Az évfordulón sok számvetés készül az Apollo-program világképformáló eredményeiről. Cikkünkben az égitest geológiai kutatásáról és a hozott kőzetminták anyagvizsgálatairól adunk tömör beszámolót. Ezt az is megkönnyíti, hogy 25 éve az Eötvös Loránd Tudományegyetemen található egy oktatási anyagminta gyűjtemény a NASA holdkőzeteiből.
Az égitestek vizsgálatát számos nézőpontból fölvázolhatjuk. A legátfogóbb ismeretelrendezés a Holdról az, ha a szerkezeti hierarchia lépcsőfokain haladva tárjuk föl az égitest szerkezetét.
Első szerkezeti szintként az égitest felszínét kellett föltérképezni. A rétegtani (sztratigráfiai) térképezés már a 60-as évek elején elkezdődött és a leszállási helyek kiválasztását szolgálta. A Hold anyagainak föltérképezése során a földtan által már 300 éve bejárt utat használták. Ennek lényege, hogy első lépésként az égitest felszínén lévő olyan kőzettesteket azonosítottak, melyeket nagy holdi események hoztak létre. Egy évtized alatt az U. S. Geological Survey munkatársai megalkották a hold rétegtanát (Shoemaker és mtsa, 1962, Wilhelms, 1970a, 1970b, Wilhelms és mtsa, 1971). A kőzettestek tulajdonságait, az átfedési viszonyokat először fotometriai úton, távcsöves fényképfelvételekről, majd űrfelvételekről állapították meg. Nem volt azonban segítségükre fosszília (élőlények zárványa) az egymást át nem fedő rétegek relatív sorrendjének meghatározására (a földtani korrelációra). Felismerték azonban, hogy a kőzettesteken elhelyezkedő gyakori forma (a kráter) is lehet, zárványszerepű. Ahogy fokozatosan települ rá a sok kráter, azok sokasága a kőzettest felszínén ugyanolyan „fosszília” szerepkörű, mint korábban a biológiai „hozzátartozók”, vagy – a XX. századtól – a bezárt radioaktív elemek is. Az így létrehozott kráterstatisztika segítségével ma már a Naprendszer távoli égitesteinek felszíni korát is meg tudjuk határozni.
A rétegtani térképező munka egyik összefoglalása a holdi rétegtani oszlop, amit mi most egy lépcsőzetes „azték piramis” formájában ábrázolhatunk. Ebben fölsoroljuk a holdi rétegek egymásra települt emeleteit. (Ezek egyúttal a holdi kőzetképződés nagy korszakait is jelentik.) A Holdon a részben szabad szemmel is megfigyelhető sugársávos kráterek a legfiatalabbak (Kopernikuszi emelet), mert a sugársávok mindent elborítanak merőleges napállásnál megfigyelhető módon. Ezek alatt találhatók a szintén fiatalos megjelenésű, de már sugársáv nélküli kráterek (Eratoszthenészi emelet). E két fiatalabb emelet rétegei csak kráternyi foltokban vannak jelen a Hold felszínén, bár kivételesen előfordulnak holdi bazaltsíkságok is az Eratoszthenészi felületeken.
E kráterfoltnyi rétegtani egységek alatt terülnek el a nagy kiterjedésű kőzettestek. Ezek a bazaltsíkságok, amelyek körkörös medencéket töltenek ki. Az egyik ilyen emelet az Imbriumi. Ez az Imbrium-medencéhez kapcsolódik, ahogyan az alatta fekvő még idősebb egység a Nektár-medencéhez kapcsolódó Nektári emelet. Legalul fekszik a krátermezőkkel borított felföldek pre-Nektári emelete (2. ábra).
