Atommagkutató Intézet
MTA Kiváló Kutatóhely

Bizonyíték különböző bolygókezdemények létére a Mars képződésének korai fázisában

Média Nature Geoscience, Volume 13, Pages 260–264 (2020)
Időpont 2020-07-02 13:00
Kapcsolódó URL
Egyéb információ

A marsi víz kutatásáról elsőre mindenkinek egy jövőbeli, ember által lakható bázis lehetséges megvalósítása jut eszébe. Pedig a víz – egyszerű összetétele (H2O) ellenére – legalább olyan fontos és érdekes a kozmokémikusok számára a Mars kialakulásának, belső szerkezetének, történetének megértésében, mint az űrutazásról ábrándozóknak. A Nature Geoscience folyóiratban nemrég megjelent cikk az Atommagkutató Intézet egyik munkatársa (Ulrich Ott) részvételével a marsi meteoritokban lévő víz izotópösszetétele alapján von le következtetést a Mars kialakulására vonatkozóan.

 

Az összefoglalót készítette: Dr. Benkó Zsolt (Atommagkutató Intézet)


Víz a Mars felszínén

 

A Mars atmoszférájában, talajában, kérgén és köpenyében található víz a Mars kutatásának egyik legérdekesebb és legfontosabb ága. A víz alapvető, ha a vörös bolygón bármilyen, életre hosszabb távon alkalmas települést vagy bázist szeretne az emberiség létrehozni. A marsi szondák egyik legfontosabb feladata ezért a valamikori vízfolyások, esetleges felszín alatti vízkészletek vagy a talajban kötött víz megtalálása volt.

 

Felszíni víz megjelenése a Marson fizikai okok miatt nem lehetséges. A Marson a felszíni nyomás 6 millibar (szemben a Földön mérhető ~1000 millibarral), a hőmérséklet pedig +20 °C és -70 °C között változik az évszak és napszak függvényében. Ezen a nyomáson és hőmérsékleten a víz vagy fagyott állapotban van jelen, vagy ha felmelegszik, azonnal szublimál, azaz a folyékony halmazállapot kihagyásával jégből vízgőzzé alakul.

 

Földi, felszínmorfológiai analógiák alapján mára bebizonyosodott, hogy folyékony víz több milliárd éve nagy kiterjedésű óceánok, tavak, folyók formájában létezhetett a Marson. Erre tavi réteges üledékek, folyóvízi delták maradványaiból lehet következtetni. Ez egyben azt is bizonyítja, hogy a Marsnak valamikor jóval sűrűbb légköre lehetett, amíg az lassacskán - a bolygó gyenge gravitációs erejének következtében - el nem szökött.

 

A most jelenlévő víz döntően csak az északi jégsapkában és a déli széndioxid jégsapka alatt szilárd jég formájában található. Folyékony víz esetleg - ahol azt a nyomás és a hőmérséklet lehetővé teszi - a jégsapka alatti tavak formájában vagy a Mars kérgében, nagy mélységben talajvízként lehet jelen.

 

Míg a felszíni és felszín közeli víz mennyisége a Mars teljes vízkészletének csak egy kis töredékét (7%; ld. ábra) teszi ki, addig ásványokhoz kötötten a kéregben és a köpenyben nagy mennyiségű víz van jelen (35% és 58%; ld. ábra). Ez a víz ugyan számunkra soha nem lesz elérhető, a Mars kialakulásának megértésében azonban nagyon fontos információtartalommal bír.

Ábra (kattintson rá a jobb felbontásért):
A Mars egyes szféráiban (atmoszféra, kéreg, köpeny) található víz relatív mennyisége (tortadiagram) és az egyes szférák hidrogénizotópos összetétele (D/H).

 

Volt-e lemeztektonika a Marson?

 

Mivel a Mars a Földhöz méretében és összetételében leginkább hasonló bolygó a Naprendszerben, régóta mozgatja a kutatók fantáziáját, hogy a Marson volt-e a földihez hasonló lemeztektonika. Voltak-e táguló óceánközépi hátságok, egymás alá bukó lemezek, kiemelkedő hegységek, vulkáni ívek, amelyek nagy mennyiségű gázokat engedtek a légkörbe és esetleg az élet kialakulásához optimális körülményeket teremtettek?

