Bérczi Szaniszló
A Mars kőzetei a marsi meteoritek alapján.
A magmás kőzetekről általában
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 kőzetek, (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 Fe, Mg, Ca, Al, Na, K, Ti, Cr, Mn, szilikátokból, valamint számos oxid- és szulfidásványból épül föl. A magmás kőzetek rendszerét az elmúlt három évszázad során megalkották. Először e rendszernek a magját mutatjuk be, azzal a céllal, hogy benne elhelyezhessük a marsi magmás kőzeteket, melyek meteoritként érkeztek a Földre.
Az égitest felszínére ömlő láva jelentős része olvadt állapotban van, de benne már megkezdődött a kristályosodás. A magmás kristályosodás során létrejövő ásvány-együttes (ásványtársulás) a fő kőzetalkotó ásványokból a mellékelt ábra szerinti arányban tartalmaz színes és színtelen szilikátokat. A színes szilikátok az olivin, a piroxén, az amfiból 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.)
1. ábra. Bowen tapasztalati diagramja a magmás kristályosodásról (felül) és a kimért kvarc-forszterit-anortit diagram (alul).
Később, olvasztási kísérletei nyomán, Bowen a magmás kristályosodás során keletkező fázisok viszonyait anyagtérképen foglalta össze: ez a híres Bowen diagram. A Bowen-diagram három fő ásványkomponens segítségével (olivin, plagioklász földpát és kvarc) 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 meteoritek szolgáltattak.
Magmás kőzetek a Marson
Csaknem 30 esztendeje annak, hogy az első, kémiai kísérletekkel igazán gazdagon fölszerelt űrszondák, a Viking leszálló egységek, simán leereszkedtek a Mars felszínére. E páros marsi expedíció vizsgálatai közül legismertebbek a 3 biológiai kísérlet eredményei. A Mars magmás kőzeteinek megismerésében azonban egy 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 meteoritek 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 alkália tartalom a földpátokban, sok a Ca a piroxénekben. Ezt a csoportot három fontos tagjáról, a Shergotty, a Nakhla és a Chassigny 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 légkörmérések nyomán Bogard és Johnson (1974) a megtört SNC mintákból fölszabaduló nemesgázok (Ar, Kr, Xe) izotóparányai alapján valószínűsítette az SNC meteoritek marsi eredetét. Később a becsapódással való kiszakítás mechanizmusát is modellezték. A gyűjtemények 6 féle SNC meteoritje mellé még 6-ot találtak 1995-ig az Antarktiszon. Ma már csaknem 40 SNC meteoritet ismerünk, mert időközben, az Antarktisz után a forró sivatagokban is fedeztek föl újabb marsi meteoriteket. A marsi meteoritek táblázatának csak az első harmadát mutatjuk be tájékoztatásul.
Az SNC meteoritek kőzettípusai
Az SNC meteoritek magmás kőzetek. A földi magmás kőzetek rendszerét először az ásványos összetétel, a kemizmus (pl. SiO2 tartalom) és 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 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 (1. 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 meteoritek ebben a magmás kőzet-osztályozási rendszerben a bázisos-ultrabázisos tartományba esnek. A marsi meteoriteket 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 meteorit típus a nakhlit, a bazaltos-shergottit és a lherzolitos shergottit.
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 8-as 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 shergottitok
A bazaltos-shergottitok szürke színű magmás kőzetek, melyek monoklin piroxénekből (pigeonit, augit) plagioklász földpátból (amely azonban a meteoritet 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 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.
Éppen a MER robotok fölismerése az, hogy egyes típusok a marsi felszínen kőzettömbökben is megtalálhatók. Például McSween a Spirit útja során megfigyelt és mért olivinben dús marsi bazaltokat az olivin-porfíros shergottitokkal rokon kőzetnek találta annak alapján, hogy a Pancam, a miniTES és a Mössbauer spektrométer adatok 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, ezért 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: Bolygótestek atlasza, 2001.) Más kutatók (pl. Irving) a Tharsis vulkánokat tartják az olivin-porfíros bazalt forráshelyének.
A shergottitok geokémiai osztályozására Warren és Bridges (2005) javasolt egy kéreg-asszimilációs modellt. Ez földi köpeny-zárványok mintájára a shergottitokat a marsi köpenyből származtatja. A marsi bazaltos parciális olvadékok – a földi párhuzamos eseményeknek megfelelően – amikor 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 pl. a QUE94201, a K-shergottitok közé tartozik pl. 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 ritka-földfém tartalmú kéreg-összetevő komponenst asszimilált, olvasztott magába.
