|
Magdalena ŻMUDZKA* - Rola wody i lodu wodnego w pozaziemskich
procesach przemian minerałów w materii kosmicznej.
Artykuł ukazał się w Biuletynie Naukowym
Sekcji Obserwatorów Komet PTMA "Komeciarz" nr 33.
Ilustracje do artykułu dostępne są na osobnej
stronie (11 zdjęć, łącznie 0,7 Mb)
Pomimo, że większość powierzchni naszej planety wciąż zajmowana jest przez wody mórz i oceanów, oczy wielu badaczy zwrócone są ku pozaziemskim obiektom, które mogą zawierać tak cenne źródło wszelkiego życia. Woda jest niezbędna do powstania i trwania życia stanowiąc podstawowy składnik komórek budujących wszystkie organizmy. Pomimo, że występuje powszechnie na naszej planecie jest w naszym Układzie Słonecznym spotykana jedynie na niewielu obiektach, gdyż tylko na Ziemi istnieją unikatowe warunki do istnienia wody jednocześnie w trzech stanach skupienia. Można przypuszczać o obecności płynnej wody na innych ciałach (obecnie lub w minionych epokach) nie tylko na podstawie bezpośrednich obserwacji naziemnych lub przy użyciu sond kosmicznych, ale również można obserwować zmiany w składzie mineralnym skał pochodzących z ciał naszego Układu Słonecznego. Istnieją bowiem pewne minerały, czyli podstawowe budulce skał, które mogą powstać tylko w środowisku roztworów wodnych, lub które ulegają przeobrażeniom pod ich wpływem.
WYSTĘPOWANIE WODY I LODU WODNEGO W NASZYM UKŁADZIE SŁONECZNYM
Poza Ziemią obecność wody stwierdzono głównie na Księżycu, księżycach "gazowych olbrzymów" (Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna), kometach, niektórych planetoidach oraz śladowo na innych planetach. Ze względu na bardzo niskie temperatury panujące poza orbitą Ziemi woda występująca w tych obszarach ma postać lodu wodnego, często zanieczyszczonego. W niektórych przypadkach istnieje niepewność co do jej istnienia, lecz patrząc na wyniki uzyskane za pomocą sond kosmicznych (m.in. mała gęstość ~1g/cm3) oraz badań powierzchni tych ciał metodami spektroskopowymi w ziemskich obserwatoriach zakładamy jej obecność.
Najbliższym Ziemi miejscem gdzie można zaobserwować niewielką ilość lodu wodnego jest Księżyc. Zanotowano jego obecność w formie przypowierzchniowych czap biegunowych podczas misji sondy Lunar
Prospector, która 31 lipca 1999 roku zakończyła swoją pracę rozbijając się o powierzchnię satelity. Innym bliskim Ziemi miejscem występowania lodu jest Mars. Jednak czapy lodowe znajdujące się na północnym i południowym biegunie planety składają się głównie z zamarzniętego dwutlenku węgla oraz tylko niewielkiej ilości lodu wodnego. Istnieją jednak dowody na dawną obecność wody na Marsie, bowiem można tam zaobserwować liczne kanały będące wyschniętymi korytami pradawnych rzek, natomiast niektóre meteoryty pochodzące z Czerwonej Planety zostały przeobrażone pod wpływem roztworów wodnych (około 0,7 mld lat)
(A.H.Treiman i in., 2000).
Minimalną ilość wody oraz lodu stwierdzono w paśmie chmur na Jowiszu oraz w warstwach zewnętrznych Saturna. Są to jednak tak znikome ilości, występujące wśród innych odmian lodu (lód amoniakalny itp.), że zazwyczaj są pomijane. Także poniżej powłok gazowych tych olbrzymów oraz pod atmosferą Urana i Neptuna znajdują się duże ilości lodu, choć najczęściej jest to mieszanina zamarzniętej wody, amoniaku itp.. Natomiast znaczne ilości lodu wodnego (zanieczyszczonego często pyłami) stwierdzono w pierścieniach Saturna, gdzie występują nawet w postaci kilkumetrowych głazów.
Mieszaninę lodu wodnego i metanowego wykryto na Plutonie (płaszcz stanowiący około 20-30% całego ciała) oraz na jego księżycu - Charonie, który zawiera w swej budowie płaszcz wodno-lodowy (tym razem bez metanu!).
