Bérczi Szaniszló:
Égitestfejlődések a Naprendszerben: Kisbolygó, Hold, Mars, Föld.
Földtudományok, ahol egyszerre vizsgálnak két hierarchiaszintet
Az anyag fejlődéstörténetét mozaikdarabjaiból illesztjük össze. A fizika elsősorban a Forró Univerzumtól a galaxisokon és csillagokon átívelő szakaszt, valamint a velük párhuzamosan zajló atommagképződést kutatja. A Naprendszer anyagfejlődését az elmúlt évszázad meteorit, később holdkőzet, marsi meteorit és a bolygótestek űrszondás vizsgálatai vitték a figyelem középpontjába. De a bolygók megismerése a Földtest felszínének és anyagainak kutatásával kezdődött. A földtan a felszínen található anyagi rendszereket, a kőzettesteket vizsgálta, rendszerezte, eredetüket és egymáshoz való viszonyukat megállapította és rendszerbe foglalta. A születő földtudomány az élővilág kutatóiban jó szövetségesre lelt és a földtan és a biológia szövetségében született meg a földtan egyik fontos történeti ága, a biosztratigráfia. A földtan fosszilia sorozatokat rekonstruált az egymásra települt rétegekben és távoli kőzettesteket is össze tudott egyetlen nagy kőzettestté kapcsolni (korreláció a földtanban). A biológia anyagfejlődés-történeti epizódokra tett szert a fokozatosan változó fossziliákban és rekonstruálni tudta a biológiai evolúció szakaszait (relatív sorrendekkel). A történeti képet pontosítani lehetett egy újabb szövetséges tudományág, a fizika bevonásával. A radioaktivitás volt az a jelenségkör, ami a fizikát a földtan szövetségesévé tette. Az atomok magjára is lehetett alkalmazni azt az elvet, a zárványok bezárásának elvét, amit már a biológiai alkalmazásnál is fölhasználtak: „Egy kőzettest, amely be van zárva egy másik kőzettestbe (úgy, hogy az teljesen beágyazza, körbefogja a bezárt testet), mindig egykorú, vagy idősebb a bezáró kőzettestnél.” A zárvány a radioaktív sugárzás esetén a sokféle sugárzó atommag, ezek sokasága, (a lebomlási sorok), ameléyek szintén benne maradnak a kőzetekben. A lebomlási sorok megismerése abszolút kormeghatározássá fejlődött, miközben a Forró Univerzum modellt is megalkották a 20. század ötvenes éveiben.
A Naprendszer űrszondákkal végzett kutatása a Föld és a Hold vizsgálatával indult. A Hold anyagainak föltérképezésére ismét a földtan módszereit alkalmazták és megalkották a Hold rétegtanát (Shoemaker, Wilhelms, Hackman, U. S. Geological Survey). Kőzettesteket azonosítottak, melyeket nagy holdi események hoztak létre. Ebben a munkában nem lehetett segítségükre fosszilia, ezért az egymást át nem fedő rétegek relatív sorrendjének meghatározására (a korrelációra) a kőzettest felszínén megfigyelhető krátereket kezdték, ugyanolyan „fosszilia” szerepkörben alkalmazni, mint korábban a biológiai, majd azt követően a radioaktív elemekkel tették. A megszületett kráterstatisztika segítségével ma már a Naprendszer távoli égitestjein azonosított kőzettömbök korát is meg tudjuk határozni.
Nem idézhetjük föl a módszerek sokaságát, melyekkel a Föld korát és belső szerkezetét, a felszínközeli nagy kéreglemezek dinamikáját rekonstruálták. Ez a munka napjainkban is zajlik. De a földtudomány Naprendszertudománnyá történt kibontakozása (Geonómia, Szádeczky-Kardoss Elemér) azért is szép és példaértékű, mert vizsgálati stratégiákat is átörökített. Egyik ilyen tudomány-filozófiai program (paradigma) az égi és a földi jelenségek összekapcsolásának az elve. Korábban a naptár, a geometria égi és földi alkalmazása, a mozgástörvény fölismerése, a színképelemzés is ilyen programok voltak. A Naprendszer kutatása megfiatalította ezt a programot. A földtudomány stratégiai szerkezetében benne van ez a kettős hierarchiaszint vizsgálat. A földtudományban a testünk mérete alatti és fölötti anyagszerveződési szinteket egyszerre kutatjuk. Föltérképezzük a kőzettesteket, majd mintát veszünk belőlük és kőzettani, mikroszkópi, s ma már számos más módszerrel is vizsgáljuk az anyagok állapotváltozásait, valamint összevetjük a kőzettestek vizsgálatából levont következtetésekkel. Így járt el a földtan a Föld felszínén és a felszín közelében található kőzettestek vizsgálata során és járhatunk el más égitestek esetén is.
De a Naprendszer bolygói és holdjai esetében jobbára csak az egyik hierarchia szintnek a vizsgálata vált lehetővé: a felszíni rétegek azonosítására nyílt mód a fényképi felvételeken. Ma az űrkutatás egyik nagy kihívása az, hogy egyre szélesebb égitest-vizsgálati körben tegye lehetővé a másik fontos vizsgálati szintnek, a kőzetmintáknak a vizsgálatát is. A Hold esetében ez már részben megvalósult. Más égitestek csoportjairól azonban egy másik természeti jelenségkörből kaptunk segítséget. Ez pedig a földre hullott meteoritek anyaga.
Meteoritek a kis égitestekről: a kisbolygók fejlődéstörténete
A meteoritek többsége kicsiny égitestek letörött darabja. Kozmikus események, becsapódások szakították ki őket az anyaégitestből és a Naprendszerben pályáikon mozogva hosszabb idő után csapódtak a Földre. A szülő égitest néhányszor 10 km-től néhány 100 km-ig terjedő átmérőjű kisbolygó lehetett. A meteoritek töredékként is magukban hordozzák a szülő égitest fejlődéstörténetét. Amikor tehát a meteoriteket tanulmányozzuk, kicsiny égitestek anyagátalakulásait követjük nyomon.