 

Ugyan a kutatók találtak lemeztektonikára utaló egyértelmű nyomokat a Mars történetének korai szakaszából, az mára bizonyossá vált, hogy jelenleg nincs aktív lemeztektonika a Marson. Feltételezhetően egy olyan – a földihez hasonló – egybefüggő olvadékréteg (asztenoszféra) sincs, ami a lemezeket mozgásban tartaná. Ennek fő oka a Marsnak a Földhöz képest kisebb mérete, aminek következtében hűlése gyorsabban bekövetkezett, így megszűntek azok a hajtóerők, amelyek a lemezek mozgásához elengedhetetlenül szükségesek. Ennek a gyors hűlésnek, amely a bolygó kialakulása után nem sokkal bekövetkezett, kihatása volt a bolygó belső szerkezetére is.

 

Az az anyag, amely a bolygóvá válás során a gravitáció hatására bolygóvá tömörödik, felmelegszik és megolvad. Ebben az olvadékban olyan mozgások indulnak meg, amelyek homogenizálják a bolygó ősi anyagát. Ha hosszú ideig tart ez a cirkuláció és kiterjed a bolygó teljes térfogatára, akkor az egyes, bolygóképződéshez vezető anyagok kémiai, izotópos összetétele már nem ad információt a kiinduló anyagokra vonatkozóan. Ha ezen anyagok nem olvadnak meg teljes mértékben és nem kerülnek bele a nagy olvadékáramlásba, akkor részlegesen megőrizhetik ősi, primitív kémiai és izotópos összetételüket, amit később - kis szerencsével - meteoritok segítségével mi magunk is megvizsgálhatunk.

 

Meteoritok a Marsról

 

A Naprendszer anyagát nem csak a Nap és a bolygók alkotják, hanem nagyszámú egyéb objektum, melyek a porszemnyi mérettől a háznagyságú kőzettömbökön át a közel Hold méretű kőzettestekig terjedhetnek, és amelyek összeütközhetnek egymással és a bolygókkal. A Naprendszer kialakulásának korai fázisában ezek anyagának a gravitáció hatására történő összeállása hozta létre a bolygókat és azok holdjait. A kőzettestek, avagy meteoritok  ütközése kezdetben igen gyakori volt, de a bolygóképződéssel folyamatosan csökkent az ütközések száma.

 

Ilyen ütközés gyakorlatilag minden apróbb meteorit, amit az augusztusi éjszakában hullócsillagként látunk. Egy nagyobb meteorit becsapódása vetett véget a Földön a dinoszauruszok világának 65 millió éve. Ha egy távcsővel feltekintünk a Holdra, akkor ott is milliónyi meteoritbecsapódás nyomait láthatjuk. A Földön a becsapódásnyomok igen ritkák, mert a kisebb meteoritok a Föld légkörében elégnek, a nagyobbak becsapódási krátereit pedig az erózió, hosszabb távon a lemeztektonika tünteti el.

 

Az ütközések a Naprendszer kialakulásának korai szakaszában sokkal nagyobbak és drasztikusabbak voltak. Már-már bolygó méretű, a bolygóvá válás korai stádiumában lévő, akár légkörrel is rendelkező tömbök csapódtak egymáshoz, amelyek vagy összeolvadtak, vagy kiszakítottak egymásból kisebb-nagyobb darabokat, amelyek aztán holdakként a bolygók körüli pályára álltak, vagy eltávolodva újabb ütközések szereplői lettek. Nagyobb meteoritok becsapódása gyakorta hatalmas becsapódási krátereket hozott létre a bolygók felszínén, amely nevét arról kapta, hogy koncentrikus alakja nagyon hasonló alakú a valódi vulkáni kráterekéhez. A becsapódás során mind a becsapódó anyag, mind a bolygó anyaga megolvadhat vagy kiszakadhat és visszafröccsen a világűrbe, megannyi újabb meteoritot létrehozva.

 

A Nature Geoscience folyóiratban nemrég megjelent tanulmányban vizsgált marsi meteoritok is ilyenek. Egy nagyobb meteorit becsapódásának köszönhetően a Mars köpenyéből kiszakadó anyag meteorittá vált és hosszas utazás után a Földön landolt. A cikk írói által tanulmányozott, a Földön talált két marsi meteorit érdekessége, hogy a többi marsi meteorithoz képest sokkal idősebbek (Allan Hills 84001: 4,1 milliárd év; NWA7034: 1,5 milliárd év), tehát betekintést nyújtanak a Mars kialakulásának egészen korai időszakába.