Spośród księżyców Jowisza najpewniejszymi, co do obecności wody są Europa (o gęstości 3,0 g/cm3), która prawdopodobnie zawiera skorupę lodową o grubości około 100 km oraz Ganimedes (o gęstości 1,5 g/cm3) i Kallisto (o gęstości 1,08 g/cm3), których skalne jądra otoczone są płaszczem z wody lub lodu, który z kolei pokrywa lodowa skorupa. Na niektórych księżycach innego giganta naszego Układu Słonecznego - Saturna, także stwierdzono obecność wody, a raczej lodu wodnego, często stanowiącego mieszaninę z innym typem lodu. Przykładami są tu
Enkelados, Tethys, Mimas, Dione i Rea. Kilka księżyców Urana także zawiera lód wodny, choć jest on bardziej zanieczyszczony
(Miranda, Ariel, Umbriel, Tytania i Oberon). Wśród księżyców Neptuna tylko jeden zawiera zanieczyszczony lód wodny - Nereida.
Ciałami, na których obecny jest lód wodny są komety, występujące w różnych obszarach Układu Słonecznego. Pogląd amerykańskiego astronoma Fred'a Whipple'a (1950) odnośnie składu komet, mówiący o "modelu brudnej kuli śniegowej" jest nadal aktualny. Jądra komet składają się głównie z zamarzniętej wody (około 80%), zamrożonych gazów (m.in. dwutlenku i tlenku węgla, amoniaku, metanu, a nawet cyjanowodoru i etanu) oraz z kamiennych lub metalicznych cząstek stałych.
Innymi ciałami zawierającymi lód wodny są planetoidy, które mogły być w przeszłości kometami, lecz utraciły już swą typową aktywność lub planetoidy o bardzo niskim albedo (typu C, P oraz D). Obiekty tego typu występują głównie w grupie Planetoid Bliskich Ziemi oraz w grupie Centaurów i Trojanczyków. W trakcie obserwacji spektroskopowych planetoid wykryto "ślady" wody (m.in. na planetoidzie Ceres), występującej zazwyczaj w postaci lodu oraz minerałów, które mogły powstać w jej obecności.
Cały Układ Słoneczny, w odległości od 10 000 do 100 000
j.a. od Słońca otoczony jest olbrzymim obłokiem zbudowanym ze skalno-lodowych brył. Jest to tzw. Obłok
Oorta, w którym przypuszcza się, że istnieją miliardy obiektów kometarnych.
ODMIANY LODU
W Układzie Słonecznym można zaobserwować wiele różnych odmian lodu. Najprostszą odmianą spotykaną także na Ziemi jest lód wodny. Jest to zamarznięta woda o krystalicznie uporządkowanej budowie wewnętrznej. Jednak zamarznięta woda występująca np. w jądrach komet ma w większości przypadków postać lodu niekrystalicznego lecz amorficznego, czyli takiego, który powstaje w wyniku zamarznięcia pary wodnej w bardzo niskich temperaturach. Lód tego rodzaju to ciało stałe, w którym cząsteczki wody nie tworzą żadnej trwałej struktury krystalicznej. Nie jest to stabilny stan i dlatego przy lekkim ogrzaniu przekształca się w lód krystaliczny. Lód amorficzny nie może powstać bezpośrednio z wody ponieważ jej kropelki mają skłonność do krystalizacji, nawet gdy są chłodzone bardzo szybko. Jedną z najciekawszych cech lodu amorficznego występującego w kosmosie jest to, że naświetlany promieniowaniem ultrafioletowym może płynąć. Zjawisko to może zachodzić już w temperaturze zaledwie kilku stopni powyżej zera bezwzględnego. Cecha ta wskazuje na podobieństwo tej odmiany lodu do ciekłej wody i jednocześnie umożliwia jego udział w procesie powstawania cząsteczek organicznych. Możliwe jest również, że cecha ta pozwala na tworzenie się minerałów, bowiem niektóre z nich mogą powstawać i ulegać przeobrażeniom jedynie w otoczeniu płynnej wody, a nie lodu.
