Kereszturi Ákos

Bolygótudomány

Vulkánok, gleccserek, folyók
és tavak a Földön kívül

A könyv megjelenését
az Eötvös Loránd Kutatási Hálózat Titkársága támogatta.

© Kereszturi Ákos, Typotex, Budapest, 2023
Engedély nélkül semmilyen formában nem másolható!
Szakmailag lektorálta: Hargitai Henrik és Szabados László
Szakirodalmi források összeállítása: Kurfis-Pál Bernadett

ISBN 978 963 493 196 6
Új tudományos zsebkönyvtár
ISSN 2939-8797

Typotex Kiadó
Alapította Votisky Zsuzsa, 1989
A kiadó az 1795-ben alapított Magyar Könyvkiadók
és Könyvterjesztők Egyesülésének tagja.
Felelős kiadó: Németh Kinga
Felelős szerkesztő: Kovács Zoltán
Borító: Somogyi Péter
Elektronikus könyv: Nagy Lajos

Tartalom

Bevezetés

1. Tektonikus felszínformák

1.1. Eredetük és csoportosításuk

1.2. A tektonikus felszínformák típusai

1.3. Egész kőzetburok elfordulása

1.4. A kőzetburok képződése

1.5. Hegységképződés jellegű folyamatok

1.6. Tesszerák

1.7. A kőzetburok felemésztődése

1.8. Szubdukció

1.9. További tektonikus eredetű felszínformák

1.10. A tektonikus felszínformák területi eloszlása

2. Vulkanizmus

2.1. A vulkáni működés jellege

2.2. Robbanásos kitörések

2.3. Lávaömléses kitörések

2.4. További vulkáni képződmények

2.5. Meredek vulkánok

2.6. Kalderák, lávafolyások és lávatavak

2.7. Koronák a Vénuszon

2.8. Kriovulkanizmus

2.9. Kriomagmás tevékenység

2.10. A vulkanizmus területi eloszlása

3. Becsapódásos kráterek

4. A gázáramlás hatása a felszínre

5. Folyadékok a felszíneken

5.1. Áramló folyadékok felszínformái

5.2. Álló folyadékok nyomai

6. Jeges felszínformák

6.1. Sarki jégsapkák

6.2. Gleccserek és társaik a Marson

6.3. További jeges felszínformák

6.4. Jég-vulkán kölcsönhatások

7. Lejtős tömegmozgások nyomai

7.1. Lejtős tömegmozgások kisbolygókon

8. A regolit

8.1. A regolit jellemzői

9. Nehezen besorolható felszínformák

Utószó

Köszönetnyilvánítás

Irodalomjegyzék

Tárgymutató

Bevezetés

Évszázadokon keresztül a folyóvölgyek, szigetek, vulkánok vagy jégsapkák a tudományos leírásokban csak földi helyszíneken jelentek meg, csak ilyeneket lehetett bemutatni – eltekintve persze a képzelet szülte tájaktól. Az űrtevékenység megindulásával azonban gyorsuló ütemben bővültek ezek a helyszínek (Illés, 2009). A bolygókutató szondáknak köszönhetően hamar kiderült, hogy nemcsak a Földön hullik csapadék, omlanak a meredek lejtők, vagy folytak folyók, hanem más égitesteken is, és azok jellemzői, területi eloszlása sok információval szolgál (Hargitai, 2006; Hargitai és tsai., 2019). Egyértelmű lett, hogy a saját bolygónkon kialakult képződmények és az itt zajló földtudományi folyamatok ezek széles skálájának csak egy kis részét képviselik. A földtudomány a csillagászattal, fizikával és néhány további tudományterülettel karöltve értelmezi a korábbinál szélesebb skálán megjelenő, a Földről már ismert folyamatokat és felszínformákat ezekben a nekünk extrémnek számító környezetekben.

A bolygótudomány vagy planetológia (Bérczi, 1978, 1985), noha furán hangzik, a földtudomány Földön kívüli változatának vagy kiterjesztésének is tekinthető. Egy olyan témakör, amely egységes rendszerben értelmezi azt, amit a különböző égitesteken látunk: a planetológiában egy kavics lehet akár nitrogénjégből, a folyóban áramló folyadék lehet metánból, a tűzhányó pedig mínusz száz fokon is működhet. Mindezek segítenek az égitestek felszínén zajló és azokat alakító folyamatokat a Földön tapasztalhatónál szélesebb körben megismerni és fejlődésüket megérteni (Bérczi, 1989, 1991). Bolygónk egy olyan laboratóriumnak tekinthető, ahol csak szűk viszonyok között, korlátozottan zajlanak a felszínt és a belsőt alakító folyamatok – ismerjük meg tehát ezen folyamatok és az általuk létrehozott képződmények szélesebb skáláját, amiben más égitestek mint más paramétereket mutató „laborok” segítenek.

