Fizikai Szemle

Tartalomjegyzék

Fizikai Szemle 2007/8. 260.o.

A MARS KŐZETEI A MARSI METEORITOK ALAPJÁN

Bérczi Szaniszló
ELTE TTK Anyagfizikai Tanszék

Három fő kőzettípust különít el a kőzettan a Földön: a magmás, az üledékes és a metamorf kőzeteket. A magmás kőzetek szilikátolvadékokból keletkeznek lehűléskori kristályosodással. Az üledékes kőzetek a felszíni mállás során keletkező üledékekből, a metamorf (átalakult) kőzetek nagy nyomás és/vagy hőmérséklet hatására történő átkristályosodással jönnek létre. Ezek közül a magmás kőzetek azok, amelyeknek előfordulására leginkább számítani lehet a Föld típusú, szilárd anyagú kőbolygótestek felszínén. A Merkúr, a Vénusz, a Föld, a Hold és a Mars szilárd anyagának jelentős részét, e bolygótestek köpenyét és kérgét főleg ilyen szilikátos anyagok alkotják. A megszilárdult láva főleg a Fe, Mg, Ca, Al, Na, K, Ti, Cr, Mn szilikátjaiból, valamint számos oxid- és szulfidásványból épül föl. A magmás kőzetek rendszerét az elmúlt három évszázad során megalkották. Először e rendszer magját mutatjuk be, azzal a céllal, hogy benne elhelyezhessük a marsi magmás kőzeteket, melyek meteoritokként érkeztek a Földre.

Az égitest felszínére ömlő láva jelentős része olvadt állapotban van, de benne már megkezdődött a kristályosodás. A magmás kristályosodás során létrejövő ásványegyüttes (ásványtársulás) a fő kőzetalkotó ásványokból az 1. ábra szerinti arányban tartalmaz színes és színtelen szilikátokat. A színes szilikátok az olivin, a piroxén, az amfibol és a csillámok, a színtelenek a plagioklász és a káliföldpátok, a földpátpótlók és a kvarc. Bowen egy évszázaddal ezelőtti fontos megfigyelése volt az, hogy a magmás kristályosodás során a színes és a színtelen szilikátok gyakran együtt kristályosodnak, egymással párhuzamosan haladó folyamatként, de az ásványsorokon belül meghatározott sorrendet követve (1. ábra).

Később, olvasztási kísérletei nyomán, Bowen a magmás kristályosodás során keletkező fázisok viszonyait anyagtérképen foglalta össze. Ez a híres Bowendiagram három fő ásványkomponens (olivin, plagioklász földpát és kvarc) segítségével le tudta vezetni a magmás kristályosodás fizikai-kémiai menetét.

A 21. század elejére a magmás kőzettan az interplanetáris mérési eredmények alapján a planetológia részét is képező tudományággá vált. Egyrészt azért, mert a legtöbb Föld típusú bolygótest felszínén az űrszondák kimutatták a bazaltot és más magmás kőzetek jelenlétét. Másrészt azért, mert a geokémia kutatói fölismerték, hogy a bazaltok "hátterében" egy kondritos, tehát peridotitos összetételű köpeny áll, melynek parciális olvadékai a bazaltok. Ezért a magmás kőzetek olyan differenciálódási sorozatokba rendezhetők, melyek egyik pólusán a peridotitos köpeny anyagai, a másik oldalán pedig a belőle leszármaztatható különféle magmás kőzetek állnak. E sokszínű folyamatcsoportra példaként mutatunk be olyan eseteket, amelyeket a marsi meteoritok szolgáltattak.