A meteoriteket ma három nagy anyagtípusba sorolva csoportosítják: kő-, kő-vas- és vasmeteoritekként. Ezek közül a kőmeteoritek két részre bonthatók, kondritokra és akondritokra. Az akondritokban már nincsenek kondrumok. Hogy hogyan lesznek kondritokból akondritok, izgalmas anyagfejlődés-történeti kérdés és a meteoritika tudományának egyik fő területe ez. Mi is most e kondritos meteoritek átalakulásait tanulmányozzuk, dióhéjban.
A kondritok tizedmilliméterestől a centiméteres méretig terjedő nagyságú kicsiny gömböket, görögül kondrumokat (magokat) tartalmazó meteoritek, s ezekről kapták nevüket. A kondritok a hullott meteoritek körében 85 százalékot tesznek ki. Közöttük az igen ősinek tartott szenes kondritok csak néhány százaléknyi csoportot alkotnak, mert könnyen málló, elmorzsolódó anyagúak, s hulláskor többségük széttöredezik apró darabokra. Ilyen a Magyarországon hullott híres kabai meteorit is, amely azonban szép alakú, a légkörön való áthaladás nyomait olvadéksugarakkal lesimított, sugarasan-kúposan mintázott - ablatált - felületén is magán viselő darab.
A meteoritek több hőtörténeti szakasz átalakulásait hordozzák anyagukban, szövetükben. Mostani vizsgálatainkban kétféle szakaszt fogunk megkülönböztetni. Egy első fölmelegedési (és lehűlési) szakaszt, amely a Naprendszer kialakulásakor zajlott le. Ekkor fejlődtek ki a Nap körüli ásványi anyagok s alkottak öveket csökkenő hőmérsékletük szerinti elrendeződésben. Megkülönböztetjük ettől azt a második fölmelegedési szakaszt, amely már a kis égitest belsejében zajlott le. Ez a szakasz két részre osztható. A korábbi a kis égitest fölmelegedésének az a szakasza, amikor az emelkedő hőmérséklet hatására az égitest ásványi anyagai átkristályosodnak. (Ennek egyik speciális esete, amikor az átkristályosodás víz hatására történik.) Későbbi a kis égitest további fölmelegedésének az a szakasza, amikor az emelkedő hőmérséklet hatására megolvadások történnek és a kis égitest öves szerkezetűvé differenciálódik. Mindegyik szakasz vizsgálatához először a kondritok szövetével kell megismerkednünk.
A kondritok szövete
A kondritok szövete, első közelítésben, két fő összetevőből áll: kondrumokból és mátrixból. Majd tárgyalunk kisebb mennyiségben jelen lévő összetevőket is, mint például a "fehér zárványokat" (CAI), melyek a spinellhez hasonlóan nagy olvadáspontú ásványokból állnak, vagy a kondrumokat körülvevő peremeket.
A kondritos szövet sok esetben ellentmondásos szerkezetű. Míg a mátrix finom szemcsés, alacsony hőmérsékleten keletkezett ásványokból áll, addig a kondrumok is, és a CAI-k is magas olvadáspontú anyagok. Az a tény, hogy a kétféle keletkezési hőmérsékletű ásványi összetevők együtt vannak, nem „egyenlítődtek ki” kémiai szempontból, azt jelzi, hogy az az égitest, vagy égitest-zóna, amelyből a szenes kondrit meteoritanyaga leszakadt, sohasem melegedett fel eléggé (szenes kondritok, 3-as szövettípusúnak osztályozott kondritok).. Ha fölmelegedett volna, a kondritos anyag „átsült” volna, s kémiailag harmonizálódott volna a kondrumoknak és a mátrix szövetének az ásványos anyaga. Ez nem történt meg, meteoritünk tehát ősi, különféle eredetű anyagokból összetapadt kőzet. Ez az ősi anyag a Naprendszer születése körüli idők anyagait hordozza.
Gyakoriságuk és ősiségük (4,5 milliárd évesek) alapján a kondritos meteoriteket tekintik a Naprendszer ősi kőzetanyagának.
A kondritok ásványtani osztályozása: a kondrit típusok
A kőmeteoritek ásványai leginkább a magmás kőzetek ásványaival rokoníthatók, s a kondritokéi pedig a földi köpenyt alkotó ásványokkal: olivinnel és alacsony Ca tartalmú piroxénekkel. E két fő ásványi összetevő alapján készült a századelőn a Rose-Prior-, majd a kémiai összetételi mérésekkel kiegészített Urey-Craig és a Wiik-Mason osztályozás. Ezek alapján a 60-as években már öt nagy kondrit csoportot különítettek el: az ensztatit kondritokat (E), az olivin-bronzit (H), az olivin-hipersztén (L), az amfoterit (LL) és az olivin-pigeonit (C-III. ilyen a híres kabai meteorit is, 1. ábra.) kondritokat valamint a szenes kondritokat (C), melyek később a zárójelben álló betű jeles rövidítést kapták. (Az ensztatit, a bronzit, a hipersztén és a pigeonit piroxénváltozatok, melyek különböző arányban tartalmaznak Mg és Fe komponenst, a pigeonit pedig az előbbieknél több Ca-ot is tartalmaz.) A szenes kondritokat Wiik a C-I., C-II. és a C-III. szenes kondrit csoportokba sorolta, csökkenő illóelem tartalmuk alapján. A kondritok (egyes szenes kondritok kivételével) mindig tartalmaznak fémes összetevőt, Fe-Ni ötvözetet és FeS szulfidot is. A kondritos meteoritek ásványai azok, amelyeket kémiai modellekkel le tudtak vezetni a 70-es években a Nap körül kialakult, majd lehűlt Szoláris ködből.