Ennek a kiadványnak a célja az elmúlt közel húsz évben született azon bolygótudományi ismeretek bemutatása magyar nyelven, amelyek a Naprendszer szilárd felszínű égitesteinek felszíni jellemzőivel kapcsolatosak, különös tekintettel a rendszerszintű összefüggésekre. Ennek megfelelően az egyes égitesteket és felszínformákat az azokat létrehozó folyamatok szerint csoportosítottam, nem pedig objektumonként tárgyalom. A Naprendszer szilárd felszínű tagjainak külön-külön történő áttekintése a hamarosan megjelenő Csillagászat (Szabados László főszerk., előkészületben) könyvben olvasható majd. Olyan témaköröket sem érintek, amelyek a magyar szakirodalom nemrég megjelent művei segítségével részletesen megismerhetők. Ezért nem tárgyalom behatóan a becsapódásokat és következményeiket, amelyekről Hargitai és tsai. (2005) könyvében olvashatunk, valamint a Mars jellemzőit sem, amelyeket Kereszturi (2012) tekinti át. Emellett részben terjedelmi okokból nem ismertetem az égitestek belső szerkezetét, a légköröket és sok fontos fejlődéstörténeti összefüggést sem (Bérczi, 2007; Illés, 2012).

A könyv jelenlegi tudásunkat tükrözi, természetesen a témakör gyors fejlődése miatt idővel több tétele is túlhaladottá válhat. Számos olyan kifejezéssel illetett képződményről olvashatunk a könyvben, amelyek értelmezése nem evidens minden esetben. A Földön kívüli alakzatokat és folyamatokat a már ismert földi jelenségekhez szükséges hasonlítanunk, ennek megfelelően a már ismert fogalmakat és definíciókat ki kell terjesztenünk más égitestekre. Ilyenkor persze nem mindig felel meg a távoli objektum képződménye a földi nómenklatúrával jelzett képződmény típusának – mégis egyszerűbb az ilyen szóhasználat, mint a fogalmak bonyolult körülírása. Például vulkánnak, dűnének vagy folyóvölgynek olyan felszínformákat nevezünk, amelyek a földi értelmezéshez hasonlóak, noha azzal nem egyeznek meg teljesen. Ennek megfelelően ezek leírását legjobb a ma elérhető legmegfelelőbb közelítésnek tekintenünk, az eltéréseket az adott helyeken majd próbálom jelezni.

A fogalomhasználat terén is akadnak „szokatlan” helyzetek. A Földön például nem szokás a jeget kőzetnek tekinteni, viszont a külső Naprendszerben ez a domináns kőzetalkotó anyag. A csapadék, a lejtős tömegmozgások vagy az álló folyadékok stb. eseteiben is a Földön kívüli jelenségeket az itthon megszokott fogalmakkal tárgyaljuk. Ugyanakkor sok felszínforma besorolása a feltételezett keletkezési mód alapján történik, és utóbbiról nincs minden esetben biztos tudásunk.

Fontos az égitestek szilárd külső burkának jellemzése és besorolása az ismert kategóriákba. Itt az okozhat gondot, hogy egyes égitesteknek több szilárd külső burka is van: az óriásbolygók jégholdjain például a kívülről látható jégpáncél számtalan becsapódásos krátert, tektonikus és egyéb formát mutat – ugyanakkor a jégréteg alatti vízréteg alján egy újabb nagy nyomású szilárd jég vagy szilikátos felszínű kőzetburok következik.

Mindezek értelmezése várhatóan sokat fog módosulni és fejlődni a következő években. A szakkifejezések nagyobb része zárójelben angolul, dőlt betűvel is olvasható, megkönnyítve az interneten ma már elérhető hatalmas mennyiségű szakirodalom értelmezését. Előfordul, hogy sok felszínformának vagy terület nevének nem egyértelmű a magyar fordítása, néhány alkalommal a szakirodalomban használt latin vagy angol változatot is jelzem dőlt betűvel. A könyv fontos eleme a tárgymutató, amivel egy-egy érdekes felszínforma megtalálható akkor is, ha nem tudjuk, mely égitesten vagy felszínformatípusban van jelen.