1. ábra
1. ábra
1. ábra. Bowen tapasztalati diagramja a magmás kristályosodásról
(felül) és a kimért kvarc-foszterit-anortit diagram (alul)

Magmás kőzetek a Marson

Csaknem 30 esztendeje annak, hogy az első, kémiai kísérletekkel igazán gazdagon fölszerelt űrszondák, a Viking leszálló egységei, simán leereszkedtek a Mars felszínére. E páros marsi expedíció vizsgálatai közül legismertebbek a három biológiai kísérlet eredményei. A Mars magmás kőzeteinek megismerésében azonban egészen különleges, közvetett szerepe volt a Viking-méréseknek. A leereszkedés során ugyanis megmérték a marsi légkör összetételét, és ezt az adatsort néhány év múlva a Földre már eljutott marsi kőzetek azonosítására használták föl.

A meteoritok között az 1960-as évekig fölismertek egy olyan csoportot, amely a magmás szövetű akondritok közül közös kémiai vonásaival válik ki. Melyek ezek? Oxidáltabbak a többi akondritnál, nagy az illóelem- tartalmuk, jelentős az alkáliatartalom a földpátokban, sok a Ca a piroxénekben. Ezt a csoportot három fontos tagjáról, a Shergotty, a Nakhla és a Chassigny meteoritokról SNC csoportnak nevezték el. A nakhláról 1974-ben Rb-Sr radioaktív kormeghatározási módszerrel kimutatták, hogy nagyon fiatal, 1,3 milliárd éves, szemben a meteoritok többségének 4,5 milliárd éves korával. Ilyen fiatalkori vulkanizmus csak nagyobb méretű bolygótesten játszódhatott le. Később a shergottitokat még fiatalabbnak, már csak 170 millió évesnek mérték (ez a földi rétegtanban a jura kora).

2. ábra 2. ábra
2. ábra. A földi magmás kőzetek osztályozási rendszere. A bal oldali szövettani oszlopon az egyre lassúbb lehűlési sebességgel következő szövetek a rétegsorban egyre lejjebb találhatók. A jobb oldali három táblázat a középső nyolcas táblázatra épül. Itt a felső sorban a vulkáni (kiömlési), az alsó sorban a mélységi magmás (plútóni) kőzeteket találjuk. A változó SiO2 -tartalommal változik a bennük lévő ásványfázisok mennyisége is. A felső ásványarány-sor a vulkáni, az alsó a plútóni kőzetekre vonatkozik.

A Viking légkörmérései nyomán Bogard és Johnson (1983) a megtört SNC mintákból fölszabaduló nemesgázok (Ar, Kr, Xe) izotóparányai alapján valószínűsítette az SNC meteoritok marsi eredetét. Később a becsapódással való kiszakítás mechanizmusát is modellezték. A gyűjtemények hatféle SNC meteoritja mellé még hatot találtak 1995-ig az Antarktiszon. Ma már csaknem 40 SNC meteoritot ismerünk, mert, időközben, az Antarktisz után a forró sivatagokban is fedeztek föl újabb marsi meteoritokat. A marsi meteoritok táblázatának csak az első harmadát mutatjuk be tájékoztatásul (a 2. ábra közepén).

Az SNC meteoritok kőzettípusai

Az SNC meteoritok magmás kőzetek. A földi magmás kőzetek rendszerét először az ásványos összetétel, a kemizmus (pl. SiO2-tartalom) valamint a szövet szerkezete és szemcsemérete alapján tagolták típusokba. A legismertebb táblázatos elrendezésben a kiömlési (vulkáni) kőzetek a táblázat felső sorában, ezen kőzetek mélységi magmás (plutóni) típusai a táblázat alsó sorában, növekvő SiO2-tartalom szerint szerepelnek. A felső sor e táblázatban a vulkáni komatiit/pikrit, bazalt, andezit, riolit sorozat, az alatta lévő sor pedig a mélységi magmás peridotit, gabbró, diorit, gránit sorozat (2. ábra ). A szemcseméret szoros kapcsolatban áll a lehűlési sebességgel. Ezért a táblázat mellé, a függőleges tengely irányában, a lehűlési sebességet is bemutató és a finomabb kőzetszöveti osztályozást is lehetővé tevő TTT diagramot illesztettünk.

