Ásványövek a Naprendszerben

Azokat a rétegeket nevezzük ásványöveknek, melyekben a Naprendszer kialakulásakor, a szoláris ködben a Naptól távolodva egyre alacsonyabb hőmérsékleten más és más ásványok kerültek túlsúlyba. A Naprendszer a Napból, a Napot körülvevő anyagokból és égitestekből, valamint az égitestek közötti teret kitöltő egyéb anyagokból (sugárzások, erőterek) áll. A Napot körülvevő bolygórendszer a Nap körüli gázfelhőből született. Az égitestek fokozatosan alakultak ki. A hőmérséklet a Nap körüli gázfelhőben, amit szoláris ködnek is neveznek, a Naptól távolodva fokozatosan csökkent. Ezért a Naptól különböző távolságokon különböző ásványok voltak egyensúlyban a szoláris köddel. Ebből az ásványi övességből született meg a ma is ásványöves Naprendszer.

A korai Naprendszer anyagfejlődés-története során két anyaghierarchia-szint épül föl: ásványok csapódnak ki a szoláris ködből és egy későbbi szakaszban bolygótestek állnak össze.

Az öves Naprendszer kialakulása

Ismereti források a Naprendszer anyagáról

Az anyagfejlődés-történetéről formálódó összképben döntő jelentőségű a meteoritek vizsgálata. A szilárd felszínű égitestekre simán leszállt űrszondák mérései előtt kizárólag a meteoritok tanulmányozásával gyűjtött kőzettani ismereteink voltak más égitestek anyagáról. A meteoritok anyagvizsgálata tárta föl, hogy a meteoritok 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 meteoritok anyagvizsgálata során kérdezhetjük meg, hogy e folyamatnak milyen megfogható lépései maradtak fenn? A meteoritok tehát fontos láncszemek akkor, amikor az anyag fejlődéstörténeti képet egyre részletesebben meg akarjuk ismerni. De fontos tanúk abban is, hogyan alakult a Naprendszer ásványos összetétele a korai, kialakulási szakaszban.

Kötőerők a Nap körüli anyagi részek között

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.

Kémiai kristályosodás a Naprendszerben

A korai Naprendszer anyagfejlődés-története során ásványok csapódnak ki a szoláris ködből, melyek sorrendjét a Lewis-Barshay modell szerint mutatjuk be jellemző ásványok párhuzamba állításával

Az 1960-as évektől forradalmi fejlődés kezdődött a Naprendszer anyagainak kutatásában. Az űrverseny során a Holdra tartott az egykori két szuperhatalom, az Amerikai Egyesült Államok és a Szovjetunió. Előkészítésül pedig a Naprendszer anyagának minél pontosabb föltérképezése készült.

E munka egyik része elméleti indíttatású volt. Több kutató számításokkal modellezte azt, hogy a Naptól fokozatosan távolodva, a korai szoláris köd hőmérsékletén milyen ásványok vannak egyensúlyban a gázköddel. Ilyen modellek készítése Larimer, Grossmann, Lewis és Barshay nevéhez fűződik. Meghatározták a Naptól távolodva a szoláris köddel egyensúlyban lévő legfontosabb ásványok sorozatát.

Az alábbi táblázat a Lewis és Barshay féle modell szerinti ásványsort mutatja be. Fontos már most gondolnunk arra, hogy a kondritok (a leggyakoribb meteoritok), főleg ennek az ásványsornak az anyagaiból épülnek föl.

• Hőm. K Kémiai elemek, reakciók Ásványok
• 1600 CaO, Al₂O₃, ritkaföldfém-oxidok Oxidok
• 1300 Fe, Ni fémötvözet Fe-Ni fém
• 1200 MgO + SiO₂ → MgSiO₃ Ensztatit (piroxén)
• 1000 Alkáli oxidok+Al₂O₃+SiO₂ Földpát
• 1200-490 Fe+O → FeO, FeO+MgSiO₃ = Olivin
• 680 H₂S+Fe → FeS Troilit
• 550 Ca-ásványok+H₂O Tremolit (azbesztásvány)
• 425 Olivin+H₂O Szerpentin (azbesztásvány)
• 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 meteoritok kis mennyiségben ennek a 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 (piroxén)
• 1444 K 2MgO.SiO₂ Forszterit (olivin)
• 1362 K CaO.Al₂O₃.2SiO₂ Anortit (földpát)
• 1349 K MgO.SiO₂ Ensztatit (piroxén)

Mindkét ásványsorozat tagjai közvetlenül meg is figyelhetők a meteoritokban. A Lewis-Barshay modell - ahogy említettük már, - a kondritokban, a Grossman-Larimer sorozat pedig a kalcium-alumínium oxid zárványokban (CAI).

A kondritok kalcium-alumínium oxid zárványok (CAI)

A belső Naprendszer ásványait a tűzálló kerámiák anyagaiként ismerjük. (például a korund) A tűzálló ásványok kicsiny halmazokba gyűltek össze és rétegesen kristályosodtak egymás után. A kondritos meteoritekbe beépülten találjuk őket, s ezeket a főleg kalciumból (Ca) és alumíniumból (Al) fölépülő világos színű ásványegyütteseket CAI-knak nevezték el a meteoritkutatásban (CAI = Ca-Al-Inclusions, azaz 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 (ásványtan) 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 meteoritok azokból a kisebb méretű kondritos égitestekből származnak, amelyek nem melegedtek föl a Naprendszer elmúlt 4 és fél milliárd éve alatt.

Irodalom

• Barshay, S. S., Lewis J. S. (1976): Chemistry of Primitive Solar Material. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Vol. 14: 81-94.
• Bérczi Sz. (1991): Kristályoktól bolygótestekig. Akadémiai Kiadó, Budapest, ISBN 963-05-5842-4
• Consolmagno, G.J., Lewis, J.S.(1978): The evolution of icy satellite interiors and surfaces. Icarus 34, 280-293.
• Dudich E. (Szerk.) (2003): Geonómia az ezredfordulón. Uniconstant, Püspökladány, (ISBN 963-508-386-6)
• Grossmann L. 1972: Geochim. Cosmochim. Acta 36, 597
• Larimer J. W. 1967: Geochim. Cosmochim. Acta 31, 1215
• Larimer J., Anders E. (1970) Chemical fractionations in meteorites-III. Major element fractionations in chondrites. Geochim. Cosmochim. Acta 34, 367-387.
• MacPherson, G. J. (2003): Calcium-Aluminum-rich Inclusions in Chondritic Meteorites. In: Treatise on Geochemistry, Volume 1. (Editor: Andrew M. Davis. Executive Editors: Heinrich D. Holland and Karl K. Turekian.) pp. 711. Elsevier, ISBN 0-08-043751-6
• Nieto M. 1972: The Titius-Bode Law of Planetary Distances. Pergamon Press, Oxford
• Novotny E. 1973: Introduction to Stellar Atmospheres and Interiors. Oxford University Press, Oxford
• Yanai K. & Kojima H. 1987: Photographic Catalog of the Antarctic Meteorites. NIPR, Tokyo

További információk

• http://www.psrd.hawaii.edu/Sept02/isotopicAges.html
• http://adsabs.harvard.edu/abs/1975RvGSP..13..422W
• http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1591.PDF
• http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2002/pdf/1472.pdf
• http://adsabs.harvard.edu/abs/2003TrGeo...1..201M