Rocas de Marte
Marte ha llamado más la atención del ser humano que otros planetas por sus señales de vida. Desde 1962, la ex Unión Soviética, Estados Unidos, Japón, Rusia y países europeos han lanzado más de 30 programas de exploración de Marte. Estos vehículos exploradores de Marte nos ayudan a aprender más sobre Marte y sus rocas.
(1) El rover de Marte detecta rocas y suelo en la superficie de Marte
El rover de Marte realiza análisis de rocas y suelo in situ en la superficie de Marte La nave espacial "Viking". utiliza fluorescencia de rayos X (XRF) para estudiar el suelo de Marte. El rover Mars Pathfinder utiliza el espectrómetro de rayos X de protones alfa (APXS) para estudiar rocas y suelo en la superficie marciana. Los vehículos exploradores de Marte "Opportunity" y "Spirit" han estado trabajando en la superficie de Marte durante cinco años y han realizado una exploración relativamente detallada de las rocas en la superficie de la zona de aterrizaje. Los resultados muestran que la superficie de Marte es similar a un área desértica de Gobi, compuesta por una gran cantidad de fragmentos de roca basáltica y partículas erosionadas de grano fino (Figura 28-12). La composición de las rocas y el suelo marcianos representativos se muestra en la Tabla 28-3.
Figura 28-12 La superficie de Marte capturada por la nave espacial Mars Pioneer Las rocas grises están cubiertas de polvo marciano de color marrón rojizo.
La mayor parte de la esfera en la superficie de Marte es. Cubiertos por una fina capa de polvo marciano rojo de grano fino, los lugares de aterrizaje de Viking y Mars Pathfinder se encuentran en estas regiones de polvo marciano. Los análisis in situ del suelo marciano realizados por Viking y Mars Pathfinder arrojaron composiciones similares (Rieder et al., 1997; Bell et al., 2000), lo que refleja la homogeneización de los sedimentos en la superficie marciana por la erosión eólica. La composición de las rocas de Marte que no están cubiertas por polvo marciano pasó la prueba de composición de "Mars Pathfinder" y demostró ser andesita (Rieder et al., 1997; McSween et al., 1999). detalles.
Tabla 28-3 El rover de Marte detecta la composición de rocas y suelos en la superficie de Marte
(2) Introducción a las rocas marcianas
Los meteoritos marcianos son los únicos meteoritos marcianos rocas obtenidas actualmente por humanos Las muestras de rocas son muy raras y preciosas. Todos son acumulados y basaltos de origen magmático, incluidos cuatro tipos de rocas principales: shergottitas, nakhlitas, chassignitas y clinoplastos acondritas de roca ortopiroxenita (ortopiroxenitas). Algunas acondritas son basaltos (acondritas basálticas, B-S); otras son acondritas ultrabásicas (acondritas lherzolíticas, L -S) (McSween & Treiman, 1998), meteoritos con fenocristales de olivino (DaG 476, SaU 005, Dhofar 019, NWA1068, NWA 1195, NWA 2046) y EETA 79001 se obtuvieron recientemente a partir de acondritas estilbéticas basálticas. A se separó por separado y se denominó shergottitas olivino-fíricas (Anne, 2002). Las figuras 28-13 y 28-14 son fotografías de la aparición de varios meteoritos marcianos.
Figura 28-13 Meteoritos marcianos típicos
Figura 28-14 Meteoritos marcianos (ALH84001) descubiertos en la Antártida
Entre los meteoritos recuperados actualmente, Marte Hay más Más de 60 meteoritos impares, todos los cuales son rocas ígneas y no tienen brechas (aunque gran parte de la superficie de Marte también está llena de cráteres, como la Luna). Hasta el momento no se han encontrado en estos meteoritos marcianos pequeñas zonas de roca sedimentaria como las detectadas en la llanura de Meridiani.
Los meteoritos marcianos SNCO representativos fueron descubiertos muy temprano (Shergotty, descubierto en la India el 25 de agosto de 1865; Nakhla, descubierto en Egipto el 28 de junio de 1911; Chassigny, descubierto en la India el 3 de octubre de 1815). en Francia; ortopiroxenita, ALH 84001, descubierta en Allan Hills de la Antártida en 1984), pero fue necesario mucho tiempo de investigación y debate para determinar que procedía de Marte.