A. Kopernikuszi emelet (fiatal, sugársávokkal is rendelkező kráterek);
B. Eratoszthenészi emelet (fiatal, de sugársáv nélküli kráterek);
C. Imbriumi emelet (az Imbrium-medence kialakulásával kezdődő rétegek: kidobott takarók, holdi lávatavakat alkotó elöntések);
D. Nektári emelet (a Nektár-medence kialakulásától kezdve képződött medencék és síkságok);
E. pre-Nektári emelet (minden Nektár-medence előtti kőzettest ebbe a rétegtani emeletbe tartozik).
Azóta a rétegtan alapelveit több más naprendszerbeli égitestre is alkalmazták, így a Marsra, a Merkúrra, a Jupiter Galilei-féle holdjaira, a Vénuszra és kisebb égitestekre is. Jelenleg folyik a Plútó és Charon geológiai térképezése is. A XXI. század a Naprendszerléptékű rétegtan (sztratigráfia) kidolgozása, melyet az Apollókkal végzett holdraszállások geológiai térképező előkészítése indított el.
Holdkőzetek az ELTE-n
Öt év alatt hat sikeres leszállást hajtottak végre a NASA űrhajósai a Holdon. A gyűjtött kőzetminták tömege összesen csaknem 4 mázsa (pontos adat: 384 kilogramm). Ebből a hatalmas anyagkészletből a NASA 20 példányban elkészített egy 12 vékonycsiszolatból álló készletet a felsőoktatás számára (3. ábra). Ez a mintasorozat áttekintést ad a Hold főbb kőzettípusairól. Vizsgálatuk során képet alkothatunk a Holdon lejátszódott nagyobb kőzettani folyamatokról.
Vegyük sorra ezeket az eseményeket. A holdi kéreg kialakulása 4,4 milliárd éve (anortozit és norit minta), a bazaltos lávaelöntések kialakulása, a felszínre ömlött bazaltok rétegződése (3 bazaltos minta és a narancs színű talaj: egy szitált frakció), breccsák keletkezése (3 breccsa minta: felföldi és láva borította területekről, valamint a Fra Mauro Formációról), s a holdi regolitminták (2 talajmintából szitált frakció és egy talajbreccsa).
Anortozit
Az égitest összeállása után a Hold külső kérge megolvadt. Ezt az állapotot nevezik magmaóceánnak. Ebből kristályosodott ki az anortozitos kéreg, s ez alkotja a holdi felföldeket. (A teljes holdra kiterjedő holdi magmaóceánra egyes kőzetek és ásványok ritkaföldfém-gyakorisága alapján következtettek. Az anortozitos kéregnek nagy pozitív európium anomáliája, a holdi bazaltoknak nagy negatív európium anomáliája van.). Néhány anortozitmintának ősi, helyben törött, kumulátos szövete figyelhető meg.
A Hold keletkezése utáni fél milliárd évben több nagy méretű égitest becsapódása érte az anortozitos kérget. Ezek a becsapódások feltördelték azt, körkörös medencéket hoztak létre, és hatalmas területekre terítették szét a kidobott törmeléktakarót. Az anortozitos kőzetek többségükben ezért breccsás szövetűek.
A Hold terra kőzeteit egy anortozit és egy norit minta képviseli. Az anortozit a holdi felföldek anyaga, szinte kizárólag csak földpátkristályokból áll. A valamikori nagy méretű (centiméteres) szemcsék a sok ütközéstől, becsapódástól, rengéstől mára összetöredeztek (60025). A vékonycsiszolaton megfigyelhetjük a blokkok elmozdulását, a szemcseperemek összetöredezését, az optikai tulajdonságok (pl. a kioltás) mozaicitását. Az anortozitok kialakulásának kora 4,4-4,2 milliárd év (4. ábra).
A noritminta felerészt rombos piroxénből, felerészt plagioklász földpátból áll (78235). Durvaszemcsés kőzet, az ásványok nagysága az 5 mm-t is elérheti. Üveges erek is előfordulnak benne. A becsapódások ütközései nagyon megviselték ezt a kőzetet. A földpát nagy része maszkelynit üvegként található benne. Ma azt feltételezik, hogy a noritok és más terra kőzetek is intrúzióként nyomultak be az anortozitos kéregbe.
Holdi bazaltok
A holdi kéregbe történt nagy becsapódások körkörös medencéket alakítottak ki a Holdon. A Hold látható oldalán ezeket bazaltláva-folyások töltötték föl, melyeknek a hígan folyó lávája hatalmas távolságokon, vékony rétegekben terült szét. Keletkezésük kora csaknem egy milliárd évet fog át az Imbriumi korban. Léteznek Eratoszthenészi korban keletkezett lávafolyások is.