A marsi meteoritok a magmás kőzetek osztályozási rendszerében a bázisos-ultrabázisos tartományba esnek. A marsi meteoritokat 6 típusba sorolják: ortopiroxenit (ALHA 84001), klinopiroxenit (a nakhlitok), dunit (chassignit), bazaltos shergottit (pl. a Shergotty maga is), pikrites shergottit (pl. a Northwest Africa 1068 - NWA 1068) és a lherzolitos vagy peridotitos shergottit (pl. az ALHA 77005). A három leggyakoribb marsi meteorittípus a nakhlit, a bazaltos shergottit és a lherzolitos shergottit.

3. ábra 3. ábra 3. ábra 3. ábra
3. ábra. Négy ritkaföldfém gyakorisági diagramja a kondritos értékekre normálva. Balról jobbra: a kondritos kisbolygó bazaltjai, a Hold kőzetei, a Föld néhány kőzete (szentbékkállai sorozat) és a Mars néhány meteoritja. A legdifferenciáltabb folyamatok a földi bazaltokat jellemzik, mert egy feltételezett kondritos kezdeti értékről (az 1-es vonal magasságában) parciális olvadással fölfelé is, lefelé is igen változatos kőzettípusokat hoztak létre. Ezen a diagramon a Mars kőzetei ősi differenciálatlanságot mutatnak. Az s-sel jelölt shergottitok ritkaföldfémgyakorisága a holdi Apollo-12 és -15 bazaltok magasságába esik. Az ALHA 84001 is ősi ritkaföldfém-gyakoriságot mutat.

A shergottitok

A bazaltos-shergottitok szürke színű magmás kőzetek, melyek monoklin piroxénekből (pigeonit, augit) plagioklász földpátból (amely azonban a meteoritot kiszakító ütés hatására átalakult maskelynitté) és járulékos ásványokból áll. A peridotitos-(lherzolitos-)shergottit a földi lherzolitokra-harzburgitokra hasonlít. Szövetében nagy rombos-piroxén szemcsékbe vannak beágyazva az olivin és krómit kristálykák. Csak kevés földpátüveg (maskelynit) található bennük. A peridotit a Földön - és a Marson is - a köpeny anyaga, melyből parciális olvadások nyomán bazaltos, pikrites olvadékok ömlenek a felszínre vagy jutnak felszín közelébe, és ott kikristályosodnak. A shergottitok egyes típusai ebbe a folyamatba illő kőzettípusok. Az olivin-porfíros shergottitok nagyméretű olivinkristályokból állnak, amelyek be vannak ágyazva a finomszemcsés bazaltos alapszövetbe.

Éppen a MER robotok fölismerése az, hogy egyes típusok a marsi felszínen kőzettömbökben is megtalálhatók. Például McSween és Milam a Spirit útja során megfigyelt és mért, olivinben dús marsi bazaltokat az olivin-porfíros shergottitokkal rokon kőzetnek találták annak alapján, hogy a Pancam, a miniTES és a Mössbauer- spektrométer adatai igazolták, hogy az olivin gyakori ásványa több marsfelszíni kőzetnek (Humphrey, Adirondack, Mazatzal). A Guszev-kráterben mért bazaltokban az olivin összetételének Fe/Mg aránya is hasonló volt az olivin-porfíros shergottitokéval. Ezek a sötét, aprószemcsés Guszev-bazaltok mintegy 25%-ban tartalmaznak olivin fenokristályokat, és, mivel a színképük hasonló a déli terra peremén található kőzetekéhez, azt is föltételezik, hogy főként ez a bazalt - az olivin- porfíros shergottit - alkotja a noachisi ősi terrákat (Noachis, Hesperida, Amazonis a három marsi rétegtani emelet - Bérczi és mtsai, 2001). Más kutatók (pl. Irving) a Tharsis-vulkánokat tartják az olivin-porfíros bazalt forráshelyének.

