Az eddigiekben két tényezô engedett következtetni a tizedik bolygóra: a Neptunusz pályájában fellelhetô, a Plútó által nem kielégítôen magyarázható pályaperturbáció, valamint a Naprendszer bolygóinak keletkezésével összefüggô, a bolygópályákban is megmutatkozó gravitációs rezonancián alapuló szimmetria.

A következôkben a Kuiper-öv, s az Oort-felhô objektumai fognak tanúskodni arról, hogy a közülük induló üstököspályák rendellenességei, változásai is egy újabb naprendszerbeli égitestre utalnak.

4.1 A SHIVA-ELMÉLET, AVAGY MI TÖRTÉNT A DINOSZAURUSZOKKAL?

A Shiva-elméletként számontartott hipotézis fôleg a nyolcvanas évek közepén, végén hozta lázba a tudományos világot, s a mezozoikumban uralkodó ôshüllôk kréta idôszak végi hirtelen kihalására (s a földtörténet többi nagy kipusztulására) adott csillagászati vonatkozású tudományos magyarázatot (17. ábra).

Maga az elmélet négy, egymással összefüggô, merész és érdekes feltevésbôl áll (Goldsmith, 1985):

• Elôször: a 65 milliô évvel ezelôtt bekövetkezett nagy kipusztulás, melynek többek között a dinoszauruszok is áldozatául estek, egy kisbolygó vagy üstökös becsapódásának a következménye volt.
• Másodszor: az ehhez hasonló nagy kipusztulások szabályos periódussal (26 vagy 30 millió éves) ismétlôdnek.
• Harmadszor: ha elfogadjuk a második állításban szereplô periodicitást, akkor ésszerû földi magyarázat hiányában ennek okát a Földön kívülrôl kell eredeztetnünk. Legkézenfekvôbb azt mondanunk, hogy a kipusztulás nagy hullámait a Nap körül keringô üstökösök billiói okozták, melyek közül egyesek valamilyen ok folytán összeütközhettek Földünkkel.
• Negyedszer: az összeütközést elôidézô ok kétféleképpen is elôállhat: egyesek a Nap galaktikus oszcillációjával próbálják magyarázni a periodikus üstököszáporokat, mely szerint csillagrendszerünk bizonyos idôközönként hatalmas csillagközi gáz- és porfelhôkkel találkozik, amelyek letéríthetik megszokott pályájukról az üstökösöket. Tudósok más csoportja szerint az üstökösök eltérítéséért a Nap egy feltételezett kísérôcsillaga, a Nemezis a felelôs.

Az egész történet akkor kezdôdött, amikor Walter Alvarez geológus az Umbriai Appenninekben, Gubbio közelében foraminiferák (likacsoshéjúak) kövületeit vizsgálta (W. Alvarez, 1984).

A foraminiferák, a tengerek egysejtû planktonlényei milliószámra találhatók a világóceánban. Mészvázukból rakódik le a tengerek, óceánok fenekén a kréta, a mészkô, a márvány. Ezen élôlények nagy fajgazdagságuk és egyedszámuk miatt indikátorként szolgálhatnak, megkönnyítve a különbözô korú és fáciesû (ôskörnyezetû) kôzetformációk közti eligazodást. Alvarez is ezen élôlények által szeretett volna értékes geológiai információkat szerezni az Appenninekben. A mintáiról készített hártyavékony metszetekben különbözô kövületeket talált, egyesek átmérôje csak a milliméter törtrésze volt, míg másoké a milliméterest is elérte. Legnagyobb meglepetésére a 65 millió évesnél fiatalabb kôzetekbôl ezek az "óriási" likacsoshéjúak teljesen hiányoztak, azaz a tengerekben az ô kihalásuk körülbelül a szárazföldi óriások, a dinoszauruszok eltûnésével eshetett egybe.

Alvarez (aki egyébként a Berkeley-i Kalifornia Egyetem professzora), mintái kémiai elemzésére a neutron-aktivációs analízis (olyan radiokémiai módszer, amely a maghasadás során a magból kiszakadó neutronok különbözô tulajdonságai alapján következtet a vizsgált anyag kémiai összetételére) két szakértôjét Frank Asarót és Helen Michelt kérte fel. A kémikusok megállapították, hogy a huszonnyolc vizsgált elem közül huszonhétnek a gyakorisága megfelel a földi elemgyakoriságnak, egy elem azonban kilógott a sorból: az irídium.

Az elemzésekbôl kiderült, hogy a Föld kérgében oly ritka elemnek számító irídium gyakorisága a kréta és a harmadidôszak határát jelentô néhány centiméter vastag rétegben 160-szor nagyobb az átlagosnál. Az irídium ilyen mértékû feldúsulását mai ismereteink alapján Földön kívüli erdetûnek kell tekintenünk.

A geológusok szerint születésekor bolygónk sokkal több irídumot tartalmazott, mint amennyit ma a kérgében találunk. E feltevés mellett szól, hogy a legidôsebb meteoritok (amelyek megôrizék a Naprendszer születése óta eredeti állapotukat és anyagkoncentrációjukat) mintegy ezerszer gazdagabbak irídiumban a Föld kérgénél. Azt pedig joggal feltételezhetjük, hogy e meteoritok kémiai összetétele nagyon hasonlít az Ôsföldéhez. Azonban a Föld nem sokkal születése után olvadt állapotba került, melynek következtében a legnehezebb elemek nagy része, köztük az aranynál és a platinánál is sûrûbb irídium a Föld közepe, magja felé süllyedt. A felszín közelében pedig a lényegesen kisebb sûrûségû szilícium, alumínium, oxigén, illetve ezek ásványai maradtak. Mi lehet akkor viszont a 65 millió évvel ezelôtt lerakódott üledékekben az irídium megnövekedett koncentrációjának az oka? Másképp megfogalmazva a kérdést: vajon mi hozhatta az irídiumot a Földre?

A legelfogadhatóbb feltevés szerint az irídium egy olyan égitesttel került a Földre, amelynek kémiai összetétele nagyjából megfelelt az átlagos kozmikus elemgyakoriságnak, tehát fôként hidrogénbôl, héliumból, oxigénbôl, szénbôl, nitrogénbôl, és szilíciumból állt, s irídiumot csak igen kis mennyiségben tartalmazott. Ez a kis mennyiség azonban körülbelül kétezerszer nagyobb a legtöbb földi kôzet irídium-gyakoriságánál.

A Krakatau vulkán 1883-as kitörésének tanulmányozása alapján feltételezhetjük (viszonylag jól ismerve a kitörés energiaviszonyait, a kidobott anyag mennyiségét, s a kôzetrétegekben megtalálható ülepedési vastagságot), hogy a fent tárgyalt elemgyakoriság mellett és 2.2 g/cm³ sûrûség esetén (szenes kondrit típusú meteorit átlagsûrûsége) a kérdéses meteoritnak
hozzávetôleg 350 billió kg tömegûnek és 6.6 km átmérôjûnek kellett lennie (Goldsmith, 1985). A Földdel összeütközve egy ilyen méretû égitest nemcsak irídiumdús rétegek lerakódását eredményezi...

Képzeljük el, amint egy kôzetekbôl, agyagból és porból álló, 5-10 km közötti átmérôjû test körülbelül 15 km/s (54000 km/h) sebességgel nekiütközik a Földnek (Kereszturi és Sárneczky, 2000). A test nem egészen 1 s leforgása alatt átvágtat a légkör legalsó rétegén. Az útjába kerülô levegô-molekulákat félrelöki, így nyomában egy lyuk keletkezik a levegôben. Egy szempillantással késôbb becsapódik valahová, 70 %-os valószínûséggel a világóceánba, 30 %-os valószínûségel a szárazföldek valamelyikébe (megtalálták egyébként a becsapódás kráterét a mexikói Yucatán-félszigeten, amely kráter egy részét jelenleg tenger borít; 16. ábra). A következmények szempontjából azonban nincs számottevô különbség a két eset között. A kôtömbnek ugyanis teljes lefékezôdéséhez a saját tömegével nagyjából megegyezô mennyiségû anyaggal kell találkoznia, így a tengerek átlagos mélységének megfelelô 8 km vastag vízrétegen áthaladva sem fékezôdik le teljesen, hanem erôsen belefúródik a tenger aljzatába, miközben hatalmas árhullámot indukál. Ha a szárazföldet találja el, akkor nagy méretû krátert váj a felszínt alkotó kôzetekbe. Bármelyik becsapódás esetén a keletkezô kráter átmérôje 5-10-szerese lesz a becsapódó test nagyságának (Luis Alvarez, 1983).