Mivel a holdi lávák vékony rétegekből származnak, ezért legcélszerűbb egy ilyen lávafolyás felszínétől lefelé haladva sorba rendezve bemutatni őket. A felszíntől lefelé haladva, a mélység növekedésével ugyanis egyre csökken a lehűlés sebessége, és ennek eredményeként más és más jellegű szöveteket találunk a sorozatban. A lehűlési sebesség csökkenése szerinti sorba rendezett szövetek az üveges elegyrészeket is tartalmazó szferulitos szövettől elindulva rendre a következő típusokat tartalmazzák: variolitos szövet, interszertális szövet, intergranuláris szövet, szubofitos szövet, ofitos szövet, poikilites szövet. A holdi bazaltok között a legtöbb típusra van példa, néha azonban csak úgy, hogy töredékként találjuk meg őket a breccsákban. Ilyen szövetsort földi ofiolitokban vagy párnalávákban is találtak kutatók (Józsa, 2000).
Három bazaltos vékonycsiszolat van a gyűjteményben, de összetételét tekintve ide tartozik a „narancsszínű talajminta” is, tehát a bazaltokat négy minta képviseli a NASA-készletben. Rendezzük el a holdkőzet-készlet négy, bazaltos összetételű mintáját egy olyan tulajdonság alapján, ami jól megfigyelhető a szövetükön: az ásványszemcsék mérete alapján. Tudjuk, hogy a lehűlés körülményei erősen hatnak a szemcseméretre. A gyorsan lehűlő szilikátolvadékból apró kristályok válnak ki, míg a hosszú ideig (pl. nagy mélységben) kristályosodó kőzetek durva szemcsés szövetűek lesznek. Ha tehát az átlagos szemcseméret, illetve a szemcsék egymáshoz való viszonya alapján készítünk el egy sorozatot a holdi bazaltokból, akkor voltaképpen a lehűlési sebesség szerinti anyagtérképet is fölvázoltuk. A mi lehűlési anyagtérképünkön (6. ábra) a függőleges tengelyen szerepel a lehűlési sebesség, a különféle szövetek pedig egymás alá kerülnek: az apró szemcsés felszínközeli, s rendre az egyre durvább szemcséjű mélységi szövetekkel zárul a sor.
A leggyorsabban lehűlt anyagot a narancsszínű talajminta üvegcseppjei képviselik a sorozatban (74220).
Ezek a holdi ásványi anyagok egyúttal a legszínesebbek is. A narancsszínű talajminta egy 50-80 mikrométeres szemcsékből, gömböcskékből (szferulákból) álló szitált frakció. Feltehetően egy lávakitörés (lávaszökőkút) parányi olvadékcseppjeiből keletkezett. Üveges alapanyaguk mintegy szerkezeti ellenpontja a kristályos szerkezetű kőzetmintáknak. A hirtelen megszilárdult cseppek átalakulás nélkül megőrizték a láva forrásvidékének, a holdi köpenynek az olvadék-összetételét. Pikrites összetételűek, ami azt jelenti, hogy a földi bazaltokénál kevesebb SiO2-t tartalmaznak.
A lehűlési sebesség szerinti szövetsorban alájuk kerül az ugyancsak gyorsan lehűlt, de már a mélyből jövő lávában nagyobbra nőtt ásványszemcséket is tartalmazó szövet, melyben ásványnyalábok (plagioklász, földpát és piroxén) figyelhetők meg (12002). A piroxén-tűkristályok körbe veszik a korábban a mélyben már megnőtt, és a magma által fölhozott olivinkristályokat, s így alakítják ki a porfíros szövetet. A 12002 számú minta porfíros szövete úgy alakult ki, hogy a kristályosodás már a mélyben megkezdődött, s a kiömlő láva már tartalmazta az olvadékból elsőként kikristályosodó ásványokat, az olivineket. Ezeket aztán körbevették a szálas-tűs piroxének és a földpátok. Mivel egyetemi oktatási programunkban ipari anyaggyártási és szövetképzési folyamatokkal hasonlítottuk össze a holdkőzeteket, a 12002-es mintánál a Tapolcai Bazaltgyapotgyár gyártási folyamatát szoktuk párhuzamba állítani.