Ya en 1872, Tschermak reconoció que el meteorito Shergotty era un basalto formado en condiciones relativamente oxidadas. Basándose en las jóvenes edades de cristalización de estos meteoritos SNCO (excepto ALH84001, que tiene entre 4,0 y 4,5 Ga, las edades del resto de los meteoritos marcianos son ≤ 1,3 Ga), muchos estudiosos creen que provienen de Marte (McSween et al. ., 1979a; Nyquist y otros, 1979; Wasson y Wetherill, 1979; En 1982, el descubrimiento del primer meteorito lunar hizo creer que los meteoritos SNCO podrían proceder de Marte. En 1983, Bogard y Johnson descubrieron Ar atrapado en el vidrio fundido del impacto del meteorito EETA 79001 (B-S). La composición isotópica y la abundancia relativa de Ar y otros gases raros, N2 y CO2 coincidían claramente con la abundancia de la atmósfera marciana (Figura). 28-15, Figura 28-16), la gente generalmente está de acuerdo sobre el origen marciano de estos meteoritos. Al mismo tiempo, Clayton y Mayeda (1983) descubrieron que los meteoritos marcianos formaban un subgrupo en el diagrama de tres isótopos del oxígeno. Las líneas de fraccionamiento que formaban estaban claramente separadas de las rocas terrestres y de los meteoritos HED, y estaban situadas encima y paralelas a ellas. la línea TF (línea de fraccionamiento Tierra-Luna). Becker y Pepin (1984) también encontraron que los isótopos de nitrógeno y la relación N/Ar eran consistentes con las mediciones de la nave espacial Viking, confirmando aún más el origen marciano de estos meteoritos.
Figura 28-15 Comparación de la atmósfera marciana medida por la nave espacial Viking y los gases capturados en vidrio EETA 79001 (según Pepin, 1985)
Figura 28-16 Isótopos de oxígeno de Composición de los meteoritos marcianos
La principal evidencia de que los meteoritos marcianos se originaron en Marte es: (1) La edad de cristalización de los meteoritos SNC (excepto ALH84001) es muy pequeña (≤1,3 Ga) y es imposible que se formen. por el proceso ígneo de los asteroides, y 1,3Ga es aproximado a la edad del volcán Tharsis Ridge en Marte (Wood & Ashwal, 1981 (2) La composición isotópica del CO2, N2 y gases raros capturados en el cristal del meteorito EETA 79001; , así como los valores de 13C y 12C son consistentes con la atmósfera marciana (Bogard & Johnson, 1983 (3) En algunos meteoritos se encuentran minerales de silicato hidratado como edinita y anfíbol, y anfíbol de titanio en el magma); inclusiones de piroxeno lábil en ALHA77005 (Ikeda, 1998, hay idinita en Nakhla (Reid & Bunch, 1975) (4) Se han encontrado carbonatos de origen extraterrestre en algunos meteoritos (como ALH 84001) (Romanek et al. , 1994, 1995), y se sabe que la luna Las rocas ígneas y los meteoritos de rocas ígneas de asteroides en realidad no contienen carbonatos (5) Los resultados del análisis espectroscópico de fluorescencia de rayos X del suelo marciano realizado por "Viking" y "Mars Pathfinder" son bastante; consistente con la composición química de toda la roca del meteorito Shergotty, especialmente El contenido de FeO de los dos es casi el mismo (19,7% y 19,6% respectivamente (6) Alto fO2, especial 18O/16O (△17O≈0,3%o); ) (Clayton & Mayeda, 1996) y alta relación fosfato D/H (Leshin et al., 1996; Leshin, 2000; Watson et al., 1994), patrón de partición REE complejo, similar FeO/MnO, K/La, K /U, W/La, Ga/La y Na/Al, tiene un mayor contenido de elementos volátiles que otras acondritas (Wang Daode, 1995; Wang Daode et al., 1999).
(3) Características petrológicas de los meteoritos marcianos
Las características petrológicas y mineralógicas de los cuatro tipos de meteoritos marcianos se enumeran en la Tabla 28-4. La Tabla 28-5 enumera el resumen de la abundancia del patrón mineral (porcentaje en volumen) de los meteoritos marcianos. La Figura 28-17 es una fotomicrografía de un meteorito de condrita bajo luz polarizada única. Exploración de la superficie del rayo del elemento Fe.