3. ábra. Négy ritka-földfém (RFF) gyakorisági diagram a kondritos értékekre normálva. Balról jobbra a kondritos kisbolygó bazaltjai, a Hold kőzetei, a Föld néhány kőzete (Szentbékkállai sorozat) és a Mars néhány meteoritja szerepel a négy oszlopban. A legdifferenciáltabb folyamatok a földi bazaltokat jellemzik, mert egy feltételezett kondritos kezdeti értékről (az 1-es vonal magasságában) parciális olvadással fölfelé is, és lefelé is igen változatos kőzettípusokat hoztak létre. Ezen a diagramon a Mars kőzetei ősi differenciálatlanságot mutatnak. Az s-sel jelölt shergottitok RFF gyakorisága a holdi Apolló 12 és 15 bazaltok magasságába esik. Az ALHA 84001 is ősi RFF gyakoriságot mutat.
A magma parciális kiolvadása, majd az útja és lehűlése során bekövetkező differenciálódási folyamatot jól tükrözi a létrejött kőzetnek és a benne lévő ásványoknak a ritka földfém (RFF) tartalma. Ilyen módszerrel ismerték föl a földi kőzetekben is a peridotitos köpenyből a bazaltot leszármaztató parciális olvadási folyamatokat. A parciális olvadás során ugyanis a RFF tartalom a korai kiolvadó fázisban halmozódik föl. (Erről részletesebben Bérczi Sz. Kristályoktól bolygótestekig c. könyv 3.3 és 3.4-es fejezetében olvashatunk).
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.
3. ábra. A hűlő lávaoszlopban elhelyezkedő nakhlitok (kumulátos piroxének) Mikouchi és m.társai, (2003) modelljében. A fölsorolt 6 nakhlit lefelé haladva egyre tömöttebb kumulátos szövetet mutat: MIL03346, NWA817, Yamato-000593, Governador Valaderes, Nakhla, Lafayette.
Az így létrejött kőzetszövet a kumulátos szövet. Összetételében is és 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 (4 ábra): 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).
A Mikouchi modell a nakhlitok kialakulásáról
A Theo-lávatest ismeretében, több nakhlit minta összehasonlító vizsgálatával Mikouchi japán kutató modellt alkotott arról a geológiai környezetről, ahonnan a nakhlitok számazhatnak. A nakhlitok szövetében a kumulátos szövetet alkotó, sajátalakú piroxének között olivin kristályok, 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 munkatársai, 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 társai ezt a forráshelyet a Syrtis Majorban feltételezik a TES és THEMIS színképvizsgálatok alapján.
Összegzés
A Marsról érkezett meteoritek 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 meteoritek nem fedik le a spektroszkópiai és a felszíni rover mérésekkel megismert kőzettípusokat sem. Ezért a marsi meteoritek csak bevezető jellegű kőzettani ismeretekhez juttattak bennünket a mars felszíni kőzettanról. A mállási történetet már a Mars felszínén végzett anyagvizsgálatok fényében tekintjük majd át.
Irodalom:
Bérczi Sz. (1991): Kristályoktól bolygótestekig. Akadémiai K. Bp.
Bérczi Sz. (2000): Holdkőzetek, meteoritek. Kis atlasz a Naprendszerről (1). ELTE TTK KAVÜCS, UNICONSTANT
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;
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
Ming, D. W. et al. (2005): Geochemical and Mineralogical Indicators for Aqueous Processes on the West Spur of the Columbia Hills in Gusev Crater. 36th LPSC, #2125; LPI;
Molnár, K., Mika, J. (1997) Climate as a changing component of landspace: recent evidence and projections for Hungary. Z. Geomorph. N.F., Suppl. Bd. 110. pp. 185-195.
Monders, A. G.; Médard, E.; Grove, T. L. (2005): Primary Martian Basalts at Gusev Crater: Experimental Constraints. 36th LPSC, #2069; LPI, Houston, CD-ROM;
Rost, D.; Vicenzi, E.P.; Pauli, E.C. (2005): Halite, Sulfate, and Clay Assemblages in the Nakhla Martian Meteorite. 36th LPSC, #2306;
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): Subsurface Weathering of Rocks and Soils at Gusev Crater. 36th LPSC, #1571; 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;