A szövetek sorában harmadik bazaltminta már nagyobb ásványokat is bőven tartalmaz (70017). (Ez a minta Ti-ban gazdag, ezért a hazai DNy-bükki, szarvaskői gabbrónkkal szoktuk összehasonlítani annak nagy titántartalma alapján.) A 70017 sz. bazaltban a piroxének saját színe a halvány rózsaszín barackvirághoz hasonló, de a fekete, átlátszatlan (opak) ilmenit kristályok, melyek fontos elegyrészei a 70017 számú bazaltnak, sötétre színezik a vékonycsiszolatot. A spinellszemcsék többnyire négyzetes vagy hatszöges metszetű, fekete (opak) ásványként figyelhetők meg, az ilmenitek gyakran vázkristályosak, beöblösödéseket mutatnak a vékonycsiszolatban. Igen ritkán megfigyelhetünk armalcolit ásványokat is, melyek hosszúkás hordó alakúak. Az armalcolitot a Holdon fedezték föl és az elsőként leszállt űrhajósokról (Armstrong, Aldrin, Collins) nevezték el.
A lehűlési sorban negyedik egy poikilites szövetű minta (12005). Ebben – a lehűlésnek immár egy késői szakaszában –, nagy szemcsékbe ágyazottan láthatók a korábban kivált kicsiny szemcsék. A korán kiváló kristályszemcséket még olvadék vette körül, ezért szép, saját alakkal kristályosodtak. A 12005 számú bazaltminta szövetében a nagy méretű földpátok és piroxének kristályosodtak utoljára, s ezért bezárják a szép, sajátalakú olivineket és néhány ilmenit és spinell szemcsét.
Breccsák
Még az anortozitoknál is tördeltebb ásványvilág szökik a szemünkbe a breccsákat megfigyelve a mikroszkópban (7. ábra). A becsapódások ütése összetett átalakító folyamatokat indít el a felszíni kőzeteken. Ipari folyamatok hasonlatával élve: mint a „malom” őrli, mint a „vihar” forgószele teríti, s mint a „kemence” forrósága összesüti a törmelékeket. A breccsák némelyike sokszor átesett ezen a tortúrán, ezért alakulhatott ki soknak a „breccsa-a-breccsában” szövete (14305, 72275).
Sok breccsában különböző eredetű kőzetszilánkok és töredékek keveredtek össze (polimikt breccsák), míg más breccsák egyetlen megelőző kőzet (protokőzet) összetördeléséből alakultak ki (monomikt breccsa). Sok breccsában a mátrix anyaga megolvadt és újrakristályosodott. A becsapódási kráter közepén találjuk azokat a kőzeteket, amelyek a megolvadt kőzetekből és a rájuk visszahullott törmelékekből alakultak ki. A 65015 számú felföldi breccsában a megolvadt mátrixból olyan nagy méretű piroxén ásványok kristályosodtak ki, amelyek az apró plagioklász földpát szemcséket poikilitesen magukba zárják. Más breccsákban nagy méretű kőzettöredékeket, kőzetszilánkokat találunk beágyazva. A breccsák jelentőségét az adja, hogy bennük több távoli területről származó idegen kőzetszilánk is megtalálható. Így a 6 expedíciós gyűjtőhely a breccsák révén sokkal nagyobb kiterjedésű gyűjtési területet reprezentál összekeveredett kőzetszilánkjaival.
Mivel egyetemi oktatási programunkban ipari anyaggyártási és szövetképzési folyamatokkal hasonlítottuk össze a holdkőzeteket, a breccsákat a kerámiagyártás anyagaival állítjuk párhuzamba.