Az ütközés során felfelé és oldalirányban óriási mennyiségû anyag dobódik ki. Ha az égitest a tengerbe csapódik, akkor ennek az anyagnak a legnagyobb része az ütközés energiája következtében elpárolgott tengervíz lesz. A kidobott anyag jelentôs része mindkét fajta becsapódás esetén több száz vagy több ezer fokosra felforrósodott por és homok, amelyet a becsapódó test által a légkörben közvetlenül a becsapódást megelôzôen létrehozott nyomáscsökkenés könnyen a magasba szippant. A becsapódásból származó forró por egy óránál rövidebb idô alatt szétterjed az egész sztratoszférában. Az ütközést követô néhány órán belül bolygónkat a légkörben lebegô sûrû portakaró burkolja, s felszíne hosszú idôre sötétbe borul. A felsô légkörbôl (sztratoszférából) a por 3-4 hónap alatt ülepszik le annyira, hogy ismét lehetôvé váljon a fotoszintézis. Ez alatt az idô alatt azonban például a fitoplanktonok teljes kipusztulásával kell számolnunk (fotoszintézis lehetôségének hiányában), amely növények az óceáni táplálékláncban a legalsó szintet foglalják el. Egyébként pontosan ezzekkel az élôlényekkel táplálkoznak azok a foraminiferák, amlyeknek az eltûnése oly feltûnô a kréta és a harmadidôszak határán, ahol a felfedezett irídiumban gazdag réteg kapcsán elôször vetôdött fel a becsapódásos elmélet.

Ezen 3-4 hónapos sötétség alatt a felszín átlaghômérséklete mintegy 40° C-kal csökken (mivel a besugárzás jelentéktelen), s olyan molekulák is keletkeznek, amelyek a sztratoszféra ózonrétegét (amely a Föld felszínét védi a káros ibolyántúli sugárzástól) rongálják meg. Mire Földünk égboltja újra kezd letisztulni, a felszínt érô fénysugarak már egy olyan planétára esnek, ahol a korábban meglévô fajok jó része hiányzik, vagy a megrongálódott ózonpajzs miatt a káros sugárzás hatására éppen most, a sötétséget átvészelve fog kipusztulni, mivel a DNS-rekombinációs folyamataik súlyosan, visszafordíthatatlanul megsérülnek. Néhány túlélô faj viszont kész lesz gyorsan betölteni az így keletkezett ökológiai rést (Carl Sagan csillagász kutatócsoportjával a nukleáris tél várható hatásai alapján írták le egy becsapódás esetleges következményeit 1983-ban).

4.1.2 A MAGYARÁZATOK

Nagy kipusztulások nemcsak a dinoszauruszok idején voltak, hanem más korszakokban is, ezért egyes kutatók azt vallják, hogy a meteorit-becsapódások nem teljesen véletlenszerûen következnek be (hiszen így a valószínûségük igen kicsi volna), hanem létezik valamiféle kiváltómechanizmus is, amely szabályszerûen ismétlôdô periódusokban arra kényszerít kisbolygókat, üstökösöket, hogy eredeti pályájukról letérve a Naprendszer belseje felé vegyék az irányt, potenciális veszélyforrást képezve az ott keringô égitestek, így a Föld számára is.

Elsôsorban a Naprendszer külsô peremén elhelyezkedô Oort-felhô üstököseire gondolnak a témával foglalkozó tudósok, amelyek több tízezerszer messzebb keringenek a Nap körül, mint Földünk. Mivel az Oort-felhôben található üstökösök száma jóval meghaladja a Mars és a Jupiter között keringô kisbolygóövezetbeli aszteroidák számát, ezért ez is növeli a katasztrófaesemények valószínûségét. Egy 26, illetve 30 millió év körüli periódussal a kihalások idôpontjai meglepôen jó (bár nem holtbiztos) egyezést mutatnak (7.táblázat; Raup és Sepkoski jr.,illetve Rampino és Stothers,).

A két különbözô kihalási periódus vallói két különbözô hipotézissel próbálják a bolygónkat idôszakosan érô üstököszáport magyarázni. A becsapódásos eredetû földi kráterek korát vizsgálva arra a megállapításra jutottak a geológusok, hogy a kráterképzôdés gyakorisága is illeszkedik egy 28.4 millió éves periódusra (6. táblázat; W. Alvarez és Muller,1984), tehát ez mindkét elmélethez egyformán illeszthetô.
 

A kráter átmérôje (km)	A kráter helye	A kráter kora  (millió év)	A 28.4 millió éves ciklus szerinti legközelebbi maximum ideje (millió év)
10	Karla (Oroszo.)	7± 4	13
20	Kanada	13± 11	13
24	Ries (Németo.)	14.8± 0.7	13
28	Labrador (Kanada)	38± 4	41.4
8.5	Ontario (Kanada)	37± 2	41.4
100	Szibéria (Oroszo.)	39± 9	41.4
14	Finnország	77± 4	69.8
25	Alberta (Kanada)	95± 7	98.2
25	Ukrajna	100± 5	98.2
17	Logojszk (Oroszo.)	100± 20	98.2
5	Svédország	118± 2	126.6
22	Ausztrália	130± 6	126.6
23	Franciaország	160± 5	155
80	Oroszország	183± 3	183.4
15	Ukrajna	185± 10	183.4
70	Quebec (Kanada)	210± 4	211.8

A) A Nap galaktikus oszcillációjából levezetett meggondolások alapján hozzávetôlegesen 30 millió évenként kell tömeges kipusztulásokra számítani (Rampino, Stothers, 1984). Mai ismereteink szerint a Tejútrendszer hatalmas korongja elsôsorban csillagokból áll, de szinte elképzelhetetlenül sok csillagközi port és gázt is tartalmaz. Ezen kozmikus anyag jelentôs része csillagközi felhôknek nevezett csomókba tömörül. Egyes ilyen molekulafelhôk tömege elérheti Napunk tömegének több milliószorosát is (egy-egy ilyen felhô tehát óriási gravitációs potenciállal rendelkezhet). A kozmikus ködök egyik legfontosabb tulajdonsága, hogy a Tejútrendszer fôsíkja (korongjának szimmetriasíkja) mentén koncentrálódnak. Amellett, hogy Naprendszerünk bolygói keringenek a mozdulatlannak tûnô Nap körül, Napunk is keringô mozgást végez, mégpedig a Tejútrendszer centruma körül. Meleget és fényt adó égitestünkre a galaxis összességében akkora gravitációs vonzóerôt gyakorol, mintha a Tejútrendszer középpontjában egyetlen, 200 milliárd naptömegû égitest helyezkedne el. A bolygók Nap körüli keringéséhez hasonlóan a centrum irányába mutató gravitációs vonzóerôvel itt is a pálya menti keringésbôl fakadó impulzusmomentum tart egyensúlyt. E mechanikai egyensúly eredményeképpen nem zuhan a Naprendszer galaxisunk középpontjába (természetesen a többi csillagrendszer is hasonló módon viselkedik). A 26 ezer fényév sugarú pályán (kb. 1.6×10⁹ AU) egy "Nap-év" 240 millió évig tart.

A keringô mozgáson kívül van még Napunk pályájának egy másik jellemzô sajátossága is, nevezetesen, hogy keringése közben a galaxis fôsíkjára merôleges irányban oda-vissza haladva oszcilláló (rezgô) mozgást is végez, többször keresztezve a gázfelhôkben oly gazdag fôsíkot. Ekkor ezek a nagytömegû csillagközi ködök elég közel kerülnek az Oort-felhô naprendszerperemi üstököseihez, amelyek pályáit perturbálva üstökösök ezreit indíthatják el a Nap, a Föld, s a többi bolygó felé, ahol aztán becsapódva irídiumban (és a Föld esetében például dinoszaurusz csontvázakban) gazdag kôzetrétegeket hozhatnak létre.

Az oszcilláló mozgás mechanizmusa a következô (18.ábra; Goldsmith, 1985): amikor a Nap a Tejútrendszer fôsíkja "fölé" emelkedik, a galaxis tömegének nagyobbik része "alatta" helyezkedik el, így tömegvonzása révén megpróbálja visszahúzni, ezért a Nap fôsíkra merôleges sebessége nullára csökken. E pillanatban (elérve meximális távolságát a fôsíktól) a visszahúzó erô hatására ellenkezô irányba, azaz a fôsík felé kezd el mozogni, majd tehetetlenségénél fogva áthalad azon, hogy a másik irányba eltávolodva ugyanez a folyamat megismétlôdjék.