Innym typem lodu jest tzw. suchy lód, czyli taki, który składa się z zamarzniętego dwutlenku węgla oraz niewielkiej ilości lodu wodnego. Z suchego lodu zbudowane są m.in. czapy biegunowe na Marsie, gdzie powstał on z dwutlenku węgla pochodzącego z atmosfery. Istnieją także odmiany lodu, powstałe z innych, zamarzniętych gazów m.in. lód amoniakalny, lód z wodorosiarczku amonu, lód metanowy lub lód azotowy.
DZIAŁANIE ROZTWORÓW WODNYCH I LODU NA SKAŁY
Lód wodny w przeciwieństwie do roztworów wodnych oddziałuje na materię skalną fizycznie a nie chemicznie, nie zmienia jej składu mineralnego gdyż jest czynnikiem nie reaktywnym. Jedynie lód amorficzny, który w pewnych ściśle określonych warunkach jest plastyczny i może płynąć, a także prawdopodobnie przyczyniać się do powstania nowych minerałów bądź do zmian struktury skały. Zarówno na Ziemi jak i w warunkach pozaziemskich, roztwory wodne mogą pochodzić z różnych źródeł. Najczęściej są to tzw. wody
pomagmowe, które oddzieliły się od stopów krzemianowych w procesie ich krzepnięcia i powstawania skał magmowych, a także woda pochodząca z dehydratacji substancji mineralnych, zawierających grupę hydroksylową. W roztworach termalnych (bogatych w jony i pierwiastki) w trakcie krążenia w spękaniach i porach powstałych na skutek uprzedniego rozpuszczenia składników mało odpornych, w wyniku spadku temperatury i wzrostu stężenia krystalizują nowe minerały. Roztwory te rownież powodują hydrotermalne przeobrażenie skał otaczających.
Jest liczna grupa minerałów skałotwórczych, które krystalizują bezpośrednio z magmy tak jak
oliwiny, pirokseny lub inne krzemiany bezwodne, ale są też takie minerały, które powstają tylko w środowisku wodnym w warunkach niskotemperaturowych. Należą tu m.in. uwodnione krzemiany warstwowe, siarczany, apatyty, fluoryty, chlorki czy węglany.
METEORYTY, W KTÓRYCH ZAOBSERWOWANO EFEKTY DZIAŁANIA ROZTWORÓW WODNYCH LUB ICH PAR
Meteorytami, w których zaobserwowano przeobrażenia pod wpływem roztworów wodnych są meteoryty kamienne - chondryty (zwyczajne i węgliste) oraz achondryty pochodzące z Marsa. Według najnowszej klasyfikacji meteorytów (opartej na ich genezie i procesach jakim uległy, a nie na składzie mineralnym) chondryty należą do meteorytów
niezdyferencjonowanych, pierwotnych czyli niezmienionych od czasu ich powstania a achondryty do meteorytów
zdyferencjonowanych, których ciało macierzyste uległo dyferencjacji i podziałowi na warstwy wewnętrzne
(A.Bischoff, 2001).
Prawie wszystkie meteoryty marsjańskie
(SNC) zawierają amfibole, których obecność wskazuje na udział pewnych ilości wody w magmach macierzystych, oraz niskotemperaturowe minerały takie jak węglany czy minerały ilaste, które są typowymi związkami krystalizującymi z roztworów wodnych
(A.H.Treiman i in., 2000).
Przeobrażenia wodne zapisane w niektórych chondrytach są bardziej interesujące ze względu na fakt, że mogą one być wskazówką do wskazania ich ciała macierzystego i określenia warunków na nim panujących. Chondryty to meteoryty zbudowane z chondr czyli kulistych agregatów mineralnych
(oliwiny lub pirokseny), najczęściej o teksturze ekscentryczno-promienistej osadzonych w cieście skalnym. Jest to bardzo charakterystyczna tekstura, niespotykana w skałach Ziemi i Księżyca. Pomimo wielu proponowanych modeli tworzenia się
chondr, najpowszechniejsza jest ta, która mówi, że uformowały się one w stanie nieważkości z pramaterii znajdującej się w mgławicy słonecznej, a następnie zostały scementowane tworząc ciała planetarne różnej wielkości, ale na tyle małe, że nie doszło w nich do przetopienia, dyferencjacji i podziału na jądro oraz warstwy zewnętrzne. Opis różnych poglądów na genezę chondr wraz z własnym poglądem na ten temat, oraz typowe struktury i tekstury przedstawił A.Manecki (1972, 2001).
