medencék a jellemzők. A Hellas átmérője például 1800 kilométer,
fenékszintje 6000 méterrel mélyebb környezeténél. Nem sokkal kisebb a peremein kevésbé lepusztult Argyre- medence sem, amely éppen ezért válik el markánsan a környezetétől. A Mars krátereinek többsége elég erősen erodált, ami főleg a külső erők fokozottabb hatásának következménye.
A kráterek tulajdonságai alapvetően megegyeznek a holdi és merkúri kráterekkel, de vannak sajátos vonásaik is (például a 20 kilométernél kisebb kráterek csésze vagy tál formája, az 50 kilométer felettiek lankás lejtője és alacsony kráterfala). Szakadékok és hasadékok is szép számmal találhatók a Marson.
A Marsnak főként széndioxidból (96%) álló ritka légköre van. A fennmaradó rész többsége nitrogén és argon. A légkör nyomása nem éri el a földi légkör nyomásának a századrészét sem. A rendkívül ritka légkör csak 10 fokkal emeli magasabbra a hőmérsékletet, mint amilyen légkör hiányában lenne. Az átlagos hőmérséklet –43 oC körül van, a szélső értékeket pedig a Déli pólus –140 oC és az egyenlítő +23 oC hőmérséklete képviseli.