A kondritos ásványi anyagok keletkezése az öves Naprendszer kialakulása során
Az anyag fejlődéstörténetéről formálódó összképben döntő jelentőségű a meteoritek vizsgálata. A szilárd felszínű égitestekre simán leszállt űrszondák mérései előtt kizárólag a meteoritek tanulmányozásával gyűjtött kőzettani ismereteink voltak más égitestek anyagáról. A meteoritek anyagvizsgálata tárta föl, hogy a meteoritek ásványai, szöveti alkotóelemei, ezek ásványai a Naprendszer születésének idejéből származnak. A csillagászati modellekkel összhangban ma elfogadott az a nézet, hogy a csillaggá összehúzódó kozmikus por- és gázköd fölmelegedett, központi forró tartományai létrehozták a Napot, a körülötte keringő ködből pedig anyagcsomók váltak ki, azok megformálták a Naprendszer ásványait, melyek ütközésekkel nagyobb égitestekké halmozódtak. Ezek alapján a meteoritek anyagvizsgálata során kérdezhetjük meg, hogy e folyamatnak milyen megfogható lépései maradtak fenn? A meteoritek tehát fontos láncszemek akkor amikor az anyag fejlődéstörténeti képet egyre részletesebben meg akarjuk ismerni.
A Nap körüli por- és gázköd anyagát kétféle erő csomósította, halmozta nagyobb testekké. Az egyik erő, mely elektromágneses és kvantumos hatások együttese, ásványszemcséket hozott létre. Apró szemcsékben kristályok váltak ki, melyek az ütközések során összetapadtak, s egyre nagyobb anyaghalmazokká álltak össze. A másik erő, a gravitáció, fokozatosan jutott szervező szerephez a bolygók fölhalmozódása és megformálása során. A kilométeres nagyságú égitestek, a planetezimálok, ütközéseikkel egyre nagyobb méretű égitestekké tömörültek, melyek egymás pályáit már egyre nagyobb mértékben befolyásolták.
A Naprendszer a Napot körülvevő anyagokból és égitestekből áll. Mindegyik égitest és anyaga is a korai Napot körülvevő por- és gázködből alakult ki. E por és gázköd tömege mintegy századrésze a Nap tömegének, de a Naprendszer forgó mozgását ezek a Napon kívüli anyagok hordozzák keringő mozgásukban. A Nap körüli köd a Nap fölmelegedésével együtt fölforrósodott, s később lehűlt. A Naptól való távolsággal együtt változott a köd hőmérséklete, s ezzel a kristályos anyagok összetétele. A legfontosabb ásványok sorozatát táblázatunk mutatja be a Lewis és Barshay féle modell szerint. A kondritos meteoritek főleg ebből az ásványsorból épülnek föl.
Hőm. K Kémiai elemek, reakciók Ásványok
1600 CaO, Al2O3, Ritka Földfém oxidok Oxidok
1300 Fe, Ni fémötvözet Fe-Ni fém
1200 MgO + SiO2 --> MgSiO3 Ensztatit
1000 Alkáli oxidok+Al2O3+SiO2 Földpát
1200-490 Fe+O-->FeO, FeO+MgSiO3 = Olivin
680 H2S+Fe-->FeS Troilit
550 Ca-ásványok+H2O Tremolit
425 Olivine+H2O Szerpentin
175 H2O jég kristályosodik Vízjég
150 gáz NH3+jég H2O=NH3.H2O Ammónia-hidrát
120 gáz CH4+jég H2O=CH4.7 H2O Metán-hidrát
65 Metán, Argon kristályosodik Metánjég, argonjég
A Naphoz közeli forró tartományokban kiváló ásványok sorozatát Grossman és Larimer határozta meg. Ezek jelentőségét az adja, hogy a kondritos meteoritek kis mennyiségben enneka forró övnek az ásványait is tartalmazzák.
1785 K Al2O3 Korund
1647 K CaO.TiO2 Perovszkit
1625 K 2MgO.Al2O3.SiO2 Melilit (Gehlenit)
1513 K MgO.Al2O3 Spinell
1471 K Fe.Ni Vasnikkel
1450 K CaO.MgO.2SiO2 Diopszid
1444 K 2MgO.SiO2 Forszterit
1362 K CaO.Al2O3.2SiO2 Anortit
1349 K MgO.SiO2 Ensztatit
Mindkét ásványsorozat tagjai közvetlenül meg is figyelhetők a meteoritekben. A Lewis-Barshay modell - ahogy említettük már, - a kondritokban, a Grossman-Larimer sorozat pedig a kálcium-alumínium oxid zárványokban (CAI). Ezekről szólunk most részletesebben.
A kálcium-alumínium oxid zárványok (CAI)
A belső Naprendszer ásványait a tűzálló kerámiák anyagaiként ismerjük. (pl. a korund) A tűzálló ásványok kicsiny halmazokba gyűltek össze és rétegesen kristályosodtak egymás után. A kondritos meteoritekbe beépülten találjuk őket, s ezeket a főleg kálciumból (Ca) és alumíniumból (Al) fölépülő világos színű ásványegyütteseket CAI-knak nevezték el a meteoritkutatásban (CAI = Ca-Al-Inclusions = Ca-Al-zárványok.)
Egy CAI réteges fölépülését folyamatosan növekedő kristályos anyagcsíraként képzelhetjük el. Először korund (Al2O3), és perovszkit (CaTiO3), válik ki, majd sorra melilit (Mg2Al2SiO7), spinell (MgAl2O4), majd diopszid (CaMgSi2O6), végül anortit (CaAl2Si2O8) rétegek következnek. CAI ásványok (fehér zárványok) összetételét először Sztrókay Kálmán magyar kutató mérte meg a kabai meteoritban. Röntgendiffrakciós méréseiben Sztrókay a fehér zárványokat spinell összetételűnek találta.