1. Tektonikus felszínformák

1.1. Eredetük és csoportosításuk

A szilárd külső burok tektonikus és vulkanikus jellegű átalakulásához belső és külső eredetű energiaforrások egyaránt hozzájárulhatnak. Itt szó lehet hőenergiaként felszabaduló különböző belső hatásokról (például radioaktív fűtés, akkréciós eredetű maradványhő, hőfelszabadulással járó geokémiai és fázisátalakulások), de ide tartoznak olyan mechanikai átalakulások is, amelyek nem vagy csak alig járnak fűtőhatással (például fázisváltozáshoz köthető térfogatváltozás vagy főleg a keletkezés utáni korai időszakban jellemző melegedés kiváltotta tágulás). Mindezek mellett a becsapódások is jelentős energiaforrást képeznek (amelyek gyakorisága és mértéke a korai időszakot követően gyorsan csökkent a Naprendszer fejlődése során), ezek részben hőhatással, részben mechanikai deformációval járhatnak. Rendkívül nagy becsapódások esetében akár az égitest külső rétegeit is leszakíthatják (például a Merkúr anomálisan nagy vastartalmának kialakulását a szilikátos külső rétegek leszakadása segítette, illetve ilyen esemény robbantotta ki a Hold anyagát a Földből, akárcsak a Plútó holdjainak anyagát a Plútóból), vagy azt szét is darabolhatják – mindezek a későbbi tektonikus és vulkanikus folyamatok jellegét is befolyásolhatják.

Külső eredetű hatás a napsugárzás (amely a központi csillaghoz kötött tengelyforgás esetén tartósan magasabb hőmérsékletet eredményezhet a felszín adott részén és idővel a kőzetburok mélyebb tartományaiban is – ilyen a Naprendszerben feltehetőleg nincsen, de a Merkúr alacsonyabb szélességű területein a kéreg magasabb hőmérsékletű lehet a polárisnál), ide sorolandó az árapályhatás is (ez mechanikai deformációt és hőfelszabadulást okoz). Fontosak továbbá az árapállyal kapcsolatos nemszinkron tengelyforgás és ezzel összefüggésben a valódi pólusvándorlás (az ilyen elfordulásnak kedvez a sok jeges hold esetében előforduló mélységi vízréteg – Collins és tsai., 2009). Itt említendő a tengelyforgási sebesség változása és ezzel összefüggésben a stabil forgási ellipszoid alak módosulása, valamint egyéb pályaelem-változások hatása is. Szintén jelentős a fentiekkel összefüggésben fellépő térfogatváltozás hatása, amely tágulást a belső víz megfagyása okozza. Ez az óriásbolygók jégholdjain fordulhat elő, továbbá a Plútón és annak Charon holdján is ehhez kapcsolódhat a jellegzetes tágulásos tektonika (Hammond és tsai., 2016).

Különleges példák a legkisebb égitestek. A kisbolygók esetében például a napfény elnyelésének és visszasugárzásának különbsége nyomán, az ún. YORP-effektus révén változhat a tengelyforgási sebesség. A YORP-effektus (a név a hatást elsőként kidolgozó, illetve pontosító kutatók nevének – Yarkovsky, O’Keefe, Radzievskii, Paddack – kezdőbetűiből összeállított betűszó) keretében az égitestet érő és róla szóródó napsugárzás, valamint az elnyelődő és visszasugárzott komponensek irányeloszlásának különbségétől keletkező nyomaték változtatja az égitest forgási sebességét és forgástengelyének irányát – ezzel pedig a nehézségi erőterét és alakját. Ha módosul az egyensúlyi alak, az égitest poláris átmérője nőhet vagy csökkenhet, ezzel összefüggésben pedig tektonikus jelenségek léphetnek fel rajta, szélsőséges esetben szét is szakadhat az égitest.

1.2. A tektonikus felszínformák típusai

Definíció szerint tektonikus eredetű felszínformáknak azokat tekintjük, amelyek egy égitest szilárd vagy részben szilárd halmazállapotú külső rétegének (amit többnyire kőzetburoknak avagy litoszférának neveznek) töréses vagy képlékeny deformációs változása révén jönnek létre. Akadnak olyan égitestek is, amelyeken „több kőzetburok” is előfordul, például az Europa jupiterhold jeges anyagú külső kőzetburkán sok tektonikus és néhány vulkanikus felszínforma van, miközben mélyebben, a vízréteg alján is van egy kőzetburok (ami szilikátos), várhatóan szintén hasonló eredetű felszínformákkal. A tektonikus folyamatokhoz sorolhatók a kisbolygók hasonló jelenségei is, noha ott az érintett kőzetréteg az egész kisbolygót jelentheti. A tektonikus mozgásokat sokszor szerkezeti mozgásoknak is nevezik. A tektonikus eredetű felszínformák azonosítása, pontosabban ebbe a kategóriába sorolása az adott képződmények kinézete és a feltételezett keletkezési mód alapján történik – noha az utóbbi esetben a jelenlegi ismereteink (részben a felszínekről nyert adatok sokféle értelmezhetősége miatt) nem biztos, hogy megfelelnek a valóságnak, és idővel módosításra szorulhatnak.