A Naprendszer tehát a Tejútrendszeren belül két, egymástól jól elkülöníthetô mozgást végez; kering a galaxis centruma körül, és oszcillál a fôsíkjához képest. A mozgások összképe egy kör (vagy ellipszis) alakban záródó, a körre merôleges hullámvonal lesz. A bukdácsoló, hullámzó mozgás következtében a Nap keringésenként nyolc alkalommal keresztezi a fôsíkot (18. ábra). Egyszerûen kiszámítható, hogy az egymást követô áthaladások (tehát a periodikus üstököszáporok) között nagyjából 30 millió év telik el (240 millió/8).

A galaktikus oszcilláció-elmélet helyességének ellenôrzésére hozzávetôlegesen csupán csak úgy 28 millió évet kell várniuk a kétkedôknek, mivel a számítások szerint most éppen egy áthaladási periódus után vagyunk néhány millió évvel...

B) A Nemezis-elmélet szintén a gravitáció hatásaival akarja megmagyarázni az üstökösök és más mikroplanéták pályáinak perturbációját, csak ez az elmélet feltételez a pálya-rendellenességek forrásaként egy teljesen ismeretlen, új égitestet is, amely a Nemezis nevet kapta (Whitmire, Jackson, illetve Davis, Hut, Muller, 1984).

Így a Nemezis és a Nap egy kettôscsillag-rendszert alkot. Mindkét égitest kering a közös tömegközéppont körül, azonban mivel a Nemezis Napunkhoz képest kicsi, ezért feltételezhetô, hogy közös tömegközéppontjuk valahol a Nap közelében van. A Nap keringését a nagyon lassú mozgása miatt még nem lehetett kimutatni, hiszen csak néhány évtizede mérik pontos térbeli helyzetét. "Halálcsillagunk" Newton és Kepler törvényei alapján 26 millió éves keringési idôvel rendelkezik, az ellipszispálya fél nagytengelye hozzávetôleg 176 ezer AU. Az égitest az Oort-felhôn áthaladva üstökösmagokat ragad magával gravitációja révén, "szônyegbombázást" indukálva a Naprendszer belsô régiói, köztük a Föld rovására is (19. ábra).

A Nemezis tömegére kapott határértékek 0.005 és 0.12 naptömeg között mozognak (Goldsmith, 1985). Ennél nagyobb tömeg azért nem valószínûsíthetô, mert akkor már jelentôsen a Napon kívülre esne a rendszer tömegközéppontja, amit jelenlegi tapasztalataink nem támasztanak alá, 0.005 naptömegnél kisebb tömegû égitest esetén pedig nem számíthatnánk arra, hogy tömegvonzásával zavarokat idézzen elô üstökösök pályáiban (Hills, 1985).

Összegezve az eddig leírtakat, azt állapíthatjuk meg tehát, hogy bizonyos földtörténeti korszakokban tömeges élôlénykihalások játszódtak le, s ezen kipusztulások jó közelítéssel idôben periodikusnak mondhatóak. Szintén hasonló ciklikusságot mutatnak a földi asztroblemek korvizsgálata alapján nyert eredmények is. A nagy kihalások idején keletkezett üledéksorokban pedig Földön kívüli, a Naprendszer távoli tájainak összetételét tükrözô elemgyakorisággal találkozunk. Joggal feltételezhetjük ez alapján, hogy a tömeges kipusztulásokban kozmikus testek földi becsapódásai is szerepet játszhattak. Az ok-okozati viszonyok magyarázatára az elmélet részét képezô galaktikus oszcilláció hipotézisét állítottuk fel, illetve egy Nemezis nevû égitest (a Nap társcsillaga) létezését gondoljuk.

Két apró problémánk maradt csupán a Shiva-elmélettel kapcsolatban:

• Egyfelôl, a Nap galaktikus oszcillációja hatására bekövetkezô kométavándorlás valódiságára, s így elméletünk helyességére csak kb. 28 millió év múlva kaphatunk választ. Napunk ugyanis ekkor lesz újra akcióközelben, a galaxis fôsíkjában elhelyezkedô molekulafelhôk zónájában...
• A másik súlyos gond, hogy eddig még egy csillagásznak sem sikerült fölfedeznie a Nemezis-tulajdonságokkal bíró égitestet. Egyelôre egész létezése csak egy Terra-Australis szintû feltételezés. Rögtön hozzá kell azonban tennünk, hogy számítások szerint a Nemezis luminozitása (fényteljesítménye) körülbelül egymilliomod része Napunkénak, így roppant érzékeny mûszerekre lesz szükség a felfedezéséhez, amennyiben tényleg létezik (Davis, Hut, Muller, 1984). Mindenesetre e felfedezésre sokkal nagyobb esélyünk lesz 13 millió év múlva, amikor keresett csillagunk pályájának hozzánk legközelebb esô régiójában fog tartózkodni...

Ha hibái és esetlegességei ellenére mégis elfogadjuk, hogy a dinoszauruszok a Shiva-elmélettel magyarázható okok miatt tûntek el a Föld felszínérôl, akkor ez további néhány érdekes gondolatot ébreszthet bennünk. Hiszen az élôlények családjainak nagy részét és a fajok még ennél is nagyobb hányadát eltûntetô, néhányszor tízmillió évenként ismétlôdô apokaliptikus jelenségek minden bizonnyal jelentôs mértékben hatottak a földi élet fejlôdésére (Gould, 1984). A kipusztulási hullámok a legkevésbé életrevaló organizmusok eltûnésével ígéretes lehetôséget teremtettek újabb, életrevalóbb fajok gyors elszaporodásához, teret biztosítva az élet új formáinak. Ebben az értelemben a tömeges kipusztulások a földi élet evolúciójának szerves részét képezik, s íly módon az ember, tehát az értelemmel bíró élôlény kialakulásához vezetô út is ezen események szükségszerû bekövetkezésével van kikövezve.

Gondoljuk csak végig, mennyi speciális, véletlen dolog kell az élet, fôként az értelmes élet létrejöttéhez. Szükségünk van egy napszerû csillagra megfelelô bolygórendszerrel, köztük is egy megfelelô távolságra keringô, megfelelô szerkezetû és összetételû, vízkészlettel rendelkezô bolygóra, amely rendelkezik pontosan egy égi kísérôvel. A Hold gravitációs hatása a felelôs azért, hogy a többi bolygóhoz képest a Föld forgástengelyének a keringés síkjához viszonyított elmozdulása kicsi, s így nincsenek akkora éghajlati szélsôségek, mint másutt. Így válik érthetôbbé a Mars tragédiája. A valaha szintén folyékony vízkészlettel rendelkezô bolygóban a Hold-szerû planéta hiánya miatt (a Mars csak két apró holddal rendelkezik, a Phobossal és a Deimossal, ezek hatása azonban jelentéktelenebb) a szó szoros értelmében befagyott a fejlôdés. A Shiva-elmélet szerint az értelmes élet megjelenéséhez szükségünk van még egy kis tömegû, elnyúlt pályán keringô társcsillagra, illetve a csillagrendszer kialakulásakor visszamaradt törmelékekbôl felépülô üstökös felhôre (Oort-felhô). Ha ezek mind rendelkezésre állnak, s megfelelô dinamikával rendelkeznek, akkor lejátszódhat egy kihalási ciklusokkal tarkított evolúció, amely elôsegíti az értelmes lény kialakulását (vagy csak felgyorsítja a hozzá vezetô utat?). Ki tudja, ha különbözô hatások eredményeként nem csapódik be 65 millió évvel ezelôtt az a 6.6 km átmérôjû üstökös, illetve aszteroida (amely becsapódási eseményt egyébként ma már a tudósok széles köre elfogad, szemben az elmélet többi, még alaposabb bizonyításra szoruló részével), akkor még ma is ôshüllôk legelik az ôspáfrányokat, lehetôséget sem adva az egérszerû ôsemlôsöknek a kibontakozásra.