A kondrumok kialakulása
A fő kőzetalkotó szilikátok alkották a belső bolygók övében kiváló ásványok nagy részét. Ezek olvadékcseppeket alkottak egykor, mert a korai Nap kitörései egyes tartományokban úgy fölforrósították a por- és gázködöt, hogy az addig már kialakult és összetapadt kristályok megolvadtak, majd lehűltek. A tizedmilliméteres-milliméteres nagyságú gömböcskékre (a kondrumokra) fokozatosan tapadt rá a körülöttük található por is. A kondrumok és a maradék poranyag összetapadással és ütközésekkel egyre nagyobb égitestekbe halmozódott. A mai kondritos meteoritek azokból a kisebb méretű kondritos égitestekből származnak, amelyek nem melegedtek föl a Naprendszer elmúlt 4 és fél milliárd éve alatt.
A megolvadt cseppek kihűltek, kikristályosodtak. E kondrumok, mint a Nap körüli porfelhő szemcséi, beépültek az apró szemcsés alapanyagú kondritos meteoritekbe. A kondrumok többféle szövetűek lehetnek, ahogyan ezt a mikroszkópban a vékonycsiszolatokon megfigyelhetjük (5. ábra). A kőzettanban használt nevükön adjuk meg a hat fő típust. Lehetnek belső szöveti mintázatot nem, vagy alig mutató üveges vagy kriptokristályosak (1), sugarasak (angolul excentro-radiálisak) (2), lemezesek (angolul barred) (3), porfírosak (4), granulárisak vagy szemcsések (5) és poikilites piroxén kondrumok (6). E kondrumok gyorsabban- lassabban lehűlt szilikátolvadék cseppekből keletkeztek. Az olvadékok összetétele is fokozatosan változott helyről helyre a Naprendszerben. Mind a hatféle kondrum előfordul a különféle kondrit típusokban, de különböző arányban vannak bennük. A kondrit típusokat ásványtani és kémiai tulajdonságaik alapján osztályozták.
1. ábra. Kondrum szemcsék szövete többféle lehet, ahogyan ezt a mikroszkópban a vékonycsiszolatokon megfigyelhetjük (bal oldali rajz). Egy üveges kriptokristályos kondrum a szövetben.
De a kondrumok megőrizték a Nap körüli gázködben lezajlott eseményeket a környezetükben található anyagok ásványos és kémiai összetételében is. A kondrumok egy része, miután megszilárdult, még különféle változásokon esett át addig, amíg a kondritos kisbolygók anyagává vált. A kondrumok körül különféle peremeket találunk. Ezek részben még a Nap körüli por- és gázködben lezajlott események tanúi, más peremek viszont már a kis égitesten lezajlott (pl. vizes) átalakulás termékei. Egyes kondrumoknak aprószemcsés kristályok alkotta porpereme van, ami arra utal, hogy a kondrum, megszilárdulása után még hosszú ideig sodródott a Nap körüli por- és gázködben, míg hozzá nem tapadt egy halmozódó anyagcsoporthoz. Egyes kondrumokat éppolyan magmás szövetű perem vesz körül, mint maga a szilikátcsepp anyaga. Ezek úgy jöhettek létre, hogy a már megszilárdult kondrum felületére gyűlt port újabb napkitörés megolvasztotta. Egyes kondrumok a külső részeiken, vagy a peremükön tartalmazzák a fémes vasnikkel cseppeket. Ez arra utal, hogy a kondrumok forogtak, ezért a nagyobb sűrűségű összetevők fokozatosan a kondrum felületére sodródtak.
A meteoritek anyaga a kisbolygókból származik
A kisbolygók reflexiós színképének a meteoritek színképével történt összehasonlításával már az 1970-es évekre átfogó kép alakult ki a csillagászatban arról, hogy a meteoritek forráshelye a kisbolygók öve. A 80-as évekre már a kisbolygó övön belül is zónákat tudtak elkülöníteni, amelyekre más és más uralkodó kisbolygó-színkép-típus volt jellemző (Gradie, Tedesco). A kisbolygó öv külső peremén a szenes kondritok a gyakoriak. S bár ma még nem rendelkezünk kőzettani módszerekkel elemezhető mérési anyaggal a külső Naprendszer jegeket is tartalmazó ősi anyagegyütteseiről, ezeknek a színképében már előfordulnak a vízjégre jellemző elnyelési vonalak. Ugyancsak a reflexiós színképek elemzésével mutatták ki azt is, hogy a külső Naprendszer fő ásványi anyaga a vízjég. Az óriásbolygók holdjai, a Szaturnusz gyűrűjének anyaga és az üstökösök anyaga a legismertebb vízjég azonosítások a Külső Naprendszerben.
A kondritos összetételű kis égitest fejlődéstörténete:
1. A kis égitest fölmelegedésének első szakasza: átkristályosodás (metamorfózis)
Amikor az anyag fejlődéstörténeti képben az égitestté összeállt anyaghalmazok fejlődéstörténetét kutatjuk, akkor a meteoriteket egy másik szempontrendszer szerint kell megvizsgálnunk. Az égitestben eltöltött idő nyomait keressük meg bennük. Fokozatosan bontakozott ki az az eseménytörténeti szakaszolás, melynek nyomán a Naprendszerben töltött időszakot és a kis égitestben eltöltött időszakot jól el lehetett határolni.
Az 1960-as években megindult Holdkutatás föllendítette a meteoritikát is. 1967-re összegződött a kondritos fejlődés vizsgálatának eredménye is. Van Schmus és Wood, cikkében a kondritokat, szövetük és kémiai változásaik alapján, átalakulási sorozatba rendezte el. A kondritos összetételű kicsi égitest lassú fölmelegedésének hatására az égitest anyaga fokozatosan átrendeződik és ez az átrendeződés figyelhető meg a kondritok szövetén. A lassú átmelegedés szilárd fázisú diffúziót eredményez, ennek számos hatása van a szövetre: fokozatosan elhalványodnak az éles peremű kondrumok, kémiai kiegyenlítődések történnek az ásványok összetételében, redox folyamatok változtatják a fémvas/oxidált vas arányt, a szövet fokozatosan átkristályosodik. (Mindezek a lépések jól tanulmányozhatók a NIPR antarktiszi meteoritgyűjtemény vékonycsiszolat készletén).