Általánosan érvényes megállapítás, hogy az óriásbolygók jeges holdjainak felszínén (a szilikátos kőzetekhez hasonlóan) rideg töréses folyamatok jellemzőek, míg a felszíntől lefelé növekszik a képlékeny deformációk lehetősége és aránya. Speciális csoportot képez az ún. viszkózus relaxáció (viszkózus kúszás, viscous creep), avagy képlékeny elernyedés, ami a jégholdak felszínformáinál lehet jellemző (Bland és McKinnon, 2018). Ennek hatására a Ganymedesnél esetenként egy eredetileg besüllyedő domborzati elem aljzata akár domború is lehet idővel (Parmentier és Head, 1981), ilyen például a jeges Ceresnél is azonosítható az idősebb kráterek alakjában (Schenk, 2015). A Ganymedes 2 km-nél nagyobb kráterei jellegzetesen sekélyebbek, mint a Hold hasonló kráterei (Schenk, 1991), ami a jégnek a szilikátos kőzethez viszonyított nagyobb képlékenységének tulajdonítható. Ilyen elernyedt kráterek főleg a Ganymedes idős, sötétebb poligonális területein lehetnek (Bland és tsai., 2017), talán mert a keletkezésük utáni korai időszakban nagyobb lehetett a belső eredetű hőáram. A teljes ellapuláskor a kráterek után csak egy albedófolt marad vissza, ezek neve palimpszeszt.

Ezen jeges holdaknál néha jelentős tektonikus aktivitás is előfordulhat például az árapály-eredetű kéregmozgások hőhatása miatt. Emellett sokszor várható főleg korai erősebb aktivitás az elmúlt 1-2 milliárd évhez képest, az anyaguk egy része ugyanis kezdetekben cseppfolyós halmazállapotúvá alakulhatott, majd még korán megfagyott, és az ezzel egyidejűleg fellépő térfogat-növekedés járhatott tektonikus folyamatokkal (1.1. ábra). A legtöbb jéghold esetében inkább tágulásos, semmint összenyomódásos tektonikus alakzatok mutatkoznak.

A kőzetburok tektonikai viselkedése szempontjából kritikusak annak mechanikai jellemzői, ezeket részben a reológia témakörében tárgyalják. Ilyen szempontból a Földhöz viszonyítva egzotikus eseteket képeznek a fent említett jégholdak. Ugyanis fontos eltérés, hogy a szilárd jég sűrűsége kisebb a folyékony vízénél, ennek megfelelően a jég „felúszik” a víz tetejére (ellentétben néhány szilikátolvadékkal), míg az emelkedő kriomagmás (vizes) olvadékok önmagukban csak sűrűségkülönbség alapján nem törnek ki a jeges felszínekre. Mégis van, ahol fellépett kriovulkanizmus például belső nyomás következtében. Ugyanakkor a jég sokkal képlékenyebb az olvadásponthoz közeledve, mint a szilikátos kőzetek – ennek megfelelően könnyebben és gyorsabban deformálódik, noha itt is millió éves időskálákról van szó. Továbbá a mélység növekedésével gyorsabban vált képlékeny deformációra a jég, és így a felszín alatti áramlásai könnyebben befolyásolják a felszíni, ridegebb réteg mozgását.

A tektonikus folyamatok értelmezését ugyancsak elősegíti az adott égitest domborzatának magasságeloszlása. Az 1.4. ábra alapján a Föld esetében a világosszürke a világtenger által borított területeket, míg a Marson a többféle árnyalat a feltételezhetően egykor vízzel borított területeket jelzi. Jól látszik a Földön a kétféle kéregtípust jellemző eltérő vastagság, kémiai összetétel és sűrűség, valamint az emiatt fellépő domináns magasságkülönbség (óceáni és kontinentális lemezek), hasonló a domborzatot tekintve csupán sejthető a Mars esetében (északi mélyföldek – déli felföldek, ezek kettőssége angolul Hemispheric Dichotomy), de ott nem mutatkozik geokémiai eltérés. A Vénuszon és a Holdon pedig még a domborzat alapján sincs ilyen megoszlás, noha a holdi kéreg vastagsága jelentős intervallumot fed le (Stoddard és Jurdy, 2012).

A tektonikus felszínformák tárgyalása során először a kőzetburok egészére jellemző mozgásformák és az ezekkel kapcsolatos felszínformák kerülnek sorra. Ezt követi a kőzetburok keletkezésének, mozgásának és felemésztődésének ismertetése, majd pedig az eddig nem vagy csak korlátozottan említett tektonikus eredetű felszínformák bemutatása. A tektonikus felszínformák értelmezésében sokat segít a felszíni domborzat, a formakincs és a gravitációs anomáliák vizsgálata – és természetesen az egyéb felszínformák, főleg vulkanikus képződmények jellegéből és a korbecslésből származó kontextus.

1.1. Az Arbela Sulcus tágulásos felszínforma a Ganymedesen (balra) és egy névtelen tágulásos felszínforma az Europa jégpáncélján (jobbra) (NASA, JPL, Brown University).

1.2. Összenyomódással keletkezett, 10-15 km széles gerincek alkotta hegyvonulatok az Ovda Regio északi peremének 200 km széles részén, a Vénuszon. A mélyebb és sötétebb területek lávaömléseket jeleznek a Magellan űrszonda radarfelvételén (NASA, JPL).