Jelenkorunk csillagászati mûszerekkel regisztrált ismert világainak egyikében sem sikerült a Naprendszerünkéhez hasonlóan ideális életfeltételeket találni, legfeljebb olyan rendszereket, ahol egy-egy fentebb felsorolt tényezô volt adottnak tekinthetô. Ma meglévô tudományos ismereteink alapján azt kell mondanunk, hogy bár nem elképzelhetetlen az, hogy egyes tôlünk független, távoli bolygórendszerekben kialakulhattak az élet kezdetleges csírái, de valószínûleg megrekedtek különbözô okok miatt a fejlôdésük egy kezdetleges szakaszában (szerves vegyületeket, nukleinsavakat már meteoritok anyagában is találtak). A Shiva-elmélet mindenesetre még valószínûtlenebbé teszi (a még több szükségszerû speciális esemény megkövetelésével), hogy nagy számban találhassunk értelmes lényekkel rendelkezô távoli csillagrendszereket.

4.1.4 EPILÓGUS

Az ezredforduló kutatási eredményei egyre inkább valószínûvé teszik, hogy a földtörténet nagy kipusztulásait periodikus üstököszáporral hozzuk összefüggésbe, s ezek tovább erôsíthetik az 1984-ben megindult találgatásokat, amelyek az imént kerültek ismertetésre (maga a becsapódás ténye már bizonyított, a viták a kiváltó mechanizmus mibenlétérôl folynak).

Amerikai kutatók nemrég bizonyítékot találtak arra, hogy egy nagyméretû égitest becsapódása okozhatta a földi élet nagy tömegkihalásai közül a 65 millió évvel ezelôtti, kréta idôszak végi apokalipszisen kívül a legnagyobb földtörténeti kihalást, amely a perm és a triász határán, 250 millió évvel ezelôtt letörölte a Föld színérôl a tengeri élôlények 90 és a szárazföldi gerincesek 70 százalékát (Becker, Poreda, Hunt, Bunch, Rampino, 2001; 20. ábra). Maga a 250 millió évvel ezelôtti apokalipszis ténye már régóta ismeretes, ugyanis számos élôlény, például a trilobiták (háromkaréjú ôsrákok, amelyekhez több, mint 15 ezer faj tartozott) ôsmaradványai kizárólag ennél régebbi rétegekben találhatók meg, fölötte nyomuk vész. Azt is számos bizonyíték támasztja alá, hogy a tömeges pusztulás földtani értelemben rendkívül gyorsan (10 ezer éves nagyságrendben) zajlott le.

Már a Shiva-elmélet felvetette, hogy kb. 250 millió évvel ezelôtt is történt meteorbecsapódás, sôt valószínûleg a többi nagy kipusztulási ciklusban is (7. táblázat), azonban az elsô kézzelfogható bizonyítékot erre, úgy tûnik, most sikerült megtalálni. A tudósok azt ugyan még nem tudják, hogy maga a becsapódás a Föld mely pontján történt (akkoriban a szárazföld még egyetlen szuperkontinensbe, a Pangeába tömörült). Az ítélethozó égitest azonban itt hagyta névjegyét: bizonyos fullerének (tisztán szénatomokból álló, gömbölyû, belül üreges molekulák) kalickájába zárt nemesgázok (hélium, argon) szokatlan izotópösszetétele egyértelmûen a Földön kívüli eredetrôl tanúskodik. Például a Földön messze a hélium-4 (a hélium 2 protont és 2 neutront tartalmazó 4-es tömegszámú izotópja) a leggyakoribb, és csak nagyon kevés hélium-3 található, ezzel szemben Földön kívüli eredetû mintákban a hélium-3 van túlsúlyban. Ilyen izotópösszetételben a nemesgázokat csakis a már szenet égetô csillagokban uralkodó szélsôségesen nagy nyomás és magas hômérséklet préselhette be a fullerének kalickájába. Ezért az a tény, hogy a perm-triász idôszak határáról származó mintákban felszaporodtak az ilyen fullerénmolekulák, egyértelmûen üstökös, vagy kisbolygó becsapódásának tulajdonítható. Becslések szerint a becsapódó égitest átmérôje 6 és 12 km között lehetett, azaz nagyjából akkora, mint a mexikói Yucatán-félszigeten 65 millió éve becsapódott kisbolygóé, amely a dinoszauruszok halálát okozta, s amelynek hatalmas krátere ma is látható.

Korábban, a dinoszauruszok kihalásának idôszakából származó üledékes rétegek elemzése alapján úgy vélték, hogy egy ilyen becsapódás jelentôsen megnöveli az irídium koncentrációját. Ezt az elemet ugyan a perm-triász határáról származó mintákban is kimutatták, de jóval kisebb gyakoriságban, mint a 65 millió évvel ezelôttiekben. Ennek valószínûleg az az oka, hogy a két becsapódó égitestnek más lehetett a kémiai összetétele. A kutatást jelentôsen megnehezítette, hogy a földkéregben viszonylag kevés az eredeti állapotot ôrzô 250 millió éves szikladarab, mivel az e korból származó rétegeket a tektonikus folyamatok már többször átforgatták. Két esztendô kitartó munkája alatt azonban sikerült statisztikailag kellôen pontos és megbízható eredményeket felmutatni.

Ezen új felfedezések alapján egyre nagyobb biztonsággal állíthatjuk, hogy Földünket, s a többi bolygót is periodikus üstököszápor éri, azonban jelen kutatások a Nemezis, mint barna törpe helyett egy X. bolygó létét preferálják, s ezáltal akarják a periodikus üstököshullást magyarázni. Azonban amíg ezen bújkáló égitest felfedezése várat magára, addig egy Napot kísérô csillag létét sem vethetjük el teljesen.

4.2 HOSSZÚPERIÓDUSÚ ÜSTÖKÖSÖK PÁLYAELEMZÉSE

Dr John B. Murray, az angliai Open University csillagásza úgy véli, a hosszúperiódusú üstökösök pályájának elemzésével elegendô bizonyítékot talált arra, hogy bejelentse: nagy valószínûséggel megtalálta a Naprendszer tizedik bolygóját (Murray, 1999).

21. ábra: John B. Murray csillagász

A vizsgálatban résztvevô üstökösöket Williams és Marsden 1994-es katalógusa alapján szelektálták ki. Kétszázkilencvennyolc hosszúperiódusú üstökösnek határozták meg a belépéskori eredeti fél nagytengelyét, mielôtt pályájukat a bolygórendszer pertulbálta volna. Az ez alapján készített hisztogram, amelyen az afélium-távolságok vannak feltüntetve, 40000 AU-nél többletet mutat (22./a ábra). Ezt korábban egyszerûen az Oort-felhô létével magyarázták (Kresak, 1982). Azonban a mintában szereplô objektumok közül némelyiknél az afélium-távolságban mutatkozó hiba meghaladja a 30000 AU-t. Ha ezeket a bizonytalan eseteket elhagyjuk, akkor a 22./b ábrán látható eloszlást kapjuk. Ezen aféliumtávolságok hibája már csak 3000-6000 AU közé esik, így a legtöbb üstökös benne lesz a 30000-50000 AU intervallumban. Ezeknek a pontosabb pályáknak a keringési adatai olvashatóak a 8. táblázatban.

Üstökös	q (AU)	w (° )	W (° )	i (° )	LA (° )	BA (° )	Q (AU)
1925 I	1.109	36.2	319.1	100.0	131.9	-35.5	50 000
1946 VI	1.136	320.4	238.3	57.0	34.1	+32.3	45 000
1990 VI	1.569	137.8	280.0	59.4	255.2	-35.3	41 000
1889 I	1.815	340.5	359.0	166.4	198.0	+4.5	42 000
1993 a	1.937	130.7	144.7	124.9	178.4	-38.5	33 000
1932 VI	2.314	329.7	216.1	125.0	54.6	+24.4	44 000
1972 VIII	2.511	167.9	358.9	138.6	6.3	+9.0	41 000
1983 XII	3.318	186.2	209.6	134.7	205.2	+4.4	44 000
1987 V	3.625	329.1	194.5	124.1	33.0	+25.2	34 000
1955 VI	3.870	144.7	265.3	100.4	272.6	-34.7	48 000
1979 VI	4.687	10.1	293.1	92.2	112.7	-10.1	48 000
1986 XIV	5.458	17.0	268.3	132.5	76.7	-12.5	43 000
1975 II	6.881	193.4	22.8	112.0	17.7	+12.4	34 000

Látható, hogy az afélium-távolságok tényleg jól definiálható csúcsosodást mutatnak 40000 AU-nél, azonban ebben a táblázatban a kétszázkilencvennyolc üstökös helyett már csak az a tizenhárom szerepel, amelyek pályáját a fent említett pontossággal ismerjük. További vizsgálatainknak már csak ez a tucatnyi égitest lesz az alapja...