1953-ban tette közzé Urey és Craig az akkor ismert 90 kondrit kémiai összetételén végzett analízisét. Ebből az összefoglaló munkából az a diagram vált fontos anyagtérképpé, amely a vasvegyületek mennyiségét ábrázolja. A szerzőkről Urey-Craig Diagramnak (UCD) elnevezett koordinátarendszerben a függőleges tengelyre a fémvas és szulfidvas mennyiségét, a vízszintes tengelyre pedig az oxidált vas mennyiségét mérték föl. A diagramra fölvitt pontok két tartományra különültek el. Ezeket a szerzők H (nagy) és L (kicsi) vastartalmú tartománynak nevezték el.
Három évvel később, 1956-ban, Wiik finn geokémikus tette közzé vizsgálatainak eredményét. Ő 30 nagyon pontos kondritos meteorit összetétel meghatározás (több mérést maga végzett el) alapján azt találta, hogy a H-k és az L-ek két egyenesre esnek az UCD-n. A H-k 27 súlyszázalékos összvastartalmat, az L-ek 21 súlyszázalékos összvastartalmat képviseltek. E kondritos meteoritek egy jelentős része azonban nagy széntartalmú, ún. szenes kondrit volt. Wiik nem sorolta be őket a H csoportba, hanem leválasztotta őket és a C jelű szenes kondritokat 3 részcsoportba különített el, az illóelem tartalom szerint. Később Friderickson és Keil az L csoporttól elkülönítette a kissé alacsonyabb összvastartalmú LL csoportot és külön definiálták az E (ensztatitos piroxénű) csoportot is. Így alakult ki a kondritok ötös csoportbeosztása.
A fölmelegedés hatására lezajlott szöveti átalakulások mindegyik kondrit csoportban megfigyelhetők. Ezért az összetétel (kezdeti feltétel) szerinti ensztatit (E), bronzit (H), hipersztén (L), amfoterit (LL) és szenes (C) kondrit csoportok osztályára "merőlegesen" egy másik rendező elv is kialakult a kondritos meteoritek áttekintésére, fejlődésük történetének kiolvasására. A kondritok osztályozásának ez a kétparaméteres rendszere a van Schmus-Wood táblázat, melynek petrológiai osztályai (ma petrológiai típusai) hőtörténeti fejlődési fokozatokat jelentenek (2. ábra).
A melegedés hatására történő lassú átkristályosodás (metamorfózis) során a kondritos szövet fokozatos átalakulása figyelhető meg. A kondrumok fokozatosan elmosódott körvonalúvá válnak, majd teljesen szétfoszlanak a diffúzió hatására. Ugyancsak a hőmérséklet emelkedésével fokozódó diffúzió hatására kémiai kiegyenlítődés történik az egyes ásványok kémiai összetételében, elsősorban a mátrix és az ásványok között. A leginkább tanulmányozott folyamat az olivinek és a piroxének Fe és Mg tartalmában történő kiegyenlítődés. A van Schmus-Wood által definiált szövettani típusok sorozatának végén a még kondritos kémiai összetételű, de a kondrumokat már nem mutató, szemcsés szövet áll.
2. ábra. A Van Schmus - Wood sorozatok táblázata. A minták a NIPR Antarktiszi Meteoritek kőzetgyűjtemény vékonycsiszolatai alapján készült. Az E, H, L, LL, C csoportok valószínűleg különböző kezdeti feltételekkel indult égitesteket jelölnek, a számok a Van Schmus – Wood féle petrológiai osztályok, amelyek fölmelegedési fokozatokat jelölnek.
A további fölmelegedés már parciális olvadási folyamatokat indít el. Az idők során egyre több olyan - viszonylag ritka - meteoritot találtak és tanulmányoztak, amely ugyan még kondritos összetételű, de már teljesen elveszítette kondrumos szövetét. Ezeket primitív akondritoknak nevezték el. Ma ezeket tekinthetjük a kondrumos meteoritekkel indult hőtörténeti fejlődés második szakaszában a kiindulási állomásnak. (Ilyen meteoritek az acapulcoitok, lodranitok, melyekben, kis mértékben a vas megolvadását, és bazaltos komponens parciális megolvadását is megfigyelték.)
A kondritos égitest fölmelegedésének utolsó szakaszát képviselik a primitív akondritok. Egy differenciálódási előtti, még kondritos összetételű állapotot rögzítenek. Ezekből olvadnak ki a legalacsonyabb olvadáspontú összetevők: a vas és a bazalt (2. ábra).
2. A kondritos összetételű kis égitest fölmelegedésének második szakasza:
parciális megolvadások, anyagátrendeződések (differenciáció)
A kis égitest köpenye: ureilit és lodranit: Leegyszerűsítve a primitív akondritokban meginduló kiolvadási folyamatokat két fő anyag távozik el belőle: a vas és vasszulfid "lefelé", a kis égitest belsőbb övei felé, és a bazaltos magma "fölfelé", a kis égitest felszínére is kiömölve. Ennek eredményeként a primitív akondritos összetételű kőzetből egy kiürült, de még mindig sok kondritos vonást őrző akondrit típus marad meg maradékanyagként, amely a kis égitest köpenyét alkothatja. Két fontos akondrit (kondritos szövet nélküli) meteorit csoportot találtak eddig: ezek az ureilitek és a lodranitok.