Porminták
A NASA-készletben a negyedik anyagminta típus a talajmintáké. A talajminták is a távoli vidékekről odaszállított változatos anyagvilágot, kőzet- és ásványtöredék darabokat hordozzák és így a felszíni keveredési folyamatokra is utalnak. Szitált frakciók 60-100 mikrométeres szemcsékkel. A 68501 sz. minta a felföldekről, a 70181 sz. minta pedig a mare vidékekről tartalmaz töredékeket, kőzetszilánkokat, ásványszemcséket.
A 68501 sz. mintában főleg anortozitos szilánkok fordulnak elő néhány felföldi típusú bazalt szilánk is megtalálható közöttük. A 70181 sz. minta főleg a mare bazaltok ásványtöredékeit tartalmazza. Előfordul a szemcsék között néhány odakeveredett narancstalaj-gömböcske is.
Ugyancsak a talajminták sorába illik a 15299-es számú regolit breccsa. Ebben üveges alapszövetbe beágyazva találhatjuk meg a kőzet- és ásványszilánkokat. Olyan kisméretű gömböcskék (szferulák) is megfigyelhetők bennük, amelyek becsapódások idején keletkeztek. Méretük 10-20 mikrométer, s így észrevehetően kisebbek, mint a lávaszökőkutak 60-100 mikrométeres szferulái.
Összegzés a kőzetekről
A Hold felszíni folyamatairól sok fontos ismeretet gyűjtöttünk már az Apollo-11 anyagának megismerésével. Ezek közül kiemelkedő jelentőségű a holdi anortozitok kéregalkotó szerepe, a nagyon idős holdi kőzetvilág kormegállapításai, a nagy mélységből származó lávaszökőkúti szferulák holdi köpeny eredete, a mare bazaltok sokfélesége és néhány mare bazalt nagy titántartalma.
Ma a holdi kőzeteket összetételük szerint a bázisosultrabázisos földi kőzetek közé interpolálhatjuk be. Nagyobb magnéziumtartalma alapján több holdi kőzet már a pikrites ultrabázisos tartományba esik (12002, 70017). Azonban a becsapódások által elvégzett anyagkeveredéseknél három fontos csoportot különítenek el a holdi talajok forrásvidékeire. Az egyik a felföldek anortozitja, a másik a viszonylag nagy vastartalmú mare bazaltok csoportja, s a harmadik a káliumban (K), Ritka FöldFémekben (RFF) és foszforban (P) való gazdagsága miatt KREEP-nek nevezett komponens. Ez utóbbi komponens a Mare Imbriumtól való távolodással csökken a talajösszetevők között. A három fő forrástípust a későbbi Clementine és Lunar Prospector műholdak sugárzásos összetétel analizátorai is jól el tudták különíteni. Így ma, a hat leszállás kicsiny felszíni mintavételezése ellenére a Hold egészére kiterjedő összetételi térképek állnak már rendelkezésünkre a holdfelszín anyagairól. (A Hold túlsó oldalán szintén van egy fontos KREEP-forrás, s ez a South Pole Aitken nevű nagy becsapódásos medence. Ide szállt le a Chang’e-4 kínai űrszonda.)
A Hold fejlődéstörténete
Azokkal a kőzetmintákkal, amelyeket a térképezésből már ismert geológiai környezetből gyűjtöttek, pontosítani lehetett a sztratigráfiában már megismert holdi fejlődéstörténetet is. A holdi terrák anortozitjai és a bennük mért ritka földfémek eloszlása különös és fontos eseménysort bizonyított. Egykor a Hold külső rétegei megolvadtak, s 4,4 milliárd évvel ezelőtt az egész égitestre kiterjedő magmaóceán borította a Holdat. (A földi külső rétegek kezdeti megolvadására a holdi anortozitos kéreg keletkezésének fölismerése után gondoltak először.) A magmaóceán lehűlése során a plagioklász földpát (CaAl2Si2O8) az olvadékzóna tetején gyűlt össze, s létrehozta a világos színű felföldek anortozitját. A nagyobb sűrűségű ásványok az olvadékzóna aljára süllyedtek. Ez az első holdi differenciálódási korszak mintegy fél milliárd évig tartott.