Ezek az üstökösök a 22./b ábra szerint hasonló csomósodást mutatnak, mint ami a Jupiter keringési pályájánál tapasztalható a kisbolygók esetében (22./c ábra). Bár más magyarázat is lehetséges, ez alapján az is feltételezhetô, hogy a 40000 AU-s csomósodás egy távoli, ismeretlen bolygó következménye. Ha ekliptikai koordináta-rendszerben ábrázoljuk az üstökösök afélium-pozícióját (23. ábra), akkor láthatjuk, hogy az eloszlás nem véletlenszerû. A szélességi koordináta egyik esetben sem haladja meg a 40° -ot, a hosszúságértékek pedig (fôleg elsô visszatérô üstökösök esetében) jól közelíthetôk egy szinuszfüggvénnyel, ahogy az várható is, ha az objektumok jelenlegi pályájukra egy ismeretlen távoli égitest hatására kerültek, amely a Nap körül kering, s pályája nem esik egybe az ekliptikával.

A belsô Naprendszerben perturbációt szenvedett üstököspályák alapján valószínûsíthetô, hogy a legtöbb hosszúperiódusú üstökös azután jön elôször napközelbe, miután az ismeretlen bolygó megzavarja keringését. Ha ez így van, akkor a vizsgált afélium-hosszúság adatok és az üstökösök periódusai megadhatják a bolygó jelenlegi helyzetét.

Ha az üstökösök afélium-hosszúságát (L_A) a periódusidô (T) függvényében ábrázoljuk, akkor egy érdekes függvénykapcsolatot kapunk (bár nagy szórást várnánk az üstökösök perturbálásakor meglévô különbözô keringési távolságok, inklinációk és excentricitások alapján; 24./a ábra). Ezen úgynevezett fûrészfog függvény irányítottságából következtetni lehet a feltételezett bolygó mozgásának irányára és pozíciójára. Az elsô és második visszatérô üstökösök jól láthatóan elkülönülnek egymástól, két szomszédos fûrészfogon elhelyezkedve. Az is kitûnik, hogy a másodszor visszatérô üstökösök pályáját a Naprendszer objektumai már sokkal jobban perturbálták, hiszen a görbéhez képest nagyobb szórást mutatnak, s a számított korrelációs együtthatójuk is kisebb (elsô látogatók csoportjára 0.60; második visszatérôkre 0.48). A grafikonról az is leolvasható, hogy az idô tengelyen a múltból a jelen felé haladva az üstököspályák perturbációi egyre kisebb ekliptikai afélium-hosszúság mellett mennek végbe, ami alapján az üstökösküldô retrográd keringési iránya tételezhetô fel.

Ha a továbbiakban az üstököspályákat új koordináta-rendszerbe felvéve ábrázoljuk, akkor a keresett bolygó pályájával kapcsolatban újabb fontos adatokhoz juthatunk (24./b ábra). A vízszintes tengelyen továbbra is heliocentrikus koordináta-rendszerben maradva, az ekliptikai afélium-hosszúság helyett a rektaszcenziót vesszük fel (azaz 0-360° helyett 0-24 h), a függôleges tengelyen pedig a periódusidô helyett az új pályára állás óta eltelt idôt ábrázoljuk (t=-T/2 elsô közelítés esetén, t=-{(n-1)T+(T/2)} n-dik közelítés esetén). Így az elôbbi fûrészfog függvény egy teljesen lineáris összefüggésbe megy át, az elsô és második generációs üstökösök az elôzô ábrával összevetve itt is jól elkülöníthetôk.

A legkisebb négyzetek módszerével illesszünk egyenest a kapott pontokra. Ahol az egyenes metszi az x tengelyt (tehát ahol 0 év telt el az üstökösök esetleges pálya-perturbációja óta), ott található jelenleg az X. bolygó. Ez a 20^h 35^min rektaszcenziójú helynek felel meg, azaz a bolygó napjainkban kb. a 309° ekliptikai hosszúságon található. Keresni a ±40° ekliptikai szélesség között érdemes, hiszen a perturbált üstökösök pályája ezen értéket sehol sem haladja meg. Keringési idejét is egyszerûen megbecsülhetjük. A bolygó keringése közben mialatt egy periódust megtesz, ugyanarra a rektaszcenziójú helyre tér vissza. Leolvassuk tehát, hogy 24h rektaszcenzió-távolságnak mekkora intervallum felel meg az idô tengelyen. Ez alapján azt kapjuk, hogy a bolygó keringési ideje 5.8 millió év. Ebbôl Kepler III. törvénye értelmében számítható a pálya fél nagytengelye a Föld adatainak felhasználásával:

A bolygópálya excentricitásáról nem sok fogalmunk van, az üstökös perturbációk alapján kirajzolt pályáról azt mondhatjuk, hogy bár az üstököspályák nagytengelyei különbözôek, mégis hasonló nagyságrendûek, ami alapján a perturbáló égitest pályája valószínûleg nem kör, de nem is extrém módon elnyúlt. Jelen kutatások fényében a bolygó tömegérôl még nem alkothatunk képet, csak gravitációs befolyása miatt mondhatjuk, hogy tömege Jupiter nagyságrendû.

Összegezve megállapíthatjuk, hogy az objektum megtalálására a heliocentrikus koordináta-rendszerbeli ±40° ekliptikai szélességû és a 309° ± 15° ekliptikai hosszúságú 240 négyzetfok területû zónát kell átkutatni 30-40 ezer AU távolságban anélkül, hogy tudnánk mekkora méretû és fényességû objektumot keresünk! Mi sem egyszerûbb ennél...

Tételezzük fel, hogy a hipotetikus bolygó tömege nagyobb, mint bármely naprendszerbeli társáé, mivel csak így hozhatja létre a megfigyelt üstököscsaládot. Azonban túlzottan nagy tömeggel sem ruházhatjuk fel, mivel ekkor egyrészt már nem mint bolygó létezne, másrészt már észre kellett volna vennünk. Tegyük fel, hogy a keresett bolygó eléri a tízszeres Jupiter-átmérôt (ami a bolygókeletkezési modellek értelmében egyébként elképzelhetetlen), még akkor is 23 magnitudó alatt marad a vizuális fényessége, a Jupiteréhez hasonló albedót feltételezve. Felfedezését nemcsak feltételezett halványsága nehezíti, hiszen a Hubble-ûrteleszkóppal 28 magnitudó határig le tudunk menni, azonban csak tipikus 1-6 ívmásodperc/óra elmozdulás esetén, a mi bolygónk azonban 1 ívmásodpercet kb. 4 év alatt tesz meg az égbolton (Cochran és társai, 1995). Könnyebben megtalálhatnánk infravörösben, mivel egy Jupiter méretû bolygó több energiát bocsájt ki, mint amennyit elnyel, de a modell alapján az objektum pozíciója közel van a galaktikus egyenlítôhöz, ahol a fokozott háttérzajok ellehetetlenítik az észlelést (Saumon és társai, 1995).

Egyébként egy feltételezett bolygó abban a távolságban, ahol eddigi tudomásunk szerint csak nagyszámú kisbolygó található, meglepô lenne, s még kisebb a valószínûsége (már csak a retrográd mozgása miatt is), hogy ez egy eredeti naprendszerbeli tag. Ilyen távolság mellett az is elképzelhetô, hogy ez egy befogott bolygó, bár ez is elég valószínûtlen. Tizenhárom üstökös vizsgálata alapján amúgy is elhamarkodottnak tûnik bármit is kijelenteni, az elmélet csiszolásához további kutatásokra, észlelt megerôsítésekre, illetve a X. bolygó felfedezésére lenne szükség.

 4.3 A NAGY KÖR ELMÉLETE

John J. Matese (The University of Southwestern Louisiana, Lafayette) kutatásai szintén a hosszúperiódusú üstökösökkel vannak összefüggésben. Az amerikai csillagász ott volt már a Nemezis-elmélet születésénél is (Whitmire, Matese, 1984), s azóta rendszeresen jelennek meg publikációi, amelyek az Oort-felhô üstököseinek kutatása terén elért eredményeit tükrözi (Matese és társai, 1989, 1992, 1995, 1996, 1998, 1999). A galaxis szerkezetének Naprendszerre, illetve az Oort-felhôre gyakorolt hatását vizsgálva jutott arra a következtetésre, hogy ezen égitestek pályaimpulzus-momentumának megváltozását csak úgy lehet értelmezni, ha számolunk egy távolban keringô nagy tömegû, eddig még felfedezetlen naprendszerbeli égitestttel is.