 

Miről mesélnek a víz izotópjai?

 

A két meteoritban a víz nem H2O formájában, hanem az apatit [Ca5(PO4)3(OH, F, Cl)] nevű ásványhoz kötötten, szerkezeti víz (OH) formájában van jelen. Mind az oxigénnek, mind a hidrogénnek több izotópja ismert. A tanulmány a hidrogén két izotópjának, a gyakori 1-es tömegszámú H (hidrogén, atommagja: 1 proton) és a jóval ritkább 2-es tömegszámú D (deutérium, atommagja: 1 proton + 1 neutron) arányára összpontosít. Arányukat mindig valamilyen referenciaanyag izotóparányához képest adják meg, jelen tanulmányban a V-SMOW-hoz képest, (Vienna Standard Mean Ocean Water), aminek a D/H aránya 1,56×10-4.

 

Ennek az izotóparánynak a méréséhez a vizet az ásványból laboratóriumban fel kell szabadítani, majd nagyon érzékeny tömegspektrométer (nanofelbontású másodlagos ion-tömegspektrométer) segítségével lehet igen pontosan meghatározni.

 

Korábbi kutatásokból ismert, hogy a Mars légkörében és sarki jégsapkájában a D/H arány magas (7,5×10-4 – 10,5×10-4), azaz viszonylag sok benne a deutérium. Ez annak köszönhető, hogy a Marson stabil mágneses mező hiányában a könnyebb légköri H nagyobb arányban távozott a világűrbe, mint a nehezebb D. A másik szélsőértéket a Marsi köpenyanyag adja, amely viszonylagosan gazdagabb H-ban (D/H ~1.95×10-4).

 

Eredmények

 

A két minta vizsgálata során a kutatók arra jutottak, hogy az egyik meteorit D/H izotóparánya (1,99±0,02)×10-4, amely a geokémiailag kimerült köpenyre jellemző, míg a másik (8,03±0,52)×10-4-es aránya geokémiailag gazdagnak tekinthető, és közelebb áll a légköri értékhez.

 

A Mars talajából, felszínéről származó, köpeny eredetű minták kevert értékeit korábban azzal magyarázták, hogy a légkörből a meteoritok becsapódása által keltett kőzetátalakulással kerülhetett a minták anyagába D, ami megemelte a minták D/H arányát. A változatos értékek tehát két szélső tag keveredését, a légkörét és a köpenyét képviselik.

 

A jelen tanulmányban lefuttatott modell számítások alapján azonban a légkörből származó izotópcsere nem valószínűsíthető. Sokkal valószínűbb, hogy a marsi köpenyben legalább két különböző összetételű kőzettípus, egy vízgazdag és geokémaiailag gazdagodott 36–72 ppm magas D/H arányú és egy szegényedett, 14–23 ppm H2O-t tartalmazó, alacsony D/H arányú köpenyanyag található (ld. ábra). Az eredmények alapján feltételezhető, hogy lehetett egy harmadik, eleddig ismeretlen komponens is, amely a Mars ősi hidro/atmoszférájára jellemző izotóparányt mutat.

 

A modellek kimutatták, hogy a szegényedett és a gazdagodott köpenyrészek között elemvándorlással izotópos kicserélődés történhetett, amire a mintákon belül észlelt, az izotóparányban megfigyelt nagy változékonyság utal (ld. ábra). Legfontosabb következtetés viszont az, hogy ha a két különböző izotópösszetételű kőzet a Mars köpenyében jelen van, akkor nem valószínű, hogy a bolygó képződésének korai, vagy bármelyik fázisában lehetett egy olyan egybefüggő magmaóceán, amely a Mars anyagát (és így a hidrogén izotópjait) teljes mértékben homogenizálhatta volna. Sokkal inkább valószínű, hogy azok a bolygókezdemények, amelyekből a Mars összeállt, megőrizték eredeti izotópos összetételüket, bár korlátozott izotópos kicserélődés megvalósulhatott, amit minden jövőbeli bolygóképződési modell esetében figyelembe kell venni. A Mars köpenye tehát mindig heterogén maradt, és az észlelt izotópos eltéréseknek csak egy kis része magyarázható a Mars ősi légköréből származó izotópos beépülésnek.


Eredeti közlemény: Multiple early-formed water reservoirs in the interior of Mars, Nature Geoscience, Volume 13, Pages 260–264 (2020)