POROWATOŚĆ CHONDRYTÓW
Jednym z efektów działania roztworów wodnych może być porowatość niektórych chondrytów. Mogła ona powstać w wyniku rozpuszczania mało odpornych składników skały przez krążące w niej roztwory i pary oraz wykrystalizowanie w pustkach nowych minerałów. Bardzo porowate meteoryty występują rzadko, w przeciwieństwie do skał pochodzenia ziemskiego. Jest niewiele okazów skał pozaziemskich, które zawierają liczne pory (m.in. chondryty: Baszkówka,
Mt. Tazerzait, NWA 469, Saratov, Nuevo Mercurio, Yukon), zwłaszcza pierwotne powstałe w trakcie tworzenia się ciała macierzystego meteorytu lub wtórne, ale powstałe jeszcze na tym ciele pod wpływem działania różnych czynników zewnętrznych. Dobrym przykładem meteorytu o dużej porowatości jest meteoryt - chondryt zwyczajny o małej zawartości żelaza L5 - Baszkówka. Porowatość Baszkówki stanowi około 20%, co sprawia, że jego gęstość wynosi tylko 2,9 g/cm3. Meteoryt ten stanowi wyjątek pod tym względem, gdyż średnia porowatość chondrytów (tylko tu jest spotykana) wynosi zwykle poniżej 10%. Wyjątek stanowią jedynie chondryty węgliste CI, których porowatość wynosi ~25%. Porowatość Baszkówki nie jest jednak typowa; wygląda jakby ciasto skalne po prostu zostało rozpuszczone i usunięte. Opisane przez niektórych autorów minerały
(chlorapatyt, kalcyt, hematyt, siarczki miedzi) wypełniające te wolne przestrzenie budzą wiele pytań co do środowiska powstania tego chondrytu
(J.Borucki i M.Stępniewski, 2001). Autorka aktualnie wykonuje badania, przy zastosowaniu
SEM, porowatości Baszkówki i obecności w porach wtórnych minerałów. Z wstępnych wyników można już przypuszczać, że meteoryt ten mógł podlegać przeobrażeniom wodnym (hydrotermalnym) jeszcze na ciele macierzystym. Autorka podjęła także wstępne badania porowatości innych chondrytów
(Nuevo Mercurio, Mt. Tazerzait, NWA 469), które dzięki pomocy p. mgr A. Pilskiego, udało się pozyskać do badań.
CHONDRY WYBIELONE
Innym efektem procesów hydrotermalnych są wybielone
chondry, opisane przez Grossmana i in. (2000). Wybielone chondry to takie chondry
piroksenowe, które są bardzo zubożone w alkalia i Al w swoich zewnętrznych strefach, natomiast w miejscach wybielenia, gdzie zostało usunięte mezostasis są porowate. Występują one w chondrytach zwyczajnych 3-go typu
petrologicznego, a także w mniejszej ilości w typach od 4 do 6. Najwięcej chondr tego typu można znaleźć w chondrytach o małej zawartości Fe - L,
LL, natomiast w ogóle nie występują w chondrytach enstatytowych. Chondry tego typu powstały w wyniku niskotemperaturowych przeobrażeń pod wpływem roztworów wodnych przepływających przez drobnoziarniste matrix
chondr, a także metamorfizmu termicznego. Podczas przeobrażeń wodnych szkliwo uległo rozpuszczeniu i zostało częściowo zastąpione przez krzemiany warstwowe (np.
smektyt), troilit został częściowo przeobrażony do pentlandytu, ale pirokseny pozostały zupełnie niezmienione.
WNIOSKI
Wszystkie obserwowane i do tej pory opisane zmiany mogą i mogły nastąpić w środowisku wodnym w przeciwieństwie do lodu, który jak już wspomniano nie jest czynnikiem reaktywnym. Tak więc obserwując w meteorytach takie przeobrażenia, można wnioskować o obecności wody na ich ciałach macierzystych. Należy jednak odróżnić te zmiany od zmian jakie powstają na skutek licznych procesów wietrzenia występujących na Ziemi. Wiele minerałów wtórnych mogło powstać na Ziemi, kiedy meteoryt długo przebywał w środowisku wodnym. Tak jest np. w przypadku meteorytu Zakłodzie.