A külsô Oort-felhô határát gyakorlatilag az üstökösök eredeti fél nagytengelyeinek nagysága jelöli ki, ami 10⁴ AU nagyságrendû (Oort, 1950). Ebbôl az is következik, hogy azok az üstökösök, amelyek ilyen nagyságrendû nagytengellyel, vagy afélium-távolsággal rendelkeznek, a külsô Oort-felhôbôl érkeznek a Naprendszer belsô vidékeire, s szinte mindegyikük új felfedezésnek számít (Fernandez, 1981). Ezek most elôször tértek le távoli Oort-felhôbeli pályájukról, s álltak új, immár üstökösszerû pályára. Jelöljük A-val az eredeti, belsô bolygók által még perturbálatlan pálya fél nagytengelyét. Mivel a továbbiakban az üstökösök pályaimpulzus-momentumaiban bekövetkezô változásokat, s az ez alapján létrejövô üstököspályákat fogjuk vizsgálni, ezért vezessünk be egy ehhez hasonló, jól kezelhetô mennyiséget. Ez a mennyiség legyen a pályamenti energia, amit X-szel jelölünk, s az alábbi módon definiáljuk (Matese, 1999):

A fenti definícióból következik, hogy az Oort-felhôbôl érkezô (minket érdeklô) eredeti pályájú üstökösök esetén ez az energiaérték: X<100.

Sajnos a pontos elkülönítést nehezíti, hogy legtöbb hosszúperiódusú üstökös pályaelemei kevéssé ismertek, mivel az észlelésük óta rövid idô telt el, s ez alatt még csak pályájuk nagyon kis hányadát járták be, ráadásul a gravitációs perturbációs hatásokon kívül az üstökösök pályáját a csóvában, kómában leszakadó gôzök, gázok is módosítják.

Ezek alapján az 1996-os Williams és Marsden katalógusból 82 I.osztályba tartozó fiatal üstökös került kiválasztásra, ahol az eredeti pályamenti energiaértékek elég pontosan meghatározhatóak voltak. Nem kerültek bele a vizsgálati mintába azok az új kométák, amelyek pályamenti energia értéke nagyobb volt mint 100, mivel ezek a definícióból következôen nem a külsô Oort-felhôbôl érkezhettek (tehát nem tudósítottak volna minket az ottani viszonyokról). Azok a minták is kiszelektálásra kerültek, ahol az adatok nem voltak kellôen körülhatárolhatóak, s csak az analízis eredményeinek megbízhatóságát rontották volna.

Így alakult ki az elemzés alapjául szolgáló 82 üstököst tartalmazó minta, melynek adatait a 9. táblázatban találhatjuk. A hosszúsági (L) és szélességi (B) koordináták galaktocentrikus koordináta-rendszerben értendôk, az átszámítást Matese végezte (1999) Williams és Marsden (1996) ekliptikai koordináta-rendszerbeli adatai alapján.
 

Üstökös	Perihéliumtávolság  (AU)	Pályamenti energia  X	Afélium-hoszszúság  L (° )	Afélium-szélesség  B (° )
1890 F1	1.91	89	235.8	-23.7
1955 G1	4.50	82	233.3	-29.4
1941 K1	0.87	78	271.9	-35.1
1958 R1	1.63	76	307.7	-18.8
1973 W1	3.84	71	32.7	+48.2
1972 L1	4.28	69	235.3	-39.9
1959 X1	1.25	69	124.3	-78.5
1898 L1	1.70	68	143.9	+24.8
1937 C1	1.73	62	214.7	-38.7
1993 F1	5.90	59	330.2	-45.5
1987 F1	3.62	59	130.4	-26.2
1976 D2	6.88	59	121.8	-44.2
1900 B1	1.33	57	305.5	+42.1
1973 A1	2.51	49	107.3	-50.6
1989 Y1	1.57	49	329.2	-6.6
1983 O1	3.32	48	325.3	+54.7
1888 R1	1.81	48	314.9	+59.2
1886 T1	0.66	46	288.7	-24.5
1987 H1	5.46	46	191.2	-17.0
1912 R1	0.72	45	225.8	+13.0
1932 M2	2.31	45	146.9	-14.1
1946 P1	1.14	44	127.2	-19.7
1954 O2	3.87	42	336.6	-18.9
1979 M3	4.69	42	207.4	+14.6
1960 M1	4.27	40	221.2	-12.3
1925 G1	1.11	40	238.7	+10.9
1990 M1	2.68	40	172.0	-48.4
1954 Y1	4.08	39	314.2	-23.9
1950 K1	2.57	37	138.5	-43.4
1976 U1	5.86	37	310.0	-30.8
1974 F1	3.01	36	140.5	+22.1
1925 F1	4.18	35	66.4	-41.2
1948 E1	2.11	34	250.1	-38.3
1948 T1	3.26	34	324.5	+17.4
1903 M1	0.33	33	320.7	-34.5
1978 A1	5.61	33	142.9	-31.0
1993 K1	4.85	33	131.2	+2.6
1989 X1	0.35	32	325.6	-41.4
1987 W3	3.33	29	334.5	+64.1
1913 Y1	1.10	29	282.6	-52.5
1947 Y1	1.50	28	245.1	-49.1
1906 E1	3.34	28	38.1	-44.9
1992 J1	3.01	28	316.8	-44.2
1914 M1	3.75	27	201.2	-0.8
1902 R1	0.40	27	189.0	-16.9
1980 E1	3.36	27	177.3	-17.6
1902 X1	2.77	26	20.8	-31.0
1907 E1	2.05	25	53.4	-20.4
1962 C1	0.03	25	218.6	+27.5
1947 S1	0.75	24	185.8	+11.5
1978 H1	1.14	24	124.9	-20.4
1925 W1	1.57	24	323.9	-21.6
1975 E1	1.22	23	55.1	+42.0
1922 U1	2.26	21	271.2	+16.4
1984 W2	4.00	20	79.5	+32.9
1973 E1	0.14	20	207.8	+17.6
1935 Q1	4.04	19	248.5	+12.1
1944 K2	2.23	18	125.0	-31.5
1921 E1	1.01	18	219.3	-59.0
1956 F1	4.45	17	180.3	-24.8
1916 G1	1.69	17	226.4	+18.4
1991 F2	1.52	16	90.0	+29.6
1942 C1	1.45	16	89.8	-17.3
1978 R3	1.77	15	31.0	+24.3
1988 B1	5.03	13	316.1	-48.0

1853 L1	0.31	12	223.6	+34.9
1974 V1	6.02	11	309.5	+27.6
1896 V1	1.06	5	192.5	+2.2
1993 Q1	0.97	3	112.5	+41.4
1940 R2	0.37	1	42.1	-24.4
1946 U1	2.41	-1	347.7	+48.4
1946 C1	1.72	-13	312.6	-60.7
1983 O2	2.25	-18	134.2	-27.6
1978 G2	6.28	-23	126.9	-33.9
1892 Q1	0.98	-27	72.1	-32.5
1942 C2	4.11	-34	19.2	-25.1
1932 M1	1.65	-56	250.7	-25.1
1898 V1	2.28	-71	11.0	-11.5
1991 Y1	0.64	-94	16.9	+9.0
1899 E1	0.33	-109	308.5	+50.5
1952 W1	0.78	-125	84.9	+15.6
1895 W1	0.19	-172	31.9	+48.8

Néhány üstökös esetében a kapott negatív pályamenti energia értékek furcsának tûnhetnek. Ez azt jelenti, hogy ezen üstökösök eredeti pályája parabola vagy hiperbola, ahol a p paraméter ill. a fél valós tengely értéke negatív, s ebbôl adódik az X-szel jelölt mennyiség negatív elôjele ezekben az esetekben.
 