1.3. Kompressziótól keletkezett, lapos, gyűrődéses alakzatok az Astypalaea Linea szürkés sávja térségében (felfelé, kissé jobbra futó sáv). Utóbbi tágulással és oldaleltolódással, valamint anyagfeláramlással együtt keletkezett (NASA, JPL, JHUAPL, Brown University).

1.4. Hipszografikus görbék a Föld, a Vénusz, a Hold és a Mars esetében (balról jobbra).

1.3. Egész kőzetburok elfordulása

Ezen jelenség keretében az egész külső kőzetburok egyben fordul el a belső részek felett, ezt a Föld esetében valódi pólusvándorlásnak is nevezik. A jelenség oka a kőzetburok megváltozott tömegeloszlása, amely a tengelyforgáshoz viszonyított további elfordulást okozó erőket ébreszt, és ezek a belső rétegekhez képest elfordítják a külső szilárd burkot. Ehhez persze az szükséges, hogy a külső és a belső rétegek között valamilyen képlékeny anyag legyen, ami a Földnél az asztenoszféra, jégholdaknál pedig a belső vízréteg.

A Mars pólusai „eredetileg” mintegy 20-25°-ra lehettek a mai pozíciótól, amit geodinamikai szempontból, tehát a kőzetburok tömegeloszlását tekintve az észak–dél ellentét befolyásolhatott és határozhatott meg korábban. A vulkanikus eredetű Tharsis-hátság hatalmas tömegének kialakulása ezt követően (de még a bolygó fejlődéstörténetének korai szakaszában) viszont úgy változtatta meg a kőzetburok tömegeloszlását, hogy a nagy hátság a kőzetburokkal együtt az egyenlítőre fordult, valószínűleg a köpeny felső részével együtt mozogva a belső felett. Léteznek olyan jellegű sarkvidéki üledékek, amelyek ma már nem a pólusnál vannak, és a korábbi pólus helyét jelzik. Ezek az akkoriban (kb. 3,4 milliárd évvel ezelőttnél korábban) elhelyezkedő pólussapka maradványának tekinthetők az északi (Murray és Malin, 1973; Fishbaugh és Head, 2001) és a déli féltekén (Tanaka, 2000). Emellett az idős folyóvölgyeknek feltehetőleg az egyenlítői vidéken előfordult egykori koncentrálódása is kissé megváltozott, ezek sávja enyhén elmozdult az eredeti egyenlítőt követő helyzettől. Továbbá mivel egy forgási ellipszoid tengelyei nem egyforma méretűek (a bolygók a forgás miatt lapultak, így a poláris átmérő kisebb az egyenlítői átmérőnél), ezért a kőzetburokban repedésrendszer keletkezhetett az elforduláskor – azonban ennek azonosítása nem egyértelmű a Marson.

A Hold esetében a sarkvidéki kráterek örökké sötét belsejében lévő jég eloszlása utal valódi pólusvándorlásra. Hárommilliárd évvel ezelőtt mintegy 5°-ot mozdulhatott el a pólus helyzete, amelynek nyoma a jég eloszlásában mutatkozik: a két pólustól egymáshoz képest ellentétes irányban mintegy 5° hosszan jellemző egy-egy „jegesebb” sáv, ami a mai és a korábbi pólusok helyzete közötti „útvonalat” mutatja (Siegler és tsai., 2016). Az elmozdulást az Oceanus Procellarum területén fellépett vulkanikus tevékenység során megváltozott globális tömegeloszlás okozta, és ennek keretében a déli pólus kissé a Föld felé, az északi pedig ezzel ellentétes irányban mozgott (miközben a kötött tengelyforgás szerinti látható és túloldal helyzete nem változott jelentősen) – úgy is fogalmazhatunk, hogy a holdfelszíni képzeletbeli arc kicsit „felhúzta az orrát”.

A fentiek mellett az Europa jupiterhold és a Titan szaturnuszhold esetében is felléphetett valódi pólusvándorlás, amit segíthetett, hogy a külső jégpáncél és a mélyebben lévő szilárd részek között folyékony vízréteg van (Jara Orue és Vermeersen, 2011). Az egész külső ilyen elfordulása nem feltétlenül jár deformációval, elképzelhető olyan elfordulás is, amikor a forgási ellipszoid alakú burok és a belső bolygótest forgástengelye nem mozdul el egymáshoz képest, tehát nem lép fel valódi pólusvándorlás. Ekkor például a burok és a belső rész forgási sebessége módosul egymáshoz képest. Ilyen ún. nem szinkron tengelyforgást az Europa jupiterholdnál feltételeznek, ahol a jégpáncél tektonikai és kriovulkáni jellegű módosulása hatására megváltozott tömegeloszlás okozhatta azt (Schenk és tsai., 2020).