Tabla 28-4 Características petrológicas de los meteoritos marcianos
Tabla 28-5 Tabla resumen de abundancias de modelos minerales de meteoritos marcianos (wB/%)
(Según a Meyer C., 2006)
Figura 28-17 Características de las acondritas de olivino bajo luz polarizada simple
El piroxeno y el olivino son las principales fases minerales de los meteoritos marcianos. La composición del piroxeno en las acondritas de piroxeno varía mucho y el contenido de FeO es alto. El olivino es la principal fase mineral de las acondritas puras y tiene el valor de Fa más bajo en comparación con el olivino en otros meteoritos marcianos. Casi todos los feldespatos de los meteoritos marcianos se transforman en feldespatos debido al derretimiento por impacto. La composición química del feldespato desde S, N hasta C tiende a ser rica en K y Na y pobre en Ca. La cromita y la magnetita son los principales minerales opacos de los meteoritos marcianos. Los meteoritos marcianos tienen una estructura ígnea heterogénea totalmente cristalina (Figura 28-19), muy parecida al basalto y la diabasa de la Tierra.
El meteorito marciano GRV 99027 tiene una estructura granular totalmente cristalina con un tamaño de partícula mediano (Figura 28-20). Está compuesto principalmente por olivino y piroxeno, con una pequeña cantidad de feldespato. Los minerales accesorios son cromita, troilita y fosfato. Se puede ver que GRV 99027 es un meteorito de acondrita con características típicas de diferenciación de composición de fuego, que incluyen tres estructuras básicas: textura poiquilítica, textura no poiquilítica y estructura de bolsa de fusión por impacto (textura de bolsa de fusión poiquilítica) (Figura 28-20). .
Figura 28-18 Exploración de la superficie de rayos X del elemento Fe en las finas láminas de meteoritos de acondrita de silicato
El estudio de los meteoritos marcianos SNC ha proporcionado una gran cantidad de petrografía y características de los meteoritos. Amplia información sobre oligoelementos e isótopos. Estos no se pueden obtener mediante la detección de Marte por teledetección.
Generalmente se considera que los meteoritos marcianos SNC, con la excepción de ALH84001, se originan en cráteres de impacto jóvenes en Marte, lo que refleja que las muestras de la corteza marciana pulverizada están sesgadas hacia rocas magmáticas jóvenes. Es posible que el antiguo caparazón se haya roto con demasiada facilidad para ser expulsado y escapar de Marte (McSween et al., 2002). Las imágenes tomadas por naves espaciales marcianas muestran que las acumulaciones en capas son comunes en Marte, a veces interpretadas como rocas sedimentarias (Malin y Edgett, 2000). Pero lo extraño es que no hay rocas sedimentarias en los meteoritos marcianos, ni tampoco rocas magmáticas compuestas de andesita. Sin embargo, las sales y los minerales arcillosos de algunos meteoritos marcianos indican que las rocas superficiales o cercanas a la superficie de Marte fueron modificadas por la interacción de fluidos o agua de mar (Bridges et al., 2001). El posterior Mars Global Surveyor (MGS) utilizó datos de análisis espectral TES (Bandfield et al., 2000; Hamilton et al., 2001) para mostrar que las llanuras en el hemisferio norte de Marte son principalmente andesita. El diagrama de análisis de álcali total-SiO2. (Figura 28-21) muestra Los datos espectrales de TES (superficie 2) son consistentes con la ausencia de componentes de polvo marciano en el "Mars Pathfinder". La composición de los meteoritos de la Superficie 1 y marcianos muestra una composición basáltica. La formación de media esfera de andesita en Marte es difícil de explicar, sobre todo porque en Marte no hay subducción de placas. Aunque el magma hidratado requiere sólo una baja diferenciación, la diferenciación del magma basáltico para producir fusión andesítica no es posible. Alguna evidencia sugiere que el magma de las acondritas de silicato contenía una cierta cantidad de agua antes de la erupción (McSween et al., 2001), pero esta hipótesis sigue siendo muy controvertida.
Figura 28-19 Imagen de electrones retrodispersados del meteorito marciano DaG 476 (olivino-phyricshergottitas) muestra una estructura heterogénea de componentes de fuego típicos. El metapiroxeno (Pgt) y el feldespato (Msk) forman una estructura típica de basalto (. Ol) está incrustado en la fase basáltica en forma de fenocristales. Otras fases minerales: Chr es cromita; To es troilita
Figura 28-20 Imagen de electrones retrodispersados del meteorito marciano GRV 99027 (shergotitas lherzolíticas)
La Tierra de los meteoritos marcianos Las características químicas reflejan las características de la región fuente del manto marciano, pero su composición cambiará debido a la influencia de la cristalización fraccionada y, en ocasiones, de la asimilación y contaminación durante el proceso de ascenso y emplazamiento del magma.