Az ureilitek különleges akondritok. Ősi bélyegeket és átalakulási meg átkristályosodási jegyeket is hordoznak szövetükben. Ősi bélyeg a nagy széntartalom (4 súlyszázaléknyi is lehet, s ez annyi, mint a C-I. szenes kondritoké) és az olivin-pigeonitos fő ásványi összetétel. A kondritokra jellemző vastartalom lecsökkent már bennük, tehát a vas és a szulfid összetevő többsége kifolyt már ebből a meteorit típusból. Eltávozott azonban egy alacsonyabb olvadáspontú és a bazaltokra jellemző összetételű komponens is belőlük. Ezért az ureilitek egy differenciálódott, eredetileg kondritos összetételű kis égitest köpeny-anyagának tekinthetők.
3. ábra. A kondrumok szétbomlásáig, a szövet átkristályosodásáig eljutott kondritos anyag (primitív akondrit) differenciálódni kezd. A vas és a vasszulfid összetevők a kis égitest mélyebb rétegei felé (pallazitok, vasmeteoritok), a nátriumban és kalciumban gazdag összetevők bazaltos parciális olvadékai a kis égitest felszíne felé (bazaltos akondritok) vándorolnak (migrálnak). A visszamaradó ásványtársulások a földi felsőköpenyt alkotó peridotitokhoz hasonlóak (ureilitek, lodranitok). Ezeket a meteoriteket égitestmetszetre rendezve mutatjuk be.
Jellegzetes az ureilitek szövetében az, hogy a nagy méretű olivin és piroxén ásványokat fekete perem határolja. Az ásványok közötti hézagokat szén, fémes vasnikkel és vasszulfid tölti ki. Olyan egy ureilites szövet, mintha ólomkeretes üvegablakot látnánk szabálytalan poligonokkal kitöltve. A szén főleg grafit, amely kissé redukálta is az ásványok peremvidékét, s ennek hatására parányi vasszemcsék váltak ki az olivin és piroxén ásványok peremén. Ez a fémkiválási zóna szintén hozzájárul az ásványokat övező "ólomkeretes" peremekhez a szöveti képben.
A kis égitest magja: vasmeteoritek és pallazitok: A viszonylag gyakori vasmeteoritek utaltak már arra korábban is, hogy a vas megolvadt és kifolyt az eredetileg kondritos kőzetből jó néhány kis égitesten. Ugyancsak külön meteorit típusként számon tartottak bazaltos akondritokat is, melyek a bazaltot alkotó ásványokból (piroxén és földpát) állnak, s e két típus szépen beleillik abba a folyamatsorba, amit a kondritos égitest fejlődéstörténetének középső szakaszából le is lehet vezetni. A primitív akondritos összetételű égitestben a vas lefelé folyik ki és létrehozza a kis égitest magját, a kisebb sűrűségű bazaltos parciális olvadék pedig az égitest felszíne felé távozik, létrehozva annak a kérgét. Jelenleg egy nagyobb kisbolygót ismerünk bazaltos színképű felszínnel és ez a Vesta kisbolygó. Van azonban számos kicsiny, kilométeres - 10 kilométeres méretű töredék égitest ilyen a kisbolygó övben. Ezek az átalakulási termékek is tanulmányozhatók a NIPR antarktiszi meteoritgyűjteményének vékonycsiszolatain.
A pallazitok olyan kő-vas meteoritok, melyekben több a fémes összetevő, mint a szilikátos. A vasnikkel fázis folytonos mátrixot alkot, melyben olivin (s néha piroxén) kristályok helyezkednek el. Vékonycsiszolatban a fémes fázis átlátszatlan (opak), s ezért a beágyazott, (fémmel körbevett) szilikátok jól megfigyelhetők. A szilikát ásványok lehetnek lekerekítettek, máskor pedig kristálylapokkal határoltak, vagy éles töréses pereműek. Metszetben az is megfigyelhető a fémes fázison, hogy kisebb nagyobb vasszulfid tartományok szintén be vannak ágyazva a fémes vasnikkel fázisba. Még olvadt állapotában ez a két fázis, a vasnikkel és a vasszulfid, egymással nem elegyedő (nem keveredő) olvadékot képez. A vasszulfid színe sárgásabb, a vasnikkel fázisé ezüstszürke. A fémes fázisok színkülönbségét még inkább előhozza az étetésnek nevezett eljárás. Ennek során savval maratják meg a lecsiszolt fémes felületet.
A láthatóvá vált fémes szövetszerkezetnek a vasnikkel fázis esetén külön nevet is adtak. Widmannstadten mintázatnak nevezik első leírójának nevéről. A nikkeldús fázis a gamma vas, taenit, (kohászati nevén austenit), melynek kristályrácsát laponcentrált köbös elemi cellák alkotják. A nikkelszegény fázis az alfa vas, kamacit, melynek kristályrácsát tércentrált köbös elemi cellák alkotják. Lehűlés és lassú kristályosodás során oktaéder lapok szerint elrendeződő lemezek alakjában válik ki az alfa vas, peremén pedig a gamma vas, s ez a mintázat jelenik meg különböző irányú térmetszetekben a levágott és lecsiszolt vasmeteorit felületeken. Minél nagyobb a nikkel tartalom, annál vékonyabbak az alfa vas rétegek.
4. ábra. Összefoglaló áttekintés a kondritos kis égitest fejlődéstörténetéről. A kondritok és a különféle, kondritos eredetű differenciálódott meteoritek egy kis égitest fejlődéstörténetének egymás után következő időszakaiban alakultak ki. A kis égitestről időrendben megrajzolt metszeteken egy hosszú anyagátalakulási eseménysor láncszemeit alkotják e kőzetek, melyekből fölvázolhatjuk a kis égitest fokozatosan kialakuló réteges szerkezetét is.