Hasonló tengelyforgási jellemzőt figyeltek meg a Titan szaturnuszhold esetében is, ahol az évszakosan váltakozó irányú szelek is befolyásolják a külső jégpáncél forgását némely évszakban, a változó kelet–nyugat irányú komponensek aránya hol sietteti, hol meg lassítja a belsőhöz és az elméleti egyenletes tengelyforgáshoz képest. Az eltérés évente néhány tizedfok nagyságrendű (Lorenz és tsai., 2008b), ami sokkal hosszabb időskálán (a Szaturnusz keringési idejének 29 éves skáláján) lép fel, mint az árapály-eredetű forgási módosulás, utóbbi a Titannak a Szaturnusz körüli keringése időskáláján (16 nap) jelenhet meg. Mindezt részben az teszi lehetővé, hogy a külső és belső szilárd egység között egy kb. 200 km vastagságú, kis viszkozitású vizes oldat helyezkedik el, továbbá a légkör viszonylag nagy tömegű, ezért jelentős az impulzusmomentum (perdület) légkör és a felszín közötti átadása.

Az 525 km-es Vesta kisbolygó poláris átmérője közel 60 km-rel kisebb az egyenlítőinél, amit egy óriáskráter okoz. Ez a Rheasilvia kráter, amely ma a déli pólussal a középpontjában helyezkedik el kisbolygón. Keletkezésekor feltehetőleg nem itt volt, de a hatalmas kráter képződése nyomán létrejött anyaghiánytól újabb, geodinamikailag stabil forgási helyzetbe „dőlt” a Vesta. A globális átfordulással az anyaghiányt el nem szenvedő többi terület jelentős része pedig az égitest forgása által kijelölt egyenlítő közelébe jutott (Karimi és Dombard, 2014). Felszín alatti anyag benyomulásával kapcsolatos tágulásos repedések is mutatkoznak a Vesta felszínén (2.1. ábra).

A forgástengely térbeli irányának változása igen gyakori lehet sok, főleg kisebb kisbolygó esetében, ahol a becsapódások vagy a beeső napfény és a test által kibocsátott sugárzás iránya közötti eltérés hosszú idő alatt jelentős impulzusnyomatékot képviselnek az objektum tömegéhez képest. Ugyanakkor ez más jelenség, mint a külső réteg korábban említett elfordulása a belső felett, mivel itt „egyben mozog” az egész égitest.

1.4. A kőzetburok képződése

A tektonikus témakörben említjük, de szorosan kapcsolódik a vulkanikus (pontosabban magmás) folyamatokhoz a kőzetburok-szétterülés (kőzetlemezek szétsodródása, spreading) jelensége, amely ismert a Földön, és több jel utal rá, hogy részben a Vénuszon (sajátos, „lágy” lemeztektonika formájában). Talán egykor a Marson is előfordulhatott. Hasadékvölgy-magmatizmusnak is nevezik ezt a jelenséget. Ugyanakkor megoszlanak arról a vélemények, hogy a jégholdak felszínén is felléphet-e ilyen jelenség, erre utaló jelek leginkább az Europa és Ganymedes jupiterholdaknál azonosíthatók. Fontos megjegyezni, hogy itt sokféle, változatos eredetű repedés mutatkozik a jégen és a jégréteg alatt, ettől függetlenül a szilikátos felszínen is elvben felléphet részben hasonló jelenség, de erről még nincsenek ismereteink.

A földi globális lemeztektonika a legrészletesebb modell, amely a legjobban ismert bolygó, a Föld vonatkozó tektonikus folyamatait foglalja össze egységes, kölcsönható rendszer formájában. Ez utóbbit és annak irodalmát itt nem részletezzük, de tanulmányozása melegen ajánlott az olvasóknak. Hasonló kölcsönható rendszerek más égitesteken (főleg a Vénuszon; Illés, 2011) is előfordulhatnak, de megismerésük még korai fázisban tart. Az alábbiakban ezen folyamatok egy-egy ismert vagy indokoltan feltételezhető elemét mutatom be (a kőzetburok gyarapodását a magmás-vulkanikus folyamatok és ősi magmaóceán alapján később tárgyalom).

Kőzetburok-szétterülés nyomai a Vénuszon is mutatkoznak. Az Artemis Regio területén húzódó, kiemelkedő gerincek a földire hasonlító, gyors kőzetburok-szétterülésre utaló morfológiát, főleg domborzati mintázatot képviselnek (McKenzie és tsai., 1992). Az Aphrodite Terra nyugati részén feltételezett spreading szimmetrikus topográfiai profilt hoz létre a központi kiemelkedő gerinc két oldalán, amelynek centrumában egy keskeny árok húzódik végig. A Parga Chasma-ároknál ún. hármas csomópontot feltételeznek a kutatók (Graff és tsai., 2017), ahol több, egymással összekapcsolódó, riftesedő hasadékvölgy vagy árok is előfordulhat. Az Ovda Regio esetében pedig a központi árkot keresztező transzform vetők jellege, helyzete hasonlít a földi kéregképződési zónákban megfigyeltekre.

