Marsi meteoritok
A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából.
A meteoritek között az 1960-as években fölismertek egy olyan csoportot, amely kiválik a magmás szövetű akondritok közül. Ennek a csoportnak jellemző és közös kémiai vonása voltak. Például oxidáltabbak a többi akondritnál, nagy az illóelem tartalmuk, jelentős az alkália tartalom a földpátokban, sok a Ca a piroxénekben.
Ezt a csoportot három fontos tagjáról, a Shergotty, a Nakhla és a Chassigni meteoritekről SNC csoportnak nevezték el. A Nakhláról 1974-ben két fizikus, Papanastassiou és Wasserburg Rb-Sr radioaktív kormeghatározási módszerrel kimutatta, hogy nagyon fiatal, 1,3 milliárd éves, szemben a meteoritek 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).
A Viking leszálló egysége mérte a marsi légkör kémiai összetételét és izotóparányát. Bogard és Johnson (1974) a megtört SNC mintákból fölszabaduló gázok, valamint a nemesgázok (argon, kripton, xenon) izotóparányai alapján valószínűsítette az SNC meteoritek marsi eredetét.
A korabeli földi meteoritgyűjtemények 6 féle SNC meteoritje mellé 1995-ig még 6-ot találtak az Antarktiszon. Később Afrikában, a sivatagokban is több SNC meteoritet tasláltak. Ma már csaknem 50 SNC meteoritet ismerünk (ez a párok kiválasztása utáni független típusok száma).
Tartalomjegyzék |
[szerkesztés] Története
A Marsról származó meteoritok története pontosan 1815. október 3-án kezdődött, amikor Franciaországban, Chassigny mellett becsapódott egy 4 kg-os meteorit. Fél évszázaddal később, 1865-ben az indiai Bihar államban, Sherghatinál több kő esett az égből. Ezek össztömege 5 kg volt, anyaguk pedig vulkanikus bazalt, amely több nagy ütődés nyomait viselte. Az előbbi két meteorit rokonának bizonyult az a nagyobb tömegű (40kg) meteorit is, amelyet Egyiptomban, Nakhla al-Barariqnál találtak. A shergottitnak, nakhlitnak, illetve chassignitnak nevezett meteoritokat 1979 óta tekintik összetartozónak, közös néven SNC-csoportnak. Hasonló típusú meteorit utoljára 1962-ben, a nigériai Zagaminál ért földet. A radioaktív korvizsgálatok tanúsága szerint az SNC meteoritok általában viszonylag fiatalok (0,18-1,3 milliárd év), és a közelmúltban, valahol a Naprendszerben, olvadékból kristályosodtak ki. De hol?
Wasson és Wetherill vetette fel 1979-ben, hogy az SNC meteoritok a Marsról érkezhettek, ahol a felszínen a nemrég még aktív bazaltvulkánosság nyomait látjuk. Ugyanebben az évben egy további SNC meteoritot találtak az Antarktiszon, amelynek belsejében üvegszemcsék, és azokban gázzárványok voltak. A gáz laboratóriumi elemzése meglepő eredményre vezetett: összetételében, a nitrogén izotópjainak arányában nagyon hasonló volt ahhoz, amit pár évvel korábban a Viking szondák a Mars légkörében mértek! 1982 óta gyakorlatilag minden kutató tényként kezeli, hogy az SNC meteoritok valamikor a Marsból szakadtak ki.
1983-ban Klaus Keil ugyancsak az Antarktiszon talált egy meteoritot, amelyről kiderült, hogy egyértelműen a Holdról származik.
Az eredetük körüli vita évekig csak a szakemberek szűk körében zajlott, de 1996. augusztus 7-én hirtelen nagy nyilvánosságot kapott, amikor maga Clinton elnök jelentette be, hogy a NASA az egyik marsi meteoritban egykori életre utaló nyomokat talált. A bejelentés körülményei a tudományban teljesen szokatlanok voltak. Elnöki beszéd, sajtótájékoztató, újságok szalagcímei, lelkes és szkeptikus nyilatkozatok a világ valamennyi televíziójában – az akkor kialakult helyzet mintha előrevetítette volna azt a cirkuszt, ami egy Földön kívüli civilizáció üzenetének felfedezése kapcsán várható.
[szerkesztés] Az SNC meteoritek kőzettípusai
Az SNC meteoritek magmás kőzetek. A magmás kőzetek az égitest (Föld, Mars) belső folyamatai során jönnek létre. A földi magmás kőzetek rendszerét először az ásványos összetétel, a kemizmus (pl. SiO2 tartalom) és a szövet szemcsemérete alapján tagolták típusokba. A legismertebb elrendezésben a kiömlési (vulkáni) kőzetek a táblázat felső sorában, ezen kőzetek mélységi magmás (plutóni) típusai a táblázat alsó sorában, növekvő SiO2 tartalom alapján 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.
A marsi meteoritek ebben a magmás kőzet-osztályozási rendszerben a bázisos-ultrabázisos tartományba esnek. A marsi meteoriteket 6 típusba sorolják. Ortopiroxenit (ALH84001), Klinopiroxenit (a nakhlitok), Dunit (chassignit), Bazaltos-shergottit (pl. a Shergotty maga is), Olivin-porfíros-shergottit (pl. a Northwest Africa 1068 – NWA 1068) és a Lherzolitos, vagy Peridotitos-shergottit (pl. az ALHA 77005). A három leggyakoribb marsi meteorit típus a nakhlit, a bazaltos-shergottit és a lherzolitos shergottit.