A kis égitest kérge: bazaltos akondritok: A bazaltos akondrit elnevezéssel a kőmeteoritek köréből származó néhány magmás szövetű kőzettípust jelölnek. Egy fejlett és differenciálódott kis égitest kérgének a kőzetszilánkjai ezek. De tisztán magmás szövete csak az eukrit-howardit-diogenit sorozat szélső tagjainak van, s persze ugyanezek előfordulnak breccsás szövettel is. (A Howardit, Eukrit Diogenit név betűszóvá olvasásával HED meteoritoknak is nevezik őket.) Ásványtani szempontból ezek a kőzetek piroxénből és földpátból állnak. A diogenitek esetében a piroxén Mg-gazdag rombospiroxén, (szövete újrakristályosodott szemcsés szövet). A másik szélső tag, az eukrit esetében ezek az ásványok pigeonit+plagioklász. A howarditok átmeneti breccsás kőzettípust képeznek az eukritek és a diogenitek között. A diogenit-howardit-eukrit sorozat kémiai összetétel szempontjából sokmindenben hasonlít a földi komatiit-pikrit-modern kori tholeiites bazalt sorozatra (például a sorozat kőzeteiben fokozatosan csökken a magnézium mennyisége, s ezzel párhuzamosan a sziliciumdioxid tartalom fokozatosan növekszik). Ez arra is utalhat, hogy a kis égitesten fölgyorsítva játszódott le egy olyan folyamat, amit a Földön is megfigyelhetünk. Kezdetben, a vékony kéreg esetén, nagy Mg-tartalmú lávák (komatiitok, vagy hozzá hasonló nagy Mg- tartalmú lávák) ömlenek a felszínre, majd a kéreg fokozatos vastagodása miatt az egyre kisebb Mg-tartalmúak érik már csak el a felszínt. (Bérczi, Holba, Lukács, 2000)
A meteoritek szövetében megfigyelhető jelenségek: A kondritok forráshelyéül szolgáló égitesteken a termikus fejlődéstörténet következő szakaszaira következtethetünk a NIPR 30 vékonycsiszolatból álló mintagyűjteményében is megfigyelhető kondritos szöveti jegyek alapján.
1) kezdeti kondritos állapotok, ősi szövet, fölmelegedésre utaló nyomok nélkül,
2) a fölmelegedés megkezdődik és ennek hatására a kondrumok körvonalai elhalványodnak, a szövetszerkezet átalakul,
3) a fölmelegedés hatására széndiffúzió (ureilitben) és vasredukció (szemcseeloszlás változásban),
4) további fölmelegedés hatására a szilikátok szövetének átalakulása diffúzióval,
5) még további fölmelegedés hatására primitív akondritos szövet fejlődik ki,
6) még további fölmelegedés hatására vasmegolvadási termékek jelennek meg (pallazit),
7) parciális olvadás nyomán bazaltos akondritok (diogenit, howardit, eukrit) keletkeznek.
Összefoglalás
A kozmikus anyagok vizsgálata jelentősen kiterjedt az elmúlt fél évszázadban. Az űrkutatás arra törekszik, hogy anyagokat gyűjtsön más égitestekről és a kozmikus anyagok vizsgálatához, mert az égitestekre és a kozmikus környezet anyagaira vonatkozó kutatások a leggyorsabban fejlődő vizsgálati területek közé tartoznak. Most a kisbolygókról származó meteoriteket vizsgáltuk.
A meteoriteket egy elképzelt Földnél kisebb kicsi égitest töredékeinek értelmezhetjük. A kondritos kisbolygó a Naprendszer ősi anyagából jött létre. Kicsi méreténél fogva csak néhány kis méretű kondritos égitest tudta megőrizni az ősi anyagokat, mert kis mérete folytán rövid ideig tartott benne az a fölmelegedés, amit a rövid felezési idejű radioaktív elemek hoztak létre benne.
A kissé nagyobb kisbolygónak is csak néhány millió éves fölmelegedési idő állt rendelkezésére. De ezalatt égitestünk olyan fejlődési állomásokon ment végig, amelyek előbb fokozatosan átalakították majd kismértékben szét is válogatták az ősi kondritos anyagegyüttest és sűrűségük szerint övekre is tagolta (4. ábra).
A sorozat folytatásában több más fontos epizódot mutatunk majd be. Először a holdi eseményeket, amelyekről az Apolló expedíciókon begyűjtött kőzetminták és meteoritek is rendelkezésünkre állnak. A meteoritek egy különleges csoportját alkotják a marsi meteoritek. Ezekről szintén egy későbbi cikkben szólunk, és a nagyobb méretű égitesthez tartozó még differenciáltabb kőzettani fejlődéstörténet újabb bolygótörténeti szakaszokkal fog megismertetni bennünket a Mars kutatása során. A bolygótestek anyagából kiolvasható fejlődéstörténeti epizódokat a legnagyobb kőbolygónak, a Földnek a komplex története koronázza meg, ahol a leghosszabb ideig tartó és legváltozatosabb bolygófejlődési történeti szakaszt láthatjuk működni a lemeztektonika formájában.
5. ábra. Az Antarktiszi Meteoritek kőzetgyűjtemény vékonycsiszolatai A National Institute of Polar Research (NIPR, Japán Nemzeti Sarkkutató Intézet) készlete alapján sok érdekes összehasonlító szöveti vizsgálatot végezhettünk el.
A cikkben egy fontos anyagminta gyűjteményre hivatkoztunk. Ezeken dolgozik űrkutató csoportunk, a Kozmikus Anyagokat Vizsgáló Űrkutató Csoport az Eötvös Egyetemen, a Fizikai Intézet Anyagfizikai Tanszékén. Ennek az anyagminta gyűjteménynek a használata tette lehetővé a bemutatott anyagfejlődéstörténeti kép kutatását, megismerését és rekonstruálását: ez a NIPR (Japán Nemzeti Sarkkutató Intézet, Tokió) Antarktiszi Meteorit Vékonycsiszolat Gyűjteménye (5. ábra). Ezt a gyűjteményt kölcsön kaptuk, a NIPR készletet többször is éves kölcsönzési periódusokra. Ez a mintagyűjtemény a legkönnyebben elérhető készlet ma a világon a meteoritek vizsgálatához. Ezúton is köszönetet mondunk a National Institute of Polar Research Antarktiszi Meteoritek Osztályának a mintakészlet kölcsönzéséért.