A vénuszbeli chasmata-zónái több szempontból a földi riftekkel és óceánközépi hátságokkal rokoníthatók, amit a megfigyelhető domborzatprofil és tágulásos jelek is alátámasztanak (2.3. ábra). A Vénuszon a földinél lassabb kőzetburok-szétterülést feltételeznek ezekben a térségekben (Stoddard és Jurdy, 2009). Érdekes egybeesés, hogy a Földhöz hasonló méretű Vénusz árokrendszereinek teljes hossza 54 ezer km, míg a Földön a hasonló tágulásos árkok teljes hossza kb. 59 ezer km. Érdemes megemlíteni, hogy egyes hegyvidékeknél, például az Ishtar Terra környékén olyan töréses mintázat mutatkozik (Smrekar és Solomon, 1992), amely a nagyobb kiemelkedések plasztikus szétterülésére utal; ez egy egyszerű mechanikai folyamat, és nem kapcsolódik a fent említett kéregkeletkezéshez.

A Vénuszon várható magasabb köpenyhőmérséklet befolyásolhatja a tektonikus folyamatokat, de egyelőre nem tisztázott, hogy pontosan miként. Fontos továbbá, hogy a Vénusz száraz bolygó, víztartalma az erős üvegházhatás miatt feltehetőleg már régen elszökött; és ennek megfelelően a feltételezett szubdukció során nem sok H₂O jut a mélybe, ami ott csökkenthette volna az anyagok szilárdságát és olvadáspontját. A Földön a litoszféra és asztenoszféra viselkedését befolyásolva a víztartalom elősegíti a globális lemeztektonika működését.

A kőzetburok-szétterülés potenciális nyomai a Marson azok az idős, mágneses mintázatok, amelyek a bolygó felszínének közel harmadán, idős területeken azonosíthatóak. Főként a déli felföldek vidékén mutatkozó mágneses anomáliák nemcsak az egykori globális mágneses tér létére és annak periodikus mágneses pólusváltásaira utalnak, de transzform vetők is szabdalják a mintázatot.

Sajátos alakzatok és folyamatok az Europa jupiterhold jégfelszínén a néhány 100 m széles, akár több száz km hosszú, V keresztmetszetű kiemelkedések, avagy gerincpárok (double ridges), amelyek közepén mélyedés mutatkozik. Kérdés, hogy ezek a földi óceánközépi hátságok tágulásos zónáira hasonlítanak-e, vagy inkább időszakos árapály-eredetű enyhe tágulást, majd utána összezáródást képviselnek-e. Néhol akár 10 km széles komplex gerincek is mutatkoznak, amelyek talán többszöri kinyílás, majd összezáródás következtében és a középen keletkezett friss anyag összetörése és kipréselődése nyomán keletkeztek. Ugyanakkor sokszor a kettős gerincek a központi repedéssel közel párhuzamos oldalelmozdulásra utaló jeleket is mutatnak. A megfelelő megvilágítási viszonyok alatt, nagy felbontással rögzített képeken némelyik kettős gerinc mellett sötét, finomszemcsés anyag mutatkozik talán a gerincekről lepusztult és felhalmozódott törmelékből, de az sem kizárt, hogy a két gerinc közül kilövellt, majd visszahullott anyagból származik.

Keletkezésüket illetően egy korábbi elmélet úgy vélte (Greenberg és tsai., 1998), hogy az árapályhatás keltette tágulásos feszültség repesztheti fel ezeket az alakzatokat, majd a 3,5 napos árapályciklusnak megfelelően később záródik a repedés, és közben a területén felhalmozódott anyag össze-, illetve felpréselődik (Sullivan és tsai., 1998), kialakítva a hosszanti gerinc jellegű felszínformát. Ezen alakzatok egy része ún. cikloidális gerinc (cycloidal ridge), amely kis ívelt szakaszok ismétlődéséből tevődik össze, ezek mindegyike egy-egy napi árapályciklus-szakaszt képviselhet (Hoppa és tsai., 1999). A folyamat feltehetőleg nem szakítja át a teljes jégpáncélt, csak a rideg felső részt, a mélyebb régiókban képlékenyebb deformáció történhet. A vulkanikus modell (Kadel és tsai., 1998) szerint a repedés mentén anyagfeláramlás, „kispriccelés” zajlik; de az is felmerült, hogy a mélyből folyékony vagy képlékeny anyag préselődik telérként a jégbe (Melosh és Turtle, 2004) a repedés mentén a felszín alá, ahol a képlékeny jég diapirszerűen emelkedik felfelé (Head és tsai., 1999).