Los meteoritos marcianos SNC no agotan el Fe y algunos otros elementos siderófilos, y contienen altas abundancias de Mn y P. Sin embargo, estos meteoritos son más pobres en Al que las rocas de la Tierra. Esto se refleja en el suelo marciano y en el suelo marciano libre de polvo detectado por. Mars Pathfinder. Hay reacciones en las rocas.
Figura 28-21 Ilustración de la clasificación química de muestras de roca volcánica marciana
(4) Contenido de la investigación e importancia de la investigación de los meteoritos marcianos
Actualmente, el contenido de la investigación de meteoritos marcianos que incluyen principalmente: (1) La taxonomía, mineralogía de las rocas, composición química, magnetismo y características espectrales de los meteoritos marcianos (2) El área de origen del material, diferenciación de fusión, composición del magma original, metamorfismo térmico y efectos del impacto de Marte; meteoritos, registros y efectos de la radiación, alteración secundaria, etc.; (3) Radiactividad, composición y cronología de isótopos cosmogénicos, isótopos estables (H, O, S, C, N) y otras composiciones de isótopos (Xe, W, Hf, Re-). Os); (4) Estudio comparativo de los meteoritos marcianos con rocas terrestres, meteoritos lunares y otros tipos de meteoritos (5) La composición, estructura, propiedades y actividad magmática de la corteza-manto-núcleo marciano, la composición y evolución del; Atmósfera marciana y Marte La interacción entre la atmósfera, la hidrosfera y la litosfera (6) Posibles restos de vida en Marte, etc.
Los principales problemas existentes en la actual investigación internacional sobre meteoritos marcianos incluyen: (1) Actualmente no hay muestras de rocas tomadas directamente de Marte. La composición material y la estructura de Marte sólo pueden revelarse mediante el estudio de. Meteoritos marcianos y la ley de evolución del magma. El número de meteoritos marcianos recuperados por la gente es muy pequeño y la mayoría de ellos son rocas de acumulación. Algunos meteoritos marcianos con el mismo tipo de roca tienen básicamente la misma edad de pulverización (los meteoritos N tienen aproximadamente 11 Ma, los meteoritos LS tienen aproximadamente 4 Ma). Es muy probable que sean producto del mismo evento de impacto, por lo que los meteoritos marcianos representan muy poca superficie de Marte, lo que limita la comprensión de la gente sobre la composición material de Marte, la composición y evolución del magma original. (2) Utilizar minerales de alteración de baja temperatura (como minerales hidratados, minerales arcillosos, carbonatos, sulfatos, etc.) en meteoritos marcianos para estudiar el sistema hidrotermal y la alteración en la superficie de Marte, y proporcionar pistas sobre la evolución de Marte. Atmósfera Sin embargo, casi todo el trabajo actual se centra en ALH 84001, y falta la correspondiente investigación sistemática y en profundidad sobre minerales secundarios en otros meteoritos marcianos. (3) Los meteoritos marcianos esparcidos desde Marte y aterrizando en la Tierra deben superar la fuerte gravedad de Marte. Por lo tanto, la mayoría de los meteoritos marcianos han experimentado un metamorfismo de impacto muy fuerte. Sin embargo, al estudiar los meteoritos marcianos, es necesario deducir el magma superpuesto. Actualmente, la investigación sobre los efectos del impacto de meteoritos marcianos se limita principalmente a unos pocos meteoritos, y el estudio del metamorfismo del impacto en la superficie de Marte necesita más trabajo. (4) La determinación de la edad de los isótopos proporciona una escala de tiempo para la formación y evolución de los meteoritos marcianos. Algunos sistemas isotópicos (como K-Ar, Rb-Sr y otros sistemas) se restablecen debido a un fuerte metamorfismo de impacto, lo que genera una controversia a largo plazo sobre la interpretación de las edades de los isótopos. (5) El debate sobre la vida en Marte es el foco actual de la investigación y la exploración de meteoritos marcianos. Hay evidencia de rastros de vida antigua en el meteorito ALH 84001, como nódulos de carbonato de baja temperatura, biopelículas, HAP, etc., pero simulaciones experimentales de soluciones de agua caliente (Golden et al., 2000; McSween et al., 1998) Se ha observado que la precipitación inorgánica de carbonatos de Mg y Ca puede producir tumores de carbonato de ALH84001. (6) El estudio del espectro de reflexión de los meteoritos marcianos tendrá un importante valor de referencia para interpretar correctamente una gran cantidad de datos de teledetección procedentes de sondas y naves espaciales marcianas.