Irodalom:
Bérczi Sz. (1978): Planetológia. Egyetemi jegyzet, J3-1154. Tankönyvkiadó, Budapest
Bérczi Sz. (1991): Kristályoktól Bolygótestekig. (210 old.) Akadémiai Kiadó, Budapest
Bérczi Sz., Holba Á., Lukács B. (1995): Evolution of Chondritic Parent Bodies I.: Correlation Among Ferrous Components. Acta Mineralogica et Petrographica, Szeged, XXXVI. 143-152.
Bérczi Sz., Holba Á., Lukács B. (1995): Thermal Transformations in the Meteorites' Parent Bodies. 20th NIPR Symp. Antarctic Meteorites, Tokyo, p. 26-28.
Bérczi Sz., Lukács B. (1995): A Comparison Among Chondrite Compositions. 20th NIPR Symp. Antarctic Meteorites, Tokyo, p. 30
Bérczi Sz., Holba Á. Lukács B. (1996): On discriminating chondrites on the basis of statistical analysis of iron-bearing compounds: NIPR Antarctic samples. 21th NIPR Symp. Antarctic Meteorites, Tokyo, NIPR, p. 17-19.
Bérczi Sz., Lukács B. (1997): Compositional trends in Fe and Mg contents of chondrites. 22th Symp. Antarctic Meteorites, Tokyo, NIPR, p. 6.
Bérczi Sz., Lukács B., Holba Á., Kiss A., Papp É. (1998): From FeO Reduction to Percolation and Outflow of Iron: Thermal Evolution of Chondrite Parent Bodies. Acta Mineralogica et Petrographica, Szeged, XXXIX. 87-105.
Bérczi Sz., Lukács B. (1998): Point of Inflexion between E and H chondrites. 23rd NIPR Symposium Antarctic Meteorites, Tokyo,. p. 4-6.
Bérczi Sz., Gál-Sólymos K., Holba Á., Lukács B., Martinás K. (1999): On the Thermodynamics of Meteorites and Parent Bodies II: From Chondrites Through the Primitive Achondrite Varieties (Stage A and Stage B) to the Basaltic Achondrites. Acta Mineralogica et Petrographica, Szeged, XL. 175-198.
Bérczi Sz., Holba Á., Lukács B. (1999): On the Topology of the Urey-Craig Field, I. In Lunar and Planetary Science XXX, Abstract #1014, Lunar and Planetary Institute, Houston (CD-ROM).
Bérczi Sz., Lukács B. (1999): Thermal/Aqueous (2): Competition to Obscure Chondrules in the Van Schmus-Wood Sequence, on a New Scheme. In Lunar and Planetary Science XXX, Abstract #1275, Lunar and Planetary Institute, Houston (CD-ROM).
Bérczi Sz., Holba Á., Lukács B. (1999): On the Thermodynamics of Meteorites and Parent Bodies II: Portales Valley and the Borderland between Chondrites and Achondrites. KFKI-1999-01/C, Budapest
Bérczi Sz., Gál-Sólymos K., Lukács B., Martinás K.(1999): Measurements and theoretical studies on the ALHA 77257,77-4 ureilite: igneous/primitive dichotomy in its mineralogy and chemistry, paradoxes and solutions in its thermal history. 24th NIPR Symposium Antarctic Meteorites, Tokyo, 6.
Bérczi Sz., Holba Á., Lukács B. (1999): Splitting of the two Wiik lines in the Urey-Craig field: C-s are related to H-s like as LL-s are related to L-s. (Statistical Analyses of the NIPR dataset: VII). 24th NIPR Symposium Antarctic Meteorites, Tokyo, p. 9-11.
Lukács B., Bérczi Sz. (1996): Competition of C and H2O for Fe in E, H, and C chondrites. 21th Symp. Antarctic Meteorites, Tokyo, NIPR, p. 90-92.
Lukács B. Bérczi Sz. (1997): Statistical Analysis of NIPR Meteorite Compositions, II.: Comparison of Sequences of Differentiated Rocks from an Asteroidal Sized Body and Earth. 22th Symp. Antarctic Meteorites, Tokyo, NIPR, p. 94.
Lukács B., Holba Á., Bérczi Sz. (1999): Gradistic vs. Cladistic Views in the Classification of Chondrites: The (L,H) Dichotomy and the Missing L/LL Precursors. (NIPR Statistics VI.) In Lunar and Planetary Science XXX, Abstract #1337, Lunar and Planetary Institute, Houston (CD-ROM).
Lux, G., Keil, K., Taylor, G.J. (1980): Metamorphism of the H-group chondrites: implications from compositional and textural trends in chondrules. Geochimica et Cosmochimica. Acta, 44, 841-855.
McCoy, T. J., Keil, K., Muenow, D. W., Wilson, L. (1997): Partial melting and melt migration in the acapulcoite-lodranite parent body. Geochimica et Cosmochimica Acta, 61, 639-650.
Sztrókay K. I., Tolnay V., Földváriné Vogl M. (1961): Mineralogical and chemical properties of the carbonaceous meteorite from Kaba. Acta Geol. Hung. 7, 57-103.
Takeda H., Mori H., (1985): The diogenite-eucrite links and the crystallization history of a crust of their parent body. Proc. Lunar Planetary Science Conf. 15th, Part 2.; Journal of Geophysical Research, 90. C636-C648.
Urey, H.C., Craig, H., (1953): The composition of the stone meteorites and the origin of the meteorites. Geochimica et Cosmochimica Acta, 4, 36-82.
Van Schmus, W. R., Wood, J. A., (1967): A chemical-petrologic classification for the chondritic meteorites. Geochimica et Cosmochimica Acta, 31, 747-765.
Yanai K., Kojima H., Haramura H. (1995): Catalog of Antarctic Meteorites. NIPR, Tokyo
Wasson J. T. (1974): Meteorites. Springer, Berlin.