Ugyanakkor léteznek az Europa felszínén olyan szélesebb, sötét sávok (pull-apart bands), amelyek kinézete és környezetükkel fennálló viszonya alapján keletkezésük legvalószínűbb magyarázata a tágulás és a kőzetburok-képződés (1.1. ábra). A tágulásos tektonikára utalnak az ék vagy háromszög alakú sötét sávok (wedge shaped bands), amelyeknél néha többször 10 km-nyi tágulásra utaló nyomok vannak (Schenk és McKinnon, 1989), ezek anyaga idővel világosabbá alakul. Az Europa tektonikus jelenségei sok esetben hasonlíthatók földiekhez, de a nálunk jellemző globális lemeztektonikával megegyező, összetett jelenségcsoportnak legfeljebb egy-egy kisebb eleme várható. Mindezekhez az energiát az árapályhatás adhatja, amely el is forgathatja a nem tökéletesen gömbszimmetrikus jégpáncélt, helyenként felrepeszti, de a folyamatokban egy felszín alatti körkörös, egyenlítői vízáramlás is közreműködhet (Gissinger és Petitdemange, 2019).

Az Europához némileg hasonló jeges kőzetburok (itt jégpáncél) szétterülésére és képződésre utaló felszínforma az Europa külső szomszédján, a Ganymedes jupiterholdon is megfigyelhető (1.1. ábra). A sulcus (többes szám: sulci) nevű felszínformába sorolt alakzatok morfológiája részben a földi óceánközépi hátságok tágulására és ott új kőzetanyag keletkezésére hasonlít, míg mások inkább a szárazföldi riftek melletti közönséges vetők mentén bezökkenéssel tagolt felszínre emlékeztetnek (Pizzi és tsai., 2017). A „grooved terrain” (Lucchitta, 1980) névvel is illetett, párhuzamos lineamensekből álló terület valamivel világosabb, mint az idősebb, sötétebb, sokszögletű, helyenként közel 1000 km átmérőjű alakzatok. Utóbbiak tágulása során a közöttük lévő területet tölthette fel a belsőből kiáramló jég, és képezett új, jeges kőzetanyagot. A jelenség a hold globális tágulásával egyidejűleg jelentkezhetett, amit talán a belsejében megfagyó víz térfogat-növekedése okozott.

Kőzetburok képződése a Ganymedesen globális tágulásra utaló nyomok alapján feltételezhető, ezt támasztja alá, hogy néhány helyen képzeletben egymáshoz illeszthetőek az idősebb felszínrészek. Az ún. poligonok olyan nagy, sokszögletű, sötét területek, amelyek felszínükön sok egymással párhuzamos, ívelt futású vonalas alakzatot tartalmaznak. Ezek hatalmas, ősi becsapódások nyomán keletkezhettek (McKinnon és Melosh, 1980), minden ma megfigyelhető kráter felülrajzolja ezeket, születésükkor még a mainál vékonyabb jégréteg volt jellemző. Ezek a koncentrikus íves alakzatok azonban az egyes nagy poligonok esetében nem illeszthetők egymáshoz. A nagy sötét alakzatok között világosabb és fiatalabb a felszín (grooved terrain), amely a sötét poligonok peremével párhuzamos árkok és gerincek sorozatából áll, ezek képezik a fent említett tágulásra utaló nyomokat. Főleg lezökkenéses eredetű normál vetődések látszanak itt kb. km széles és 10-200 m szintkülönbségű blokkokkal, ugyanitt a belsőből kiáramló anyag tölthette ki a felszínt. A Ganymedesen egyébként összenyomó erők hatása nem mutatkozik.

Részben a vulkanizmushoz kapcsolódó ősi kéregkeletkezési folyamat a magmaóceánból történő kristályosodás. Az elgondolás a Holdra vonatkozóan született meg elsőként, amelyben a modellek alapján a 4,4-4,5 milliárd évvel ezelőtt a Földből kirobbant és a gyors összeálláskor felmelegedett anyag külső, 200-300 km vastag rétege akár 2000 K hőmérsékletű (Barr, 2016) olvadt állapotban volt 10-100 millió éven keresztül (Ida és tsai., 1997). A melegedésben az ekkor jellemző kisebb Föld–Hold-távolság miatt az erősebb árapályhatás is közreműködött. Ebből az olvadékból kikristályosodó anortozitos kőzet „felúszott”, és ez alkotta az elsődleges kérget (terra területek). Ilyen ősi olvadt magmaóceán egyéb égitesteken, közöttük a Földön is előfordulhatott (Elkins-Tanton, 2012) az összeállása végén történt becsapódásoktól (Tucker és Mukhopadhyay, 2014) közel 1000 km vastagságban (Li és Agee, 1996), ami közreműködhetett a belső differenciálódásban és a légkör, valamint a hidroszféra anyagának kigázolgásában.