A vastagodó holdi kéregre következtek a nagy körkörös medencéket létrehozó becsapódások, melyek feltördelték a holdi kérget. A töréseken át bazaltos láva szivárgott a felszínre és egy – másfél milliárd éven át működő vulkáni tevékenységgel feltöltötte a Hold látható oldali medencéit. A bazaltok a hold köpenyéből származnak. Némelyik közülük titánban igen gazdag, mint például az Apollo-11 és -17 leszállási helyéről gyűjtöttek (Meyer, 1987).
A bazaltos vulkanizmus csendesedésével a nagy felszínformáló események elültek a Holdon. Az egyre vastagodó holdi kéregre egyre kevesebb becsapódás történt. A folyamatos kráterbombázás a talajt ma is állandóan őrli, keveri és süti össze breccsákká. A holdi „breccsa a breccsában” szövetű kőzetek, a talaj anyagából összesült breccsák, a becsapódáskor megolvadt anyagból keletkezett talajbreccsák mind ezt igazolják (Wilhelms, 1970b).
Ugyancsak fontos új ismeretek, ritka kőzettípusok származnak a holdi meteoritok ma már csaknem 200 példányt is elérő készletéből. Ezek között olyan csoportok is szerepelnek, melyek eltérőek a leszállási helyeken gyűjtöttektől. Ilyen például a legidősebb YAMM holdi bazaltok csoportja. Sok érdekes feladat vár a XXI. századi űrverseny (USA-Kína) holdra lépő expedíciós űrhajósaira. Ezek között mindenképpen fontos szerephez jut majd a Hold kőzeteinek további gyűjtése. Valószínű azonban, hogy a tervezett Chang’e-5 holdraszállás már mintákat hoz a Holdról, s ezzel folytatja a három Luna-expedíción (16, 20, 24) megkezdett sorozatot a robottal gyűjtött kőzetmintákkal. Ennek ígéretes első fázisa volt a Chang’e-4 leszállása a Hold túlsó oldalán, a Kármán Tódorról elnevezett kráterben.
Ezúton is köszönetet mondunk a NASA Johnson Space Center Kozmikus Anyagok Laboratóriumának a mintakészlet kölcsönzéséért.
IRODALOM
[1] Bérczi Sz. (1978): Planetológia. Egyetemi jegyzet, J3-1154. Tankönyvkiadó, Budapest
[2] Bérczi Sz. (1991): Kristályoktól Bolygótestekig. (210 old.) Akadémiai Kiadó, Budapest
[3] El-Baz F., Kosofsky L. J. (1970): The Moon as Viewed by Lunar orbiter. NASA SP-200. Washington
[4] Józsa S. (2000): Thesis. Eötvös University, Dept. Petrology/Geochemistry, ELTE, Budapest
[5] Korotev R. (1999): Lunar Terranes, the Composition of the Regolith. 30. LPSC, Abstr. No. #1302. LPI, Houston
[6] Meyer, C. (1987): The Lunar Petrographic Thin Section Set. NASA JSC Curatorial Branch Publ. No. 76. Houston, Texas; (Holdkőzetek: Kőzettani vizsgálatok a holdi vékonycsiszolat készleten. Ford.: Bérczi Sz. ELTE TTK, Kőzettan-Geokémia Tanszék és Csillagászati Tanszék, Budapest, 1994.)
[7] Shoemaker E. M. Hackman R. J. (1962): Stratigraphic basis for a Lunar time scale. In: The Moon. Kopal, Z. Mihailov, Z. K. Eds. Academic Press, New York. 289-300.
[8] Wilhelms D. E. (1970a): Summary of Lunar Stratigraphy – Telescopic Observations. U.S. Geol. Survey Prof. Papers No. 599-F., Washington
[9] Wilhelms D. E. (1970b): The Geologic History of the Moon. U.S. Geol. Survey Prof. Papers No. 1348, Washington
[10] Wilhelms D. E., McCauley J. F. (1971): Geologic Map of the Near Side of the Moon. USGS Maps No. I-703, Washington
A cikk a Természet Világa 2019. júliusi számában (150. évf. 7. sz.) jelent meg.