A shergottitok geokémiai osztályozására Warren és Bridges (2005) javasolt egy kéregasszimilációs modellt. Ez földi köpenyzárványok mintájára a shergottitokat a marsi köpenyből származtatja. Amikor a marsi bazaltos parciális olvadékok - a földi párhuzamos eseményeknek megfelelően - eltávoztak a köpenybeli forráshelyről, akkor kiürítették azt és elszegényítették bizonyos geokémiai összetevőkben. Ennek alapján Warren és Bridges bevezet háromféle shergottitot: erősen (E), közepesen (K) és gyengén (Gy) kiüresedett shergottitokat. Az E-shergottitok közé tartozik például a QUE94201, a K-shergottitok közé tartozik például ALHA77005, a Gy-shergottitok közé tartozik a Shergotti és a Zagami. (A Gy-shergottitok azonban leszármaztathatók az E-shergottitokból úgy is, hogy a fölfelé tartó láva a kéregben nagy ritkaföldfém-tartalmú kéregösszetevő-komponenst asszimilált, olvasztott magába.)

A magma parciális kiolvadása, majd az útja és lehűlése során bekövetkező differenciálódási folyamatot jól tükrözi a létrejött kőzet és a benne lévő ásványok ritkaföldfém- tartalma. Ilyen módszerrel ismerték föl a földi kőzetekben is a peridotitos köpenyből a bazaltot leszármaztató parciális olvadási folyamatokat. A parciális olvadás során ugyanis a ritkaföldfém-tartalom a korai kiolvadó fázisban halmozódik föl (Bérczi, 1991).

A nakhlitok

A nakhlitok főleg monoklin piroxénből álló kumulátos kőzetek. Kisebb részben olivin és más ásványok is előfordulnak benne. A nakhlitok nagyméretű magmatesten belüli kristályosodás során jöttek létre. A már létrejött piroxén ásványok a magmatestnél nagyobb sűrűségük miatt lassan ülepedtek és a magmatest aljára süllyedtek, ahol egymáson megtámaszkodtak.

Az így létrejött kőzetszövet a kumulátos szövet. Összetételében is és szövetét tekintve is nagyon hasonlít a nakhlitokra a földi Theo-láva Kanadában (Treiman és mutársai, 1996). A magmás kristályosodási és szétválási folyamatok során a Theolávatest 120 méter vastag összletében három nagy kőzettípus réteg különült el. Ezek szövete is különbözik. Felülről lefelé haladva egy felső 20 méteres breccsás fedő alatt a következő rétegek helyezkednek el a Theo-lávatestben (4. ábra): gabbró, mintegy 35 méteres vastagságban, alatta mintegy 50 méteres vastagságban piroxenit, legalul pedig peridotit mintegy 10-12 méteres vastagságú rétegben (Lentz és mtársai, 1998).

4. ábra
4. ábra. A hűlő lávaoszlopban elhelyezkedő nakhlitok (kumulátos piroxének) Mikouchi és mtársai, (2003) modelljében. A fölsorolt 6 nakhlit lefelé haladva egyre tömöttebb kumulátos szövetet mutat: MIL03346, NWA817, Yamato-000593, Governador Valaderes, Nakhla, Lafayette.

A Mikouchi-modell a nakhlitok kialakulásáról

A Theo-lávatest ismeretében, több nakhlitminta összehasonlító vizsgálatával Mikouchi japán kutató modellt alkotott arról a geológiai környezetről, ahonnan a nakhlitok származhatnak. A nakhlitok szövetében a kumulátos szövetet alkotó, sajátalakú piroxének között olivinkristályok, valamint a kőzetolvadékból kristályosodott földpát található. Mikouchi annak alapján, hogy az olvadék aljára süllyedő ásványok között kevesebb a maradék kőzetolvadék, míg az olvadékoszlop felsőbb részein lazábban helyezkednek el a támaszkodó piroxének, mélységi sorba tudta rendezni a nakhlitokat. Egy nakhlitos lávaoszlop magassági "emeletei" szerinti sorozatban az oszlop tetején helyezhető el a jelenleg (2005-ben) legújabb nakhlit, a MIL03346. Lefelé haladva az NWA817 következik, még lejjebb a Yamato-000593, majd a Governador Valaderes és a Nakhla helyezkedik el. A hűlő lávaoszlop legmélyebb pontjáról származhat a Lafayette, mert ebben illeszkednek legtömörebben a kumulátos piroxének (Mikouchi és mtársai, 2003). A fölsorolt 6 nakhlitot úgy is szemlélhetjük tehát, mint amelyek egy 30 méteres vastagságú lávaoszlopba mélyített fúrási magnak egyes szakaszait képviselik. E sorbarendezhetőség megerősíti azt a feltételezést, hogy egyetlen becsapódási esemény szakíthatta ki marsi forráshelyükről a nakhlitokat. Harvey és Hamilton ezt a forráshelyet a Syrtis Majorban feltételezik a TES és THEMIS színképvizsgálatok alapján.