Przedstawione w zarysie efekty hydrotermalnych zmian, czyli przeobrażeń materii skalnej pod wpływem gorącej wody i jej pary, w chondrytach dają możliwość innego niż dotychczas spojrzenia na ich genezę. Procesy hydrotermalne zachodzą bowiem najprawdopodobniej w kometach, najbardziej dynamicznych małych ciałach Układu Słonecznego będące mieszaniną lodu (amorficznego, wodnego i innych gazów) oraz kamiennych i metalicznych cząstek stałych
(M.Żmudzka, 2001; A.Manecki i M.Żmudzka, 2003a; A.Manecki i M.Żmudzka, 2003b). Podczas zbliżania się do Słońca, gdy zamarznięte w jądrze gazy zaczynają sublimować, a lód wodny topić, najprawdopodobniej dochodzi do licznych reakcji hydrotermalnych i przeobrażeń okruchów skalnych pyłu i obecnych w nich minerałów. W czasie typowej aktywności komety, pary i gazy o podwyższonych temperaturach oraz gorące roztwory wodne krążące w powstałych szczelinach mogą i oddziaływają na okruchy skalne i cząstki pyłowe, zmieniając często ich pierwotną postać i skład. Roztwory te są bowiem bogate w pierwiastki, a reagując z otoczeniem mogą tworzyć nowe fazy krystaliczne - minerały (np. krzemiany warstwowe, siarczki m.in.
Cu, Sn, Ag, Au, Fe, siarczany, apatyty, fluoryty i wiele innych).
Autorka dziękuje prof. Andrzejowi Maneckiemu oraz dr Tomaszowi Ściężorowi za cenne uwagi i dyskusję, dr Marianowi Stępniwskiemu i mgr Andrzejowi Pilskiemu za udostępnienie próbek porowatych meteorytów.
Praca była częściowo finansowana z tematu badań statutowych AGH nr 11.11.140.408.
LITERATURA
Bischoff A.(2001) Meteorite classification and the definition of new chondrite classes as a result of successful meteorite search in hot and cold
deserts. Planet. Space Sci. 49. 769-776.
Borucki J., Stępniewski M.(2001) Mineralogy of the Baszkówka chondrite (L5S1): new data on
silicates, opaques and minor minerals. Geological Quarterly. 45,Warszawa,
Poland, 229-255
Greeley R., Batson R.(1999) Atlas Układu Słonecznego NASA. Prószyński i
S-ka. Warszawa
Grossman J.N., Alexander C.M.O'D., Wang J., Brearley A.J.(2000) Bleached
chondrules: Evidence for widespread aqueous processes on the parent asteroids of ordinary chondrites. Meteoritics Planet.Sci.35, 467-486
Łodziński M., Żmudzka M.(2003) Dwa najnowsze polskie meteoryty -
"Baszkówka" i "Zakłodzie". Otoczak 29
Manecki A.(1972) Chondryty i chondry. Prace Miner., Komisja Nauk. Miner. PAN, Kraków 27, 7-51
Manecki A.(2001) Polish scientists in studies of extraterrestrial matter; past,
present, reminiscences. Geological Quarterly. 45, Warszawa, Poland, 211-217
Manecki A., Żmudzka M.(2003a) Chondryty i chondry zmienione pod wpływem wody lub jej pary w procesach pozaziemskich. Szukanie przykładów i dowodów. Materiały
Konf. II Semin. Meteoryt., Olsztyn
Manecki A., Żmudzka M.(2003b) Effect of the extraterrestrial hydrotermal processes in
chondrites.Min.Pol., Prace Spec.22
Treiman A.H., Gleason J.D., Bogard D.D.(2000) The SNC meteorites are from Mars.Planet.Space
Sci.48. 1213-1230
Żmudzka M.(2001) Skały planetoid i komet. W: Parametry fizyczne określające komety a obserwacje morfologiczne. Biuletyn Naukowy Sekcji Obserwatorów Komet 24.
PTMA. Kraków
|
|
* Zakład Mineralogii, Petrografii i
Geochemii, Wydział Geologii, Geofizyki i Ochrony Środowiska,
Akademia Górniczo-Hutnicza, Al.A.Mickiewicza 30, 30 – 059
Kraków, e-mail: mazmudz@poczta.onet.pl
|
|
|