[szerkesztés] A shergottitok
A bazaltos-shergottitok szürke színű magmás kőzetek, melyek monoklin piroxénekből (pigeonit, augit) plagioklász földpátból (amely azonban 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 közelbe és ott kikristályosodnak. A shergottitok egyes típusai ebbe a folyamatba illő kőzettípusok. Az olivin-porfíros shergottitok nagyméretű olivin kristályokból állnak, amelyek be vannak ágyazva a finomszemcsés bazaltos alapszövetbe.
[szerkesztés] 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 a nakhlitok szövetét tekintve is nagyon hasonlít a nakhlitokra a földi Theo-láva Kanadában (Treiman és munkatársai, 1996). A magmás kristályosodási és szétválási folyamatok során a Theo-lávatest 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: gabbró, mintegy 35 méteres vastagságban, alatta mintegy 50 méteres vastagságban piroxenit és legalul peridotit mintegy 10-12 méteres vastagságú rétegben (Friedman Lentz és munkatársai, 1998).
[szerkesztés] Marson talált meteoritek
Amióta űrszondák kutatják a Mars felszínét, több meteoritet találtak már a helyszínen is. Ezek megnevezése "meteoritek a Marson" lehet, mégis érdemes e címszónál is említést tenni róluk. A legismertebbet az Opportunity fényképezte le a Meridiani síkságon.
[szerkesztés] Felhasznált irodalom
- Bogard, D. D.; Johnson, P. (1983): Martian gases in an Antarctic meteorite? Science, 221, Aug. 12, 651-654;
- Christensen, P. R.; McSween, H. Y., Jr. Et al (2005): The Igneous Diversity of Mars: Evidence for Magmatic Evolution Analogous to Earth. 36th LPSC, #1273; LPI, Houston,
- Friedman, R. C.; Taylor, G. J.; Treiman, A. H. (1998): Nakhlites and Theo's Flow: Formation of Extrusive Pyroxenites. 29th LPSC, #1190; LPI, Houston, CD-ROM;
- 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;
- Haskin, C.A. et al (2005): Water alteration of rocks and soils on Mars at the Spirit rover site in Gusev crater. Nature, 436, 7047, 66-69;
- Kargel, J. S. (2005): Aqueous Chemistry, Physical Chemistry, and Sedimentology of Rocks at the Mars Rover Landing Sites. 36th LPSC, #2149; LPI, Houston, CD-ROM;
- King, P. L.; Lescinsky, D. T.; Nesbitt, H. W. (2005): Comparison of Predicted Salt Precipitation Sequences with Mars Exploration Rover Data. 36th LPSC, #2300; LPI, Houston, CD;
- Kinman, W. S.; Neal, C. R. (2005): Petrology of Nakhlite MIL 03346. 36th LPSC, #1660; LPI, Houston, CD-ROM;
- 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, no. 6, pp. 919-932;
- Madden, M.; Bodnar, R., Rimstidt J. (2004): Jarosite as an indicator of water-limited chemical weathering on Mars Nature, 431, 821-823;
- McKay,G.; Schwandt, C. S. (2005): Mineralogy and Petrology of New Antarctic Nakhlite MIL 03346. 36th LPSC, #2351; Houston;
- 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;
- Mikouchi, T.; Monkawa, A.; Koizumi, E.; Chokai, J.; Miyamoto, M. (2005): MIL03346 Nakhlite and NWA2737 "Diderot" Chassignite: Two New Martian Cumulate Rocks from Hot and Cold Deserts. 36th LPSC, #1944; LPI Houston, CD-ROM
- Mittlefehldt D. W. (1994d) ALH 84001 Cumulate orthopyroxenite: A previously unappreciated martian meteorite (abstract). Lunar Planet. Sci. XXV, 911-912.
- Rutherford, M. J.; Calvin, C.; Nicholis, M.; McCanta, M. C. (2005): Petrology and Melt Compositions in Nakhlite MIL 00346. 36th LPSC, #2233; LPI, Houston, CD-ROM;
- Stopar, J. D.; Lawrence, S. J.; Lentz, R. C. F.; Taylor, G. J. (2005): Preliminary Analysis of Nakhlite MIL 03346, with a Focus on Secondary Alteration. 36th LPSC, #1547; 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
- Yen, A. S. et al. (2005): An integrated view of the chemistry and mineralogy of martian soils. Nature, 436, 7047, pp. 49-54.
- Vaniman, D. T.; D. L. Bish, S. J. Chipera, C. I. Fialips, J. W. Carey, W. C. Feldman (2004): Magnesium sulphate salts and the history of water on Mars. Nature, 431, 663-665;
- Warren, P. H.; Bridges, J. C. (2005): Geochemical Subclassification of Shergottites and the Crustal Assimilation Model. 36th LPSC, #2098; LPI, Houston, CD-ROM;
- Bérczi Sz. Homonnay Z., Lukács B., Mörtl M., Weidinger T. (2005): Kis Atlasz a Naprendszerről (8): Űrkutatás és kémia. ELTE TTK Kozmikus Anyagokat Vizsgáló Űrkutató Csoport, Budapest (ISBN 963 00 6314 XÖ 963 86401 9 7)