 

Ha ezen 82, Nap felé tartó üstökös afélium-kordinátáját az Oort-felhô éggömbjére vetített galaktikus koordináta-rendszerben ábrázoljuk, akkor a 25./a ábrán látható eloszlást kapjuk. A galaktikus egyenlítô és a galaktikus sarkok irányában hangsúlyos hiány figyelhetô meg, ami jellegzetesen a galaktikus ár-apály erôk hatására utal: ezek az erôk ugyanis ezekben az irányokban hatnak leggyengébben. Ugyanakkor az ábrán megfigyelhetô egy rendellenes sûrûsödés is, egy (a galaktikus pólusokhoz közel esô) Nagy Kör mentén, amelyet a nagy gyakoriságot jelzô fekete pontok rajzolnak ki. A kört kirajzoló fekete pontok a 135±15° illetve a 315±15° hosszúság-koordinátájú helyekre tehetôk. Amint az a 25./b ábra hisztogramjáról is leolvasható, a legtöbb üstökös aféliumpontja (a vizsgált üstökösök 25%-a) ezen galaktikus hosszúság mentén található (tehát innen érkezik a Naprendszer belseje felé), s egy kisebb csúcsosodás megfigyelhetô a 225° hosszúság mentén is.

Az üstökösmagok tehát eredendôen a Naptól több 10 ezer AU távolságra róják pályájukat, s csak akkor sodródnak innen a Naprendszer belsô vidékei felé (és az eközben kialakuló fénylô kómájuk és csóvájuk révén ekkor válnak észlelhetôvé), ha valamilyen külsô erôhatás megzavarja mozgásukat. Az, amit mi megfigyelünk, már egy valamilyen hatás által perturbált pálya, amit a belsô bolygók még tovább módosítanak. Meg kell keresni azokat a fizikai hatásokat, amelyek egy Oort-felhôbeli üstökösmagot arra késztetnek, hogy elinduljon a Naprendszer belsô övezetei felé. Ezen hatásoknak mindenképp csökkentenie kell az üstökösmagok pályaimpulzus-momentumát. Matese és csoportja 1999-es tanulmányában 4 tényezôt sorol fel, amelyek csökkenthetik ezen pályaimpulzus-momentumokat. Ilyen hatás lehet, ha a Naprendszerhez egy másik csillag közelségbe kerül, vagy molekulafelhôkön haladunk keresztül, ill. a Tejútrendszer anyagtömegei által keltett galaktikus ár-apály erôk forgatónyomatéka is idézhet elô pályaimpulzus-momentum csökkenést (ami a Nap galaktikus oszcillációjáért, s így esetlegesen molekulafelhôkön való áthaladásért is felelôs; vö: Shiva-elmélet, galaktikus oszcilláció elmélete). Ezen a három hatáson kívûl feltételezhetünk még egy nagy tömegû, Oort-felhôben bújkáló, Nap körül keringô égitestet is, amely a perturbációkat befolyásolja. Valószínû, hogy ez a négy erôhatás együttesen felelôs a 25./a ábrán látható üstököspálya-eloszlásokért, illetve csak akkor helyes feltételezni egy új égitest létét, ha az eloszlás csak az ô megléte mellett magyarázható, különös tekintettel a Nagy Kör sûrûsödésére.

Joan Garcia-Sanchez kutatócsoportjával csillagok naprendszerközeli elhaladását tanulmányozta (Garcia-Sanchez és társai, 1999). A Hipparcos mûhold parallaxis (távolság) és sajátmozgás mérései, valamint földfelszíni radiális sebességmérések alapján olyan Naphoz közeli csillagokat kerestek, amelyek a múltban vagy a jövôben közel kerülhettek ill. kerülhetnek hozzánk, s így az Oort-felhô objektumainak mozgását megzavarhatják. A csillag gravitációs hatása megváltoztathatja az üstökösmagok pályáját, sok közülük bejöhet a belsô Naprendszerbe, és a bolygókkal, így Földünkkel is ütközhet. A 10. táblázat és a 27./a-b ábra mutatja a Földünket legjobban megközelített vagy megközelítô csillagokat.

Látható, hogy a Naphoz legközelebb a Gliese 710 jelû csillag került, 1.36 millió év múlva 69300 AU távolságra fog elhaladni mellettünk (tehát jócskán behatol az Oort-felhôbe, mint azt a 26. és 27./b ábra is mutatja), s ekkor fényes, 0.6 magnitudós csillagnak fog majd látszani. A Gl 710 (28. ábra) egy narancsvörös, késôi színképtípusú törpe csillag (dM1 vagy K7V; Joy és Abt, 1974, illetve Upgren, 1972). Távolsága jelenleg 63 fényév, (kb. 4 millió AU), becsült tömege 0.4-0.6 naptömeg, vizuális fényessége 9.66 magnitudó. Sajátmozgása igen kicsi, radiális sebessége -14 km/s (a negatív elôjel jelzi, hogy közeledik felénk; Gliese, Jahreiss, 1991), így zavaró hatása is viszonylag sokáig tud majd érvényesülni.

Hipparcos katalógusszám	Csillag	Rektaszcenzió (h:m:s)	Deklináció  (° :':")	Legnagyobb megközelítés idôpontja (1000év)	Megközelítés távolsága (AU)	Radiális sebesség (km/s)
89625	Gl 710	18 19 50.84	-01 56 19.0	1357.8	69305	-13.9
85661	HD 158576	17 30 20.00	-04 22 09.8	1846.5	174500	-46.0
70890	Proxima Cen	14 29 47.75	-62 40 52.9	26.7	196777	-21.7
71683	a Centauri A	14 39 40.90	-60 50 06.5	27.8	200696	-22.7
71681	a Centauri B	14 39 39.39	-60 50 22.1	27.7	201108	-22.7
57544	AC +79° 3888	11 47 39.17	+78 41 24.0	42.8	207709	-119.0
80300	Gl 620.1 B	16 23 33.78	-39 13 46.2	-241.9	234936	51.4
87937	Barnard-cs.	17 57 48.97	+04 40 05.8	9.7	235761	-110.9
10111	HD 351880	20 18 30.60	+19 01 51.8	-944.7	296815	26.1
54035	Lalande 21185	11 03 20.61	+35 58 53.3	20.0	297022	-84.7
11559	SAO 75395	02 28 54.92	+21 11 22.7	-5477.0	298672	20.9
94512	HD 179939	19 14 10.04	+07 45 50.7	3734.0	299291	-30.7
26335	Gl 208	05 36 30.99	+11 19 40.8	-497.9	330024	21.9
26624	HD 37594	05 39 31.15	-03 33 53.0	-1804.2	332087	22.4
27288	Gl 217.1	05 46 57.35	-14 49 19.0	-1045.9	337656	20.0
99483	HIP 99483	20 11 24 07	+05 36 19.9	-2892.5	340956	25.0
25240	HD 35317	05 23 51.33	-00 51 59.8	-1078.0	361995	52.6
86963	GJ 2130 B	17 46 14.47	-32 06 06.0	202.6	367564	-27.4
103738	HD 19995	21 01 17.46	-32 15 28.0	-3781.5	373546	17.2
101573	HIP 101573	20 35 07.18	+07 43 07.1	-4189.0	375609	43.6
85605	CCDM 17296+2439B	17 29 36.19	+24 39 11.6	196.8	378909	-21.1
47425	Gl 358	09 39 46.78	-41 04 06.3	-62.8	386747	142.0
92403	Ross 154	18 49 48.96	-23 50 08.8	151.8	387984	-11.5
32349	Sirius	06 45 09.25	-16 42 47.3	65.7	474203	-9.4
14576	Algol	03 08 10.13	+40 57 20.3	-6916.0	491117	4.0

Jelenleg a Proxima Centauri vörös törpe csillag van legközelebb a Naphoz (29. ábra). Úgy 27 ezer év múlva a Proxima ill. az
a Centauri kettôs egyaránt kb. 200 ezer AU távolságra közelíti meg a Napot. A nagy radiális sebeséggel rendelkezô vörös törpe Barnard-csillag 9700 év múlva húz el mellettünk, 235 ezer AU távolságban (27./c ábra).

A csillagok által okozott perturbációk mértékét az (M_Sr)/(v_sD²) mennyiséggel tudjuk jellemezni, ahol M_S és v_S a csillag tömege és radiális sebessége, r az Oort-felhô sugara, D a legkisebb elhaladási távolság (az így számolt relatív zavar nagyságokat szemlélteti a 30. ábra). A legerôsebb perturbációt a Gl 710 okozza. A második nagy zavaró az Algol hármascsillag melynek össztömege 5.8-szorosa a Napénak. Az Algol 7 millió éve mintegy 8.15 fényévre (1.68 millió AU) haladt el Naprendszerünk mellett.