Összegzés

A Marsról érkezett meteoritok azt tanúsítják, hogy érdekes és sok szempontból a földihez hasonló magmás folyamatok hoztak létre kőzeteket a Marson. De nagyon kevés helyszínről vannak még kőzetmintáink, és a főbb marsi meteoritok nem fedik le a spektroszkópiai és a felszíni rovermérésekkel megismert kőzettípusokat sem. Ezért a marsi meteoritok csak bevezető jellegű kőzettani ismeretekhez juttattak bennünket a marsfelszíni kőzettanról. A mállási történetet a Mars felszínén végzett anyagvizsgálatok fényében tekintjük majd át.

Irodalom
  • Bérczi Sz. (1991): Kristályoktól bolygótestekig. Akadémiai, Budapest.
  • Bérczi Sz. (2000): Holdkőzetek, meteoritek. Kis atlasz a Naprendszerről (1). ELTE TTK KAVÜCS, Uniconstant, Budapest, Püspökladány.
  • Bérczi Sz., Hargitai H., Kereszturi Á., Sik A. (2001): Bolygótestek atlasza. Kis atlasz a Naprendszerről (2). ELTE TTK KAVÜCS, Uniconstant, Budapest, Püspökladány.
  • Bérczi Sz., Hargitai H., Illés E., Kereszturi Á., Sik A., Földi T., Hegyi S., Kovács Zs., Mörtl M., Weidinger T. (2003): Bolygófelszíni mikrokörnyezetek atlasza. ELTE TTK KAVÜCS, Uniconstant, Budapest, Püspökladány.
  • Bogard, D.D., Johnson, P. (1983): Martian gases in an Antarctic meteorite? Science, 221, Aug. 12, 651-654.
  • Harvey, R.P., Hamilton, V.E. (2005): Syrtis Major as the Source Region of the Nakhlite/Chassigny Group of Martian Meteorites: Implications for the Geological History of Mars. 36th LPSC, #1019.
  • Lentz, R.C., Friedman, Taylor, G.J., Treiman, A.H. (1999): Formation of a martian pyroxenite: A comparative study of the nakhlite meteorites and Theo's Flow. Meteoritics & Planetary Science, 34/6, 919-932.
  • McSween, H.Y., Jr., Milam, K.A. (2005): Comparison of Olivine-rich Martian Basalts and Olivine-Phyric Shergottites. 36th LPSC, #1202; LPI, Houston, CD-ROM.
  • Mikouchi, T. et al. (2003): Mineralogical Comparison of Y000593 with Other Nakhlites: Implications for Relative Burial Depths of Nakhlites. 34th LPSC, #1883; LPI, Houston, CD-ROM.
  • Treiman, A.H., Norman, M., Mittlefehldt, D., Crisp, J. (1996): “Nakhlites" on Earth: Chemistry of Clinopyroxenites from Theo's Flow, Ontario, Canada. 27th LPSC, 1341, LPI Houston, CD-ROM.
  • Warren, P.H., Bridges, J.C. (2005): Geochemical Subclassification of Shergottites and the Crustal Assimilation Model. 36th LPSC, #2098; LPI, Houston, CD-ROM.