30. ábra: A közeljövô csillagok gravitációs hatása a Naprendszerre

A számítógépes szimulációk szerint a Gl 710 az Oort-felhô 2.4 millió üstökösmagjának mozgását fogja megzavarni, pályájukat módosítani úgy, hogy keresztezhetik a Föld pályáját, akár ütközhetnek is bolygónkkal (Weismann, 1996). Ugyanakkor ez az üstököszápor 2 millió évig tart, így csak átlagosan évente egy üstökös jön a Föld közelébe. Ez a mostani megfigyelt átlag évi 2 új hosszúperiódusú üstökösnek a fele, ami a Földbe való becsapódási valószínûséget mindössze 10%-kal emeli (Weismann, 1997).

A Naprendszer felé tartó üstökösök fluxussûrûsége egy csillag közeli elhaladásának hatására tehát akár 50%-kal is megnôhet, amivel a Nagy Kör sûrûsége is magyarázható lenne. Azonban ilyen esetben az üstökösök afélium-eloszlása (perturbációjának helye) teljesen izotróp lenne, azaz nem lennének kitüntetett irányok, ezáltal nem lenne magyarázható egy szûk sáv léte az eloszlásban. A fent vázolt esetben a sûrûsödés kiterjedése sem lehetne 180° -ot meghaladó (Biermann, 1983; Weismann, 1996). A 225° hosszúság környékén található kisebb csomó azonban magyarázható egy csillag korábbi hatásával (Matese, 1998). Ekkor az eloszlás is homogénebb, s nemcsak egy szûk sáv mentén koncentrálódik.

Molekulafelhôkkel való találkozásra legnagyobb esélyünk a galaxisunk fôsíkján való áthaladásunkkor van (ennek mechanizmusát lásd a Shiva-elmélet Napunk galaktikus oszcillációjáról szóló részében). A molekulafelhôk által okozott perturbációk eloszlása már nem teljesen izotróp, azonban a számítások azt mutatják (Bailey, 1986), hogy ilyen szûk sáv az aféliumok eloszlásában molekulafelhô-találkozásokkal sem lenne magyarázható. Szintén aggályokra adhat okot, hogy a galaxis fôsíkjának keresztezési idejét elég jól meg tudjuk határozni. Ez azt jelenti, hogy a Nagy Kör üstökösei perturbációjuk idôpontjában el kellene, hogy üssenek a többi üstököstôl, ezt azonban nem tapasztaljuk, ami szintén megerôsíteni látszik, hogy az aféliumok Nagy Kör menti elrendezôdéséért nem a molekulafelhôkön való áthaladásunk a felelôs.

A Tejútrendszer középpontja anyagtömegeivel befolyásolja a naprendszerbeli gravitációs viszonyokat, mivel maga is gravitációs vonzóerôt gyakorol Napunkra, s a körülötte keringô égitestekre, így az Oort-felhô objektumaira is. Ez a gravitációs hatás egyfajta ár-apály mechanizmusban nyilvánul meg, ezért szokás galaktikus ár-apály erônek is nevezni. Ez a hatás a Naprendszer külsôbb régióiban, ahol a Nap hatása már elég kicsi, még nagyobb arányú, ezért figyelhetô meg befolyása leginkább az Oort-felhô üstökösmagjainál. A galaktikus ár-apály erôk forgatónyomatéka mindig képes arra, hogy egyes objektumok pályaimpulzus-momentumát csökkentse. A galaktikus ár-apály erôk a pólusok és a galaktikus egyenlítô iráynában igen gyengén hatnak, ami egybevág az észlelési eredményekkel is, hiszen a Nagy Körön kívül és belül is hangsúlyos hiány figyelhetô meg ezen szélességek mentén (31. ábra).

31. ábra: Az afélium-szélességek szinuszainak hisztogramja; a Nagy Körön kívüli és belüli objektumok külön vannak szedve

Azonban a Nagy Kör menti sûrûsödés így sem magyarázható, s ez azt sugallja, hogy ez a körvonal nem más, mint egy nagy tömegû, Nap körül keringô égitest lenyomata, ami perturbálja ezen vonal mentén az útjába kerülô üstökösmagok pályáját. A szélességi koordináta szerinti eloszlásban tapasztalható hiányok (amelyek egyaránt kimutathatóak a Nagy Körön kívül és belül is) pedig a galaktikus ár-apály erôk következményei. A Matese-csoport így hajlik arra, hogy az üstökösök ilyen elrendezésben történô belsô Naprendszerbe küldéséért e két mechanizmus együttesen felelôs. Ha ez így van, akkor léteznie kell egy eddig ismeretlen, nagy tömegû, Nap körül keringô égitestnek. Mekkora lehet és hol keressük?

Az üstökösök pályamenti energia-eloszlására pillantva láthatjuk, hogy 30< X< 50 értékek között a legnagyobb a Nagy Kör üstököseinek koncentrációja, tehát ezen esetekben lehet a perturbáló égitest befolyása a legnagyobb (32. ábra). Figyeljük meg, hogy ennél kisebb energiaértékeknél a galaktikus ár-apály mezô befolyása dominál, ennél nagyobb energiaértékeknél pedig mind a két hatás elenyészik. Vegyük az X=40 középértéket, s tételezzük fel, hogy a hipotetikus égitest az ehhez tartozó 25000 AU aféliumtávolságú pályán mozog, hiszen ez a legkézenfekvôbb, mivel hatása is ebben a régióban érvényesül. Tehát 20-30 ezer AU távolságban az üstökösmagok perturbációjáért elsôsorban az új égitest a felelôs, ettôl távolabb a galaxis centrumának a hatása dominál (ott ahol a Nap és az új égitest gravitációs ereje csökken), ettôl közelebb pedig még a Nap és a belsô Naprendszer felelôs a gravitációs mozgásokért. A pályáról csak ezt az egy adatot ismerjük (afélium-távolság), sem azt nem tudjuk hol jár jelenleg az égitest, sem a pálya excentricitásáról nincs fogalmunk, csupán a Nagy Kör jellegébôl következtethetünk rá, hogy a pálya feltehetôleg ellipszis, s nem parabola illetve hiperbola alakú. Keringési idejét így nem is érdemes becsülni, mivel az afélium-távolság is becsült adat, s excentricitás hiányában a pálya fél nagytengelye sem számolható, amely alapján pedig keringési idôt tudnánk számolni (Kepler III. törvényébôl).

Számítások, amelyek a galaktikus ár-apály erôk nagyságán, illetve a Nagy Kör paraméterein alapulnak, azt mutatják, hogy a hipotetikus égitestnek legalább 3 jupitertömegûnek kell lennie, hogy az észlelt effektust létre tudja hozni. Azt is kiszámolták hogy 10 jupitertömeg esetén már annyira dominálna ez az égitest, hogy teljesen lerontaná a galaktikus ár-apály hatását (Matese, 1999). Ezért a hipotetikus égitest tömege valószínûleg valahol 1.5 és 6 jupitertömeg közt lehet, s ez alapján ez az égitest feltehetôen egy barna törpe.

Keletkezésére vonatkozólag eltérô magyarázatok lehetségesek. Hartigan (1994) tanulmányozta az ilyen csillag-barna törpe kettôs-rendszereket a Bika csillagképben, s arra a megállapításra jutott, hogy a csillagtól esetenként ezer AU nagyságrendben keringô barna törpe az esetek 1/3 részében rendszerint fiatalabb volt, mint az anyacsillag. Léte legegyszerûbben befogással magyarázható. Az is elôfordulhat, hogy az anyacsillag kiszakadt anyagából jött létre (Pringle, 1989). Az akkréció barna törpék esetén amúgy is sokkal gyorsabban megy végbe, s fúziós folyamatok sem képesek beindulni bennük.

A Nagy Kör mentén elfoglalt pontos helyzete tehát nem ismert ezen égitestnek, ami rendkívül megnehezíti felfedezését. Elvileg így is észlelhetô lenne egy ekkora barna törpe már a VLA (Very Large Array) rádiótávcsô-rendszerrel is (ha tudnánk, hol keressük), s még könnyebben kimutatható lenne az infravörös tartományban mûködô ûrtávcsövekkel, mivel energia-kibocsátása egy ekkora égitestnek (már a Jupiternek is) nagyobb, mint az elnyelése.

tovább